Kính thiên văn Chân trời sự kiện

Nguồn gốc

Thuyết tương đối rộng tiên đoán sự tồn tại của lỗ đen, và các nhà thiên văn đã quan sát thấy dấu hiệu cho sự tồn tại của những thiên thể đậm đặc khối lượng lớn trong vũ trụ, tuy vậy vẫn chưa chắc chắn chúng là những lỗ đen. Hơn nữa, mặc dù về mặt lý thuyết các hố đen đã được cộng đồng khoa học và công chúng chấp nhận rộng rãi, bản chất và cơ chế tạo nên nhiều hiện tượng liên quan tới hố đen vẫn còn cần phải được làm sáng tỏ. Dự án kính thiên văn chân trời sự kiện bắt đầu trong bối cảnh này. Không giống như những phương pháp khác nghiên cứu lỗ đen, như quan sát trực tiếp sóng hấp dẫn và phân tích chuyển động của các sao quay trên quỹ đạo quanh chúng, mục đích của EHT là chụp được trực tiếp hình ảnh phóng to của vùng chân trời sự kiện.

Kiểm chứng thuyết tương đối tổng quát

Thuyết tương đối rộng đã dự đoán thành công nhiều hiện tượng vượt ngoài phạm vi của cơ học cổ điển Newton, và nó đã vượt qua nhiều cuộc kiểm chứng thực hiện trên Trái Đất và trong phạm vi trường hấp dẫn yếu như ở hệ Mặt Trời. Tuy nhiên, để đánh giá thuyết tương đối rộng có phải là lý thuyết đúng miêu tả trường hấp dẫn gần với thực tế nhất, các nhà khoa học vẫn cần phải thực hiện kiểm tra các hệ quả của nó trong trường hấp dẫn mạnh. Ngay cả khi khối lượng của một lỗ đen được tính toán từ thông số quỹ đạo của các ngôi sao nằm rất gần với lỗ đen, thì mức độ ảnh hưởng tới các ngôi sao này vẫn thuộc trường hấp dẫn yếu. Công nghệ VLBI ở tần số cao được áp dụng để mở rộng phạm vi quan sát tới vùng nằm gần biên của một lỗ đen siêu khối lượng, cho phép thăm dò cấu trúc của chân trời sự kiện, do đó có thể thực hiện kiểm chứng thuyết tương đối tổng quát trong vùng trường hấp dẫn mạnh.

Chân trời sự kiện

Sự xuất hiện hoặc không tồn tại chân trời sự kiện là một trong những chủ đề chính mà dự án EHT muốn khám phá. Về mặt lý thuyết, chân trời sự kiện là một biên giới ảo trong không thời gian (miêu tả bởi các nghiệm hay gặp nhất là nghiệm Schwarzschild hoặc nghiệm Kerr của phương trình trường Einstein) xung quanh một lỗ đen. Từ biên giới này, không một vật gì có thể thoát ra được, kể cả ánh sáng. Đối với một lỗ đen không quay, bán kính của chân trời sự kiện, gọi là bán kính Schwarzschild RS bằng 2GM/c² với G là hằng số hấp dẫn, M là khối lượng của lỗ đen và c là tốc độ ánh sáng.
Tại biên giới này cũng nổi lên những đặc điểm mâu thuẫn giữa cơ học lượng tử và thuyết tương đối rộng. Tính chất nghịch đảo thời gian (time reversibility) là một đặc điểm cơ bản của cơ học lượng tử miêu tả các hệ vật lý; mỗi quá trình lượng tử có một quá trình nghịch với nó, mà về mặt nguyên lý có thể sử dụng để khôi phục bất kỳ thông tin nào ở thời điểm gốc ban đầu. Ngược lại, thuyết tương đối tổng quát—lý thuyết giải thích hấp dẫn là biểu hiện của độ cong không thời gian và dự đoán sự tồn tại của lỗ đen—cho rằng không tồn tại quá trình nghịch khi có thể đưa thứ gì đó trước đấy rơi vào lỗ đen quay ra trở lại bên ngoài chân trời sự kiện. Có nghĩa rằng thông tin mang bởi các hạt rơi vào trong lỗ đen sẽ bị mất mãi mãi. Mâu thuẫn trên chính là nghịch lý thông tin lỗ đen. Nếu trong trường hợp Sgr A* có một bề mặt vật lý mà không tồn tại chân trời sự kiện, thì mọi năng lượng và vật chất rơi vào sẽ làm nóng bề mặt này, và từ bề mặt này sẽ phát ra phổ bức xạ vật đen có đỉnh nhọn ở bước sóng hồng ngoại gần. Thực tế đã không quan sát thấy phổ bức xạ này. Bằng cách quan sát trực tiếp cấu trúc của vùng bức xạ quanh lỗ đen sẽ làm sáng tỏ thêm nghịch lý thông tin lỗ đen.

