Warum enthält das Event Horizon Telescope (EHT) keine Teleskope aus Afrika, Asien oder Australien?

Würde es den Durchmesser vergrößern, wenn sie etwas von dort einschließen würden?

Nein. Zumindest nicht viel. Die Teleskope sind bereits ungefähr 20.000 km voneinander entfernt, sodass Sie keine längere Basislinie erstellen können, die noch eine gleichzeitige Sicht auf das Ziel hat.

Vergiss nicht: Die Erde ist eine Kugel. Nur eine Hälfte dieser Sphäre kann M87 gleichzeitig beobachten.

Teleskope in der östlichen Hemisphäre würden mehr Beobachtungen ermöglichen, aber ich weiß nicht, ob das eine Verbesserung gegenüber dem bringen würde, was sie bereits hatten.

Warum enthält das Event Horizon Telescope (EHT) keine Teleskope aus Afrika, Asien oder Australien? Warum wurden sie nicht aufgenommen?

Afrika verfügt nicht über ein Radioteleskop im erforderlichen Frequenzbereich (230-450 GHz), um am EHT-Array teilzunehmen. Für Asien listet Wikipedia das „ Yevpatoria RT-70 Radioteleskop “ auf, das bis zu 300 GHz fähig ist und sich im Westen der Krim befindet . Für Australien listet Wikipedia das „ Parkes Observatory “ auf, dessen Frequenz ebenfalls zu niedrig ist , mit maximal 26 GHz. In Japan gibt es das „ Nobeyama Millimeter Array “, das aber nur bis 230 GHz geht.

Die einzigen Radioteleskope, die den erforderlichen Frequenzbereich erreichen (laut Wikipedia-Webseite , die möglicherweise keine vollständige Liste darstellt), sind:

• Radioteleskop Galenki RT-70 (Russland) (Unvollständige englische Wikipedia- Webseite) (Vollständigere russische Wikipedia- Webseite, übersetzt) ​​( Google Maps )

• Das Large Latin American Millimeter Array (LLAMA) befindet sich im Bau und soll nach seiner Fertigstellung zwischen 40 und 900 GHz arbeiten. ( Google Maps zeigt einige Grabarbeiten, und das „ Technological Scientific Center CONICET La Plata “ zeigt, wie die Lastwagen beladen werden (am 19. Januar 2018), aber es scheint nicht, dass es dieses Jahr fertig wird.

• South Pole Telescope (Google Maps und andere, die ich überprüft habe, zeigen nicht so weit südlich im Detail, aber sie haben eine Google Maps-Foto-Webseite und -Website ). Es ist nicht klar, ob dieses Radioteleskop die erforderliche Frequenz erreicht, aber es hat aufgrund seiner einzigartigen Lage eine kontinuierliche Sicht auf den südlichen Himmel.

• Solar Submillimeter Telescope (SST) (Provinz San Juan, Argentinien) ( Google Maps )

Wie Sie sehen können, ist die Liste sicherlich unvollständig. Eine weitere Liste der Radioteleskope der Welt ist die Website TheSkyIsNotTheLimit.org , die diese Grafik anbietet:

Wenn Sie Google Earth auf das Atacama Pathfinder Experiment (APEX), das Zentrum des EHT-Arrays, zentrieren, werden Sie feststellen, dass diese anderen Radioteleskope nicht in der Ansicht enthalten sind:

Würde es den Durchmesser vergrößern, wenn sie etwas von dort einschließen würden? Wenn ja, warum haben sie es nicht getan?

Die Westküste Afrikas könnte helfen, wenn sie ein modernes Radioteleskop auf einem Berggipfel hätte, aber sie haben es nicht. Trotzdem würde ein solches Radioteleskop seitwärts durch die Dicke der Atmosphäre über dem Ozean zeigen; Radioteleskope funktionieren am besten, wenn sie nach oben zeigen, und Sie möchten, dass die Schwenkfähigkeit nicht auf einen begrenzten Bewegungsbereich beschränkt ist. Solche entfernten Punkte in der Anordnung werden gleichzeitig nur für eine kurze Zeitspanne aktiv sein, aber sie dienen als Übergabe, wenn einer in Position rotiert und der andere aus dem Blickfeld gedreht wird.

