आपल्या आकाशगंगेच्या केद्रस्थानी असलेल्या कृष्णविवराचा फोटो!

काल खगोलशास्त्रज्ञांच्या एका गटाने Event Horizon Telescope वापरून आपल्या आकाशगंगेच्या केंद्रस्थानी असलेल्या महाकाय कृष्णविवराचा (ज्याचं वस्तुमान सूर्याच्या चाळीस लाखपट आहे!) फोटो प्रसिद्ध केला. त्यानिमित्ताने हे कसं केलं आणि ह्याचा अर्थ कसा लावायचा ह्याच्याबद्दलच्या काही प्रश्नांची उत्तरं द्यायचा इथे प्रयत्न करतो.

हा Event Horizon Telescope नक्की काय प्रकार आहे आणि तो कसा वापरतात?

Event Horizon Telescope ही Very Long Baseline Interferometry (VLBI) प्रकारची दुर्बीण आहे. ह्यातलं रेडिओ इंटरफेरोमेट्रीचं तंत्र तसं सोपं आहे, आणि अनेक रेडिओ दुर्बिणींत वापरलं जातं. उदा. पुण्याजवळचा Giant Meterwave Radio Telescope (GMRT). हे कशा प्रकारे काम करतं हे समजून घेण्यासाठी शेजारी शेजारी असणाऱ्या दोन रेडिओ अँटेनांची कल्पना करा. जर एखादा स्रोत ह्या दोन अँटेनांच्या बरोबर मध्यभागी वर आकाशात असेल तर त्या स्रोताकडून दोन्ही अँटेनांना सिग्नल एकाच वेळी मिळेल. ह्याउलट जर स्रोत थोडा बाजूला असेल तर एका अँटेनाला दुसऱ्या अँटेनाच्या तुलनेत सिग्नल लवकर मिळेल (अंतर कमी असल्याने). हे दोन सिग्नल कोरिलेट केले की स्रोत कुठल्या दिशेत आहे हे सांगता येतं. ह्या दिशेची अचूकता ही दोन अँटेनांमधल्या अंतरावर अवलंबून असते. अँटेनांमधील अंतर जितकं जास्त तितक्या अचूकपणे आपण स्रोताची दिशा ओळखू शकतो. थोडक्यात एकमेकांपासून लांब असणारे अँटेने/डिश वापरून आपण अँटेनांमधल्या अंतराच्या आकाराची एक इफेक्टिव दुर्बीण तयार करू शकतो. हे अँटेने जितक्या जास्त अंतरांवर आणि वेगवेगळ्या दिशांनी पसरलेले असतील तितकं चांगलं. उदा. जीएमआरटीमध्ये Y आकारात पसरलेल्या तीस रेडिओ डिश आहेत ज्यांतील अंतर सुमारे २५ किमीपर्यंत आहे.

Event Horizon Telescope ही गोष्ट ग्रीनलॅंड, फ्रान्स, स्पेन, हवाई, मेक्सिको, चिली, अंटार्क्टिका ह्या ठिकाणी पसरलेल्या विविध रेडिओ दुर्बिणी वापरून करतो. इतक्या लांबवर पसरलेल्या दुर्बिणी वापरल्याने ह्या दुर्बिणीचा इफेक्टिव आकार जवळपास पृथ्वीच्या व्यासाइतका आहे. त्यामुळे EHT ही आजपर्यंत सर्वाधिक resolution असणारी दुर्बीण आहे. हे करण्यासाठी ह्या सगळ्या विविध खंडांमध्ये पसरलेल्या दुर्बिणी वापरून एकाच वेळी (सगळीकडे हवा चांगली असताना) समान तरंगलांबी वापरून निरिक्षणे करणे, त्या दुर्बिणींवर अचूक घड्याळं बसवणं, हा सगळा डेटा विमानानं किंवा बोटीनं एके ठिकाणी आणणं (internet is too slow!) आणि कोरिलेट करणं आणि वेगवेगळ्या गटांनी वेगवेगळी तंत्रे वापरून स्वतंत्रपणे इमेज प्रोसेसिंग करणे असे बरेच उपद्व्याप करावे लागतात. हे सगळं करून २०१९ साली M87 ह्या दीर्घिकेच्या केंद्रस्थानच्या कृष्णविवराचा फोटो प्रसिद्ध केला होता. आज आपल्या आकाशगंगेच्या केंद्रस्थानी असलेल्या कृष्णविवराचा, ज्याचं Sagittarius A* असं नाव आहे, फोटो प्रसिद्ध केला आहे.