Đĩa bồi tụ

Các lỗ đen lớn dần bằng quá trình hút vật chất như khí và bụi về phía chúng. Gần lỗ đen, lực hấp dẫn mạnh nén vật chất ở đĩa bồi tụ rơi vào trong thể tích càng nhỏ hơn. Quá trình này làm cho vật chất đạt tới nhiệt độ hàng tỷ độ, tạo ra nhiệt hiệu quả cao hơn 20 lần so với phản ứng tổng hợp hạt nhân, và trở thành nguồn phát năng lượng hiệu quả tiếp theo mà con người biết đến. Bức xạ từ khí nóng cuộn xoáy về lỗ đen làm cho môi trường quanh lỗ đen trở thành những đối tượng sáng nhất trong vũ trụ. Các nhà thiên văn vật lý có thể mô hình hóa vật chất bồi tụ cùng thêm một số tính chất mở rộng, nhưng họ vẫn chưa rõ làm thế nào mà dòng vật chất ở đĩa bồi tụ từ một quỹ đạo có bán kính lớn về phạm vi nằm gần chân trời sự kiện, và chính xác bằng cách nào mà cuối cùng chúng rơi vào lỗ đen. Từ trường tạo bởi các hạt mang điện chuyển động trong đĩa bồi tụ có thể đóng vai trò quan trọng đối với hành xử của đĩa. Mặc dù thế các nhà thiên văn vật lý vẫn biết rất ít về cấu trúc của trường này và làm thế nào mà cấu trúc của nó ảnh hưởng tới các đặc điểm quan sát được ở đĩa bồi tụ bao quanh hố đen.

VLBI và xử lý dữ liệu

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 , trong đó  là bước sóng quan sát và  khoảng cách hình chiếu giữa các ăng ten. Tỷ số có giá trị càng nhỏ thì công suất phân giải càng lớn. 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. 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.
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. 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.
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, 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.

Các hội nghị chuẩn bị

Đầu năm 2012, các nhà thiên văn từ khắp nơi trên thế giới lần đầu tiên đã tổ chức một hội nghị về EHT tại Tucson, Arizona, và quyết định thành lập thành một đội để lập kế hoạch liên lạc với các đài quan sát vô tuyến trên toàn cầu để quan sát chân trời sự kiện của hố đen và họ đã đặt tên dự án là Kính thiên văn Chân trời sự kiện. Phần lớn đại diện của các đài quan sát liên quan đã có mặt tại hội nghị này, nhưng chi tiết về nhân sự và nguồn lực tài chính vẫn chưa được xác định cụ thể. Tại thời điểm này, ba kính thiên văn ở California, Arizona, và Hawaii đã được kết nối với nhau thành cặp và thực hiện quan sát các thiên thể trong vài năm ở bước sóng 1,3 mm. Những hình ảnh mờ nhạt về vùng trung tâm của Ngân Hà đã được chụp để nghiên cứu các tính chất của lỗ đen. Các nhà thiên văn hi vọng giảm bước sóng quan sát xuống 0,83 mm và có thêm nhiều kính thiên văn được kết nối để mở rộng đường cơ sở và cải thiện công suất phân giải góc. Ở thời điểm đó, khoảng một chục kính thiên văn đã có khả năng quan sát ở bước sóng tương tự hoặc có thể chỉnh sửa để quan sát ở bước sóng này một cách dễ dàng. Ước tính cần vài triệu đô la Mỹ để thực hiện nâng cấp và điều chỉnh thiết bị đo ở một số kính thiên văn vô tuyến. Hệ thống 66 ăng ten của ALMA được coi là một trong những đài quan sát quan trọng đối với dự án, và với sự tham gia của ALMA sẽ giúp tăng đáng kể độ dài của đường cơ sở. Các nhà nghiên cứu EHT ở đài quan sát Haystack nhận được tài trợ 4 triệu US$ từ Quỹ Khoa học Quốc gia (National Science Foundation) để giúp ALMA trang bị các thiết bị phù hợp với VLBI và đài quan sát này đã bắt đầu tham gia vào dự án từ năm 2015. Sau đó dự án dần dần mở rộng thêm các kính thiên văn khác, ví dụ như kính thiên văn Nam Cực (SPT) được nâng cấp hoặc kính thiên văn Greenland được xây mới. Tại hội nghị năm 2012 đội EHT đã soạn thảo biên bản ghi nhớ (MOU) được các bên ký kết vào mùa hè 2012, nhưng các thử nghiệm và công việc trước đó vẫn được thực hiện dưới các điều khoản sắp xếp mang tính hình thức.

