Por que o Event Horizon Telescope (EHT) não inclui telescópios da África, Ásia ou Austrália?

O Event Horizon Telescope parece incluir atualmente estes radiotelescópios:

Imagem do Observatório Europeu do Sul (ESO) / O. Furtak; Licenciado para CC-BY 4.0 , consulte a fonte no Wikipedia Commons e o link da imagem original .

Veja também o mapa e a lista no site oficial .

Diz-se também que ele tem um "diâmetro efetivo de todo o planeta". Mas é impressionante, não inclui metade da terra ... Não possui telescópios na África, Ásia ou Austrália .

Assim:

• Por que eles não foram incluídos?
• Aumentaria o diâmetro se eles incluíssem alguns de lá? Se sim, novamente, por que não? (😉)
• Ou, da mesma forma, perguntou: Como pode ser o diâmetro da Terra se apenas a metade da Terra estiver incluída na rede?

Por favor, tente explicá-lo de uma maneira simples primeiro. Eu não sou astrônomo.

O que eu notei até agora ao vasculhar suas páginas oficiais é que eles escrevem aqui :

À medida que mais telescópios são adicionados ao EHT, poderemos produzir imagens da emissão em torno de buracos negros. Em geral, a fidelidade das imagens produzidas por uma matriz interferométrica aumenta à medida que telescópios adicionais são adicionados à matriz.

Isso parece apoiar minha pergunta de por que eles não usaram possibilidades na Ásia mais ou menos ... Acho que também faria sentido ter uma distribuição mais ou menos uniforme em todo o planeta (ou isso não importa?), É por isso que " ponto "na África também pode fazer sentido…

Por que o Event Horizon Telescope (EHT) não inclui telescópios da África, Ásia ou Austrália? Por que eles não foram incluídos?

A África não possui um radiotelescópio na faixa de freqüência necessária (230-450GHz) para participar do EHT. Para a Ásia, a Wikipedia lista o " radiotelescópio Yevpatoria RT-70 " com capacidade de até 300 GHz e localizado no oeste da Crimeia . Para a Austrália, a Wikipedia lista o " Parkes Observatory ", cuja frequência também é muito baixa , com um máximo de 26 GHz. No Japão, existe o " Nobeyama Millimeter Array ", mas sobe apenas para 230 GHz.

Os únicos radiotelescópios que atingem a faixa de frequência necessária (de acordo com a página da Wikipedia , que pode não ser uma lista completa) são:

• Radiotelescópio Galenki RT-70 (Rússia) ( Página incompleta em inglês da Wikipedia ) (Página mais completa da Wikipedia em russo , traduzida) ( Google Maps )

• O grande arranjo milimétrico latino-americano (LLAMA) está em construção e deve operar entre 40-900 GHz quando concluído. (O Google Maps mostra algumas escavações e o " Centro Científico Tecnológico CONICET La Plata " mostra os caminhões sendo carregados (em 19 de janeiro de 2018), mas parece que não será concluído este ano.

• Telescópio do Pólo Sul (o Google Maps e outros que eu verifiquei não mostram esse extremo sul em nenhum detalhe, mas eles têm uma página de fotos e um site da Google Maps ). É não claro que este telescópio de rádio atinge a frequência necessária, mas ele tem visão contínua do céu do sul, devido à sua localização única.

• Telescópio submilímetro solar (SST) (Província de San Juan, Argentina) ( Google Maps )

Como você pode ver, a lista certamente está incompleta. Outra lista dos radiotelescópios do mundo é o site TheSkyIsNotTheLimit.org, que oferece este gráfico:

Se você centralizar o Google Earth no Atacama Pathfinder Experiment (APEX), o centro da matriz EHT, notará que esses outros radiotelescópios não estão incluídos na exibição:

Aumentaria o diâmetro se eles incluíssem alguns de lá? Se sim, novamente, por que não?

A costa oeste da África poderia ajudar se eles tivessem um radiotelescópio moderno no topo de uma montanha, mas não o fazem. Mesmo assim, esse radiotelescópio apontaria para os lados, através da espessura da atmosfera sobre o oceano; os radiotelescópios funcionam melhor apontando para cima e você deseja que a capacidade de deslocar, não seja restrita a uma amplitude limitada de movimento. Esses pontos distantes na matriz estarão ativos simultaneamente apenas por um curto período de tempo, mas servem como transferência quando um gira na posição e o outro gira fora da vista.

