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Beyond Sgr A* and M87*: Sub-Microarcsecond Black Hole Shadow Detection via Lunar-based Extremely Long Baseline Interferometry

यह शोध पत्र प्रस्तावित करता है कि चंद्र-आधारित अत्यंत लंबी आधार रेखा व्यतिकरणमापन (VLBI), 230 GHz पर सब-माइक्रोआर्कसेकंड रिज़ॉल्यूशन प्राप्त कर सकता है, जिससे इवेंट होराइजन टेलिस्कोप की वर्तमान क्षमताओं से परे सुपरमैसिव ब्लैक होल्स के एक काफी बड़े नमूने के लिए ब्लैक होल शैडो और फोटॉन रिंग्स का पता लगाना संभव हो सकेगा।

मूल लेखक: Shan-Shan Zhao, Ru-Sen Lu, Lei Liu, Zhiqiang Shen, Yosuke Mizuno

प्रकाशित 2026-06-19

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Shan-Shan Zhao, Ru-Sen Lu, Lei Liu, Zhiqiang Shen, Yosuke Mizuno

मूल पेपर CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/) के तहत लाइसेंस किया गया है। ✨ नीचे दिए गए पेपर की यह व्याख्या AI से तैयार की गई है। इसे लेखकों ने न तो लिखा है, न इसका समर्थन किया है। तकनीकी सटीकता के लिए मूल पेपर देखें। पूरा डिस्क्लेमर पढ़ें

मुख्य विचार: चंद्रमा पर एक "सुपर-आई" बनाना

कल्पना कीजिए कि आप एक मील दूर से एक सिक्के पर लिखे बारीक अक्षरों को पढ़ने की कोशिश कर रहे हैं। इवेंट होराइजन टेलीस्कोप (EHT) पूरी पृथ्वी पर फैले रेडियो टेलीस्कोपों को आपस में जोड़कर बनाई गई एक विशाल चश्मे की तरह है। इसने दो विशाल ब्लैक होल के "सायों" (काली छाया) की तस्वीरें सफलतापूर्वक ली हैं: M87* और हमारे आकाशगंगा के केंद्र में स्थित सैजिटेरियस ए (Sgr A)**।

हालाँकि, पृथ्वी बहुत छोटी है। अपने सभी टेलीस्कोपों को जोड़ने के बाद भी, हमारे "चश्मे" केवल इन दो विशिष्ट ब्लैक होल को ही स्पष्ट रूप से देख सकते हैं। अधिक देखने के लिए, हमें एक बड़े लेंस की आवश्यकता है।

यह शोध पत्र एक साहसी नए विचार का प्रस्ताव करता है: चंद्रमा पर एक टेलीस्कोप रखें।

चंद्रमा पर एक टेलीस्कोप को पृथ्वी के टेलीस्कोपों के साथ जोड़कर, हम एक "बेसलाइन" (दो आँखों के बीच की दूरी) बना सकते हैं जो पृथ्वी से 30 गुना अधिक चौड़ी है। यह एक सुपर-मैग्निफाइंग ग्लास की तरह काम करेगा, जिससे हम ब्रह्मांड के 31 अलग-अलग ब्लैक होल के सायों को देख पाएंगे, न कि केवल उन दो को जिन्हें हम अभी देख सकते हैं।

यह कैसे काम करता है: "चंद्रमा-पृथ्वी" टीम

लेखकों ने सिम्युलेशन (अनुकरण) किया कि यदि हम चंद्रमा पर एक रेडियो टेलीस्कोप बनाते हैं और उसे इन 31 संभावित लक्ष्यों की ओर निर्देशित करते हैं, तो क्या होगा।

1. स्थान मायने रखता है (द "व्यूइंग डेक")
ठीक वैसे ही जैसे बालकनी बनाम बेसमेंट में होने पर, आप चंद्रमा पर टेलीस्कोप कहाँ रखते हैं, इससे बदल जाता है कि आप क्या देख सकते हैं।

टीम ने अपोलो 11 लैंडिंग साइट और दक्षिण ध्रुव सहित पांच स्थानों का परीक्षण किया।
उन्होंने पाया कि सबसे अच्छी जगह लूनर एंटीपोड (चंद्रमा का वह बिंदु जो पृथ्वी से सबसे दूर है) है। वहां से, टेलीस्स्कोप लगभग सभी लक्षित ब्लैक होल को काफी समय तक देख सकता है। अन्य स्थान चंद्रमा की सतह के कारण दृश्य को बाधित कर सकते हैं।

