Kính thiên văn Chân trời sự kiện (tiếng Anh: Event Horizon Telescope, EHT) là một dự án và là chương trình quan sát thiên văn tập trung vào các lỗ đen siêu khối lượng nằm ở trung tâm các thiên hà. Chương trình sử dụng kỹ thuật giao thoa với đường cơ sở rất dài (Very Long Baseline Interferometry, VLBI) bằng cách kết hợp các kính viễn vọng vô tuyến trên toàn thế giới trong đó nhiều ăng-ten độc lập cách xa hàng chục nghìn kilômét được điều phối, cùng quan sát và ghi lại dữ liệu trong cùng một thời điểm, tạo thành một mạng lưới kính thiên văn khổng lồ có đường kính tương đương đường kính Trái Đất. Kính thiên văn ảo này làm tăng độ phân giải góc đến mức đủ quan sát cấu trúc lớn của vùng bao quanh chân trời sự kiện. Dự án EHT hy vọng thực hiện kiểm chứng thuyết tương đối tổng quát của Einstein khi sẽ phát hiện ra những sai lệch dưới ảnh hưởng trường hấp dẫn mạnh của một lỗ đen, nghiên cứu đĩa bồi tụ và các tia phát ra từ lỗ đen, thảo luận về sự tồn tại của chân trời sự kiện, và phát triển cơ sở vật lý lỗ đen.
Đối tượng quan sát của EHT chủ yếu là Sagittarius A* nằm ở thiên cầu nam tại trung tâm của Ngân Hà, và lỗ đen nằm ở thiên cầu bắc tại trung tâm của thiên hà elip M87. Trong hai hố đen này, Sagittarius A* bị chắn bởi làn bụi dày của đĩa Ngân Hà trên bầu trời, trong khi lỗ đen của M87 phát ra luồng tia tương đối tính có độ dài 5.000 năm ánh sáng. Để có thể nhìn xuyên qua làn bụi của thiên hà và đĩa vật chất bao quanh lỗ đen, EHT được thiết lập để quan sát ở bước sóng 1.33 mm và dự định giảm xuống 0.87 mm để thu được các chi tiết trong tương lai. Vì lượng dữ liệu thu được từ các kính thiên văn vô tuyến rất lớn để có thể truyền tải qua hệ thống internet, dữ liệu ở mỗi trạm quan sát sẽ được ghi vào các ổ đĩa cứng và gửi về hai trung tâm xử lý dữ liệu bằng siêu máy tính thuộc Đài quan sát Haystack ở bang Massachusetts, Hoa Kỳ và Viện Thiên văn vô tuyến Max Planck ở Bonn, Đức. Tại đây dữ liệu được tổng hợp và phân tích để cho ra bức ảnh ở chế độ quan sát với bước sóng và mạng lưới kính vô tuyến tương ứng. Theo kết quả mô phỏng máy tính trước đây, ánh sáng (và/hoặc bức xạ điện từ) phát ra bởi vật chất bao quanh lỗ đen sẽ bị bẻ cong do hiệu ứng thấu kính hấp dẫn gây bởi khối lượng khổng lồ của lỗ đen, tạo thành một vầng hào quang xung quanh lỗ đen. Bóng tối (silhouette, shadow) hình tròn ở trung tâm của hào quang là hình ảnh bao ngoài của lỗ đen mà một quan sát viên ở xa có thể thấy được. Chân trời sự kiện nằm ẩn trong vùng bóng tối này.
