Đối tượng quan sát

Sagittarius A* quan sát dưới bước sóng tia X.Tia từ lỗ đen ở trung tâm M87 chứa các electron và hạt hạ nguyên tử phóng ra với vận tốc gần bằng tốc độ ánh sáng. Trong bức ảnh của Hubble, chùm tia màu xanh lam tương phản với ánh sáng vàng rực kết hợp từ ánh sáng của hàng tỷ ngôi sao không nhìn thấy và những điểm vàng là những cụm sao cầu thuộc thiên hà này.

• Sagittarius A*

Lỗ đen khối lượng lớn nằm gần Trái Đất nhất đó là lỗ đen siêu khối lượng Sagittarius A* cách xa gần 26.000 năm ánh sáng và ở trung tâm của Ngân Hà. Nó có khối lượng xấp xỉ 4 triệu lần khối lượng Mặt Trời và bán kính Schwarzschild bằng 30 lần bán kính Mặt Trời.[4] Khi quan sát lên bầu trời từ Trái Đất, hố đen này là hố đen có hình ảnh biểu kiến lớn nhất. Tuy nhiên, mặc dù với kích thước biểu kiến đã được phóng đại lên 2 lần do hiệu ứng thấu kính hấp dẫn bởi khối lượng của chính nó, biên giới chân trời sự kiện của lỗ đen này có đường kính lớn nhất ước tính chỉ khoảng 50 micro giây cung, tương đương với quan sát từ Trái Đất một đĩa DVD đặt trên Mặt Trăng.[5]:37[6]:82[15][16] Sagittarius A* nằm ở thiên cầu nam trong chòm sao Cung Thủ.[17]

• M87

Lỗ đen ở trung tâm thiên hà Messier 87 (M87) là mục tiêu quan sát tốt thứ hai trên bầu trời. Lỗ đen M87 cách Trái Đất 55 triệu năm ánh sáng, và có khối lượng xấp xỉ 6,4 tỷ lần khối lượng Mặt Trời, do vậy nó có đường kính biểu kiến của chân trời sự kiện nhỏ hơn một chút so với của Sagittarius A*.[18] Nó phóng ra một chùm tia tương đối tính dài khoảng 5.000 năm ánh sáng. Việc nghiên cứu nguồn gốc của tia này giúp các nhà vật lý lý thuyết hiểu được tính chất của các chùm tia tương đối tính phát ra từ lỗ đen. Điều kiện quan sát M87 có một số điểm thuận lợi so với Sagittarius A*, như là: đã có sẵn nhiều đài quan sát có thể quan sát vùng thiên cầu bắc; khối lượng lỗ đen M87 lớn hơn gần 2.000 lần so với Sagittarius A*, do vậy các hoạt động của lỗ đen diễn ra lâu hơn và dễ dàng để quan sát hơn. Quan sát lỗ đen siêu khối lượng của M87 cũng ít bị ảnh hưởng bởi lớp khí bụi trong khi Sagittarius A* bị những làn bụi dày của đĩa Ngân Hà che chắn.[5]:41 M87 nằm ở chòm sao Xử Nữ.

• Nhân thiên hà hoạt động

Nhân thiên hà hoạt động (AGN) là vùng nhỏ trong trung tâm các thiên hà ở xa mà phát ra các sóng điện từ mạnh ở mọi bước sóng với dịch chuyển đỏ cao. Khi đạt tới độ phân giải góc cao của EHT, nó sẽ thích hợp cho nghiên cứu chi tiết của AGN và với bước sóng quan sát phù hợp giúp nhìn sâu hơn vào cấu trúc của chùm tia tương đối tính chuẩn trực. Kênh tần số cao còn phù hợp cho đo vận tốc quay quanh trục của nguồn phát chùm tia. Hiện tại khả năng quan sát ở dải bước sóng này chỉ có thể thực hiện được ở kính thiên văn vô tuyến không gian Spektr-R của Nga. Chỉ khi EHT hoạt động ở tần số cao (22 GHz) thì dự án mới có thể quan sát các đối tượng này.[19]