2. आकार मायने रखता है (द "डिश साइज")
टेलीस्कोप को कमजोर संकेतों को पकड़ने के लिए पर्याप्त बड़ा होना चाहिए। टीम ने चार आकारों का परीक्षण किया: 5 मीटर, 10 मीटर, 20 मीटर और 40 मीटर (एक छोटे घर से लेकर एक बड़ी अपार्टमेंट बिल्डिंग के आकार तक)।

लक्ष्य: ब्लैक होल के "साये" को देखने के लिए, आपको एक विशिष्ट सिग्नल पैटर्न को पकड़ना होता है जिसे "नल" (सिग्नल में गिरावट) कहा जाता है। इसे एक गाना सुनने की तरह समझें; यदि आप नोट्स के बीच के सन्नाटे को सुन सकते हैं, तो आप जानते हैं कि गाना वहां है।
परिणाम: उन्होंने पाया कि 6 विशिष्ट ब्लैक होल "शैडो-डिटेक्टेबल" (साया दिखने योग्य) हैं।
- M104 (द सोमब्ररो गैलेक्सी): यह सबसे आसान लक्ष्य है। चंद्रमा पर एक छोटा 5-मीटर का टेलीस्कोप भी इसका साया देख सकता है।
- NGC 524 और PGC 049940: इनके लिए 10-मीटर के टेलीस्कोप की आवश्यकता है।
- NGC 5077: इसके लिए 20-मीटर के टेलीस्कोप की आवश्यकता है।
- NGC 5252: यह पेचीदा और धुंधला है; इसके लिए एक विशाल 40-मीटर के टेलीस्कोप की आवश्यकता है।
- NGC 1052: छोटा होने के बावजूद, यह बहुत चमकीला है, इसलिए 5-मीटर का टेलीस्कोप काम करता है।

3. "फोटोन रिंग" बोनस
ब्लैक होल केवल छाया ही नहीं डालते; उनके चारों ओर प्रकाश का एक चमकता हुआ घेरा भी होता है। इस प्रकाश का कुछ हिस्सा ब्लैक होल के चारों ओर कई बार चक्कर लगाने के बाद बाहर निकलता है, जिससे "इकोज़" या आंतरिक रिंग (जिन्हें फोटोन रिंग कहा जाता है) बनते हैं।

शोध पत्र सुझाव देता है कि यदि हम चंद्रमा और पृथ्वी के बीच के अंतराल को कुछ अतिरिक्त अंतरिक्ष उपग्रहों से भर दें, तो हम अपनी ही आकाशगंगा के ब्लैक होल (Sgr A*) और M87* के दूसरे आंतरिक रिंग ( $n=2$ फोटोन रिंग) को देख सकते हैं।
यह लहर के भीतर की लहरों को देखने जैसा होगा, जो अत्यधिक सटीकता के साथ आइंस्टीन के गुरुत्वाकर्षण सिद्धांत का परीक्षण करेगा।

यह क्यों एक बड़ी बात है

परिवार का विस्तार: वर्तमान में, हमारे पास केवल दो ब्लैक होल की तस्वीरें हैं। यह सेटअप हमें 6 नए ब्लैक होल के सायों का "फैमिली एल्बम" दे सकता है, जिससे हमें यह समझने में मदद मिलेगी कि क्या वे सभी एक ही तरह से व्यवहार करते हैं।
गुरुत्वाकर्षण का परीक्षण: इन सायों और रिंगों को देखना वैज्ञानिकों को ब्रह्मांड के सबसे शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण वातावरण में आइंस्टीन के सामान्य सापेक्षता (General Relativity) के सिद्धांत का परीक्षण करने की अनुमति देता है।
व्यवहार्यता: शोध पत्र का तर्क है कि यह केवल विज्ञान कथा (साइंस फिक्शन) नहीं है। आगामी चंद्र मिशनों (जैसे चीन का चांग-ई कार्यक्रम और इंटरनेशनल लूनर रिसर्च स्टेशन) के साथ, चंद्रमा पर टेलीस्कोप बनाना एक यथार्थवादी इंजीनियरिंग लक्ष्य बनता जा रहा है।

