Kính thiên văn Chân trời sự kiện

Kính thiên văn Chân trời sự kiện (tiếng Anh: Event Horizon Telescope, EHT) là một dự án và là chương trình quan sát thiên văn tập trung vào các lỗ đen siêu khối lượng nằm ở trung tâm các thiên hà. Chương trình sử dụng kỹ thuật giao thoa với đường cơ sở rất dài (Very Long Baseline Interferometry, VLBI) bằng cách kết hợp các kính viễn vọng vô tuyến trên toàn thế giới trong đó nhiều ăng-ten độc lập cách xa hàng chục nghìn kilômét được điều phối, cùng quan sát và ghi lại dữ liệu trong cùng một thời điểm, tạo thành một mạng lưới kính thiên văn khổng lồ có đường kính tương đương đường kính Trái Đất. Kính thiên văn ảo này làm tăng độ phân giải góc đến mức đủ quan sát cấu trúc lớn của vùng bao quanh chân trời sự kiện. Dự án EHT hy vọng thực hiện kiểm chứng thuyết tương đối tổng quát của Einstein khi sẽ phát hiện ra những sai lệch dưới ảnh hưởng trường hấp dẫn mạnh của một lỗ đen, nghiên cứu đĩa bồi tụ và các tia phát ra từ lỗ đen, thảo luận về sự tồn tại của chân trời sự kiện, và phát triển cơ sở vật lý lỗ đen.
Đối tượng quan sát của EHT chủ yếu là Sagittarius A* nằm ở thiên cầu nam tại trung tâm của Ngân Hà, và lỗ đen nằm ở thiên cầu bắc tại trung tâm của thiên hà elip M87. Trong hai hố đen này, Sagittarius A* bị chắn bởi làn bụi dày của đĩa Ngân Hà trên bầu trời, trong khi lỗ đen của M87 phát ra luồng tia tương đối tính có độ dài 5.000 năm ánh sáng. Để có thể nhìn xuyên qua làn bụi của thiên hà và đĩa vật chất bao quanh lỗ đen, EHT được thiết lập để quan sát ở bước sóng 1.33 mm và dự định giảm xuống 0.87 mm để thu được các chi tiết trong tương lai. Vì lượng dữ liệu thu được từ các kính thiên văn vô tuyến rất lớn để có thể truyền tải qua hệ thống internet, dữ liệu ở mỗi trạm quan sát sẽ được ghi vào các ổ đĩa cứng và gửi về hai trung tâm xử lý dữ liệu bằng siêu máy tính thuộc Đài quan sát Haystack ở bang Massachusetts, Hoa Kỳ và Viện Thiên văn vô tuyến Max Planck ở Bonn, Đức. Tại đây dữ liệu được tổng hợp và phân tích để cho ra bức ảnh ở chế độ quan sát với bước sóng và mạng lưới kính vô tuyến tương ứng. Theo kết quả mô phỏng máy tính trước đây, ánh sáng (và/hoặc bức xạ điện từ) phát ra bởi vật chất bao quanh lỗ đen sẽ bị bẻ cong do hiệu ứng thấu kính hấp dẫn gây bởi khối lượng khổng lồ của lỗ đen, tạo thành một vầng hào quang xung quanh lỗ đen. Bóng tối (silhouette, shadow) hình tròn ở trung tâm của hào quang là hình ảnh bao ngoài của lỗ đen mà một quan sát viên ở xa có thể thấy được. Chân trời sự kiện nằm ẩn trong vùng bóng tối này.