Se você girar um pouco o globo, perderá o Havaí, mas ganhará a Europa Ocidental (incluindo a Crimeia, se houver upgrade) e a costa oeste da África, incluindo a Montanha Gamsberg (nas proximidades do Sistema Estereoscópico de Alta Energia (HESS)) na Namíbia:

Um motivo para se interessar por Gamsberg é porque a montanha pertence à " Internationale Amateursternwarte ", conhecida como IAS. Foi criado na Alemanha em março de 1999 por um grupo de astrônomos amadores dedicados e apoiado pelo Instituto Max Planck de Astronomia. Esta imagem conta a história:

Há discussões em andamento com relação a Gamsberg, veja: " O Telescópio Milimétrico Africano " (junho de 2017), por Michael Backes, Cornelia Müller, John E. Conway e Roger Deane, na página 1:

"Embora o EHT já constitua uma impressionante rede VLBI de radiotelescópios de onda mm, sua distribuição espacial está agrupada nas Américas, limitando assim suas capacidades. Melhorias significativas podem ser alcançadas com a adição de um único radiotelescópio de onda mm na África, chamado nominalmente o telescópio milimétrico da África.

3. O Telescópio Milimétrico da África

A adição do Telescópio Milimétrico da África (AMT) , um único radiotelescópio de onda mm no continente africano, à rede EHT aumentará significativamente a cobertura no plano - (veja a figura 2). Isso melhorará bastante os recursos de imagem do EHT e, portanto, aprimorará seus recursos para criar uma imagem direta da 'sombra' de Sgr A ∗. Em particular, permitirá que o 'subconjunto leste', incluindo o telescópio IRAM de 30 m, NOEMA, SPT, ALMA e AMT, realize observações de imagem, adicionando assim uma quantidade significativa de tempo diário de observação de Sgr A ∗ ao EHT$^{12}$$u$$v$(veja a fig. 1 à direita). Como mostrado na fig. 1, a AMT terá linhas de base comuns para observações de Sgr A ∗ com todos os telescópios de alta sensibilidade (o telescópio IRAM de 30 m no Pico Veleta, NOEMA, ALMA e LMT), bem como com todos os outros telescópios EHT. A cobertura do plano - da configuração atual do EHT é apresentada na figura 2; está incluída a melhoria na cobertura adicionando a AMT.$u$$v$

Figura 1 : Linhas de base da rede atual do EHT VLBI (em amarelo) e linhas de base adicionais fornecidas pela AMT (em vermelho). Nota: a Matriz Combinada para Pesquisa em Astronomia de Ondas Milimétricas (CARMA) cessou as observações em 2015, IRAM PV indica o telescópio IRAM de 30 m no Pico del Veleta, Plateau de Bure indica NOEMA e Gamsberg indica a AMT.

...

Locais potenciais no continente africano onde Sgr A ∗ podem ser observados em ângulos de elevação ≥ 40 ° e que estão em altitude suficientemente alta para garantir uma coluna média de vapor de água precipitável de menos de 6 mm, incluindo locais no Monte. Kilimanjaro (≥ 4.300 m de altitude) na Tanzânia e Sani Pass nas montanhas de Drakensberg no Lesoto (≥ 3.050 m de altitude). No entanto, principalmente por causa da sobreposição temporal na visibilidade de Sgr A ∗ com os telescópios de ondas mm nas Américas, o local mais ocidental, o Monte. Gamsberg (2.347 m de altitude) na Namíbia foi escolhido como o principal local para novas investigações. Argumentos de apoio adicionais para este site são que a terra pertence à Max-Planck Society e que oO governo da Namíbia é muito encorajador para o desenvolvimento da astronomia.

A adição de Gamsberg melhorará significativamente a cobertura, mas a construção ainda não foi aprovada.

Em geral , a fidelidade das imagens produzidas por uma matriz interferométrica aumenta à medida que telescópios adicionais são adicionados à matriz.

Sim, mas ao adicionar um em qualquer lugar , algo adicionando um ou mais em locais perfeitos maximiza o retorno do enorme investimento.

Em " Synthesis Imaging in Radio Astronomy II ", uma coleção de palestras da Sexta Escola de Verão da NRAO / NMIMT Synthesis Imaging. Editado por GB Taylor, CL Carilli e RA Perley. ASP Conference Series, vol. 180, 1999 ( .PDF - Aviso: 43 MB ):

Esta é uma coleção de papéis, na página 537:

27. Projeto de matriz interferométrica

MA Holdaway e Tamara T. Helfer
Observatório Nacional de Astronomia de Rádio, Tucson, AZ 85721, EUA

Resumo. Investigamos alguns dos princípios que levam ao design de matrizes de rádio interferométricas e configurações de matrizes, incluindo questões abstratas, como sensibilidade e cobertura do avião de Fourier , e questões práticas, como antenas móveis e restrições topográficas do local. Utilizamos o design e o histórico de matrizes existentes e também vislumbramos quais idéias e algoritmos estão ajudando a projetar novos instrumentos, como o Submillimeter Array (SMA) e o Millimeter Array (MMA).

