イベントホライズンテレスコープ

広大な距離にわたって設置された各アンテナには、極めて高精度な原子時計が備えられています。アンテナで収集されたアナログ信号はデジタル信号に変換され、原子時計から提供される時刻信号とともにハードディスクに保存されます。その後、ハードディスクは同期のために中央の場所に送られます。複数の場所から収集されたデータを処理することで、天体観測画像が得られます。

イベントホライズンテレスコープコラボレーションは、2019年4月10日に世界中で同時開催された6つの記者会見で最初の結果を発表しました。^{[ 25 ] [ 26 ] [ 27 ]}この発表では、メシエ87の中心にある超大質量ブラックホールM87*を写した、ブラックホールの最初の直接画像が紹介されました。^{[ 2 ] [ 28 ] [ 29 ]}科学的成果は、 The Astrophysical Journal Lettersに掲載された6つの論文シリーズで発表されました。^{[ 30 ]} 6σ領域で時計回りに回転するブラックホールが観測されました。^{[ 31 ]}

この画像は、極限条件下でのアルバート・アインシュタインの一般相対性理論の検証を提供した。 ^{[ 17 ] [ 20 ]}これまでの研究では、ブラックホールの端付近の星やガス雲の動きを調べることで一般相対性理論が検証されてきた。しかし、ブラックホールの画像は、観測を事象の地平線にさらに近づける。^{[ 32 ]}相対性理論は、重力による光の曲がりと捕捉によって引き起こされる暗い影のような領域を予測しており、^{[ 5 ] [ 6 ]}これは観測された画像と一致する。発表された論文には、「全体として、観測された画像は、一般相対性理論によって予測される回転するカーブラ​​ックホールの影の予想と一致している」と記されている。 ^{[ 33 ]} EHT ボードメンバーの Paul TP Ho 氏は、「影を画像化できたと確信したら、歪んだ空間、超高温物質、強い磁場の物理を含む大規模なコンピュータモデルと観測結果を比較することができた。観測された画像の多くの特徴は、驚くほどよく私たちの理論的理解と一致している」と述べた。^{[ 30 ]}

この画像からは、M87*の質量と直径に関する新たな測定値も得られた。EHTはブラックホールの質量を次のように測定した。質量は太陽質量の6.5 ± 0.7 億で、事象の地平線の直径は約400億キロメートル（270 AU、0.0013 pc、0.0042 ly）と測定され、画像の中心に写っている影の約2.5倍小さい。^{[ 30 ] [ 32 ]} M87の以前の観測では、大規模なジェットは観測者の視線に対して17°の角度で傾いており、天球面上で-72°の位置角で方向付けられていることが示された。^{[ 2 ] [ 34 ]}接近する漏斗壁ジェット放射の相対論的ビームによるリングの南側の明るさの増加から、EHTはジェットを固定しているブラックホールが地球から見て時計回りに回転していると結論付けた。^{[ 2 ] [ 14 ]} EHTシミュレーションでは、ブラックホールに対する順行および逆行の内部ディスク回転の両方が許容され、Blandford–Znajekプロセスによる保守的な最小ジェット出力10 ⁴² erg/sを使用してブラックホールのスピンがゼロになる可能性は除外されます。^{[ 2 ] [ 35 ]}    

電波望遠鏡アレイからのデータから画像を生成するには、多くの数学的作業が必要です。4 つの独立したチームが、結果の信頼性を評価するために画像を生成しました。[ ^{36 ]これら}の方法には、ヤン・ヘグボムによって発明された、電波天文学で確立された画像再構成アルゴリズムであるCLEAN ^{[ 37 ]}と、キャサリン・ボウマンらが作成したCHIRP アルゴリズムなどの天文学用の自己較正画像処理方法^{[ 38 ]}の両方が含まれていました。^{[ 36 ] [ 39 ]}最終的に使用されたアルゴリズムは、正則化最大尤度(RML) ^{[ 40 ]}アルゴリズムと CLEAN アルゴリズムでした。^{[ 36 ]}

2020年3月、天文学者たちは最初のブラックホールの画像でリングをより多く見るための改良された方法を提案した。^{[ 41 ] [ 42 ]} 2021年3月、偏光で見たM87ブラックホールの様子を示す新しい写真が公開された。天文学者たちがブラックホールの端にこれほど近い場所で偏光を測定できたのはこれが初めてである。写真の線は偏光の方向を示しており、これはブラックホールの影の周りの磁場に関連している。^{[ 43 ]}

2022年8月、ウォータールー大学の研究者エイブリー・ブロデリック率いるチームは、EHTによって収集されたデータから生成されたオリジナル画像の「リマスター版」を公開した。この画像は「ブラックホールの周りの重力の基本的な特徴を解明」し、M87*の周りに光子リングが表示されている。^{[ 44 ] [ 45 ]}この主張はその後異議を唱えられた。^{[ 46 ]}

2023年、EHTは2017年の同じデータから再構築された、PRIMOアルゴリズムを使用して作成されたM87ブラックホールの新しい、より鮮明な画像を公開した。^{[ 47 ]}

