Het grootste deel van de wereld werd zich in 2019 bewust van het Event Horizon Telescope (EHT)-project met de publicatie van de eerste afbeelding van een zwart gat: M87*, het superzware zwarte gat in het centrum van het sterrenstelsel Messier 87. EHT begon echter daadwerkelijk operaties in 2009, en de 15 jaar dat het in bedrijf was, was het een proces van voortdurende verbetering van Very Long Baseline Interferometry (VLBI), de techniek achter EHT-beeldvorming.
Tot nu toe bestond dat proces grotendeels uit het optimaal benutten van de bestaande mogelijkheden van EHT. Echter, zoals beschreven in een nieuw artikel gepubliceerd op 27 Het astronomisch tijdschrifteen aanzienlijke upgrade van deze mogelijkheden is onvermijdelijk. Het artikel rapporteert succesvolle testwaarnemingen van licht op een frequentie van 345 GHz, wat een aanzienlijke verbetering is ten opzichte van de 230 GHz waarop de EHT momenteel werkt. Dit vertegenwoordigt de eerste verbetering in decennia van het vermogen van VLBI om hoogfrequent licht te meten, een cruciale factor bij het verbeteren van de kwaliteit van toekomstige EHT-beelden.
Dankzij de beeldvormingscapaciteit van 345 GHz kan de EHT verre objecten zoals M87* aanzienlijk gedetailleerder in beeld brengen; om samengestelde afbeeldingen in meerdere kleuren te maken; en uiteindelijk, wanneer de geplande EHT-upgrades voltooid zijn, om deze faciliteiten te filmen. Het begeleidende materiaal omvatte simulaties van hoe dergelijke samengestelde beelden eruit zouden kunnen zien.
zegt Shepherd Doeleman, hoofdauteur van het artikel en oprichter van het EHT-project Populaire wetenschap die vooruitgang is vergelijkbaar met een van de belangrijke mijlpalen op weg naar een succesvolle maanlanding: ‘Het is net Apollo 8, de missie die Frank Borman, James Lovell en William Anders in een baan rond de maan stuurde en ons het beroemde blauwe marmer gaf foto. [We still have] Er is nog een lange weg te gaan, maar we zijn er bijna.”
VLBI werkt met behulp van een wereldwijde reeks telescopen, elk gericht op hetzelfde object. De afstand tussen elke telescoop betekent dat het licht van het object elke sensor op een iets ander tijdstip zal bereiken. Dit betekent dat het golffront van dit licht elke telescoop op een iets ander punt in zijn periode zal bereiken. Door de telescoopbeelden te combineren ontstaat een interferentiepatroon, dat vervolgens kan worden gebruikt om een enkel beeld te reconstrueren met een detailniveau dat groter is dan door een enkele telescoop kan worden gemeten. Omdat VLBI het mogelijk maakt dat meerdere observatoria als één enkele massieve telescoop kunnen fungeren, wordt de EHT vaak omschreven als een ‘telescoop ter grootte van de aarde’.
Het basisprincipe van elke telescoop is dat er twee sleutelfactoren zijn die bepalend zijn voor het vermogen om verre objecten op te lossen: de grootte en de frequentie van het licht dat hij kan meten. Hoewel de aard van de EHT hem veel complexer maakt dan een eenvoudige optische telescoop, blijft dit principe hetzelfde – en, zoals de begeleidende verklaring aangeeft, ‘aangezien de EHT al zo groot was als onze planeet, waardoor de resolutie van grond- gebaseerde observaties vereisten een uitbreiding van het frequentiebereik.”
Dit was echter een enorme uitdaging. De afbeelding van M87* en een soortgelijke afbeelding van Sagittarius A* die drie jaar later werd vrijgegeven, het superzware zwarte gat in het centrum van de Melkweg, werden beide gegenereerd met behulp van licht met een golflengte van 1,3 mm, wat overeenkomt met een frequentie van 230 GHz . . (Hoe korter de golflengte van het licht, hoe hoger de frequentie ervan, omdat de kortere afstand tussen de pieken van de golf betekent dat er binnen een bepaalde tijdsperiode meer pieken de sensor kunnen bereiken.)
Deze golflengte vertegenwoordigde decennialang de limiet van VLBI; de eerste metingen op dit niveau werden in 1989 gedaan, en zoals het artikel uitlegt, werd veel van het werk om de resolutie van de EHT te verbeteren gedaan door de omvang van de reeks telescopen te vergroten, terwijl de gevoeligheid van de sensoren van die telescopen werd verbeterd.
Daarom is het nieuwe artikel zo belangrijk: het beschrijft de eerste verbetering in een meetbare VLBI-golflengte in 25 jaar. De auteurs rapporteren meerdere succesvolle metingen bij 870 µm (0,87 mm), wat overeenkomt met een frequentie van 345 GHz. Dit verbetert de hoekresolutie van de EHT met ongeveer 50%, waardoor deze beelden kan vastleggen die scherper en gedetailleerder zijn dan die op 1,3 mm. Het maakt het ook mogelijk nieuwe, scherpere beelden te combineren met beelden die met langere golflengten zijn gemaakt, om samengestelde beelden in meerdere kleuren te creëren.
Het artikel legt ook uit waarom het zo moeilijk was om verder te gaan dan 1,3 mm. De atmosfeer van de aarde heeft de neiging meer licht te absorberen bij 870 µm dan bij 1,3 mm, wat betekent dat minder van dit licht met lagere golflengte de EHT-arraysensoren bereikt. Atmosferische interferentie betekent ook dat licht dat is werken het bereiken van de grond is zowel luidruchtiger als zwakker – en tot overmaat van ramp neemt de efficiëntie van de telescoop af bij hogere frequenties.
Deze uitdagingen zijn overwonnen door technologische vooruitgang – in het artikel wordt melding gemaakt van ‘gestage verbeteringen in supergeleider-isolator-supergeleider (SIS)-overgangen’, die ‘de basis hebben gevormd voor grotere bandbreedte en [receiver] gevoeligheid” en waren van cruciaal belang voor het succes van de 870 µm-testwaarnemingen. Hij benadrukt echter ook het belang van mondiale samenwerking en communicatie, gezien de aard van de EHT als een “gezamenlijke, internationale inspanning van onafhankelijke observatoria”. Een van de belangrijkste factoren bij het bereiken van succesvolle 870 µm-metingen was nogal prozaïscher dan technologie uit het ruimtetijdperk: het zorgde ervoor dat elke waarneming op het optimale tijdstip werd gedaan.
Geplande upgrades van de EHT, gezamenlijk aangeduid als “Next Generation EHT” (ngEHT), zullen nog meer afhankelijk zijn van wereldwijde samenwerking, waardoor meer observatoria aan de array worden toegevoegd en het gebruik van meer golflengten mogelijk wordt gemaakt om bij te dragen aan hetzelfde beeld. Doeleman zegt dat dit resultaat “een opstapje is naar full-colour, high-definition films van zwarte gaten… dat is een hele grote stap!”