چگونه از یک سیاه‌چاله عکس می‌گیریم؟

چالشی که در نگاه اول ناممکن می‌نماید

سیاه‌چاله‌ها اجرامی هستند که گرانش آن‌ها چنان نیرومند است که هیچ چیز، حتی نور، نمی‌تواند از چنگشان بگریزد. همین ویژگی باعث می‌شود ثبت تصویر مستقیم از آن‌ها همانند کاری بیهوده به نظر برسد؛ چیزی که نوری از آن بیرون نمی‌آید چگونه می‌تواند در برابر دوربین ظاهر شود؟ پاسخ این است که ما در واقع از خود سیاه‌چاله عکس نمی‌گیریم، بلکه «سایه» آن را می‌بینیم. سایه، ناحیه‌ای تاریک در دل یک هاله نورانی است و شکل و اندازه‌اش را هندسه فضا-زمان در نزدیکی افق رویداد (event horizon) تعیین می‌کند.

سیاه‌چاله چه چیزی برای دیدن دارد؟

سیاه‌چاله‌های ابرپرجرم که در مرکز کهکشان‌ها جای دارند، معمولاً بی‌نشانه نیستند. گاز و غبار پیرامون آن‌ها به شکل دیسکی چرخان به نام دیسک برافزایشی (accretion disk) گرد هم می‌آیند. این ماده در اثر اصطکاک و میدان‌های مغناطیسی به دمای میلیون‌ها درجه می‌رسد و می‌درخشد؛ از جمله در باند رادیویی و در طول‌موج میلی‌متری، جایی که گاز نسبتاً شفاف است و نور می‌تواند از لایه‌های بیرونی فرار کند.

اما نکته ظریف اینجاست که نور منتشرشده از پشت سیاه‌چاله نیز از میان ما گم نمی‌شود. گرانش نیرومند، مسیر پرتوها را خم می‌کند و آن‌ها را به سمت ناظر می‌فرستد. این پدیده همگرایی گرانشی (gravitational lensing) باعث می‌شود پرتوهایی که چندین بار دور سیاه‌چاله می‌چرخند، در قالب حلقه‌ای نازک و روشن به نام حلقه فوتونی (photon ring) دیده شوند. نتیجه، تصویری است که درست همان چیزی است که انتظار می‌رفت: دایره‌ای درخشان با حفره‌ای تاریک در میان آن.

معیار رایلی: چرا به تلسکوپی به اندازه زمین نیاز داریم

دشواری اصلی، نه نوردهی بلکه تفکیک‌پذیری است. هر تلسکوپی حدی برای ریزترین جزئیاتی دارد که می‌تواند از هم جدا کند و این حد با رابطه‌ای ساده تعیین می‌شود: زاویه تفکیک تقریباً برابر است با ضریب ثابتی (حدود ۱٫۲۲) ضرب‌در طول‌موج تقسیم بر قطر دهانه تلسکوپ. یعنی هرچه طول‌موج بلندتر و دهانه کوچک‌تر باشد، تصویر تارتر می‌شود.

سایه سیاه‌چاله ابرپرجرم کهکشان M87 در آسمان تنها حدود ۴۰ میکروثانیه قوسی قطر دارد. برای درک این زاویه، کافی است بدانید این اندازه نزدیک به آن است که بخواهیم یک پرتقال را روی سطح ماه از زمین ببینیم. رسیدن به چنین تفکیک‌پذیری در طول‌موج ۱٫۳ میلی‌متر به دهانه‌ای در حدود قطر زمین نیاز دارد؛ چیزی حدود دوازده هزار کیلومتر. ساختن بشقابی به این بزرگی ناممکن است، اما می‌توان چند تلسکوپ پراکنده را به‌جای یک تلسکوپ غول‌آسا به کار گرفت.

تداخل‌سنجی با خط پایه بسیار بلند

ایده بنیادی این است: اگر دو تلسکوپ در فاصله‌ای دور از هم، هم‌زمان به یک منبع نجومی نگاه کنند، الگوی تداخلی امواج رسیده به آن‌ها اطلاعاتی در اختیار می‌گذارد که معادل اطلاعات یک تلسکوپ با دهانه‌ای برابر فاصله میان آن دو است. این روش، تداخل‌سنجی با خط پایه بسیار بلند (Very Long Baseline Interferometry) نامیده می‌شود و در اخترشناسی رادیویی سابقه‌ای چند دهه‌ای دارد.

تلسکوپ افق رویداد (Event Horizon Telescope) همین ایده را در مقیاس سیاره‌ای اجرا کرد. شبکه‌ای از رادیوتلسکوپ‌ها در هاوایی، آریزونا، کوه‌های آند در شیلی، اسپانیا، مکزیک و قطب جنوب به یکدیگر پیوند زده شدند. هر ایستگاه امواج رسیده را با ساعت اتمی بسیار پایدار ثبت می‌کند تا هم‌زمانی دقیق میان همه ایستگاه‌ها حفظ شود. حتی چند نانوثانیه خطا در زمان‌سنجی می‌تواند الگوی تداخل را نابود کند.