चुनौती

शोध पत्र स्वीकार करता है कि यह एक "पहला कदम" है। यह आदर्श स्थितियों को मानता है। वास्तव में, चंद्रमा की सतह ऊबड़-खाबड़ है और सिग्नल कमजोर हैं। साथ ही, क्योंकि चंद्रमा पृथ्वी की परिक्रमा करता है, दृश्य लगातार बदलता रहता है, जिससे "तस्वीर" कुछ दिशाओं में थोड़ी धुंधली हो जाती है। इन सभी ब्लैक होल की एक पूर्ण, गोल तस्वीर प्राप्त करने के लिए, हमें अंततः चंद्रमा पर केवल एक टेलीस्कोप से अधिक की आवश्यकता हो सकती है—शायद उपग्रहों का एक पूरा बेड़ा।

संक्षेप में: चंद्रमा पर एक टेलीस्कोप ले जाकर, हम ब्लैक होल के अपने वर्तमान "स्टैंडर्ड डेफिनेशन" दृश्य को "4K अल्ट्रा एचडी" में बदल सकते हैं, जिससे दर्जनों ब्रह्मांडीय दिग्गजों के साये प्रकट होंगे जिन्हें पहले देखना असंभव था।

तकनीकी सारांश: Sgr A और M87 से परे: चंद्र-आधारित एक्स्ट्रीमली लॉन्ग बेसलाइन इंटरफेरोमेट्री के माध्यम से सब-माइक्रोआर्कसेकंड ब्लैक होल शैडो डिटेक्शन**

समस्या विवरण
इवेंट होराइजन टेलीस्कोप (EHT), जो एक वैश्विक 1.3 mm (230 GHz) वेरी लॉन्ग बेसलाइन इंटरफेरोमेट्री (VLBI) एरे है, ने M87* और Sgr A* के ब्लैक होल शैडो की सफल इमेजिंग की है। हालांकि, इसकी कोणीय संकल्प क्षमता (angular resolution) मौलिक रूप से पृथ्वी के व्यास ( $D_\oplus$ ) द्वारा सीमित है, जो केवल इन दो स्रोतों के लिए उच्च-सटीकता वाली शैडो इमेजिंग को प्रतिबंधित करती है। अगली पीढ़ी के ग्राउंड एरे (ngEHT) जो 345 GHz पर संचालित होते हैं, $\sim15$ $\mu$ as तक संकल्प में सुधार कर सकते हैं, लेकिन वायुमंडलीय अपारदर्शिता (opacity) आगे की आवृत्ति वृद्धि को रोकती है। सब-माइक्रोआर्कसेकंड संकल्प ( $\sim0.7$ $\mu$ as) प्राप्त करने के लिए पृथ्वी से बहुत दूर तक विस्तारित बेसलाइनों की आवश्यकता होती है, जैसे कि पृथ्वी-चंद्रमा की दूरी ( $\sim30.1 D_\oplus$ )। यद्यपि स्पेस VLBI अवधारणाएं मौजूद हैं (जैसे, BHEX, Millimetron), क्या ब्लैक होल शैडो के अध्ययन के लिए एक व्यापक नमूने के उपयोग हेतु चंद्र-आधारित टेलीस्कोप का उपयोग करने की विशिष्ट व्यवहार्यता का मात्रात्मक मूल्यांकन किया गया है, यह अभी तक नहीं किया गया है।

कार्यप्रणाली
लेखक 31 संभावित बड़े कोणीय आकार वाले SMBH उम्मीदवारों के लिए शैडो डिटेकेबिलिटी (detectability) का मात्रात्मक मूल्यांकन करते हैं। यह अध्ययन निम्नलिखित कार्यप्रणाली ढांचे का उपयोग करता है:

