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事件视界望远镜

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事件视界望远镜（EHT）是由全球射电望远镜网络组成的大型望远镜阵列观测计划。EHT项目结合了来自地球周围几个超长基线干涉测量站的数据，其角度分辨率足以观测到相当于超大质量黑洞视界大小的物体。该项目的观测目标包括从地球观测到的两个角直径最大的黑洞：位于超巨型椭圆星系梅西埃87 （M87）中心的黑洞和位于银河系中心的人马座A* （Sgr A*）。[1]

经过长期的理论论证和技术发展，视界望远镜项目以国际合作项目的形式于2009年正式启动。[1]在理论方面，对光子轨道的研究[2]和对黑洞成像的首次模拟[3]以及对银河系中心黑洞Sgr A*VLBI成像的预测起到了关键作用。[4]无线电观测技术也在不断进步，从最初探测Sgr A*，[5]到后来发现VLBI，可探测到的无线电波长逐渐变短，最终在Sgr A*和M87中均探测到了地平线尺度结构。[6] 该合作项目目前已包括200多个成员，60多家机构，在20多个国家和地区开展工作。

第一张黑洞图像由EHT合作组织于2019年4月10日在六种科学出版物中发表，该黑洞位于梅西埃87星系中心。[7]该阵列在1.3毫米波长、25微秒的理论衍射极限分辨率下被观测。未来的计划包括通过增加新望远镜和进行短波观测来提高阵列的分辨率。

1 望远镜阵列编辑

人马座A*的软x射线图像（中心）和最近一次爆炸的两个光回波（圈）。

EHT是由多台来自世界各地的射电天文台及射电望远镜设施组成的高灵敏度、高角度分辨率的望远镜阵列。利用超长基线干涉测量技术，许多相隔数百或数千公里的独立无线电天线可以充当相控阵，这是一种可以电子指向的虚拟望远镜，其有效孔径是整个行星的直径。这项工作包括开发和部署亚毫米双极化接收器、建立高度稳定的频率标准以实现230-450千兆赫的超长基线干涉测量、研发更高带宽VLBI干扰后端和记录器，以及调试新的亚毫米VLBI干扰站点。[8]

自2006年第一次数据采集以来，EHT阵列每年都会对其全球射电望远镜网络增加更多的观测站。银河系超大质量黑洞Sgr A*的第一张照片预计将于2017年4月拍摄，[9] 但由于南极望远镜在冬季（4月至10月）关闭，数据传输将处理时间推迟至2017年12月。[10]

硬盘上收集的数据由商用货运飞机[11][16]（即sneakernet）从不同望远镜传送到麻省理工学院海斯塔克天文台和马克斯·普朗克射电天文学研究所，在那里，数据在一台由大约800个处理器组成的网格计算机上相互关联和分析，这些处理器都通过一个40千兆比特/秒的网络连接。[12]

2 梅西埃87*编辑

由视界望远镜拍摄的黑洞（M87*）视界的第一幅图像。[1][2]

2019年4月10日，视界望远镜合作组织在六场全球同时举行的新闻发布会上宣布了其首次成果。[13]发布会的亮点是公布了首张直接观测到的黑洞图像-显示了位于梅西埃87中心的超大质量黑洞，命名为M87*。[14][14][15] 相关科学结果发表在《天体物理学杂志快报》上的一系列六篇论文中。[16]

这幅图像为阿尔伯特·爱因斯坦在极端条件下的广义相对论提供了一个测试。[17][17] 此前的研究通过观察黑洞边缘附近恒星和气体云的运动来测试广义相对论。然而，黑洞的图像使观测更加接近事件视界。[17] 相对论预测了由引力弯曲和捕获光引起的暗阴影状区域，与观察到的图像相匹配。有人在已发表的论文中指出：“总的来说，观察到的图像与广义相对论预测的旋转克尔黑洞的阴影是一致的。”[18] EHT董事会成员Paul T.P. Ho说：“一旦我们确定能够对黑洞阴影成像，我们就可以将我们的观察结果与包括扭曲空间、过热物质和强磁场在内的各种计算机模型进行比较。所观察到的图像的许多特征与我们的理论理解惊人地吻合。”[16]

该图像还为M87*的质量和直径提供了新的测量方法。EHT测量到黑洞的质量为65±7亿太阳质量，测量它的视界直径约为400亿公里 （270AU；0.0013 pc；0.0042 ly），大约比它在图像中心看到的投射阴影小2.5倍。[16][17] 基于环的不对称性，EHT推断位于圆盘南边较亮的物质正在向地球观察者移动。这是基于接近相对论性束流使物质看起来更亮的理论。先前对黑洞喷流的观察表明，黑洞的旋转轴相对于观察者的视线倾斜了17度。[14]从这两次观察结果EHT得出的结论是，黑洞是顺时针旋转的，就像从地球上看到的那样。[14][19]