Bước sóng quan sát

Vì cả Trái Đất và Sagittarius A* đều nằm trên mặt phẳng của đĩa Ngân Hà, do đó để tránh khí bụi liên sao và đĩa bồi tụ xung quanh lỗ đen, các nhà thiên văn phải thực hiện quan sát với bước sóng nhỏ hơn 1 mm như vẫn được sử dụng ở các dự án VLBI khác.[chú thích 1] Mặt khác hơi nước trong khí quyển Trái Đất lại hấp thụ các bức xạ điện từ có bước sóng ngắn. Giải pháp để khắc phục vấn đề này là đặt các đài quan sát trên đỉnh của các ngọn núi thuộc những cao nguyên hanh khô, như đài quan sát Atacama Large Millimeter and the Submillimeter Array (ALMA) được đặt ở sa mạc Atacama ở Chile, kính thiên văn Nam Cực (SPT) đặt ở Nam Cực. Nhưng một khi gặp thời tiết xấu (trời nhiều mây, mưa tuyết hoặc gió lớn) thì các kính thiên văn vẫn không thể hoạt động được.[7] Dự án EHT cuối cùng đã chọn bước sóng quan sát là 1,33 và 0,87 mm. Ở bước sóng này, Ngân Hà gần như trở lên trong suốt.[5]:37[6]:82 Khi thực hiện quan sát tại dải bước sóng này, nhằm đạt tới độ phân giải góc đủ để phát hiện chân trời sự kiện, khẩu độ mở của kính thiên văn tương ứng phải lớn tới vài nghìn kilômét, do đó dự án phải áp dụng công nghệ VLBI trên mạng lưới toàn cầu nhằm đạt được mục tiêu.[5]:38

VLBI và xử lý dữ liệu

Sơ đồ minh họa cơ chế hoạt động VLBI của EHT. Ở mỗi đài quan sát, phân bố trên những khoảng cách lớn, có trang bị một đồng hồ nguyên tử chính xác cao. Tín hiệu tương tự (analogue signals) thu nhận bởi mỗi ăng ten được biến đổi thành tín hiệu số (digital signals) và ghi vào các ổ đĩa cứng cùng với mốc thời gian đo bởi đồng hồ nguyên tử tại mỗi vị trí. Các ổ cứng sau đó được chuyển đến trung tâm xử lý dữ liệu nhằm đồng bộ hóa tín hiệu và thời gian. Hình ảnh quan sát thiên văn thu được bởi quá trình xử lý dữ liệu kết hợp bởi nhiều đài quan sát. Bấm vào để xem ảnh lớn hơn.

Các nhà thiên văn sử dụng công nghệ giao thoa với đường cơ sở rất dài (VLBI) để kết hợp các kính thiên văn vô tuyến trên toàn thế giới cho phép họ có thể quan sát đồng thời cùng một mục tiêu và thu được dữ liệu tổng hợp thành một hình ảnh duy nhất từ các kính thiên văn. Công suất phân giải góc xác định bởi λ B {\displaystyle {\frac {\lambda }{B}}} , trong đó λ {\displaystyle \lambda } là bước sóng quan sát và B {\displaystyle B} khoảng cách hình chiếu giữa các ăng ten. Tỷ số có giá trị càng nhỏ thì công suất phân giải càng lớn.[1][20] Công nghệ VLBI rất phổ biến trong ngành thiên văn vô tuyến, nhưng trước đây chưa từng có một loại kính thiên văn quan sát chân trời sự kiện đủ lớn, không chỉ về số lượng kính mà còn trải rộng trên toàn cầu. Ngoài ra, ở mỗi một đài quan sát còn cần phải trang bị các đồng hồ nguyên tử có độ chính xác cao với mục đích đồng bộ hóa thời gian đo tín hiệu gần như đồng thời trên phạm vi toàn cầu.