Các hoạt động trước đó

Các hoạt động trước bao gồm quá trình phát triển và triển khai các thiết bị thu tín hiệu lưỡng phân cực dưới milimét (submillimeter dual-polarization receivers), chuẩn tần số ổn định cao cho phép VLBI hoạt động ở 230 – 450 GHz (bước sóng 3,5 mm), thiết bị thu phía sau ở dải tần số rộng higher bandwidth VLBI backends and recorders, cũng như chạy thử những trạm quan sát VLBI dưới milimét mới. Đối với các thành viên tham gia vào dự án, EHT sẽ phải gửi các nhà nghiên cứu đến các trạm quan sát, chỉnh sửa phần cứng thiết bị, lắp đặt bộ xử lý tính hiệu số và bộ ghi dữ liệu mới. Từ khi dữ liệu đầu tiên thu nhận được vào năm 2006, đã có thêm nhiều nhà thiên văn tham gia vào dự án trên toàn thế giới. Qua các năm, EHT đã mở rộng từ một đội nhỏ các nhà nghiên cứu không được tài trợ chi phí trở thành một tổ chức quốc tế bao gồm hơn 30 trường đại học, trung tâm quan sát và các viện nghiên cứu, cơ quan chính phủ từ 12 nước. EHT sử dụng nền tảng hệ thống wiki để thiết lập trang web nội bộ làm nơi trao đổi thông tin giữa các nhà nghiên cứu.
Việc tham gia của ALMA là yếu tố quan trọng đối với dự án EHT. Năm 2014, các nhà khoa học đã lắp đặt một đồng hồ nguyên tử được thiết kế đặc biệt hoạt động dựa trên maser hiđrô ở ALMA để thay thế đồng hồ nguyên tử cũ chạy bằng khí rubidium mang lại việc đếm thời gian chính xác hơn. Khi hoàn thành, không những ALMA đáp ứng được tiêu chuẩn đối với các kính thiên văn của dự án EHT, nó cũng là một trong những thiết bị đo lường chính xác nhất. Việc bổ sung của nó đã làm tăng độ nhạy của toàn dự án lên 10 lần (2000 lần lớn hơn kính thiên văn Hubble). Số lần quan sát của EHT sẽ tăng lên đáng kể, và các kính thiên văn vô tuyến sẽ bao phủ trên phạm vi rộng giữa bắc bán cầu và nam bán cầu cùng đội ngũ các nhà nghiên cứu được cử tới mỗi trạm quan sát. Năm 2015, ALMA thực hiện thử nghiệm kỹ thuật VLBI lần đầu tiên khi tham gia vào dự án EHT. Trong thử nghiệm, ALMA kết nối với kính thiên văn Atacama Pathfinder Experiment (APEX) tạo thành đường cơ sở dài 2 km và mục tiêu quan sát là quasar 0522-364 mà thường được sử dụng làm đối tượng hiệu chuẩn trong quan sát thiên văn vô tuyến. Hai trạm thực hiện quan sát trong 5 giây và gửi dữ liệu qua đường truyền internet về đài quan sát Haystack để các nhà nghiên cứu có thể xác nhận hệ thống hoạt động một cách bình thường. Do lượng dữ liệu ở mỗi lần quan sát là rất lớn, cách tốt nhất để gửi dữ liệu về các trung tâm xử lý là gửi các ổ cứng dữ liệu qua đường chuyển phát nhanh. Đội nghiên cứu đã xác nhận cuộc thử nghiệm đã kết thúc thành công.
Kính thiên văn Nam Cực (SPT) tham gia vào dự án EHT năm 2015. Do vị trí của nó nằm gần trục quay Trái Đất và trên độ cao lớn, không khí quanh trạm rất khô và phù hợp cho quan sát trong thời gian dài. Cho tới năm 2015, kính thiên văn Chân trời sự kiện đã có 9 năm quan sát. Tuy nhiên, dữ liệu thu được ở thời điểm đó chỉ đến từ ba ăng ten tham gia từ đầu dự án, và độ phân giải không đủ để tính toán ra hình ảnh của biên giới lỗ đen. Sau đó, đã có thêm nhiều đài quan sát vô tuyến tham gia vào dự án mạng lưới kính thiên văn toàn cầu của EHT. Các trạm tham gia vào nằm ở Chile, Pháp, Tây Ban Nha, Greenland, Mexico và Hoa Kỳ. Tháng Tư năm 2017 lần đầu tiên kính thiên văn tổng hợp có đường kính tương đương Trái Đất của EHT đã thực hiện quan sát Sagittarius A*.