Năm 2012, các nhà thiên văn lần đầu tiên chính thức tổ chức một hội nghị về EHT ở Arizona với nội dung bàn về mục đích khoa học, kế hoạch kỹ thuật và cơ cấu tổ chức của dự án. Các quan sát sơ bộ và thử nghiệm đã thực hiện từ đầu năm 2006, khi có ba đài quan sát được sử dụng để kiểm tra công nghệ VLBI. Và nhiều năm sau, dự án EHT dần trở lên lớn hơn từ đội ngũ ít ỏi và không được tạo quỹ hoạt động cho đến hình thành một tổ chức bao gồm hơn 30 trường đại học, đài quan sát, viện nghiên cứu và chính phủ trên toàn cầu từ 12 quốc gia. EHT lần đầu tiên thực hiện quan sát trên phạm vi toàn cầu trong 10 ngày của tháng 4 năm 2017 với mục tiêu là Sagittarius A*. Lần quan sát này cũng có sự tham gia của Mảng lớn kính thiên văn vô tuyến milimét và dưới milimét Atacama (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA) ở Chile, và kính thiên văn Nam Cực (South Pole Telescope) ở Nam Cực. Trong số chúng, ALMA được coi là mảng kính thiên văn quan trọng nhất, bởi sự tham gia của nó đã làm tăng độ nhạy của EHT lên cỡ 10 lần. Ngày 10 tháng 4 năm 2019, các nhà thiên văn vật lý đã công bố bức ảnh chụp đầu tiên về lỗ đen siêu khối lượng ở trung tâm của thiên hà M87.
Nguồn gốc
Thuyết tương đối rộng tiên đoán sự tồn tại của lỗ đen, và các nhà thiên văn đã quan sát thấy dấu hiệu cho sự tồn tại của những thiên thể đậm đặc khối lượng lớn trong vũ trụ, tuy vậy vẫn chưa chắc chắn chúng là những lỗ đen. Hơn nữa, mặc dù về mặt lý thuyết các hố đen đã được cộng đồng khoa học và công chúng chấp nhận rộng rãi, bản chất và cơ chế tạo nên nhiều hiện tượng liên quan tới hố đen vẫn còn cần phải được làm sáng tỏ. Dự án kính thiên văn chân trời sự kiện bắt đầu trong bối cảnh này. Không giống như những phương pháp khác nghiên cứu lỗ đen, như quan sáttrực tiếpsóng hấp dẫn và phân tích chuyển động của các saoquay trên quỹ đạo quanh chúng, mục đích của EHT là chụp được trực tiếp hình ảnh phóng to của vùng chân trời sự kiện.
Kiểm chứng thuyết tương đối tổng quát
Thuyết tương đối rộng đã dự đoán thành công nhiều hiện tượng vượt ngoài phạm vi của cơ học cổ điển Newton, và nó đã vượt qua nhiều cuộc kiểm chứng thực hiện trên Trái Đất và trong phạm vi trường hấp dẫn yếu như ở hệ Mặt Trời. Tuy nhiên, để đánh giá thuyết tương đối rộng có phải là lý thuyết đúng miêu tả trường hấp dẫn gần với thực tế nhất, các nhà khoa học vẫn cần phải thực hiện kiểm tra các hệ quả của nó trong trường hấp dẫn mạnh. Ngay cả khi khối lượng của một lỗ đen được tính toán từ thông số quỹ đạo của các ngôi sao nằm rất gần với lỗ đen, thì mức độ ảnh hưởng tới các ngôi sao này vẫn thuộc trường hấp dẫn yếu. Công nghệ VLBI ở tần số cao được áp dụng để mở rộng phạm vi quan sát tới vùng nằm gần biên của một lỗ đen siêu khối lượng, cho phép thăm dò cấu trúc của chân trời sự kiện, do đó có thể thực hiện kiểm chứng thuyết tương đối tổng quát trong vùng trường hấp dẫn mạnh.
Tại biên giới này cũng nổi lên những đặc điểm mâu thuẫn giữa cơ học lượng tử và thuyết tương đối rộng. Tính chất nghịch đảo thời gian (time reversibility) là một đặc điểm cơ bản của cơ học lượng tử miêu tả các hệ vật lý; mỗi quá trình lượng tử có một quá trình nghịch với nó, mà về mặt nguyên lý có thể sử dụng để khôi phục bất kỳ thông tin nào ở thời điểm gốc ban đầu. Ngược lại, thuyết tương đối tổng quát—lý thuyết giải thích hấp dẫn là biểu hiện của độ cong không thời gian và dự đoán sự tồn tại của lỗ đen—cho rằng không tồn tại quá trình nghịch khi có thể đưa thứ gì đó trước đấy rơi vào lỗ đen quay ra trở lại bên ngoài chân trời sự kiện. Có nghĩa rằng thông tin mang bởi các hạt rơi vào trong lỗ đen sẽ bị mất mãi mãi. Mâu thuẫn trên chính là nghịch lý thông tin lỗ đen. Nếu trong trường hợp Sgr A* có một bề mặt vật lý mà không tồn tại chân trời sự kiện, thì mọi năng lượng và vật chất rơi vào sẽ làm nóng bề mặt này, và từ bề mặt này sẽ phát ra phổ bức xạvật đen có đỉnh nhọn ở bước sóng hồng ngoại gần. Thực tế đã không quan sát thấy phổ bức xạ này. Bằng cách quan sát trực tiếp cấu trúc của vùng bức xạ quanh lỗ đen sẽ làm sáng tỏ thêm nghịch lý thông tin lỗ đen.