Do mỗi đài thiên văn sẽ thu được lượng dữ liệu lớn ở mỗi lần quan sát, việc sử dụng mạng lưới internet để truyền tải dữ liệu là bất khả thi, cho nên dữ liệu được ghi vào các ổ đĩa cứng và gửi về trung tâm xử lý dữ liệu.[21] Một số đài quan sát ban đầu sử dụng các ổ đĩa thông thường để lưu dữ liệu. Tuy nhiên, có nhiều đài quan sát nằm trên cao độ lớn vì vậy các ổ đĩa thông thường không hoạt động được tại đây vì áp suất khí quyển khá thấp. Chẳng hạn, tại kính thiên văn lớn bước sóng milimét (LMT) nằm trên đỉnh núi Sierra Negra ở Mexico (độ cao 4.580 mét trên mực nước biển), có 28 trong số 32 đĩa cứng thông thường ban đầu trang bị đã không thể hoạt động được. Trở ngại này khắc phục bằng cách lắp thêm lớp vỏ bảo vệ ổ đĩa cứng và bơm bổ sung khí heli giúp tránh ảnh hưởng của hiệu ứng áp suất khí quyển thấp. Các ổ cứng này cũng được đặt hàng sản xuất đặc biệt nhằm tăng dung lượng lưu trữ từ 4TB đến 8TB. Sự hoạt động của các ổ đĩa cứng là một khâu trọng yếu trong việc vận hành EHT, bởi vì khi các kính thiên văn tiến hành quan sát, lượng dữ liệu mà mỗi kính tạo ra trong mỗi giây được dự tính bằng khoảng 10 tỷ bit. Trong khoảng thời gian hoạt động bình thường 5 ngày, mỗi kính thiên văn sẽ thu được khoảng 500TB dữ liệu. Toàn bộ ETH sẽ tạo ra khoảng 7PB dữ liệu, lưu trữ đầy trong khoảng 1000 đến 2000 ổ đĩa cứng. Các ổ đĩa cứng này sau đó được vận chuyển bằng thuyền, máy bay, tàu, và đường bộ đến hai trung tâm xử lý dữ liệu ở đài quan sát Haystack MIT bang Massachusetts và viện thiên văn vô tuyến Max Planck ở Bonn, Đức.[2][7][22]

Tại đây, dữ liệu sẽ được phân tích, đánh dấu thời gian và so sánh lẫn nhau bởi hệ thống điện toán lưới của siêu máy tính bao gồm gần 800 CPU tất cả được kết nối với nhau thông qua mạng băng thông 40 Gbit/s.[20][21] 800 CPU chạy một phần mềm xử lý ảnh chuyên biệt, biến đổi dữ liệu thành một bức ảnh tổng hợp, phần mềm này được gọi là "Silicon Lens" - một "thấu kính" sử dụng dữ liệu thay vì ánh sáng để tạo thành ảnh. Khi nhìn vào những dữ liệu này một cách tách biệt, sẽ chỉ thu được các nhiễu từ lỗ đen. Chỉ khi kết hợp dữ liệu từ nhiều vùng khác nhau thì mới thu được kết quả có ích cho nghiên cứu. Độ phân giải của hình ảnh thu được tương đương với một kính thiên văn có khẩu độ mở bằng đường kính của Trái Đất.[2][7][22]

Công nghệ chụp ảnh rất quan trọng đối với mảng kính sử dụng kỹ thuật VLBI. Thông thường các mảng VLBI thu thập được tương đối ít dữ liệu để có thể sử dụng để thực hiện biến đổi Fourier[chú thích 2], do chỉ có giới hạn dữ liệu và có ít điều kiện biên để có thể tái dựng hình ảnh, và cái ít bị méo mó nhất được lựa chọn từ nhiều ảnh so khớp với dữ liệu. Thuật toán xử lý ảnh thường sử dụng đối với các dữ liệu từ các giao thoa kế vô tuyến là CLEAN, mà nó đã thành công trong kết quả tạo ra các ảnh giao thoa với chất lượng chấp nhận được ở những tần số thấp. Tuy nhiên, các đài quan sát của EHT nằm rải rác nhiều nơi và có độ bao phủ dữ liệu thấp. Do vậy sẽ không phù hợp khi sử dụng CLEAN. Thay vào đó, đội EHT sử dụng một thuật toán mới do cộng đồng thiên văn phát triển cho các quan sát giao thoa ở bước sóng khả kiến.[19]

