블랙홀을 포착하는 데 필요한 것

컴퓨터 이미징과 일반 상대론적 모델링의 발전은 페타바이트 단위의 망원경 데이터를 이해하는 데 도움이 됐다.

지난 6월, 사건 지평선 망원경 팀의 구성원들은 8개의 망원경의 데이터를 하나의 선명한 이미지로 결합할 수 있는지 알아보기 위해 메사추세츠 주 캠브리지에 모였다. 연구원들은 그들을 위해 그들의 연구를 준비했다. 2017년 4월, EHT 망원경은 처녀자리 은하단에서 5,500만 광년 떨어진 타원 은하인 메시에 87의 초대질량 블랙홀을 관측했다. M87의 중심 블랙홀(M87*)의 시직경은 40 마이크로초로, 워싱턴 DC에서 볼 때 로스앤젤레스의 4분의 1에 해당하는 크기이다. 망원경(일부 단일 접시, 다른 다중 기구 배열, 그리고 모두 체계적인 소음에 민감한)은 작은 목표물을 약간 다른 각도에서 바라보았고, 1.3mm 파장의 광자를 수집할 때 다양한 정도의 대기 난기류를 만났다. 매우 긴 기준선 간섭법으로 알려진, 멀리 떨어진 전파 망원경을 연결하여 그들 사이의 거리 크기의 가상 망원경을 형성하는 기술은 새로운 것이 아니었다. 그러나 그 누구도 지름이 겨우 40 μm인 것을 보기 위해 그렇게 짧은 파장에서 그렇게 많은 망원경의 데이터를 크런치하려고 시도한 적이 없었다. 우리가 지금 알고 있는 바와 같이, EHT 팀은 MIT의 프로젝트 리더인 셰퍼드 도엘먼이 4월 10일 워싱턴에서 열린 기자회견에서 말했듯이 "보이지 않는 것을 보는" 데 성공했다. 그와 그의 동료들이 바라던 대로, 연구팀은 내부로 움직이는 광자가 더 이상 빠져나올 기회가 없는 블랙홀의 중심으로부터의 거리인 광자 궤도 반경 바로 바깥에서 과열된 플라스마 줄무늬를 해결할 수 있었다. 이미지가 어떻게 만들어졌는지에 대한 자세한 내용, 특히 파생된 이미지를 검증하는 계산 처리 및 시뮬레이션은 천체물리학 저널 레터에 발표된 일련의 논문에 나타난다.

블랙홀을 촬영하는 첫 번째 단계는 거대한 가상 전파 망원경을 개발하는 것이었다. 돌먼과 그의 팀은 애리조나, 하와이, 멕시코, 칠레, 스페인, 남극의 6개 지점의 8개 관측소에서 이루어진 관측을 조정함으로써 이 업적을 달성했습니다. 2017년 4월 5일, 6일, 10일, 11일에 걸쳐 3분에서 7분간의 여러 번의 스캔을 통해 망원경들은 보정 목적으로 다른 물체들과 함께 M87*을 관측했다. 이후 몇 달 동안 각 망원경 관측소에 설치된 원자 시계에서 추출한 시간이 스탬프로 찍힌 데이터가 포함된 하드 드라이브가 MIT와 독일 본에 있는 막스 플랑크 전파 천문학 연구소로 배송됐다. 거기서 데이터 세트는 결합, 보정, 검사 및 재보정을 여러 번 수행했다. 일단 데이터가 보정되면, 연구원들은 그것들을 하나의 정지된 이미지로 만들어야 했다. 이전의 비교 가능한 프로젝트에 대한 청사진이 없기 때문에, 공동 작업은 이미징에 전념하는 50여 명의 과학자들을 4개의 그룹으로 나누기로 결정했고, 각 그룹은 다른 방식으로 M87* 데이터를 분석할 것이다. 두 개는 CLEAN이라고 불리는 거의 반세기 전의 검증된 컴퓨터 이미징 방법에 의존했고, 나머지 두 개는 더 최근에 개발된 정규화된 최대 가능성(RML) 기술을 사용했다. 지난 몇 년 동안 케이티 부만(현재 MIT에 있으며 곧 칼텍에 합류할 예정), 앤드류 차엘(하버드) 및 동료들은 대기의 효과를 계산적으로 취소하고 점진적으로 전체 이미지를 결합함으로써 블랙홀 프로젝트를 위해 RML을 연마했다. 각 그룹의 작업은 기밀로 유지되었다. 7주간의 분석 후, 각 그룹은 최종 결과를 웹 포털에 제출했다.