Wenn Sie den Globus ein wenig drehen, verlieren Sie Hawaii, gewinnen aber Westeuropa (einschließlich der Krim, falls sie aufgerüstet werden) und die Westküste Afrikas, einschließlich des Gamsbergs (in unmittelbarer Nähe des High Energy Stereoscopic System (HESS)) in Namibia :

Ein Grund, sich für Gamsberg zu interessieren, liegt darin, dass der Berg im Besitz der „ Internationalen Amateursternwarte “, kurz IAS genannt, ist. Es wurde im März 1999 in Deutschland von einer Gruppe engagierter Amateurastronomen gegründet und vom Max-Planck-Institut für Astronomie unterstützt. Dieses Bild erzählt die Geschichte:

Zu Gamsberg gibt es Diskussionen, siehe: " The African Millimeter Telescope " (Juni 2017), von Michael Backes, Cornelia Müller, John E. Conway und Roger Deane, auf Seite 1:

„Obwohl das EHT bereits ein beeindruckendes VLBI-Netzwerk von mm-Wellen-Radioteleskopen darstellt, ist ihre räumliche Verteilung auf ganz Amerika konzentriert, was ihre Möglichkeiten einschränkt. Eine erhebliche Verbesserung kann durch Hinzufügen eines einzelnen mm-Wellen-Radioteleskops in Afrika erreicht werden, das nominell genannt wird das Afrika-Millimeter-Teleskop.

3. Das Afrika-Millimeter-Teleskop

Hinzufügen des Africa Millimeter Telescope (AMT)$^{12}$, ein einzelnes mm-Wellen-Radioteleskop auf dem afrikanischen Kontinent, an das EHT-Netzwerk wird die Abdeckung in der erheblich erhöhen$u$-$v$-Ebene (siehe Abb.2). Dies wird die Bildgebungsfähigkeiten des EHT erheblich verbessern und somit seine Fähigkeiten erweitern, den „Schatten“ von Sgr A∗ direkt abzubilden. Insbesondere wird es dem „Eastern Sub-Array“, einschließlich des IRAM 30-m-Teleskops, NOEMA, SPT, ALMA und AMT, ermöglichen, bildgebende Beobachtungen durchzuführen, wodurch das EHT um einen erheblichen Teil der täglichen Beobachtungszeit von Sgr A∗ erweitert wird (siehe Abb. 1 rechts). Wie in Abb. 1 wird das AMT gemeinsame Basislinien für Beobachtungen von Sgr A∗ mit allen hochempfindlichen Teleskopen (dem IRAM 30-m-Teleskop auf Pico Veleta, NOEMA, ALMA und dem LMT) sowie mit allen anderen EHT-Teleskopen haben. Der$u$−$v$-Ebenenabdeckung der aktuellen EHT-Konfiguration ist in Abbildung 2 dargestellt; enthalten ist die Verbesserung der Abdeckung durch Hinzufügen des AMT.

Abbildung 1 : Baselines des aktuellen EHT VLBI-Netzwerks (in Gelb) und zusätzliche Baselines, die vom AMT bereitgestellt werden (in Rot). Hinweis: Das Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA) stellte die Beobachtungen 2015 ein, IRAM PV bezeichnet das IRAM 30-m-Teleskop auf dem Pico del Veleta, Plateau de Bure bezeichnet NOEMA und Gamsberg bezeichnet das AMT.

...

Zu den potenziellen Standorten auf dem afrikanischen Kontinent, an denen Sgr A∗ bei Elevationswinkeln ≥ 40° beobachtet werden kann und die sich in ausreichender Höhe befinden, um eine durchschnittliche niederschlagbare Wasserdampfsäule von weniger als 6 mm zu gewährleisten, gehören Standorte auf dem Mt. Kilimanjaro (≥ 4.300 m ü.M. ) . ) in Tansania und der Sani Pass in den Drakensbergen in Lesotho (≥ 3.050 m ü.M.). Vor allem wegen der zeitlichen Überschneidung der Sichtbarkeit von Sgr A∗ mit den mm-Wellen-Teleskopen in Amerika wurde jedoch der westlichste Standort, Mt. Gamsberg (2.347 m ü.M.) in Namibia als primärer Standort für weitere Untersuchungen ausgewählt. Weitere stützende Argumente für diesen Standort sind, dass das Grundstück der Max-Planck-Gesellschaft gehört , und dass dieRegierung von Namibia fördert die Entwicklung der Astronomie sehr.

Die Hinzufügung von Gamsberg wird die Abdeckung erheblich verbessern, aber der Bau wurde noch nicht genehmigt.