जर कृष्णविवरातून प्रकाशही बाहेर पडू शकत नसेल तर कृष्णविवराचा फोटो म्हणजे नक्की काय?

ह्या दीर्घिकांच्या केंद्रस्थानी असलेल्या कृष्णविवरांभोवती आजूबाजूच्या वायूची तबकडी (accretion disk) तयार झालेली असते. हा वायू कृष्णविवराभोवती फिरत फिरत शेवटी कृष्णविवरात कोसळतो, तोपर्यंत हा वायू प्रचंड तापलेला असतो. आपल्या आकाशगंगेतलं कृष्णविवर हे सूर्याच्या सुमारे चाळीस लाखपट वस्तुमानाचं आहे. आजूबाजूचा वायू आणि तारे गिळंकृत करत ही कृष्णविवरं हळूहळू मोठी होत जातात. वरील फोटोत जे प्रकाशमान रिंगण दिसतं आहे तो म्हणजे कृष्णविवरात कोसळणाऱ्या तप्त वायूमधून येणारा प्रकाश आहे. आईनस्टाईनच्या सापेक्षतेच्या सिद्धांतानुसार कृष्णविवराच्या मागच्या बाजूने येणारा प्रकाशही गुरुत्वाकर्षणामुळे वाकून आपल्या बाजूला येतो. त्यामुळे रिंगण जे दिसतंय त्यात कृष्णविवराच्या जवळपास सगळ्या बाजूंनी येणारा प्रकाश समाविष्ट आहे.

ह्या रिंगणाची त्रिज्या आहे (Black hole shadow) ती कृष्णविवराच्या त्रिज्येच्या (Schwarzschild radius or event horizon)च्या साधारण अडीचपट असते. ह्याचं स्पष्टीकरण देणारा Veritasium ह्या युट्युब चॅनलचा एक व्हिडिओ छान आहे. ही रिंगणाची त्रिज्या वापरून आपण कृष्णविवराचा आकार किंवा वस्तुमान मोजू शकतो.
रिंगणातून येणारा प्रकाश हा कृष्णविवरात पडणाऱ्या वायूमुळे असल्यामुळे रिंगणाचं अंतर्गत स्ट्रक्चर थोडंफार बदलू शकतं, पण रिंगणाचा आकार (आपल्या मानवी कालरेखेवर) बदलणार नाही कारण तो कृष्णविवराच्या गुणधर्मांवर (वस्तुमान) आधारलेला आहे.

तीन वर्षांपूर्वी फोटो काढलेल्या M87* आणि काल जाहीर केलेल्या Sgr A* ह्या कृष्णविवरांच्या फोटोंमध्ये काय फरक आहे?

M87* हे M87 नावाच्या दीर्घिकेच्या केंद्रस्थानी असलेलं महाकाय कृष्णविवर आहे. त्याचं वस्तुमान सूर्याच्या सुमारे साडेसहा अब्जपट असून ते आपल्यापासून सुमारे पाच कोटी प्रकाशवर्षं अंतरावर आहे! त्या तुलनेत आपल्या आकाशगंगेच्या केंद्रस्थानी असलेलं Sgr A* हे कृष्णविवर साधारण हजारपट लहान, पण तितकंच जवळ आहे, त्यामुळे दोघांचा आकाशातला आकार जवळपास सारखाच आहे. हजारपट वस्तुमानाचा फरक असलेल्या कृष्णविवरांचे फोटो बरेचसे सारखेच आहेत ही बाब कृष्णविवरं कशी असतात ह्याच्या आपल्या आकलनाला आणि त्याला आधारभूत असलेल्या आईनस्टाईनच्या सापेक्षतेच्या सिद्धांताला बळकटी देते. M87* हे कृष्णविवर प्रचंड मोठं असल्याने त्याच्या भोवतीचा वायूही तुलनेने हळू फिरतो, त्यामुळे त्याचा फोटो काढणं अंतर जास्त असूनही तुलनेनं सोपं होतं. त्या तुलनेत Sgr A* चं चित्र काही मिनिटांत बदलत असल्याने हे काम बरंच जास्त कष्टप्रद होतं.

संदर्भ:
1. https://eventhorizontelescope.org/blog/astronomers-reveal-first-image-bl...
2. https://iopscience.iop.org/journal/2041-8205/page/Focus_on_First_Sgr_A_R...