लक्ष्य चयन: 230 GHz पर अनुमानित बड़े कोणीय आकार ( $\theta$ ) वाले 31 उम्मीदवारों को चुना गया था। स्रोत ETHER डेटाबेस और 230 GHz पर हालिया फ्लक्स डेंसिटी डिटेक्शन से लिए गए थे।
चंद्र स्थल और टेलीस्कोप धारणाएं: पांच संभावित चंद्र स्थलों का मूल्यांकन किया गया (जिसमें चंद्र प्रतिपक्ष (lunar antipode), अपोलो 11, चांग'ए-5/6 साइट्स और दक्षिण ध्रुव शामिल हैं)। चंद्र प्रतिपक्ष (S1) को इष्टतम स्थान के रूप में चुना गया क्योंकि यह सभी 31 उम्मीदवारों के लिए एक दृश्य खिड़की (observable window) प्रदान करता है, जबकि ध्रुवीय स्थल अर्धगोलाकार दृश्यता बाधाओं से ग्रस्त होते हैं। अध्ययन एक 230 GHz पर संचालित चंद्र-आधारित टेलीस्कोप की धारणा लेता है जिसमें परिवर्तनशील एंटीना व्यास (5 m, 10 m, 20 m, 40 m), सिस्टम तापमान ( $T_{sys}$ ) 100 K, और 50% एपर्चर दक्षता है।
बेसलाइन कवरेज सिमुलेशन: OmniUV टूलकिट का उपयोग करके, लेखकों ने एक चंद्र सिडेरियल माह (lunar sidereal month) में चंद्रमा-पृथ्वी एरे (2025 EHT एरे को S1 पर चंद्र टेलीस्कोप के साथ जोड़कर) के लिए $(u, v)$ कवरेज का अनुकरण किया। इसमें $15^\circ$ न्यूनतम ऊंचाई कोण और सौर/चंद्र लिम्ब से $5^\circ$ का अलगाव शामिल था।
डिटेकेबिलिटी मानदंड: विज़िबिलिटी डोमेन में एक ज्यामितीय रिंग मॉडल का उपयोग करके डिटेक्शन का विश्लेषण किया गया। दो प्राथमिक मानदंड लागू किए गए:
1. रिजोल्वेबिलिटी (Resolvability): विज़िबिलिटी एम्प्लीट्यूड प्रोफाइल में पहला शून्य (एक रिंग संरचना का प्रमुख संकेत) अनुमानित चंद्रमा-पृथ्वी बेसलाइनों की सीमा के भीतर होना चाहिए।
2. सेंसिटिविटी (Sensitivity): विज़िबिलिटी एम्प्लीट्यूड (शून्य के बाद) का द्वितीयक शिखर (secondary peak) अपने मान के 10% से अधिक होना चाहिए और थर्मल शोर के $7\sigma$ बेसलाइन संवेदनशीलता थ्रेशोल्ड से ऊपर रहना चाहिए।
उन्नत मॉडलिंग: सबसे आशाजनक उम्मीदवार (M104) के लिए, लेखकों ने सिंथेटिक विज़िबिलिटी डेटा उत्पन्न करने के लिए जनरल रिलेटिविस्टिक मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक (GRMHD) सिमुलेशन का उपयोग करके ज्यामितीय रिंग परिणामों को सत्यापित किया। इसके अतिरिक्त, एक अलग विश्लेषण ने यह आकलन किया कि यदि स्पेस टेलीस्कोप $(u, v)$ कवरेज अंतराल को भरते हैं, तो उच्च-क्रम फोटॉन रिंग्स ( $n=1, n=2$ ) की डिटेकेबिलिटी क्या होगी।