Im Allgemeinen steigt die Genauigkeit von Bildern, die von einem interferometrischen Array erzeugt werden, wenn zusätzliche Teleskope zu dem Array hinzugefügt werden.

Ja, aber wenn Sie irgendwo einen hinzufügen, maximiert das Hinzufügen eines oder mehrerer an perfekten Standorten die Rendite der enormen Investition.

In „ Synthesis Imaging in Radio Astronomy II “, einer Sammlung von Vorträgen der sechsten NRAO/NMIMT Synthesis Imaging Summer School. Herausgegeben von GB Taylor, CL Carilli und RA Perley. ASP-Konferenzreihe, Vol. 3, No. 180, 1999 ( .PDF - Warnung: 43 MB ):

Dies ist eine Sammlung von Papieren, auf Seite 537:

27. Interferometrisches Array-Design

MA Holdaway & Tamara T. Helfer
National Radio Astronomy Observatory, Tucson, AZ 85721, USA

Abstrakt. Wir untersuchen einige der Prinzipien, die zum Design von radiointerferometrischen Arrays und Array-Konfigurationen führen, einschließlich sowohl abstrakter Themen wie Empfindlichkeit und Abdeckung der Fourier-Ebene als auch praktischer Probleme wie bewegliche Antennen und topografische Einschränkungen des Standorts. Wir stützen uns auf das Design und die Geschichte bestehender Arrays und geben auch einen Einblick, welche Ideen und Algorithmen beim Design neuer Instrumente wie dem Submillimeter Array (SMA) und dem Millimeter Array (MMA) helfen.

1. Einleitung

Das Array-Design kann eine Vielzahl von Themen umfassen: Wie viele Antennen sollte das Teleskop haben und wie groß sollten sie sein? Gibt es astronomische Anforderungen, die einen Aspekt des Array-Layouts diktieren ? Wie viele Antennenkonfigurationen wird es geben und wie werden die verschiedenen Konfigurationen zusammenarbeiten? Wie sollen wir jede einzelne Konfiguration gestalten? Aber das zentrale Thema des Array-Designs befasst sich damit, wie die Fourier-Ebene effizient abgetastet werden kann . Jedes Interferometer oder Antennenpaar tastet zu einem bestimmten Zeitpunkt einen einzelnen Punkt in der Fourier-Ebene ab, und wir müssen die Antennen so anordnen, dass die Menge der abgetasteten Punkte es uns ermöglicht, Bilder mit hoher Qualität und hoher Empfindlichkeit zu erstellen. Da die meisten Antennen eine beträchtliche Menge an Infrastruktur mit nicht unerheblichen Kapitalkosten auf dem Boden unter ihren Basen (Antennenpads genannt) erfordern, ist es wichtig, einen guten Satz von Antennenkonfigurationen zu entwerfen, die die Fourier-Ebene angemessen abtasten, bevor das Array gebaut wird.

Das Obige gilt für kompakte Arrays (alle beteiligten Antennen sind miteinander verbunden und lokal zueinander) und VLBI, wo Daten aufgezeichnet und zu einem späteren Zeitpunkt kombiniert werden. Wenn die gemessene Wellenlänge weniger als einen Millimeter beträgt, führt jede unerwünschte Bewegung (oder nicht berücksichtigte Bewegung) von sogar einem Millimeter zu ernsthaften Fehlern, von denen jeder berechnet und entfernt werden muss; Hinterlassen mehrerer Quellen sehr kleiner Fehler (die sich zufällig addieren und voneinander subtrahieren und Rauschen einführen).

Lesen Sie weiter auf Seite 547:

4.3. VLA-Y und GMRT-Y

Der Hauptvorteil der " Y "-Konfiguration des VLA besteht darin, dass es sich um eine praktische 2-D-Anordnung von Antennen handelt, die eine angemessene 2-D-Snapshot-Fourier-Ebenenabdeckung bietet . Das Konzept der BIMA- und OVRO-„ T “-Arrays ist ähnlich. Das Schlechte an einem „ Y “ oder einem „ T “ ist, dass die Regelmäßigkeit in den Antennenrichtungen entlang der Arme zu einer Art Gitterantwort in der Punktbildfunktion führt, und dass dafür mehrere Stunden der Erdrotationssynthese benötigt werden die Fourier-Abtastungen, um dieses Defizit zu überwinden.