1. Introdução

O design da matriz pode incluir uma variedade de tópicos: quantas antenas o telescópio deve ter e qual o tamanho delas? Existem requisitos astronômicos que determinam um aspecto do layout da matriz ? Quantas configurações de antena haverá e como as diferentes configurações trabalharão juntas? Como devemos projetar cada configuração individual? Mas o tópico central do design de matrizes trata de como amostrar eficientemente o plano de Fourier . Cada interferômetro, ou par de antenas, em um dado momento no tempo amostra um único ponto no plano de Fourier, e precisamos organizar as antenas de tal maneira que o conjunto de pontos amostrados nos permita criar imagens de alta qualidade e alta sensibilidade. Como a maioria das antenas exige uma quantidade razoável de infraestrutura com custos de capital não substanciais no solo sob suas bases (chamadas almofadas de antena), é importante projetar um bom conjunto de configurações de antena que amostrem adequadamente o plano de Fourier antes da construção do array.

O exposto acima se aplica a matrizes compactas (todas as antenas envolvidas são interconectadas e locais entre si) e ao VLBI, onde os dados são gravados e combinados posteriormente. Quando o comprimento de onda que está sendo medido é menor que um milímetro, qualquer movimento indesejado (ou não contabilizado), mesmo um milímetro, introduz erros graves, cada um dos quais precisa ser calculado e removido; deixando várias fontes de erros muito pequenos (que se acrescentam e subtraem aleatoriamente, introduzindo ruído).

Leia na página 547:

4.3 VLA-Y e GMRT-Y

O principal benefício da configuração " Y " do VLA é que é um arranjo 2-D conveniente de antenas que oferece uma cobertura razoável do plano Fourier instantâneo em 2-D . As matrizes BIMA e OVRO " T " são de conceito semelhante. As coisas ruins sobre um " Y " ou um " T " são que a regularidade nas direções da antena ao longo dos braços levará a uma espécie de resposta gradativa na função de espalhamento pontual e que levará várias horas de síntese da rotação da Terra para as amostras de Fourier para superar esse déficit.

As configurações " Y " e " T " são comprometidas : elas procuram manter a conveniência de uma matriz 1-D na reconfiguração das antenas, mas também desejam obter uma boa cobertura do avião de Fourier. Como tal, são como matrizes da dimensão fractal 1.5: melhor que 1-D, não tão boas quanto matrizes totalmente em 2-D. Exemplos para a cobertura do VLA e vigas para um instantâneo e uma faixa completa são mostrados nas Figuras 27-3 e 27-4.

O Telescópio de Rádio de Metrewave Gigante (GMRT) na Índia possui 14 antenas internas em uma configuração de 1 km e 16 em uma configuração externa na forma de um " Y " irregular (veja a Figura 27-5). As duas configurações costumam ser usadas separadamente (as antenas de 30 m não foram projetadas para reconfiguração). A irregularidade do " Y " decorre principalmente de onde a terra pode ser obtida, mas também produz um feixe de instantâneo com 16 antenas que possui lóbulos laterais muito mais baixos do que o feixe de instantâneo VLA com 27 antenas.

A configuração em estrela (em forma de Y) usa o menor número de grupos de antenas para obter o melhor resultado, preenchendo pontos suficientes para que seja conveniente preencher o plano de Fourier usando um algoritmo otimizado; também é conveniente posicionar essa forma nos continentes existentes. Uma estrela de cinco armas fornece melhores resultados, novamente com menos antenas, mas é obviamente mais cara que a configuração em estrela. As melhores configurações, como o círculo preenchido aleatoriamente, não se encaixam em múltiplos continentes e em seus oceanos intermediários.

Observe a configuração em forma de Y dos sites atuais da matriz EHT na pergunta do usuário rugk. Mais locais em uma fatia estreita da circunferência da Terra permitem maiores capacidades, mas se um setor específico é coberto com competência (capacidade), é uma duplicação de recursos e um aumento do tempo de processamento em comparação com um local perfeito que preenche um buraco . Um site que está perto da borda é útil para aumentar a janela de observação, mas um muito distante para poder observar simultaneamente com um número suficiente de outros sites não é nem de longe tão útil. Onde quer que o site esteja, ele deve ser capaz de operar nas frequências necessárias e ter sensibilidade suficiente para coletar dados úteis a essa distância. É uma tarefa difícil.

Aumentaria o diâmetro se eles incluíssem alguns de lá?

Não. Não muito, pelo menos. Os telescópios já estão a aproximadamente 20.000 km de distância, então você não pode criar uma linha de base mais longa que ainda tenha uma visão simultânea do alvo.