2020年4月、EHTは、2017年4月に観測した典型的なブレーザー3C 279の最初の20マイクロ秒角解像度の画像を公開した。 ^{[ 48 ]} 2017年4月の4夜にわたる観測から生成されたこれらの画像は、観測者平面への投影が最大20cの速度で見かけ上の超光速運動を示すジェットの明るい成分を明らかにしている。^{[ 49 ]}接近するジェットのような相対論的放射体からのこのような見かけ上の超光速運動は、ジェットが視線に対して小さな角度で光速に近い速度で伝播するにつれて、観測者に近い（ジェットに沿って下流にある）放射が、観測者から遠い（ジェットの基部にある）放射に追いつくことによって説明される。 

2021年7月、ケンタウルス座Aの中心にある超大質量ブラックホールから噴出されるジェットの高解像度画像が公開された。質量は約5.5 × 10 ⁷ M _☉のブラックホールは、メシエ M87* の EHT 画像のように光子球を観測できるほど大きくはありませんが、ジェットは研究対象である高度にコリメートされたビームのまま、宿主銀河を超えて広がっています。ジェットのエッジの明るさも観測されており、この効果を再現できない粒子加速モデルは除外されます。この画像は以前の観測よりも 16 倍鮮明で、1.3 mm の波長を使用しました。^{[ 50 ] [ 51 ] [ 52 ]} 

いて座A*、2022年に初公開された画像

偏光で撮影されたいて座A*の画像（2024年公開予定）

2022年5月12日、EHTコラボレーションは、天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホール、いて座A*の画像を公開した。このブラックホールは地球から27,000光年離れており、M87*よりも数千倍小さい。EHT科学評議会の共同議長であるセラ・マルコフは、「私たちは2つの全く異なるタイプの銀河と2つの非常に異なるブラックホールの質量を持っていますが、これらのブラックホールの端の近くでは、驚くほどよく似ています。これは、これらの天体の近辺では一般相対性理論が支配していることを示しており、遠くで見られる違いは、ブラックホールを取り巻く物質の違いによるものに違いない」と述べた。^{[ 53 ]}

2024年3月22日、EHTコラボレーションは偏光で撮影したいて座A*の画像を公開した。^{[ 54 ]}

2022 年 8 月、EHT は、グローバル ミリ波 VLBI アレイおよび超長基線アレイとともに、遠方のブレーザーJ1924-2914 を撮像しました。それぞれ 230  GHz、86  GHz、2.3+8.7  GHz で動作し、これまでに取得されたクエーサーからの偏光放射の最高角度分解能画像となりました。観測により、らせん状に曲がったジェットが明らかになり、その放射の偏光は、トロイダル磁場構造を示唆しています。この天体は、強い光学的変動と偏光を共有するいて座 A* の較正器として使用されています。^{[ 55 ] [ 56 ]}

2023年2月、EHTはクエーサーNRAO 530の観測について報告した。NRAO 530（1730−130、J1733−1304）はフラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）であり、明るいγ線ブレーザーのクラスに属し、電磁スペクトル全体にわたって大きな変動を示す。この天体は、2012年まで数十年にわたり、ミシガン大学電波天文台によって4.8、8.4、14.5  GHzで監視されていた。このクエーサーは1997年に劇的な電波バーストを起こし、その間、14.5 GHzでのフラックス密度は10 Jyを超えたが、平均値は約2 Jyである。2002年以降、NRAO 530はサブミリ波アレイ（SMA、ハワイ州マウナケア）によって1.3 mmと870 μm で監視されている。 NRAO 530の赤方偏移はz = 0.902（Junkkarinen 1984）であり、100 μasは直線距離で60億pcに相当する。この天体には超大質量ブラックホールが含まれており、その質量は現在不確実で、推定値は以下の通りである。   3 × 10 ⁸ M _☉ から2 × 10 ⁹ M _☉ 。^{[ 57 ]}

2017年4月5日～7日にイベントホライズンテレスコープで観測され、NRAO 530がいて座A*のEHT観測の較正器として使用されました。観測は、6つの地理的な場所に設置された8つの望遠鏡からなるEHT 2017アレイ全体で行われました。z = 0.902にあるこの天体は、これまでにEHTで撮影された最も遠い天体です。チームは、230GHzで 、全強度と線形偏光（LP）の両方で、約20μasの角度分解能で、この天体の最初の画像 を再構成しました。この天体の変動は検出されなかったため、データセット全体を静止画像で表現することができました。画像には、ジェットの南端に位置する明るい特徴が示されており、これはコアに関連付けられています。この特徴は線形偏光しており、分数偏光は約5%～8%で、2つの成分からなるサブ構造を持っています。観測された輝度温度は、ジェットのエネルギー密度が磁場によって支配されていることを示唆しています。ジェットは、位置角約-28°に沿って60μas以上にわたって広がっている。ジェット軸に平行および垂直な直交する偏光方向（電場ベクトル位置角）を持つ2つの特徴が含まれており、ジェット内の磁場のらせん構造と一致している。最も外側の特徴は特に高いLP度を示しており、ほぼ均一な磁場を示唆している。^{[ 57 ]}