Die " Y "- und " T "-Konfigurationen sind Kompromisse : Sie versuchen, die Bequemlichkeit eines 1-D-Arrays bei der Rekonfiguration der Antennen beizubehalten, möchten aber auch eine gute Fourier-Ebenen-Abdeckung erhalten. Als solche sind sie wie Arrays der fraktalen Dimension 1,5: besser als 1-D, nicht so gut wie vollständig 2-D-Arrays. Beispiele für die Abdeckung und Strahlen des VLA für einen Schnappschuss und eine vollständige Spur sind in den Abbildungen 27-3 und 27-4 dargestellt.

Das Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) in Indien hat 14 innere Antennen in einer 1-km-Konfiguration und 16 in einer äußeren Konfiguration in Form eines unregelmäßigen „ Y “ (siehe Abbildung 27-5). Die beiden Konfigurationen werden oft separat verwendet (die 30-m-Antennen wurden nicht für eine Rekonfiguration entwickelt). Die Unregelmäßigkeit des „ Y “ rührt hauptsächlich davon her, wo Land gewonnen werden konnte, aber es erzeugt auch einen Schnappschussstrahl mit 16 Antennen, der viel niedrigere Seitenkeulen hat als der VLA-Schnappschussstrahl mit 27 Antennen.

Die Wye (Y-förmige) Konfiguration verwendet die wenigsten Antennengruppen, um das beste Ergebnis zu erzielen, indem genügend Punkte ausgefüllt werden, die es bequem machen, die Fourier-Ebene mit einem optimierten Algorithmus auszufüllen, es ist auch praktisch, eine solche Form auf bestehenden Kontinenten zu positionieren. Ein fünfarmiger Stern liefert bessere Ergebnisse, wiederum mit weniger Antennen, ist aber offensichtlich teurer als die Sternkonfiguration. Die besten Konfigurationen, wie der zufällig gefüllte Kreis, passen nicht auf mehrere Kontinente und die dazwischen liegenden Ozeane.

Beachten Sie die Y -förmige Konfiguration der aktuellen EHT-Array-Sites in der Frage von Benutzer rugk. Mehr Standorte in einem schmalen Teil des Erdumfangs ermöglichen erhöhte Kapazitäten, aber wenn ein bestimmter Sektor kompetent (Kapazität) abgedeckt ist, bedeutet dies eine Verdoppelung der Ressourcen und eine Verlängerung der Verarbeitungszeit im Vergleich zu einem perfekten Standort, der ein Loch füllt . Ein Standort nahe am Rand ist nützlich, um das Beobachtungsfenster zu vergrößern, aber ein Standort, der zu weit entfernt ist, um gleichzeitig mit einer ausreichenden Anzahl anderer Standorte beobachten zu können, ist nicht annähernd so nützlich. Unabhängig davon, wo sich der Standort befindet, muss er in der Lage sein, mit den erforderlichen Frequenzen zu arbeiten, und über genügend Empfindlichkeit verfügen, um nützliche Daten in dieser Entfernung zu sammeln. Es ist eine große Aufgabe.

tl; dr: Die Antwort von @Hobbes ist nachweislich falsch; das EHT nimmt einen großen Teil seiner Daten, wenn das Ziel von einem der äußersten Standorte aus nicht sichtbar ist.

Wenn es Standorte gäbe, die über die ganze Erde verteilt wären, wäre es enorm vorteilhaft, von allen zu sammeln, und die Bildauflösung würde sich durch das Hinzufügen von Daten mit längerer Dauer und mehr Vielfalt in Basislinienvektoren verbessern.

Wie von @AtmosphericPrisonEscape hervorgehoben : Die Hauptanforderungen für einen Standort, der im Event Horizon Telescope verwendet werden soll, umfassen:

1. Rauscharmer, stabiler Empfang bei 230 GHz (1,30 Millimeter Wellenlänge)
2. Hohe Höhe zur Minimierung von Dämpfung und Streuung bei 230 GHz durch atmosphärisches Wasser
3. Digitalisierung mehrerer 2 GHz breiter Kanäle nahe 230 GHz für eine Gesamtdigitalisierungsrate von 32 Gigabit/Sekunde. Nicht zu viele Websites sind für all dies ausgestattet! Siehe diese Antwort .
4. Infrastruktur zum Kalibrieren, Überwachen des atmosphärischen Wassers, Aufzeichnen und Speichern riesiger Datenmengen, Überwachen von GPS-Zeitsignalen und Unterstützen einer Atomuhr vor Ort mit ausreichender Genauigkeit zum Zeitstempeln dieser 1,3-Millimeter-Wellenlängensignale.

