Заглянуть за горизонт

Впервые в истории ученым удалось увидеть тень черной дыры. Что особенного в этом событии и почему для получения размытого черного пятна астрономам всего мира потребовались несколько лет напряженной работы? Редакция N + 1 решила рассказать о том, как устроен Телескоп горизонта событий (Event Horizon Telescope, EHT), как ему удалось заглянуть в центр галактики M87 и что астрономам удалось там рассмотреть.

Как получили изображение черной дыры?

Любое электромагнитное излучение, в том числе радиоволны и видимый свет, представляют собой периодические колебания электрического и магнитного полей. Единственное различие между ними — длина волны, которая в случае радио на несколько порядков больше. С длиной волны связан ключевой параметр оптических систем — угловое разрешение, то есть способность прибора различить два отдельных находящихся рядом источника.

Даже неспециалисту понятно, что изучение приходящих волн большей длины дает более размытую картинку. Действительно, угловое разрешение телескопов прямо пропорционально длине волны и обратно пропорционально размеру апертуры, то есть диаметру регистрируемого светового потока.

И хотя на первый взгляд кажется, что эффективной стратегией является увеличение размеров зеркал и переход ко все более коротким волнам, в реальности увеличивать угловое разрешение можно и другими методами без использования коротких волн и строительства гигантских приемников.

Одним из таких способов является интерферометрия, то есть построение своего рода «виртуального» телескопа. Такой прибор состоит из разнесенных на большие расстояния приемников, которые одновременно наблюдают один и тот же объект и точно фиксируют время наблюдения при помощи атомных часов. Получается, что телескопы фиксируют фронт одной электромагнитной волны от источника, но в разное время.

Затем полученные данные совместно анализируются и восстанавливается исходный волновой фронт, благодаря чему удается получить изображение с угловым разрешением, соответствующим апертуре приемника, равной расстоянию между телескопами, а не их собственным размерам, которые могут быть достаточно скромными. Таким образом, два телескопа удаленные друг от друга на расстояние 100 километров, смогут разглядеть в тысячу раз больше деталей, чем один телескоп диаметром 100 метров.

Однако такое преимущество не дается даром. Во-первых, высокое разрешение достигается лишь вдоль линии, соединяющей приборы, — базы интерферометра, — в то время как в поперечном ей направлении изображение останется нечетким. Отчасти это можно преодолеть, двигая сами телескопы или проводя длительные наблюдения — в последнем случае вращение Земли будет менять ориентацию базы относительно источника.

Во-вторых, отдельные телескопы все-таки не эквиваленты одному громадному приемнику: один сеанс наблюдений на паре приборов дает одну точку на так называемой uv-плоскости — множестве возможных пространственных частот. Так происходит, потому что при фиксированном расстоянии между приборами будут зарегистрированы только соответствующие этому расстоянию пространственные масштабы. Говоря научным языком, получится одна фурье-гармоника.

Множество наблюдений с различными базами позволяют в достаточной мере заполнить uv-плоскость, то есть получить много фурье-гармоник, которые затем при помощи обратного преобразования можно превратить в единое изображение. Для сравнения, отдельное монолитное зеркало измеряет сразу все фурье-гармоники, вплоть до предельной, ограниченной размером апертуры, то есть сразу получает заполненный круг на uv-плоскости.

В таком случае становятся ясны проблемы интерферометрии: необходимы длительные наблюдения для получения множества проекций баз и ресурсоемкие компьютерные вычисления для проведения анализа. Однако источник может быть переменным, погодные условия и состояние атмосферы также нерегулярным образом меняются, причем эти вариации не согласуются для удаленных телескопов, к тому же сами телескопы не являются точными копиями друг друга — все эти и многие другие факторы ограничивают возможность проведения интерферометрических измерений.

Поэтому важно отметить, что EHT повезло: в 2017 году на протяжении всех четырех дней наблюдения у всех телескопов были хорошие условия (нам представили анализ именно этих данных), в 2018-м с погодой повезло меньше, а в 2019 году наблюдения вообще отменили.

Тем не менее, потенциально интерферометрию можно реализовать и для более коротких длин волн, в том числе оптического диапазона. Такие проекты есть, крупнейшим из них является американский прибор CHARA, состоящий из шести метровых телескопов, способных перемещаться по Y-образным траекториям, образуя базы от 34 до 331 метра. В результате удается достичь предельного разрешения в 200 микросекунд, что на несколько порядков лучше, чем у космического телескопа «Хаббл».

Однако у таких приборов есть собственные проблемы: фотоны теряются при движении от отдельных телескопов к центру, из-за чего возможно наблюдение лишь самых ярких источников. Атмосферные искажения и квантовые шумы оказываются намного сильнее на коротких длинах волн. Также из-за гораздо большей частоты видимого света необходима намного более высокая точность измерения времени и качества синхронизации, что ограничивается возможностью современных атомных часов. Тем не менее, в этой области наблюдается быстрый прогресс, так что можно ожидать появления новых проектов оптических интерферометров в будущем.

