Deze figuur toont de locaties van de telescopen die gebruikt zijn in de EHT-waarnemingen van M87 in april 2017. (c) NRAO.
Achter de deze week gepubliceerde foto van het superzware zwarte gat M87* (a.k.a. Powehi) zitten feitelijk drie verhalen vast: het verhaal van het zwarte gat zelf en van de theorie die verklaart wat we daarop zien, Einstein’s Relativiteitstheorie, het verhaal van de mensen achter de foto, degenen die het initiatief genomen hebben en de Event Horizon Telescope (EHT) gebouwd en gebruikt hebben, én tenslotte het verhaal van het instrument zelf, de EHT zelf en de techniek daarachter. Over dat laatste wil ik het nu even hebben. Zoals de figuur hierboven laat zien bestaat die EHT uit maar liefst acht telescopen, die verspreid over de hele aarde staan. Al die telescopen kunnen op één en hetzelfde moment kijken naar één object aan de hemel en om die acht verschillende waarnemingen te combineren hanteren de sterrenkundigen de techniek van de Very-long-baseline interferometry (VLBI). Hiermee wordt één telescoop gesimuleerd met een diameter gelijk aan de afstand van de twee uiterste telescopen: de zogenaamde basislijn. In het geval van de EHT was die basislijn meer dan 10.000 km en dat heeft het mogelijk gemaakt dat er een scheidend vermogen van 15 microboogseconde kon worden bereikt, da’s een pingpongbal op de maan gezien vanaf de aarde. De schaduw van M87* is 42 microboogseconde groot, dus EHT kon die ‘gemakkelijk’ zien.
De VLBI techniek met drie radiotelescopen. Credit: PUBLIC DOMAIN / WIKIPEDIA USER RNT20
De basis voor die techniek werd al in 1958 gelegd en wel door de Britse radioastronoom Roger Jennison, die toen dit artikel publiceerde in the Monthly Notices of the Royal Astronomical Society:
Daarin beschrijft hij hoe verschillende radiotelescopen op een bepaalde afstand van elkaar naar hetzelfde object kunnen kijken en dat daarbij interferentie van het gemeten signaal zal ontstaan. Die interferentie zal een mix bevatten van echt signaal en ruisfouten. Jennison wist in 1958 te beschrijven hoe door middel van zelf-calibratie die fouten eruit kunnen worden gehaald en het echte signaal overblijft. Dat wordt apertuur synthese genoemd, de techniek die in april 2017 door de EHT gebruikt is om de foto van M87* te maken. Voor de EHT zorgde men er met behulp van atoomklokken voor dat de acht telescopen met een nauwkeurigheid van enkele attoseconden (10^-18 s) werden gesynchroniseerd. De vijf petabyte aan data werd vervolgens in een grote supercomputer – de zogeheten correlator – samengevoegd.
(c) EHT Collaboration.
En dat leverde dan na bijna twee jaar (!) rekenen de volgende foto op:
Eerste foto van zwart gat M87*. (c) EHT Collaboration.
Als de basislijn groter wordt dan stijgt het scheidend vermogen. Maar ja, wat doe is als je al een interferometer zo groot als de aarde hebt? Yep, dan zoek je het nog verder weg… in de ruimte! En wat dat betreft hoef je niet ver te zoeken, want er is al een satelliet in de ruimte die daarvoor bruikbaar is, de in 2011 gelanceerde Russische Spektr-R, die beschikt over een tien meter grote radioschotel. Ik ben benieuwd of ze die kunnen inschakelen.
Eh… nog even over dat scheidend vermogen van de EHT. Ik heb op Internet mensen zien klagen dat ze vonden dat die foto van M87* wazig was en of ze nou niet even een scherpere foto hadden kunnen maken. Wazig, niet scherp genoeg, pardon? De vijf petabyte aan data die op die vier dagen in april 2017 werd vergaard van M87* leverde een foto op, die gemakkelijk zou passen in één pixel die de Wide Field Camera 3 van Hubble maakt, de telescoop waarmee vlijmscherpe foto’s van bekende hemelobjecten zijn gemaakt. Kijk maar eens naar de animatie in de tweet hieronder.
Just for fun, let’s compare the pixel scale of the Hubble Space Telescope’s WFC3 camera with the Event Horizon Telescope image released today. #enhance pic.twitter.com/DUuhU1xs7y
— Alex Parker (@Alex_Parker) 10 april 2019
Ding dong, niet meer zeuren over wazige foto hè! Bron: Start’s with a Bang.
