Jeśli w wyszukiwarce internetowej wpiszecie „czarna dziura”, to otrzymacie długą listę adresów, pod którymi nie tylko uzyskacie wiedzę na temat czarnych dziur, ale także wiele niezwykłych, kolorowych, a nawet spektakularnych „zdjęć”. Ale tak naprawdę są to tylko wizualizacje czy raczej wizje artystyczne czarnych dziur. 

Prawda jest taka, że te piękne wizualizacje przedstawiają tylko nasze wyobrażenia i przypuszczenia tego, jak mogą „wyglądać” czarne dziury. Trzeba bowiem pamiętać, że natura czarnych dziur jest taka, iż z uwagi na wpływ grawitacji, nic – łącznie ze światłem – nie może opuścić tego obszaru czasoprzestrzeni. Otaczający czarną dziurę tzw. horyzont zdarzeń wyznacza granicę bez powrotu. Prawa mechaniki kwantowej przewidują, że czarne dziury emitują promieniowanie jak ciało doskonale czarne o niezerowej temperaturze, co sprawia, że bardzo trudno je zaobserwować. Dodajmy do tego fakt, że czarne dziury są bardzo daleko od Ziemi, a zatem są całkowicie niewidoczne dla nas. O ich obecności wnioskuje się na podstawie ich oddziaływania z otaczającą materią oraz światłem i innymi rodzajami promieniowania elektromagnetycznego.

Fizycy jednak nie zamierzają rezygnować z prób obserwacji czarnych dziur. Zespół naukowców z Computer Science and Artificial Intelligence Laboratory należącego do Massachusetts Institute of Technology (MIT), The Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics oraz MIT Haystack Observatory opracował nowy algorytm, który może pomóc im „wyprodukować” pierwszy rzeczywisty obraz czarnej dziury.

Algorytm połączy ze sobą dane zebrane z radioteleskopów rozsianych po całym świecie, pod auspicjami międzynarodowej współpracy zwanej The Event Horizon Telescope (Teleskopem Horyzontu Zdarzeń). Projekt ma na celu „użycie” całej planety jako ogromnej czaszy radioteleskopu. Sieć ta będzie miała odpowiednią rozdzielczość, żeby dostrzec obrys horyzontu zdarzeń czarnej dziury.

– Fale radiowe mają wiele zalet – mówi Katie Bouman, absolwentka elektrotechniki i informatyki na MIT, która doprowadziła do opracowania nowego algorytmu. – Podobnie jak częstotliwość radiowa „przechodzi” przez ściany, tak przenika pył galaktyczny. Nigdy nie będziemy w stanie zobaczyć centrum naszej galaktyki w zakresie widzialnym, ponieważ jest tam zbyt wiele materiału.

Z powodu swojej długości fale radiowe wymagają dużych czasz antenowych. Radioteleskop o największej pojedynczej czaszy na świecie, mającej średnicę 305 metrów, znajduje się w okolicach miejscowości Arecibo w Portoryko.

Rozwiązanie przyjęte w projekcie The Event Horizon Telescope ma polegać na koordynowaniu pomiarów wykonywanych przez radioteleskopy znajdujące się w szeroko rozbieżnych lokalizacjach. Obecnie do udziału w projekcie zgłosiło się sześć obserwatoriów. To zdecydowanie za mało. Ale gdyby było ich nawet dwa razy więcej, to i tak oznacza duże braki w danych, jako że średnica całej „czaszy” zbliża się do 10 000 km. Wypełnienie tych szczelin jest celem algorytmu Bouman, która swój nowy algorytm nazwała CHIRP od „Continuous High-resolution Image Reconstruction using Patch priors”.