Что изображено на полученном фото?

На картинке мы видим свечение вращающегося по орбите и постепенно падающего в дыру вещества — аккреционного диска. Это синхротронное излучение движущихся в мощном магнитном поле с околосветовыми скоростями электронов. Посередине наблюдается более чем десятикратный провал в яркости — это тень черной дыры, то есть отсутствие излучения как от самого сверхмассивного объекта, так и от его ближайшего окружения. Если посередине кольца провести окружность, то ее диаметр будет равен 42 угловым микросекундам. При этом угловое разрешение интерферометра составляет 20 угловых микросекунд.

«Размером» черной дыры принято считать радиус Шварцшильда (гравитационный радиус), то есть размер горизонта событий для невращающейся незаряженной дыры данной массы. Однако тень в несколько раз больше горизонта, так как если вещество подходит слишком близко к дыре, то оно должно быстро поглощаться — следовательно, на расстоянии нескольких радиусов Шварцшильда должно быть исключительно слабое свечение.

Видимый размер тени вместе с известным расстоянием до галактики и большим количеством предварительных моделирований с различными параметрами позволяют получить независимую оценку массы черной дыры — 6,5 ± 0,7 миллиарда солнечных (угловой размер гравитационного радиуса составляет 3,8 ± 0,4 микросекунды). Радиус Шварцшильда для такого объекта получается равным около 2 × 10¹⁰ километров, то есть примерно в три раза больше орбиты Плутона.

Наблюдения также показывают, что диск расположен примерно в картинной плоскости — перпендикулярно лучу зрения. Это, с одной стороны, хорошо, а с другой — неудачно: при такой ориентации наилучшим образом и с наибольшим контрастом видна тень, но специфические искажения, предсказываемые общей теорией относительности, проявляются не так заметно.

Если бы мы увидели диск с ребра, то такую картину было бы сложнее интерпретировать, но зато она потенциально оказалась бы более информативной. В данном случае вещество вращается по часовой стрелке в картинной плоскости, но из-за ненулевого угла наклона есть небольшая проекция скорости на луч зрения. В результате свечение на южной стороне усилено, так как там вещество движется слегка на нас, а на северной ослаблено.

В связи с этим еще предстоит соотнести полученные данные с наличием мощного джета в галактике M87, который расположен под углом в 17 градусов к лучу зрения. В простейшем случае он должен быть строго перпендикулярен диску, а отличие будет говорить о сложных механизмах генерации струи, которые не до конца ясны даже в теории.

Что это значит для науки?

Во-первых, мы получили наиболее прямое подтверждение существования черных дыр. Во-вторых, пока что полученные данные прекрасно сходятся с предсказаниями теории относительности. Другим источником детальной информации о черных дырах являются гравитационные волны от слияния таких объектов, которые также хорошо соответствуют теории. Получается, что наше понимание данных экстремальных объектов справедливо как для тел массами в десятки солнечных, так и для тел массой в сотни миллионов раз больше (в центре M87).

Полученные данные практически исключают наличие невращающейся черной дыры в центре галактики M87. Наоборот, они указывают на близкий к предельному спин порядка 0,94, вектор которого направлен от нас, то есть черная дыра вращается в одну сторону с аккреционным диском.

Этот пока что предварительный и в значительной степени зависящий от численных моделей результат, тем не менее, является исключительно важным, так как представляет собой одну из первых оценок вращения черных дыр. При этом мы сразу получили близкое к теоретическому максимуму значение, что весьма неожиданно для тела массой в несколько миллиардов Солнц.

Если эти данные и модели верны, то с полюсов черной дыры должна уноситься значительная энергия в виде электромагнитных полей — это может объяснить рождение джета из энергии вращения черной дыры, которая извлекается посредством процесса Блэнфорда — Знаека.

Астрономам предстоит проанализировать еще множество параметров, в частности стабильность, форму и контраст тени. Принимая во внимание размер черной дыры в центре M87, эти величины не должны значительно меняться. В то же время будущие наблюдения черной дыры в центре Млечного Пути продемонстрируют иную картину, ведь в нашей Галактике черная дыра в тысячу раз меньше, что говорит о возможной переменности на коротком масштабе меньше часа. В случае M87 ожидаемое время крупномасштабной переменности составляет две недели.

Телескоп горизонта событий также собирал данные о поляризации, которые пока не были публично представлены. Их анализ должен позволить оценить магнитное поле рядом с черной дырой и темп аккреции вещества. Также возможно дальнейшее улучшение Телескопа горизонта событий путем добавления новых телескопов и наблюдения на еще более коротких волнах — 0,8 вместо 1,3 миллиметра.

Еще более радикальным способом улучшить угловое разрешение является запуск космического телескопа нужного диапазона, который сможет наблюдать в режиме интерферометра вместе с наземными установками. Такой проект существует — это российский телескоп «Миллиметрон». Однако он еще только разрабатывается и будет выведен в космос не ранее чем через 10 лет.

Тимур Кешелава