Đĩa bồi tụ
Các lỗ đen lớn dần bằng quá trình hút vật chất như khí và bụi về phía chúng. Gần lỗ đen, lực hấp dẫn mạnh nén vật chất ở đĩa bồi tụ rơi vào trong thể tích càng nhỏ hơn. Quá trình này làm cho vật chất đạt tới nhiệt độ hàng tỷ độ, tạo ra nhiệt hiệu quả cao hơn 20 lần so với phản ứng tổng hợp hạt nhân, và trở thành nguồn phát năng lượng hiệu quả tiếp theo mà con người biết đến. Bức xạ từ khí nóng cuộn xoáy về lỗ đen làm cho môi trường quanh lỗ đen trở thành những đối tượng sáng nhất trong vũ trụ. Các nhà thiên văn vật lý có thể mô hình hóa vật chất bồi tụ cùng thêm một số tính chất mở rộng, nhưng họ vẫn chưa rõ làm thế nào mà dòng vật chất ở đĩa bồi tụ từ một quỹ đạo có bán kính lớn về phạm vi nằm gần chân trời sự kiện, và chính xác bằng cách nào mà cuối cùng chúng rơi vào lỗ đen. Từ trường tạo bởi các hạt mang điện chuyển động trong đĩa bồi tụ có thể đóng vai trò quan trọng đối với hành xử của đĩa. Mặc dù thế các nhà thiên văn vật lý vẫn biết rất ít về cấu trúc của trường này và làm thế nào mà cấu trúc của nó ảnh hưởng tới các đặc điểm quan sát được ở đĩa bồi tụ bao quanh hố đen.
Tia phóng ra từ lỗ đen
Thêm một đặc điểm gây lúng túng cho các nhà thiên văn vật lý đó là họ vẫn chưa hiểu nguồn gốc của các tia phóng ra từ lỗ đen— hiện tượng trong đó các lực gần một lỗ đen siêu khối lượng bằng cách nào đó kết hợp lại đẩy vật chất phun ra ngoài với tốc độ siêu tương đối tính (lên tới 99,98 phần trăm tốc độ ánh sáng). Những tia này vươn xa đến những khoảng cách lớn, có thể kéo dài vài nghìn, hàng trăm nghìn hoặc vài triệu parsec. Các tia tương đối tính xuất phát từ phạm vi gần lỗ đen như là những chùm tia có độ chuẩn trực cao mà có thể xâu qua hệ Mặt Trời—ví như xâu chỉ qua lỗ kim thiên hà. Các nhà thiên văn vật lý không biết cơ chế nào có thể gia tốc những tia này lên tới vận tốc lớn như vậy hay thậm chí thành phần của những tia này bằng gì—có phải chúng chứa electron và proton hay electron và positron, hay về cơ bản chúng chỉ là điện từ trường mạnh? Để trả lời những câu hỏi trên và những câu hỏi liên quan, các nhà thiên văn cần quan sát trực tiếp khí và bụi trong môi trường quanh lỗ đen.