Mô hình và mô phỏng máy tính

Bản thân lỗ đen là một đối tượng được miêu tả rất đơn giản. Theo như phỏng đoán lỗ đen không có tóc (no-hair theorem), một lỗ đen được hoàn toàn miêu tả bằng ba tham số khối lượng, điện tích và sự tự quay của nó.[5]:83 Nhưng khi quan sát lỗ đen các nhà thiên văn gặp phải sự phức tạp ở môi trường bao quanh nó. Mặt khác nhiều đặc tính của lỗ đen (như khối lượng và sự tự quay spin của nó) có thể được xác định từ dữ liệu quan sát hành xử của vật chất bao quanh lỗ đen.[15] Các nhà thiên văn vật lý lý thuyết đã thiết lập các mô hình và thực hiện mô phỏng máy tính dựa trên thuyết tương đối rộng. Phương trình trường Einstein dự đoán rằng kính thiên văn sẽ quan sát thấy một vùng bóng tối gần tròn bao quanh bởi đĩa bồi tụ vật chất.[chú thích 3] Hình ảnh thể hiện sự tương phản giữa biên gới sáng bên ngoài và vùng tối bên trong của chân trời sự kiện. Giống như hình ảnh gió bao quanh một nền đen. Nếu Sagittarius A* có một chân trời sự kiện, nhưng hình dạng và kích thước của vùng bóng tối sai khác so với lý thuyết dự đoán, thì khi ấy thuyết tương đối rộng cần được sửa đổi.[6]:82-85[7]

Theo định nghĩa, chân trời sự kiện không phát ra ánh sáng. Do vậy thật khó để có thể chụp hình biên giới này. Để quan sát lỗ đen, dự án EHT nhìn vào vùng bóng tối (silhouete) nổi bật lên trên nền bức xạ từ ảnh chụp. Theo thuyết tương đối rộng, các photon chạy theo hướng xuyên tâm ra phía ngoài lỗ đen chỉ có thể thoát khỏi trường hấp dẫn của nó nếu photon nằm bên ngoài chân trời sự kiện. Đối với những photon không chạy theo hướng xuyên tâm có thể bị bẫy ở khoảng cách lớn hơn nữa. Thực tế, bất kỳ photon nào có thành phần động lượng hướng vào phía trong cuối cùng sẽ bị rơi qua chân trời sự kiện một khi chúng băng qua quỹ đạo mặt cầu photon. Nếu có một nguồn phát photon nằm bên ngoài lỗ đen, chẳng hạn từ vật liệu nóng đang rơi vào lỗ đen, sẽ có bức xạ mà lỗ đen tạo nên vùng bóng tối (shadow, hay silhouete) mà có thể chụp ảnh được.[9][23][24][25]

Kích thước của vùng bóng tối được xác định hoàn toàn bởi thuyết tương đối tổng quát. Nó nằm tại biên giới của mặt cầu quỹ đạo photon, nhưng được phóng đại lớn hơn bởi vì hiệu ứng thấu kính hấp dẫn. Đối với một lỗ đen không quay, bán kính của quỹ đạo photon bằng Rphoton = 1,5 RS và kích thước của vùng bóng tối là R s h a d o w = 27 2 R S {\displaystyle R_{shadow}={\frac {\sqrt {27}}{2}}R_{S}} [9]. Đối với một lỗ đen quay, quỹ đạo photon nằm sâu hơn trong trường hấp dẫn của lỗ đen (hay bán kính nhỏ hơn). Tuy nhiên, các photon lại chịu mức độ phóng đại lớn hơn so với ở lỗ đen không quay. Kết quả là, kích thước của vùng bóng tối lỗ đen có giá trị độc lập với sự tự quay và hướng quan sát lỗ đen trong vòng 4%.[9][23][24]

Mô phỏng hình ảnh đĩa bồi tụ bao quanh lỗ đen ở trung tâm thiên hà M87. Vùng bóng tối xác định bởi biên giới của quỹ đạo photon được phóng đại nhờ hiệu ứng thấu kính hấp dẫn, biên giới chân trời sự kiện nằm ẩn dưới vùng bóng tối này.