Nicht so viele Standorte können derzeit alle diese Anforderungen gleichzeitig und ausreichend unterstützen. Aber das könnte in Zukunft wachsen.

Bei einer Wellenlänge von 1,30 Millimetern (230 GHz) muss eine riesige Schüsselantenne eine parabolische Form mit einer Genauigkeit in der Größenordnung von Hunderten von Mikrometern beibehalten, während sich die Schüssel während der Beobachtung auf und ab neigt. Gerichte mit einer solchen Oberflächengenauigkeit sind rar gesät.

Es gibt eine weitere Überlegung. Das EHT muss eine "Filmkamera" sein, weil sich die wirbelnde Akkretionsscheibe um das Schwarze Loch (das Ding tatsächlich abbildet) ständig verändert. Für das M87-Objekt ändern sich die Dinge langsamer als für das Schwarze Loch im Zentrum unserer Milchstraße ( Tage statt Minuten ). Sie würden wirklich eine Teleskopabdeckung rund um die Welt wünschen, um Beobachtungen rund um die Uhr zu ermöglichen.

Die Ergebnisse werden in vier Hauptartikeln beschrieben (es gibt/werden weitere geben):

• Abhandlung I. Erste Ergebnisse des M87 Event Horizon Telescope. I. Der Schatten des supermassiven Schwarzen Lochs
• Papier II. Erste Ergebnisse des M87 Event Horizon Telescope. II. Array und Instrumentierung
• Papier III. Erste Ergebnisse des M87 Event Horizon Telescope. III. Datenverarbeitung und Kalibrierung
• Papier IV. Erste Ergebnisse des M87 Event Horizon Telescope. IV. Bildgebung des zentralen supermassiven Schwarzen Lochs

Während die einfache Ansicht lautet, dass die Auflösung durch die am weitesten entfernte Basislinie bestimmt wird, von der aus die Quelle gleichzeitig sichtbar ist, ist die Situation nuancierter, da wir dies bei so wenigen Standorten wirklich nicht als Blende im herkömmlichen Sinne bezeichnen können. Sie können also immer noch eine Teilmenge aller möglichen Basislinien verwenden, um fehlende Informationen "aufzufüllen" und die Bildrekonstruktion zu verbessern.

Sie können sehen, wie zwischen 04:00 und 06:00 UTC der östlichste Standort (PV; 30-m-Schüssel in (Spanien)) abschaltet und die westlichsten Standorte (JCMT (Hawaii), SMA (Hawaii)) online gehen.

Eine kurze Lektüre legt nahe, dass sie die Verwendung der Daten von einem bestimmten Standort einstellen, wenn das Objekt an diesem Standort unter 20 Grad Höhe über dem Horizont fällt.

Im zweiten Bild unten sehen Sie alle verwendeten Websites. Die durchgezogenen Linien geben Basislinien an, die verwendet werden, um das Bild zu erzeugen, die gestrichelten Linien zeigen Basislinien an, die verwendet werden, um Daten für die Kalibrierung des EHT-Netzwerks zu sammeln.

Abbildung 2. (von Papier III ). EHT 2017 Beobachtungszeitpläne für M87 und 3C 279, die die vier Beobachtungstage abdecken. Leere Rechtecke stellen Scans dar, die geplant waren, aber aufgrund von Wetter, unzureichender Empfindlichkeit oder technischen Problemen nicht erfolgreich durchgeführt wurden. Die ausgefüllten Rechtecke stellen Scans dar, die Erkennungen entsprechen, die im endgültigen Datensatz verfügbar sind. Die Scandauer variiert zwischen 3 und 7 Minuten, was sich in der Breite jedes Rechtecks ​​widerspiegelt.

Abbildung 1. (von Papier I ). Acht Stationen der EHT-Kampagne 2017 an sechs geografischen Orten, von der Äquatorialebene aus gesehen. Durchgezogene Grundlinien repräsentieren die gegenseitige Sichtbarkeit auf M87* (+12° Deklination). Die gestrichelten Basislinien wurden für die Kalibrierungsquelle 3C279 verwendet (siehe Papiere III und IV ).