从射电望远镜阵列的数据中产生图像的过程需要大量的数学工作。四个独立的团队分别创建图像来评估结果的可靠性。[19]这些方法包括射电天文学中已知的由Jan Högbom发明的用于图像重建的CLEAN算法，[20] 以及用于天文学的自校准图像处理方法[21]，例如Jan Högbom等人创建的CHIRP算法。[19][22] 而最终使用的是正则化最大似然（RML）[23]算法和CLEAN算法。[19]

3 作合作单位编辑

EHT合作组织由13个利益相关机构组成： [24]

  • 中国科学院天文与天体物理研究所
  • 亚利桑那大学
  • 芝加哥大学
  • 东亚天文台
  • 法兰克福歌德大学
  • 史密森尼天体物理天文台（哈佛和史密森尼天体物理中心的成员单位之一）
  • 射电天文学研究所（IRAM，本身是法国CNRS、德国马克斯·普朗克学会和西班牙国家地理研究所之间的合作机构）
  • 阿方索·塞拉诺大型毫米望远镜
  • 马克斯·普朗克射电天文学研究所
  • 麻省理工学院海斯塔克天文台
  • 日本国家天文台
  • 周界理论物理研究所
  • 拉德堡大学

EHT VLBI机理示意图。每一根天线都分布在极远的地方，都有一个极其精确的原子钟。由天线收集的模拟信号被转换成数字信号，并与原子钟提供的时间信号一起存储在硬盘上。然后将硬盘驱动器发送到要同步的中心位置。对从多个地点采集的数据进行处理，得到天文观测图像。

EHT的附属机构：[24]

  • 阿尔托大学
  • 波士顿大学
  • 布兰代斯大学
  • 加州理工学院
  • 加拿大高级研究所
  • 加拿大理论天体物理研究所
  • 查尔姆斯理工大学翁萨拉空间天文台
  • 中国科学院
  • 国家科学技术委员会
  • 康奈尔大学天体物理学和行星科学中心
  • 欧洲研究理事会
  • 谷歌研究
  • 高等研究研究生大学（索肯代）统计科学系/天文科学系
  • 广岛大学广岛天体物理科学中心
  • 华中科技大学物理学院
  • 统计数学研究所
  • 安达卢西亚天体物理研究所高级科学研究委员会
  • 国家地理研究所
  • 国家天体物理学、光学和电子研究所
  • 意大利天文学国家研究所（INAF）——意大利阿尔玛区域中心射电天文学研究所
  • 国家核物理研究所，那不勒斯分部
  • 欧洲VLBI联合研究所
  • 工学院大学工程学院
  • 韩国天文学和空间科学研究所
  • 莱顿大学，莱顿天文台
  • 洛斯阿拉莫斯国家实验室
  • 马克斯•普朗克物理研究所
  • 南京大学，现代天文与天体物理重点实验室/天文与空间科学学院
  • 国家光学天文台
  • 国家射电天文台
  • 国立中山大学物理系
  • 国立台湾大学物理系
  • 荷兰科学研究组织
  • 北京大学，物理系，天文学系/卡维利天文天体物理研究所
  • 罗德斯大学，射电天文学技术中心，物理和电子学系
  • 首尔国立大学物理和天文学系
  • 东北大学天文学研究所/跨学科前沿研究所
  • 康塞普西翁大学天文系
  • 墨西哥国立自治大学，天文学研究所/射电天文学和天体物理学研究所
  • 瓦伦西亚大学天文系/天文观测站
  • 伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室
  • 阿姆斯特丹大学、安东•潘涅库克研究所& GRAPPA
  • 亚利桑那大学
  • 加州大学伯克利分校
  • 加州大学圣巴巴拉分校
  • 中国科学院大学天文与空间科学学院
  • 伊利诺伊大学天文系/物理系
  • 麻省大学阿姆赫斯特分校天文系
  • 比勒陀利亚大学物理系
  • 科技大学
  • 中国科技大学天文系
  • 圣彼得堡大学天文研究所
  • 东京大学，科学研究生院，天文学系/卡夫利宇宙物理与数学研究所
  • 多伦多大学邓洛普天文和天体物理研究所
  • 滑铁卢大学滑铁卢天体物理中心/物理和天文学系
  • 延世大学天文系

参考文献

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    ^Doeleman, Sheperd (21 June 2009). "Imaging an Event Horizon: submm-VLBI of a Super Massive Black Hole". Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey, Science White Papers. Retrieved 22 April 2019..

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阅读 1985
版本记录

  • 暂无