The Event Horizon Telescope wykorzystuje technikę zwaną interferometrią, która łączy sygnały wykryte przez pary teleskopów, tak że sygnały interferują ze sobą nawzajem. Jest to tzw. interferometria wielkobazowa lub interferometria międzykontynentalna (ang. Very Long Baseline Interferometry, VLBI) – rodzaj interferometrii, w której dane odbierane przez niezależne od siebie radioteleskopy, znajdujące się w znacznej odległości od siebie (np. na różnych kontynentach) są zapisywane razem z dokładnym czasem obserwacji (najczęściej wyznaczanym na podstawie wskazań miejscowego zegara atomowego) i przechowywane do późniejszej analizy. Algorytm CHIRP może być zastosowany do dowolnego systemu obrazowania, który wykorzystuje interferometrię radiową.

Zazwyczaj sygnał astronomiczny dociera z dwóch teleskopów w nieco innym czasie. Uwzględnienie tej różnicy jest niezbędne do wydobywania informacji z tego sygnału, ale atmosfera Ziemi może spowolnić fale radiowe, powiększając różnicę w czasie przybycia i zrzucania danych. Bouman przyjęła sprytne algebraiczne rozwiązanie tego problemu. Jeśli pomiary z trzech teleskopów są mnożone, dodatkowe opóźnienia powodowane przez „hałas” atmosferyczny znoszą się nawzajem. To oznacza, że każdy nowy pomiar wymaga danych z trzech teleskopów, a nie tylko dwóch, ale za to zwiększenie precyzji nadrabia braki informacji.

Nawet z odfiltrowanym hałasem atmosferycznym, pomiary z zaledwie kilku teleskopów rozrzuconych na całym świecie są niepełne; jakakolwiek liczba możliwych obrazów mogłaby dopasować dane do siebie. Następnym zatem krokiem jest montaż obrazu, który pasuje zarówno do danych, jak i spełnia pewne oczekiwania dotyczące tego, jak zdjęcia wyglądają.

Algorytm tradycyjnie wykorzystuje dane interferometryczne, zakłada, że ​​obraz jest zbiorem pojedynczych punktów świetlnych i stara się znaleźć te punkty, których jasność i lokalizacja najlepiej zgadzają się z danymi. Następnie algorytm „rozmazuje” razem blisko położone jasne punkty, aby zachować ciągłość obrazu astronomicznego. W celu uzyskania bardziej wiarygodnego obrazu CHIRP wykorzystuje model, który jest nieco bardziej złożony niż pojedyncze punkty, ale nadal jest matematycznie łatwy do obróbki. Można myśleć o modelu jako arkuszu pokrytym regularnie rozmieszczonymi stożkami, których wysokość różni się, ale zasada jest taka, że wszystkie mają taką samą średnicę. Dopasowanie modelu do danych interferometrycznych jest sprawą regulacji wysokości stożków, która może wynosić zero na długich odcinkach odpowiadających płaskiemu arkuszowi.

Przełożenie modelu na obraz widzialny jest jak drapowanie plastikowej folii nad arkuszem. Folia będzie ciasno ułożona między pobliskimi szczytami, ale będzie opadać w dół na bokach stożków sąsiadujących regionów płaskich. Wysokość folii odpowiada jasności obrazu. Ponieważ wysokość ciągle się zmienia, model zachowuje naturalną ciągłość obrazu.

Oczywiście stożki Bouman są matematyczną abstrakcją, a plastikowa folia jest wirtualną „kopertą”, której wysokość jest ustalona obliczeniowo. W rzeczywistości, obiekty matematyczne zwane klinami, których łuk przypomina parabolę, okazały się w większości przypadków lepsze niż stożki. Jednakże podstawowa idea jest taka sama.

Bouman przygotowała dużą bazę syntetycznych obrazów astronomicznych i pomiarów, uzyskanych z różnych teleskopów. Autorka badań przedstawi swoje wyniki podczas konferencji „Computer Vision and Pattern Recognition”, która będzie się odbywała od 27 do 30 czerwca 2016 roku w Las Vegas (USA).

Opracowano na podstawie:
A method to image black holes

Symulowany widok czarnej dziury umieszczonej przed Wielkim Obłokiem Magellana. By User:Alain r (Own work) [CC BY-SA 2.5 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/2.5)], via Wikimedia Commons
Słowa kluczowe (Tagi):