Thiết kế thí nghiệm
Đối tượng quan sát
Sagittarius A*
M87
Nhân thiên hà hoạt động
Bước sóng quan sát
Vì cả Trái Đất và Sagittarius A* đều nằm trên mặt phẳng của đĩa Ngân Hà, do đó để tránh khí bụi liên sao và đĩa bồi tụ xung quanh lỗ đen, các nhà thiên văn phải thực hiện quan sát với bước sóng nhỏ hơn 1 mm như vẫn được sử dụng ở các dự án VLBI khác. Mặt khác hơi nước trong khí quyển Trái Đất lại hấp thụ các bức xạ điện từ có bước sóng ngắn. Giải pháp để khắc phục vấn đề này là đặt các đài quan sát trên đỉnh của các ngọn núi thuộc những cao nguyên hanh khô, như đài quan sát Atacama Large Millimeter and the Submillimeter Array (ALMA) được đặt ở sa mạc Atacama ở Chile, kính thiên văn Nam Cực (SPT) đặt ở Nam Cực. Nhưng một khi gặp thời tiết xấu (trời nhiều mây, mưa tuyết hoặc gió lớn) thì các kính thiên văn vẫn không thể hoạt động được. Dự án EHT cuối cùng đã chọn bước sóng quan sát là 1,33 và 0,87 mm. Ở bước sóng này, Ngân Hà gần như trở lên trong suốt. Khi thực hiện quan sát tại dải bước sóng này, nhằm đạt tới độ phân giải góc đủ để phát hiện chân trời sự kiện, khẩu độ mở của kính thiên văn tương ứng phải lớn tới vài nghìn kilômét, do đó dự án phải áp dụng công nghệ VLBI trên mạng lưới toàn cầu nhằm đạt được mục tiêu.
VLBI và xử lý dữ liệu
Các nhà thiên văn sử dụng công nghệ giao thoa với đường cơ sở rất dài (VLBI) để kết hợp các kính thiên văn vô tuyến trên toàn thế giới cho phép họ có thể quan sát đồng thời cùng một mục tiêu và thu được dữ liệu tổng hợp thành một hình ảnh duy nhất từ các kính thiên văn. Công suất phân giải góc xác định bởi , trong đó là bước sóng quan sát và khoảng cách hình chiếu giữa các ăng ten. Tỷ số có giá trị càng nhỏ thì công suất phân giải càng lớn. Công nghệ VLBI rất phổ biến trong ngành thiên văn vô tuyến, nhưng trước đây chưa từng có một loại kính thiên văn quan sát chân trời sự kiện đủ lớn, không chỉ về số lượng kính mà còn trải rộng trên toàn cầu. Ngoài ra, ở mỗi một đài quan sát còn cần phải trang bị các đồng hồ nguyên tử có độ chính xác cao với mục đích đồng bộ hóa thời gian đo tín hiệu gần như đồng thời trên phạm vi toàn cầu.
Do mỗi đài thiên văn sẽ thu được lượng dữ liệu lớn ở mỗi lần quan sát, việc sử dụng mạng lưới internet để truyền tải dữ liệu là bất khả thi, cho nên dữ liệu được ghi vào các ổ đĩa cứng và gửi về trung tâm xử lý dữ liệu. Một số đài quan sát ban đầu sử dụng các ổ đĩa thông thường để lưu dữ liệu. Tuy nhiên, có nhiều đài quan sát nằm trên cao độ lớn vì vậy các ổ đĩa thông thường không hoạt động được tại đây vì áp suất khí quyển khá thấp. Chẳng hạn, tại kính thiên văn lớn bước sóng milimét (LMT) nằm trên đỉnh núi Sierra Negra ở Mexico (độ cao 4.580 mét trên mực nước biển), có 28 trong số 32 đĩa cứng thông thường ban đầu trang bị đã không thể hoạt động được. Trở ngại này khắc phục bằng cách lắp thêm lớp vỏ bảo vệ ổ đĩa cứng và bơm bổ sung khí heli giúp tránh ảnh hưởng của hiệu ứng áp suất khí quyển thấp. Các ổ cứng này cũng được đặt hàng sản xuất đặc biệt nhằm tăng dung lượng lưu trữ từ 4TB đến 8TB. Sự hoạt động của các ổ đĩa cứng là một khâu trọng yếu trong việc vận hành EHT, bởi vì khi các kính thiên văn tiến hành quan sát, lượng dữ liệu mà mỗi kính tạo ra trong mỗi giây được dự tính bằng khoảng 10 tỷ bit. Trong khoảng thời gian hoạt động bình thường 5 ngày, mỗi kính thiên văn sẽ thu được khoảng 500TB dữ liệu. Toàn bộ ETH sẽ tạo ra khoảng 7PB dữ liệu, lưu trữ đầy trong khoảng 1000 đến 2000 ổ đĩa cứng. Các ổ đĩa cứng này sau đó được vận chuyển bằng thuyền, máy bay, tàu, và đường bộ đến hai trung tâm xử lý dữ liệu ở đài quan sát Haystack MIT bang Massachusetts và viện thiên văn vô tuyến Max Planck ở Bonn, Đức.