Quan sát ở chế độ mạng lưới

Dự án Kính thiên văn Chân trời sự kiện chỉ có thể thực hiện quan sát với mạng lưới toàn cầu một lần trong một năm, phụ thuộc vào kế hoạch quan sát của các đài quan sát, thời tiết và thời điểm Sagittarius A* và M87 ở vị trí thuận lợi quan sát trên bầu trời. Ở thời điểm quan sát đầu tiên năm 2006, chỉ có ba đài quan sát được kết nối với nhau. EHT bắt đầu quan sát Sagittarius A* năm 2007 và M87 năm 2009. Mặc dù ban đầu độ phân giải góc khá thấp, dữ liệu thu được đã mang lại những kết quả khoa học quan trọng. Sau nhiều năm chuẩn bị, công nghệ kính thiên văn đã dần đạt tới tiêu chuẩn cho phép quan sát chân trời sự kiện những năm gần đây. Từ lúc bắt đầu dự án, các nhà thiên văn đã điều phối thời gian quan sát giữa một vài kính thiên văn, và cũng thiết lập các thiết bị cần thiết để trang bị cho các trạm quan sát. Bởi vì bước sóng quan sát nằm trong dải bị hơi nước hấp thụ, quá trình quan sát bị ảnh hưởng lớn bởi thời tiết, và do đó hầu hết các trạm của EHT nằm ở những nơi có thời tiết ổn định vào mùa đông.
Tháng Tư 2017, lần đầu tiên dự án EHT đã có đủ số lượng trạm quan sát cần thiết để đạt tới độ phân giải góc đủ để quan sát các chân trời sự kiện mục tiêu. Trung tâm điều hành quan sát được chuyển đổi từ văn phòng "Dự án quan sát Lỗ đen" thuộc Đại học Harvard sẽ tổ chức gặp hàng ngày trong thời gian 10 ngày từ 5 đếb 14 tháng 4 để xác định điều kiện quan sát và đảm bảo tổng thời gian quan sát sẽ là 5 ngày. Thời tiết và tình trạng thiết bị ở tất cả các đài quan sát trong 3 đêm đầu tiên đều rất tốt. Sang ngày thứ 4 và thứ 5, trung tâm điều hành cho tạm dừng quan sát để cho các nhà thiên văn học và kỹ thuật viên được nghỉ ngơi và bảo trì thiết bị, và hai ngày quan sát còn lại được thực hiện nốt trong 5 ngày dự kiến cuối cùng. Dự án Mảng kính thiên văn đường cơ sở dài toàn cầu quan sát trong bước sóng millimét (Global Millimeter Very Long Baseline Array, GMVA) cũng đã quan sát Sagittarius A* trước đó từ 1 đến 4 tháng Tư. Dự án GMVA tập trung vào quan sát đĩa bồi tụ và tia phóng ra từ vùng trung tâm thiên hà, trong khi dự án EHT cố gắng tập trung vào chụp ảnh biên giới của lỗ đen. Trước khi thực hiện mục đích quan sát chính, EHT cũng đã tiến hành quan sát môi trường xung quanh hai hố đen, nhưng các lần đó chưa có sự tham gia của ALMA và