Não se esqueça: a Terra é uma esfera. Apenas metade dessa esfera pode observar M87 ao mesmo tempo.

Os telescópios no hemisfério oriental permitiriam mais observações, mas não sei se isso traria alguma melhoria em relação ao que eles já tinham.

dr: a resposta de @Hobbes está comprovadamente errada; o EHT obtém uma grande fração de seus dados quando o destino não é visível em um dos sites extremos.

Se houvesse sites distribuídos por toda a Terra, seria tremendamente vantajoso coletar todos eles, e a resolução da imagem melhoraria com a adição de dados de duração mais longa e mais diversidade nos vetores de linha de base.

Conforme apontado por @AtmosphericPrisonEscape: Os principais requisitos para um site a ser usado no Event Horizon Telescope incluem:

1. Baixo nível de ruído, recepção estável a 230 GHz (comprimento de onda de 1,30 milímetros)
2. Altitutde elevado para minimizar a atenuação e dispersão em 230 GHz devido à água atmosférica
3. digitalização de vários canais de 2 GHz de largura perto de 230 GHz, para uma taxa total de digitalização de 32 Gigabits / segundo. Poucos sites estão equipados para fazer tudo isso! Veja esta resposta .
4. infraestrutura para calibrar, monitorar a água atmosférica, registrar e armazenar grandes quantidades de dados, monitorar os sinais de tempo do GPS e oferecer suporte ao relógio atômico no local com precisão suficiente para a marcação do tempo desses sinais de comprimento de onda de 1,3 milímetro.

Atualmente, não há muitos sites que possam suportar todos esses requisitos simultaneamente e suficientemente. Mas isso pode crescer no futuro.

A 1,30 mm de comprimento de onda (230 GHz), uma enorme antena parabólica deve manter uma forma parabólica com uma precisão de ordem de centenas de mícrons enquanto a antena se inclina para cima e para baixo durante as observações. Pratos com precisão superficial como essa são poucos e distantes entre si.

Há uma consideração adicional. O EHT precisa ser uma "câmera de filme", ​​porque o disco de acúmulo em volta do buraco negro (a coisa na verdade são imagens) está mudando constantemente. Para o objeto M87, as coisas mudam mais lentamente do que para o buraco negro no centro da nossa Via Láctea ( dias versus minutos ), você realmente gostaria de ter uma cobertura de telescópio mundial para produzir observações 24 horas por dia.

Os resultados estão descritos em quatro documentos principais (há / haverá mais):

• Documento I. Primeiros Resultados do Telescópio Horizonte de Eventos M87. I. A sombra do buraco negro supermassivo
• Artigo II. Primeiros resultados do telescópio horizonte de eventos M87. II Matriz e Instrumentação
• Artigo III. Primeiros resultados do telescópio horizonte de eventos M87. III Processamento e calibração de dados
• Artigo IV. Primeiros resultados do telescópio horizonte de eventos M87. IV Imagem do buraco negro supermassivo central

Embora a visão simples seja de que a resolução é determinada pela linha de base mais distante da qual a fonte é visível simultaneamente, a situação é mais sutil porque, com tão poucos sites, não podemos chamar isso de abertura no sentido convencional. Portanto, você ainda pode usar um subconjunto de todas as linhas de base possíveis para "preencher" as informações ausentes e melhorar a reconstrução da imagem.

Você pode ver entre 04h e 06h UTC o local mais oriental (PV; prato de 30m em (Espanha)) é cortado e os locais mais a oeste (JCMT (Havaí), SMA (Havaí)) entram em operação.

Uma breve leitura sugere que eles parem de usar os dados de um determinado site quando o objeto cai abaixo de uma elevação de 20 graus acima do horizonte naquele site.

Na segunda imagem abaixo, você pode ver todos os sites usados. As linhas sólidas indicam linhas de base usadas para produzir a imagem, as linhas tracejadas indicam linhas de base usadas para coletar dados para calibração da rede EHT.

Figura 2. (do artigo III ). EHT 2017, observando os cronogramas para M87 e 3C 279, cobrindo os quatro dias de observações. Retângulos vazios representam verificações agendadas, mas não foram observadas com êxito devido a condições climáticas, sensibilidade insuficiente ou problemas técnicos. Os retângulos preenchidos representam varreduras correspondentes às detecções disponíveis no conjunto de dados final. A duração da digitalização varia entre 3 e 7 minutos, conforme refletido na largura de cada retângulo.

Figura 1. (do artigo I ). Oito estações da EHT 2017 fazem campanha em seis localizações geográficas vistas do plano equatorial. Linhas de base sólidas representam visibilidade mútua no M87 * (declinação de + 12 °). As linhas de base tracejadas foram usadas para a fonte de calibração 3C279 (consulte os Documentos III e IV ).