प्रमुख परिणाम

शैडो डिटेक्शन उम्मीदवार: रिजोल्वेबिलिटी और सेंसिटिविटी के सख्त मानदंडों के तहत, चंद्रमा-पृथ्वी VLBI के लिए छह स्रोत पहचाने गए: M104, NGC 524, PGC 049940, NGC 5077, NGC 5252, और NGC 1052।
- M104 सबसे अनुकूल लक्ष्य है, जिसका बड़ा शैडो आकार ( $\sim10$ $\mu$ as) और उच्च फ्लक्स डेंसिटी है, जिससे यह 5 m चंद्र टेलीस्कोप के साथ भी पता लगाने योग्य है।
- NGC 524, PGC 049940, और NGC 5077 को क्रमशः 20 m, 10 m, और 5 m एंटीना की आवश्यकता है।
- उल्लेखनीय रूप से, NGC 5252 और NGC 1052 के छोटे शैडो ( $\sim1$ $\mu$ as) हैं; NGC 1052 उच्च फ्लक्स के कारण 5 m टेलीस्कोप के साथ पता लगाने योग्य है, जबकि NGC 5252 को 40 m टेलीस्कोप की आवश्यकता है।
- विशेष रूप से, M87* और Sgr A* चंद्रमा-पृथ्वी बेसलाइनों के साथ अपने प्राथमिक शैडो (पहला शून्य) के लिए रिजोल्वेबिलिटी मानदंड को पूरा नहीं करते हैं, क्योंकि उनके पहले शून्य चंद्रमा-पृथ्वी के न्यूनतम अनुमानित बेसलाइन से कम बेसलाइन पर होते हैं।
फोटॉन रिंग डिटेक्शन: यह मानते हुए कि स्पेस टेलीस्कोप $(u, v)$ $(u, v)$ कवरेज अंतराल को भरते हैं:
- Sgr A और M87** के लिए $n=2$ फोटॉन रिंग क्षेत्र एक 10 m चंद्र टेलीस्कोप का उपयोग करके पता लगाने योग्य है।
- $n=1$ फोटॉन रिंग क्षेत्र 12 उम्मीदवारों के लिए चंद्र टेलीस्कोपों (40 m तक) का उपयोग करके पता लगाने योग्य है। इनमें से पांच (M104 सहित) को केवल 5 m टेलीस्कोप की आवश्यकता है।
साइट संवेदनशीलता: अध्ययन इस बात पर जोर देता है कि अधिकतम अवलोकन योग्य लक्ष्यों के लिए चंद्र प्रतिपक्ष (S1) महत्वपूर्ण है, क्योंकि अन्य स्थल (जैसे दक्षिण ध्रुव) उत्तरी स्रोतों को अवलोकन योग्य नहीं रहने देते हैं।

महत्व और दावे
यह शोध पत्र दावा करता है कि यह विशेष रूप से ब्लैक होल शैडो अध्ययनों के लिए चंद्र-आधारित टेलीस्कोपों को तैनात करने के लिए पहला मात्रात्मक वैज्ञानिक और तकनीकी औचित्य प्रदान करता है। परिणाम दर्शाते हैं कि:

नमूने का विस्तार: चंद्रमा-पृथ्वी VLBI वर्तमान दो लक्ष्यों (M87* और Sgr A*) से आगे बढ़कर विविध SMBHs के एक विविध नमूने तक छाया का पता लगा सकता है, जो $10^6$ से $10^9 M_\odot$ द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के बीच के अवलोकन अंतराल को संबोधित करता है।
तकनीकी मार्ग: यह अध्ययन चंद्र बुनियादी ढांचे (जो चांग'ए-7/LOVEX और इंटरनेशनल लूनर रिसर्च स्टेशन जैसे मिशनों से प्रेरित है) का उपयोग करके सब-माइक्रोआर्कसेकंड रिज़ॉल्यूशन प्राप्त करने की व्यवहार्यता को मान्य करता है।
क्रमिक प्रगति: यह कार्य VLBI क्षमता में एक प्रगति को रेखांकित करता है: ग्राउंड-आधारित एरे (क्षितिज स्केल) से पृथ्वी-कक्षीय बेसलाइन (फोटॉन रिंग $n=1$ ) और अंततः चंद्रमा-पृथ्वी बेसलाइन (फोटॉन रिंग $n=2$ और विविध SMBH शैडो) तक।

लेखक एक मध्यम स्वर बनाए रखते हैं, यह नोट करते हुए कि उनके परिणाम आदर्श रिंग मॉडल पर निर्भर हैं, और वास्तविक दुनिया के कारक (स्रोत विषमता, परिवर्तनशीलता, और अधूरा $(u, v)$ कवरेज) चुनौतियां पेश करते हैं। वे स्पष्ट रूप से कहते हैं कि विस्तृत अवलोकन रणनीतियाँ, तकनीकी कार्यान्वयन (जैसे, डेटा डाउनलिंक, डिश सिंथेसिस), और सघन कवरेज के लिए स्पेस टेलीस्कोप कॉन्फ़िगरेशन का अनुकूलन भविष्य के कार्यों के लिए छोड़ दिया गया है।

मुख्य विचार: चंद्रमा पर एक "सुपर-आई" बनाना

यह कैसे काम करता है: "चंद्रमा-पृथ्वी" टीम

यह क्यों एक बड़ी बात है

चुनौती

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