kính thiên văn SPT. ALMA là một thành viên quan trọng của cả hai dự án, không những nó là hệ thống kính thiên văn lớn nhất và nhạy nhất, mà còn là bởi vị trí của nó nằm ở bán cầu nam. Từ những bức ảnh đầu tiên thu được các nhà thiên văn có thể kiểm chứng một số dự đoán cơ bản của thuyết tương đối tổng quát của Einstein, nhà thiên văn vô tuyến Heino Falcke nói rằng những bức ảnh này có thể làm lỗ đen từ một vật thể bí ẩn trở thành một thực thể được khoa học nghiên cứu. Tuy nhiên, bởi vì các nhà khoa học ở Nam Cực ở thời điểm tháng Tư là mùa đông ở bán cầu nam, cho nên các ổ cứng chứa dữ liệu quan sát không được chuyển về trung tâm xử lý ngay mà phải đợi đến tháng 10 năm 2017 mới có máy bay có thể hoạt động ở Nam Cực,, và toàn bộ dữ liệu quan sát của dự án phải được xử lý và dự kiến kết quả được công bố tại thời điểm đầu năm 2019.
Trong tương lai, các nhà thiên văn tiếp tục phát triển các kỹ thuật và công nghệ thiết bị quan sát nhằm cải thiện độ phân giải, áp dụng các phương pháp tính toán mới..., như tăng tần số quan sát lên 345 GHz hoặc bước sóng quan sát giảm xuống 0,87 mm. Tại tần số 230 GHz EHT có đủ khả năng để quan sát đĩa bồi tụ quanh lỗ đen, và ở 345 GHz nó sẽ có thể nhìn sâu hơn và quan sát vùng quỹ đạo photon quanh lỗ đen. Các nhà thiên văn cũng hi vọng trong tương lai họ có thể thực hiện quay phim quá trình vật chất rơi vào bên trong và biến mất khỏi chân trời sự kiện. Dự án cũng bổ sung thêm các đài quan sát khác trong tương lai như kính thiên văn Greenland gia nhập vào EHT năm 2018 cũng như các đài quan sát khác đặt ở châu Phi và trong không gian.

Global mm-VLBI Array

Dự án Mảng kính thiên văn đường cơ sở dài toàn cầu quan sát trong bước sóng millimét (Global mm-VLBI Array, GMVA) cũng là một mạng lưới kính thiên văn vô tuyến với kỹ thuật áp dụng tương tự EHT. Các đài quan sát của nó là những kính thiên văn quan sát bước sóng dưới milimét ở Hawaii và ALMA ở Chile, kính thiên văn Green Bank ở Hoa Kỳ, và nhiều kính thiên văn vô tuyến khác ở Pháp, Đức, Tây Ban Nha, Phần Lan, và Thụy Điển. Sự khác nhau ở hai dự án đó là bước sóng quan sát của GMVA là 3 mm, trong khi của EHT là 1.3 mm. Đối tượng quan sát của hai dự án đều là Sagittarius A * và M87, với GMVA quan sát đĩa bồi tụ và luồng tia tương đối tính còn EHT quan sát vùng chân trời sự kiện.