Tại đây, dữ liệu sẽ được phân tích, đánh dấu thời gian và so sánh lẫn nhau bởi hệ thống điện toán lưới của siêu máy tính bao gồm gần 800 CPU tất cả được kết nối với nhau thông qua mạng băng thông 40 Gbit/s. 800 CPU chạy một phần mềm xử lý ảnh chuyên biệt, biến đổi dữ liệu thành một bức ảnh tổng hợp, phần mềm này được gọi là "Silicon Lens" - một "thấu kính" sử dụng dữ liệu thay vì ánh sáng để tạo thành ảnh. Khi nhìn vào những dữ liệu này một cách tách biệt, sẽ chỉ thu được các nhiễu từ lỗ đen. Chỉ khi kết hợp dữ liệu từ nhiều vùng khác nhau thì mới thu được kết quả có ích cho nghiên cứu. Độ phân giải của hình ảnh thu được tương đương với một kính thiên văn có khẩu độ mở bằng đường kính của Trái Đất.
Công nghệ chụp ảnh rất quan trọng đối với mảng kính sử dụng kỹ thuật VLBI. Thông thường các mảng VLBI thu thập được tương đối ít dữ liệu để có thể sử dụng để thực hiện biến đổi Fourier, do chỉ có giới hạn dữ liệu và có ít điều kiện biên để có thể tái dựng hình ảnh, và cái ít bị méo mó nhất được lựa chọn từ nhiều ảnh so khớp với dữ liệu. Thuật toán xử lý ảnh thường sử dụng đối với các dữ liệu từ các giao thoa kế vô tuyến là CLEAN, mà nó đã thành công trong kết quả tạo ra các ảnh giao thoa với chất lượng chấp nhận được ở những tần số thấp. Tuy nhiên, các đài quan sát của EHT nằm rải rác nhiều nơi và có độ bao phủ dữ liệu thấp. Do vậy sẽ không phù hợp khi sử dụng CLEAN. Thay vào đó, đội EHT sử dụng một thuật toán mới do cộng đồng thiên văn phát triển cho các quan sát giao thoa ở bước sóng khả kiến.
Mô hình và mô phỏng máy tính
Bản thân lỗ đen là một đối tượng được miêu tả rất đơn giản. Theo như phỏng đoán lỗ đen không có tóc (no-hair theorem), một lỗ đen được hoàn toàn miêu tả bằng ba tham số khối lượng, điện tích và sự tự quay của nó. Nhưng khi quan sát lỗ đen các nhà thiên văn gặp phải sự phức tạp ở môi trường bao quanh nó. Mặt khác nhiều đặc tính của lỗ đen (như khối lượng và sự tự quay spin của nó) có thể được xác định từ dữ liệu quan sát hành xử của vật chất bao quanh lỗ đen. Các nhà thiên văn vật lý lý thuyết đã thiết lập các mô hình và thực hiện mô phỏng máy tính dựa trên thuyết tương đối rộng. Phương trình trường Einstein dự đoán rằng kính thiên văn sẽ quan sát thấy một vùng bóng tối gần tròn bao quanh bởi đĩa bồi tụ vật chất. Hình ảnh thể hiện sự tương phản giữa biên gới sáng bên ngoài và vùng tối bên trong của chân trời sự kiện. Giống như hình ảnh gió bao quanh một nền đen. Nếu Sagittarius A* có một chân trời sự kiện, nhưng hình dạng và kích thước của vùng bóng tối sai khác so với lý thuyết dự đoán, thì khi ấy thuyết tương đối rộng cần được sửa đổi.