영상 작업은 매사추세츠 주 케임브리지에서 열린 2018년 6월 회의에서 정점에 이르렀다. 처음 며칠 동안 네 그룹은 개별적으로 만났지만 분석의 복잡성에 대한 세부 사항을 공유하기 시작했다. 마침내 6월 25일, 전체 EHT 영상 팀은 4개의 영상을 모두 보았다. 그것들은 동일하지는 않았지만, 그들 모두는 기본적인 특징을 공유했다. 대략 40 μm의 광자 고리가 어둠의 한 구를 둘러싸고 있고, 오랫동안 찾았던 블랙홀의 실루엣이였다. "그것은 놀라운 순간이었습니다," 라고 MIT의 이미지 팀의 공동 리더인 Kazunori Akiyama가 말했다.

이번 주에 제시된 M87*의 이미지는 본질적으로 4개의 그룹 이미지를 합성한 것으로 고품질 데이터로 업데이트되었다. 케임브리지에 있는 하버드-스미스소니언 천체물리학 센터의 라메쉬 나라얀은 "모두가 '내 이미지다'라고 말할 수 있다"고 말한다. 마지막 이미지에는 블랙홀 애호가들을 위한 캣닙이 많이 포함되어 있습니다. 예를 들어, 더 밝은 남쪽 지역은 도플러 효과의 결과입니다. 그곳의 플라즈마는 우리 쪽으로 이동하고 있습니다. 그리고 보이는 광자 고리의 40% 이하의 반지름을 가진 어두운 중심 원의 깊은 곳에는 사건의 지평선, 즉 돌아오지 않는 진정한 경계가 놓여있다.

네 그룹의 이미지가 서로 일치했을 뿐만 아니라 모델의 출력도 일치했다. EHT 팀의 다른 멤버들은 먼저 EHT가 볼 수 있는 것을 예측하고 그 다음에 그것이 본 것을 검증하기 위해 일반적인 상대론적 자기 유체 역학 시뮬레이션을 개발했다. 연구원들은 플라즈마 온도, 블랙홀의 스핀 및 자속과 같은 특성에 대해 각각 약간 다른 값을 가진 수천 개의 시뮬레이션을 실행했다.

아래 시뮬레이션된 이미지 배열에서 알 수 있듯이, 모델링된 블랙홀은 측정된 것과 유사하게 보인다. 그들은 또한 EHT 팀이 목표물의 세부 사항을 파악하는 것을 도왔다. 연구진은 이미지를 시뮬레이션과 비교해 블랙홀의 광자 궤도 반경을 표시한 이미지에서 상대적으로 흐릿한 경계를 선명하게 만들고 선명한 컷오프를 확인할 수 있었다. 고리의 지름 42 ± 3 μm와 블랙홀의 지구로부터의 거리를 합치면, 연구팀은 정확한 질량을 계산할 수 있었다. 65 ± 0.7억 태양질량이다. 이는 항성 운동과 가스 역학에 기초한 M87* 질량의 이전 계산 간의 불일치를 해결한다.

이미지와 그것을 묘사하는 6개의 논문은 완성되었지만, 분석은 그렇지 않다. EHT 과학자들은 M87*과 그 상대론적 제트 주변의 자기 환경에 대한 단서를 제공할 관측에서 얻은 편광 데이터를 여전히 분석하고 있다. 2020년 봄에 11개의 망원경이 배치될 예정인 후속 관측 운행은 연구자들이 M87*의 스핀을 결정할 수 있게 해준다. 과학자들은 또한 지름이 380억 킬로미터에 달하는 거대한 덩어리 근처에서 얼마나 빨리 변화하는지를 느낄 수 있을 것이다. 2017년에 일주일 동안 연구원들은 그것의 프로필에서 명백한 변화를 관찰했다.

당연히, EHT 팀은 우리 은하의 중심에 있는 블랙홀인 궁수자리 A*도 조준하고 있다(디미트리오스 살티스와 페릴 외젤의 기사, 물리학 오늘, 2018년 4월, 70페이지 참조). 가장 큰 장애물은 시간 변동이다. 상대적으로 질량이 낮은 400만 태양은 이 별의 지름이 더 작다는 것을 의미하기 때문에 시간이 지남에 따라 M87 주변보다 훨씬 더 빠르게 시야가 변합니다."라고 아리조나 대학의 EHT 과학자 페릴 외젤은 말한다. "하지만 우리가 얻은 데이터는 충분할 것입니다." 우리의 가장 가까운 초거대 블랙홀을 해독하려면 계산 분석의 추가적인 발전이 필요할 것이다.

한편, 블랙홀 마니아들만이 그 흥분에 동참할 수 있는 것은 아니다. 블랙홀에 대한 인간의 첫 번째 견해를 제공하기 위해 요구된 컴퓨터 이미징 발전은 또한 우주 전역의 전파원 측정의 해상도를 향상시키는 데 도움이 될 수 있다.