هر رصدخانه حجم عظیمی از داده تولید می‌کند، به اندازه‌ای که انتقال آن‌ها از طریق اینترنت عملی نیست و دیسک‌های سخت پرظرفیت را با هواپیما به مراکز پردازش می‌برند. سپس در ابررایانه‌ها و با همبستگی‌سنجی (correlation)، داده‌های هر جفت ایستگاه با هم ترکیب می‌شوند تا معادل یک تصویر اما در قالب مجموعه‌ای از اندازه‌گیری‌های تداخلی به دست آید.

از داده خام تا تصویر

نکته‌ای که کمتر گفته می‌شود این است که آن تصویر مشهور، یک عکس معمولی نیست. تلسکوپ‌ها تنها بخش کوچکی از اطلاعات لازم را گرد می‌آورند؛ مانند کسی که از یک پنجره باریک به اتاقی نگاه می‌کند. بازسازی تصویر از این داده‌های پراکنده یک مسئله وارون (inverse problem) است و بی‌آنکه فرضی اضافه کنیم، پاسخ یگانه‌ای ندارد.

به همین دلیل پژوهشگران چند تیم مستقل را مأمور کردند با الگوریتم‌های متفاوت و بدون آگاهی از نتیجه یکدیگر، تصویر را بازسازی کنند. اگر روش‌های گوناگون به تصویری همسان برسند، می‌توان تا حدی مطمئن بود که ساختار دیده‌شده واقعی است و زاده الگوریتم نیست. علاوه بر این، آزمون‌های شبیه‌سازی شده و مقایسه با داده‌های مصنوعی، مرزهای اطمینان را روشن می‌کند.

دو تصویر، دو دشواری متفاوت

نخستین نتیجه در سال ۲۰۱۹ منتشر شد: حلقه‌ای نورانی پیرامون سایه‌ای تاریک در کهکشان M87. این سیاه‌چاله حدود ۶٫۵ میلیارد برابر خورشید جرم دارد و در فاصله ۵۵ میلیون سال نوری از ما قرار گرفته است. اندازه بزرگ سایه آن، کار را نسبتاً آسان‌تر می‌کرد و ساختار حلقه در طول چند شب رصد تقریباً ثابت می‌ماند.

در سال ۲۰۲۲ نوبت به کمان ای (Sagittarius A*)، سیاه‌چاله مرکزی کهکشان خودمان رسید. جرم آن تنها حدود چهار میلیون برابر خورشید و فاصله‌اش ۲۷ هزار سال نوری است؛ بنابراین سایه‌اش کوچک‌تر و ثبت آن دشوارتر بود. بدتر از آن، گاز پیرامون این سیاه‌چاله در مقیاس چند دقیقه تغییر می‌کند، در حالی که رصدهای تلسکوپ افق رویداد در طول شبانه‌روز انجام می‌شود. افزون بر این، نور در مسیر رسیدن به ما از میان ابرهای الکترون‌های میان‌ستاره‌ای می‌گذرد و مانند شیشه مات دچار پراکندگی می‌شود. بازیابی تصویر از چنین داده‌ای، کاری به‌مراتب ظریف‌تر بود.

فیزیک نهفته در یک حلقه

ارزش این تصاویر در زیبایی‌شان نیست، بلکه در چیزی است که می‌توان از آن‌ها اندازه گرفت. قطر حلقه به جرم سیاه‌چاله و فاصله آن بستگی دارد؛ از این رو تصویر، جرم را به شکلی مستقل از روش‌های پیشین تأیید می‌کند و هم‌زمان آزمونی برای پیش‌بینی‌های نسبیت عام (general relativity) در میدان گرانشی بسیار نیرومند فراهم می‌آورد.

در سال ۲۰۲۱ انتشار داده‌های قطبش (polarization) نور نشان داد که میدان مغناطیسی پیرامون سیاه‌چاله ساختاری منظم و مارپیچی دارد. این یافته کلیدی است، زیرا فواره‌های عظیم پلاسمایی که از مرکز برخی کهکشان‌ها بیرون می‌زنند، به‌احتمال زیاد توسط همین میدان‌های مغناطیسی شکل می‌گیرند و ماده را تا سرعت‌های نزدیک به سرعت نور شتاب می‌دهند.

گام بعدی: از عکس تا فیلم

نسل بعدی این پروژه در حال گسترش است. افزودن آنتن‌های تازه، رصد در چند طول‌موج به‌طور هم‌زمان و به‌کارگیری تلسکوپ‌های مداری می‌تواند تصاویر را تیزتر و پوشش داده‌ها را کامل‌تر کند. هدف نهایی جاه‌طلبانه است: نه یک تصویر ثابت، بلکه ثبت تغییرات سایه در طول زمان؛ چیزی شبیه فیلمی کوتاه از ماده‌ای که با سرعت‌های نسبیتی گرد سیاه‌چاله می‌چرخد. آن روز، اخترشناسان نه فقط از یک جسم، بلکه از دینامیک فضا-زمان در شدیدترین حالت ممکن تصویر خواهند داشت.