Năm 2012, các nhà thiên văn lần đầu tiên chính thức tổ chức một hội nghị về EHT ở Arizona với nội dung bàn về mục đích khoa học, kế hoạch kỹ thuật và cơ cấu tổ chức của dự án. Các quan sát sơ bộ và thử nghiệm đã thực hiện từ đầu năm 2006, khi có ba đài quan sát được sử dụng để kiểm tra công nghệ VLBI. Và nhiều năm sau, dự án EHT dần trở lên lớn hơn từ đội ngũ ít ỏi và không được tạo quỹ hoạt động cho đến hình thành một tổ chức bao gồm hơn 30 trường đại học, đài quan sát, viện nghiên cứu và chính phủ trên toàn cầu từ 12 quốc gia. EHT lần đầu tiên thực hiện quan sát trên phạm vi toàn cầu trong 10 ngày của tháng 4 năm 2017 với mục tiêu là Sagittarius A*. Lần quan sát này cũng có sự tham gia của Mảng lớn kính thiên văn vô tuyến milimét và dưới milimét Atacama (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA) ở Chile, và kính thiên văn Nam Cực (South Pole Telescope) ở Nam Cực. Trong số chúng, ALMA được coi là mảng kính thiên văn quan trọng nhất, bởi sự tham gia của nó đã làm tăng độ nhạy của EHT lên cỡ 10 lần. Ngày 10 tháng 4 năm 2019, các nhà thiên văn vật lý đã công bố bức ảnh chụp đầu tiên về lỗ đen siêu khối lượng ở trung tâm của thiên hà M87.
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 "R"S 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.
Tia phóng ra từ lỗ đen.
Thêm một đặc điểm gây lúng túng cho các nhà thiên văn vật lý đó là họ vẫn chưa hiểu nguồn gốc của các tia phóng ra từ lỗ đen— hiện tượng trong đó các lực gần một lỗ đen siêu khối lượng bằng cách nào đó kết hợp lại đẩy vật chất phun ra ngoài với tốc độ siêu tương đối tính (lên tới 99,98 phần trăm tốc độ ánh sáng). Những tia này vươn xa đến những khoảng cách lớn, có thể kéo dài vài nghìn, hàng trăm nghìn hoặc vài triệu parsec. Các tia tương đối tính xuất phát từ phạm vi gần lỗ đen như là những chùm tia có độ chuẩn trực cao mà có thể xâu qua hệ Mặt Trời—ví như xâu chỉ qua lỗ kim thiên hà. Các nhà thiên văn vật lý không biết cơ chế nào có thể gia tốc những tia này lên tới vận tốc lớn như vậy hay thậm chí thành phần của những tia này bằng gì—có phải chúng chứa electron và proton hay electron và positron, hay về cơ bản chúng chỉ là điện từ trường mạnh? Để trả lời những câu hỏi trên và những câu hỏi liên quan, các nhà thiên văn cần quan sát trực tiếp khí và bụi trong môi trường quanh lỗ đen.
Thiết kế thí nghiệm.
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. 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. 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. 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.
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 formula_1, trong đó formula_2 là bước sóng quan sát và formula_3 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.
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. 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. 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. 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.
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.
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 "R"photon = 1,5 "R"S và kích thước của vùng bóng tối là formula_4. 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%.
Quá trình xây dựng.
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*.
Chương trình quan sát.
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.
Kết quả.
Một số kết quả quan trọng thu được từ 2006 đến 2019 được liệt kê ở dưới:
Các bên tham gia.
Các đài quan sát vô tuyến.
Các đài quan sát vô tuyến tham gia bao gồm：
Bản đồ vị trí các đài quan sát tham gia vào dự án EHT (xanh lam) và GMVA (vàng). Trong đó hai đài quan sát ALMA và IRAM tham gia cả hai dự án.
Các tổ chức tham gia.
Sau cuộc họp đầu tiên vào năm 2012, EHT đã tổ chức các cuộc họp lần thứ hai và thứ ba lần lượt vào năm 2014 và 2016, kêu gọi các bên tham gia gây quỹ cho các hoạt động của EHT. Các bên tham gia tham gia đánh giá mục đích của EHT, cải tiến mô hình lý thuyết, phân tích dữ liệu, phát triển công nghệ liên quan, chiến lược quan sát và cơ cấu tổ chức dự án.
Các bên tham gia đã được liệt kê trên trang web chính thức của dự án: