ثبت نخستین عکس واقعی از یک سیاه‌چاله

بالاخره سال‌ها تلاش دانشمندان به ثمر نشست و روز چهارشنبه آنها با کمک تلسکوپ "افق رویداد" برای نخستین بار توانستند تصویر واقعی یک سیاه چاله را ثبت کنند. با انتشار این تصویر بسیاری از افراد نسبت به آن واکنش نشان دادند، اما سوالی که برای اکثر افراد پیش آمده بود این است که دلیل واضح نبودن این تصویر چیست و چندین سوال دیگر; اما به جای دیدن نیمه خالی لیوان بد نیست به نیمه پر و بسیار مهم آن نیز بنگریم و آن این است که ما افراد خوش‌شانسی هستیم چرا که شاید تاکنون حدود ۱۰۰ میلیارد انسان روی کره زمین زندگی کرده‌اند اما تنها ما این شانس را داشتیم که اولین تصویر واقعی از یک سیاه چاله را ببینیم.

به گزارش صدای ایران از ایسنا، دهمین روز آوریل سال جاری رویدادی بی‌نظیر در نجوم به وقوع پیوست و دانشمندان که سالیان متمادی برای ثبت یک تصویر از سیاه چاله تلاش می‌کردند، بالاخره موفق شدند. اختر شناسان برای نخستین بار در تاریخ، تصویری از یک سیاه‌چاله را اکنون نام آن را "Pōwehi" نامیده‌اند با دوربین تلسکوپ "افق رویداد" شکار کردند. نام این سیاه چاله در زبان هاوایی به معنای "منبع تاریکی زینت داده خلقت بی پایان"(embellished dark source of unending creation) است.

سیاه چاله Pōwehi چهل میلیارد کیلومتر قطر داشته و در یک کهکشان دور قرار دارد. اکنون انسان‌ها به لطف تلسکوپ "افق رویداد" قادر به دیدن نخستین تصویر از افقِ رویدادِ یک سیاه چاله که در ۵۰۰ میلیون تریلیون کیلومتری کره‌زمین قرار دارد، هستند.

بدون شک سیاه چاله‌ها یکی از پدیده‌های بسیار جذاب و هیجان انگیز و در عین حال اسرارآمیز جهان هستند. این پدیده هم چنین برای اخترشناسان و اخترفیزیکدانان نیز بسیار اسرارآمیز است و به همین دلیل است که آنها حدود نیم قرن است که در حال مطالعه درباره آنها هستند.

اکنون دانشمندان می‌بایست تشکر ویژه‌ای از " آلبرت اینشتین" بجا آورند چرا که او در ابتدا با نظریه‌هایی درباره گرانش، احتمال وجود سیاهچاله‌ها را مطرح کرد.

سیاه چاله‌ها چه هستند؟

به عبارت ساده، هنگامی که ستاره‌های عظیم در پایان سیکل زندگی خود، سقوط گرانشی را تجربه می‌کنند، سیاه چاله‌ها به وجود می‌آیند. مدتی طولانی پس از اینکه ستاره‌ها آخرین سوخت هیدروژنی خود را از دست می‌دهند و چندین برابر اندازه استاندارد خود که به نام مرحله "شاخه غول پیکر سرخ"(Branch Giant Branch) شناخته می‌شوند، در می‌آیند، لایه‌های بیرونی آن طی یک انفجار دیدنی به نام "ابرنواختر" منفجر می‌شوند.

شاخه غول پیکر سرخ(RGB)، بخشی از "شاخه غول پیکر"(Giant branch) است که ستارهای عظیم در آن قرار دارند و قبل از احتراق هلیوم در جریان تکامل ستارگان رخ می‌دهد.

در ستارگان کم جرم، این انفجار یک ستاره با تراکم بسیار زیاد که با نام "ستاره نوترونی" شناخته می‌شود را پشت سر می‌گذرانند اما در موارد ستاره‌های پرجرم این داستان فرق می‌کند چرا که این فروپاشی و انفجار تنها یک جرم فشرده که قادر به تغییر شکل فضا- زمان اطراف خودش است را پشت سر می‌گذراند.

میدان گرانشی یک سیاهچاله به قدری قوی است که هیچ چیز حتی ذرات زیر اتمی یا تابش الکترومغناطیسی (به عنوان مثال نور) نیز نمی‌توانند از آن فرار کنند. مرز بیرونی سیاهچاله که هیچ چیزی پس از عبور از آن نمی‌تواند به بیرون برگردد را "افق رویداد" می‌نامند. افق رویداد در نسبیت عام آلبرت اینشتین، منطقه‌ای از فضازمان است که در آنجا تمام مرزهای فضا به شدت تحت تأثیر سیاه‌چاله است و اگر جسمی وارد این ناحیه شود، سرانجام بروی تکینگی سیاهچاله سقوط می‌کند. در افق رویداد، هیچ چیز نه می‌تواند فرار کند و نه قابل مشاهده است. هر چیزی (ماده یا انرژی) که از این مرز عبور کند، فشرده می‌شود، در این ناحیه انحنای فضا-زمان بی نهایت می‌شود و به عبارت دیگر میدان گرانشی به بی نهایت می‌رسد، به این ناحیه در مرکز سیاهچاله، تکینگی(Singularity) می‌گویند.

سیاه چاله‌ها اندازه‌های متفاوتی دارند به گونه‌ای که هرچه یک ستاره پرجرم تر باشد، می‌تواند سیاهچاله‌های ستاره‌وار (Stellar black hole) که جرم آنها از ۱۰ تا ۱۰۰ برابر جرم خورشیدی متغیر است را ایجاد کند. سیاهچاله ستاره‌وار، سیاهچاله‌ای است که عمدتاً از فروریزی حاصل از گرانش یک ستاره با جرم معمولی به وجود می‌آید و می‌تواند پنج تا دهها برابر خورشید جرم داشته باشد. اندازه برخی سیاه چاله‌های ستاره‌وار ممکن است بزرگ باشد زیرا آنها حاصل ادغام هستند. این ادغام‌ها امواج گرانشی را تولید می‌کنند که اینشتین در نظریه نسبیت عام نیز آن را پیش‌بینی کرده بود و در آن گفته بود این موضوع سبب ایجاد موج در فضا زمان می‌شود.

دانشمندان اخیراً به لطف امکاناتی نظیر "رصدخانه موج گرانشی با تداخل‌سنج لیزری" یا "لایگو"(LIGO) قادر به تشخیص این امواج شدند. رصدخانه موج گرانشی با تداخل‌سنج لیزری یک آزمایش بزرگ فیزیکی با هدف آشکارسازی مستقیم امواج گرانشی است.

دانشمندان بر این باورند که فرایند ادغام، سبب ایجاد "سیاه‌چاله کلان‌جرم"(SMBH) که در مرکز بیشتر کهکشان‌های مارپیچی و بیضوی وجود دارند، می‌شود. به گفته آنها هنگامی که ادغام کهکشانی اتفاق می‌افتد، این "سیاه‌چاله‌های کلان‌جرم" نیز گردهم می‌آیند و حتی بزرگ‌تر می‌شوند.

"کمان ای *"(Sagittarius A*) که به عنوان نزدیکترین سیاه چاله کلان جرم شناخته می‌شود، در حدود ۲۶ هزار سال نوری از منظومه شمسی در مرکز کهکشان ما فاصله دارد و در نزدیکی مرز صورت فلکی "کمان" و "عقرب" قرار دارد.

این سیاه چاله کلان جرم، جرمی معادل تقریباً چهار میلیون برابر خورشید است و یکی از معدود سیاهچاله‌هایی است که به دلیل نزدیکی، اخترشناسان می‌توانند اجرام موجود در نزدیکی آن را مشاهده کنند.

فاصله سیاهچاله کمان ای * از زمین

سیاهچاله "Pōwehi" یا کمان ای * در کهکشانی به نام " M87 " قرار دارد که ۵۵ میلیون سال نوری از ما فاصله دارد. سال نوری (Light-year) یکی از یکاهایی است که به مخفف به صورت "ly" نشان می‌دهند و برای سنجش طول یا درازا است که بیشتر در محاسبات مربوط به کیهان‌شناسی و نجوم به‌کار می‌رود. سال نوری طبق تعریف برابر است با مسافتی است که نور در خلاء در مدت یک سال طی می‌کند و تقریباً برابر است با ۹ پتامتر (9Pm) که عددی معادل ۹.۴۶۰.۷۳۰.۴۷۲.۵۸۰.۸۰۰ متر یا تقریباً ۹.۵ هزار میلیارد کیلومتر می‌شود. اگر این عدد را در ۵۵ ضرب کنیم فاصله نجومی این سیاه چاله با زمین به دست می‌آید.

در این تعریف، دو عاملِ سرعت نور در خلاء و مدت زمانِ یک سال دخالت دارند. در حال حاضر، مدت زمان دقیق سال که باید برای محاسبهٔ مقدار سال نوری استفاده شود، به‌صورت بین‌المللی تعریف نشده است و تنها توصیه‌نامه‌ای مبتنی بر استفاده از سال رومی (یولیانی) توسط اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی ارائه شده است. بر مبنای این توصیه‌نامه، یک سال برابر است با ۳۶۵.۲۵ روز که هر روز معادل ۸۶.۴۰۰ ثانیه می‌باشد، که با احتساب تعریف سرعت نور به مقدار ۲۹۹.۷۹۲.۴۵۸ متر بر ثانیه، مقدار مسافت سال نوری معادل ۹.۴۶۰.۷۳۰.۴۷۲.۵۸۰.۸۰۰ متر خواهد بود.

طبقه‌بندی سیاهچاله‌ها

سیاه چاله‌ها بر اساس سه ویژگی جرم، چرخش و بار به سه دسته تقسیم می‌شوند. بر اساس این ویژگی‌ها، دانشمندان چهار نوع سیاهچاله را شناسایی کرده‌اند. اولین نوع آنها سیاه چاله‌های اولیه(Primordial Black Holes) هستند و کمتر از یک دهم میلی متر قطر دارند و جرمی برابر جرم سیاره زمین دارند.

سیاه چاله‌های اولیه یک طبقه صرفاً فرضی از سیاه چاله‌ها هستند و اعتقاد بر این است که مدت کمی پس از "بیگ بنگ "شکل گرفته‌اند. بر طبق یک نظریه که استیون هاوکینگ در سال ۱۹۷۲ مطرح کرد، این سیاهچاله‌ها می‌توانند مسئول ایجاد "جرم گمشده" (ماده تاریک) جهان باشند.

نوع دوم آنها سیاهچاله ستاره‌وار هستند که جرم آنها در حدود ۴ تا ۱۵ برابر جرم خورشید است و از یک ستاره عظیم که در پایان عمر خود سقوط هسته‌ای را تجربه کرده است، به وجود آمده‌اند.

نوع سوم آنها سیاهچاله با جرم متوسط(Intermediate-mass black hole) هستند که از یک انفجار ابرنواختری پدید آمده‌اند و با بلعیدن مقدار زیادی ماده جرم آنها بیش از جرم سیاه چاله ستاره وار و کمتر از سیاه چاله کلان جرم است.

آخرین نوع آنها سیاه چاله‌های کلان جرم هستند که در بیشتر مراکز بزرگترین کهکشان‌ها وجود دارند و جرم آنها بسته به اندازه کهکشان میلیون‌ها تا میلیارد برابر جرم خورشید است.

البته قابل ذکر است سیاه چاله‌هایی نیز وجود دارند که براساس تنها یک ویژگی از سه ویژگی ذکر شده شناخته شده هستند که یکی از آنها "سیاه چاله شوارتس‌شیلد"(Schwarzschild Black Hole ) است که چرخش و هیچ بار الکتریکی ندارد و فقط توسط جرمش شناخته شده است. یکی دیگر از این نوع سیاه چاله‌ها، "سیاه چاله کِر" (Kerr Black Hole ) است و به عنوان یک سیاه چاله چرخشی شناخته می‌شود زیرا چرخش دارد اما بار الکتریکی ندارد. آخرین نوع نیز موسوم به "سیاه چاله بار"(Charged Black Hole) است زیرا همانطور که از نامش پیداست بار دارد اما چرخش ندارد.

تاریخچه سیاه چاله

در سال ۱۹۱۵ میلادی، "آلبرت اینشتین" با مطرح کردن کرم‌چاله در قلب سیاه‌چاله‌ها نشان داد که سیاهچاله‌ها شاید پلی به جهان‌های دیگر باشند و برای اولین بار، در نظریه "نسبیت عام" خود وجود سیاهچاله‌ها را مطرح کرد. نظریه "نسبیت عام" آلبرت اینشتین گرانش را به عنوان یک عامل هندسی و نه یک نیرو بررسی می‌کند. در این نظریه فضا–زمان توسط "هندسهٔ ریمانی" (شاخه‌ای از هندسه دیفرانسیل) بررسی می‌شود.

در سال ۱۹۱۶ فیزیکدان و اخترشناس آلمانی "کارل شوارتزشیلد"(Karl Schwarzschild) نخستین کسی بود که با استفاده از نظریه نسبیت عام، چنین شرایطی را توصیف کرد. شوارتزشیلد در محاسبات خود به این نتیجه رسید که نقطه تکینگی، فضا-زمان را سوراخ خواهد کرد. وی معتقد بود که یک نقطه تکینگی در فضا-زمان آنچنان چاله عمیقی ایجاد می‌کند که حتی سرعت نور هم برای فرار از آن کافی نخواهد بود. شوارتزشیلد به همین منظور تئوری به نام "شعاع شوارتزشیلد"(Schwarzschild radius) را مطرح کرد. در سال ۱۹۱۶ شوارتز شیلد پاسخی برای نظریه نسبیت عام اینشتین یافت که نشانگر یک سیاهچاله کروی بود.

او نشان داد که اگر جرم یک ستاره در ناحیه‌ای به اندازه کافی کوچک متمرکز شود، میدان گرانشی در سطح ستاره چنان قوی می‌شود که حتی نور توان گریز از آن را ندارد. همان چیزی است که هم‌اکنون سیاهچاله می‌نامیم، ناحیه‌ای از فضازمان که به افق رویداد محدود شده است و امکان ندارد از آن، چیزی از جمله نور به ناظری دوردست برسد. شعاع شوارتزشیلد شعاعی است که بر طبق معادلات متریک برای سیاهچاله‌ها تعیین می‌شود.شعاع شوارتزیلد نام شعاعی در فیزیک است که تمام اجسام با هر جرمی که در آن وارد می‌شوند در یک جا جمع می‌شوند که به آن نقطه تکینگی (Gravitational singularity) گفته می‌شود و به منطقه‌ای با شعاع شوارتزیلد افق رویداد گفته می‌شود. بر طبق متریک شوارتز شیلد هرگاه یک جسم شعاعش از شعاع شوارتز شیلد خودش کمتر شود به یک سیاهچاله تبدیل شده است. یعنی اجسام دیگر قبل از رسیدن به سطح جسم در شعاع شوارتز شیلد گرفتار جاذبه خیلی شدیدی می‌شوند ولی اگر شعاع شوارتز شیلد درون جسم قرار بگیرد یعنی کوچک‌تر از شعاع آن باشد، آن جسم خواص سیاهچاله را ندارد.

سال‌ها بعد و در سال ۱۹۳۱ این موضوع توسط اخترفیزیکدان هندی- آمریکایی به نام " سوبرامانیان چاندراسخار " (Subrahmanyan Chandrasekhar) دنبال شد و وی حداکثر جرمی که یک ستاره کوتوله ای / نوترونی سفید می‌تواند قبل از سقوط به یک سیاهچاله داشته باشد را محاسبه کرد. این محاسبات او به نام "حد چاندراسخار" (Limit Chandrasekhar) شناخته می‌شوند. حد چاندراسخار نام حدی در نجوم است که وضعیت ستاره بعد از انفجار را مشخص می‌کند به طوری که اگر جرم هسته ستاره بعد از انفجار از حد چاندراسکار کمتر بود هسته ستاره به کوتوله سفید تغییر می‌کند (خورشید در این دسته جای می‌گیرد) و اگر بیشتر بود هسته ستاره به ستاره نوترونی یا سیاه‌چاله تبدیل می‌گردد. این مقدار را فیزیکدان هندی سوبرامانیان چاندراسخار به دست آورد. مقدار این حد تقریباً برابر ۱.۴ جرم خورشید است.

او متوجه شد که در صورت پایان یافتن سوخت یک ستاره و توقف چرخه تولید عناصر سنگین‌تر، فشار گرانشی عظیم آن در یک نقطه متمرکز شده و موجب "رمبش" فضا-زمان خواهد شد. با اینکه سه دانشمند فوق تلاش‌های مهمی برای درک افراد از سیاه چاله ارائه داده بودند اما تکینگی اخترفیزیکی در بهترین حالت بسیار نادر تصور می‌شد.

در همان سال "کارل گوت جنسکی"(Karl Jansky) فیزیک‌دان و ستاره‌شناسی رادیویی آمریکایی که توسط بسیاری به عنوان "پدر نجوم رادیو" شناخته شده است، یک سیگنال رادیویی که از مرکز کهکشان راه شیری در جهت صورت فلکی قوس شکل گرفته بود را کشف کرد. این منبع رادیویی بعدها به عنوان سیاه‌چاله کلان‌جرم کمان ای * شناخته شد.

دهه ۱۹۶۰، "عصر طلایی نسبیت عام" آغاز شد به گونه‌ای که نسبیت عام و سیاهچاله‌ها تبدیل به موضوع اصلی تحقیق دانشمندان شد. برای مثال در سال ۱۹۶۷ " ژوسلین بل بورنل" (Jocelyn Bell Burnell) موفق به کشف تپ اخترها شد و در سال ۱۹۶۹ نشان داد که آنها ستاره‌های نوترونی چرخانی هستند که با سرعت بسیار زیادی دوران می‌کنند و پالس‌های مداومی از انرژی تابشی به همراه خطوط میدان مغناطیسی قوی را از خود منتشر می‌کنند. برخی از تپ‌اخترها نیز پرتوهای ایکس تابش می‌کنند. ستاره‌های نوترونی در حقیقت بقایای هستهٔ ستارهٔ منفجر شده‌ای هستند که حجم کوچک و چگالی بسیار بالایی دارند.

اوایل دهه ۱۹۷۰ استیون هاوکینگ فیزیکدان نامی بریتانیایی تحقیقات او و دیگر دانشمندان فیزیک نظری، به ترمودینامیک سیاه چاله منجر شد. همانند ترمودینامیک، این قوانین نیز رابطه بین جرم و انرژی، ناحیه و انتروپی و گرانشی و درجه حرارت را بیان می‌کند.

ترمودینامیک سیاهچاله شاخه‌ای از علم فیزیک است که به مطالعه قوانین ترمودینامیک در افق رویداد سیاهچاله می‌پردازد. به همان اندازه که مطالعه مکانیک آماری مربوط به تابش سیاهچاله منجر به ظهور تئوری مکانیک کوانتومی شد، تلاش برای فهمیدن مکانیک آماری سیاهچاله تأثیر شدیدی روی درک گرانش کوانتومی داشت که در نهایت منجر به فرمول بندی اصل تمام نگاری(holographic principle) شد.

هاوکینگ معتقد بود که سیاهچاله‌ها حرارت دارند و چون اجسام داغ گرما از دست می‌دهند، در نهایت تبخیر شده و ناپدید می‌شوند. در سال ۱۹۷۰ میلادی نیز دانشمندی به نام "یاکوب بکنشتاین" مطرح کرد که آنتروپی سیاهچاله‌ها با منطقه‌ای در سیاهچاله به نام "افق رویداد" مرتبط است و بیشینه آنتروپی سیاه‌چاله اندازه مشخصی دارد. در فیزیک نظری، نظریهٔ میدان‌های کوانتومی(QFT) چارچوبی نظری برای ساختن مدل‌های مکانیک کوانتومی از ذرات زیراتمی در فیزیک ذرات و شبه‌ذره‌ها در فیزیک ماده چگال است. یک نظریه میدان کوانتومی، ذرات را به شکل حالاتی برانگیخته از میدان فیزیکی زمینه می‌بیند، به همین دلیل این ذرات "کوانتای" میدان نامیده می‌شوند. کارهای هاوکینگ به توضیح نتایج "یاکوب بکنشتاین" کمک کرد و هاوکینگ در سال ۱۹۷۴، نظریه‌ای را درباره سیاه‌چاله‌ها ارائه کرد که در آن عنوان شده بود که با وجود جاذبه و جرم عظیمی که این هیولاهای فضایی دارند، امواج رادیویی در شرایطی خاص از دام آنها خارج و به سوی فضا گسیل می‌شوند.

نظریه "تابش هاوکینگ" تابش جسم سیاه است که پیش‌بینی می‌شود به خاطر تأثیر کوانتومی در نزدیکی افق رویداد، از سیاه‌چاله تابیده شده باشد. این نظریه براساس نظریهٔ میدان‌های کوانتومی و نسبیت عام اینشتین ارائه شد.

تابش هاوکینگ باعث کاهش جرم و انرژی سیاه‌چاله می‌شود که به تبخیر سیاه‌چاله شناخته می‌شود. به همین خاطر سیاه‌چاله‌هایی که جرم آن‌ها به روش دیگری افزایش نمی‌یابد با گذر زمان جرم آن کاهش یافته و در پایان، از بین می‌روند. پیش‌بینی می‌شود که تابش ریز سیاه‌چاله‌ها، بیشتر از سیاه‌چاله‌های بزرگ‌تر باشد. بنابراین با سرعت بیشتری کوچک شده و از میان می‌رود.

هاوکینگ در مقاله خود به دنبال یافتن این مساله بوده است که برای اشیایی که در سیاهچاله می‌افتند، چه اتفاقی می‌افتد. وی در سال ۲۰۱۵ اعلام کرد که سیاهچاله‌ها در اصل "خاکستری" بوده‌اند. هاوکینگ و همکارانش در مقاله جدید اظهار کرده‌اند که اگر اطلاعات توسط سیاهچاله‌ها بلعیده شوند، آنتروپی آن‌ها تغییر خواهد کرد.

وی اعلام کرده که یک سیاهچاله کوچک به اندازه یک کوه، پرتو ایکس و پرتو گاما از خود به اندازه ۱۰ میلیون مگاوات ساطع می‌کند که برای تأمین برق تمام جهان کافی است. هاوکینگ خودش هشدار داده که احتمالاً بسیار سخت خواهد بود که بدون آنکه این انرژی به انسان‌ها آسیب بزند و تمدن بشری را نابود کند، بتوان از آن استفاده کرد و سیاهچاله را به اصطلاح تحت کنترل خود درآورد. یک راهکار این است که سیاهچاله در مدار زمین و فاصله مناسب از ما قرار بگیرد تا بتوان از انرژی ساطع شده آن استفاده کرد.

همیشه پای یک زن در میان است

" کیتی بومن"(Katie Bouman) محققی است که توانست با کشف یک الگوریتم به ثبت اولین تصویر رسمی از یک سیاهچاله کمک کند.

"کیت بومن"(Katie Bouman ) محقق فارغ‌التحصیل شده از دانشگاه "ام‌آی‌تی" موفق شد در سال ۲۰۱۷ یک الگوریتم را برای تلسکوپ "افق رویداد" ایجاد کند که در نهایت منجر به ثبت اولین تصویر از یک سیاهچاله موسوم به "ساگیتاریوسA " شد.

تصویر رسمی این سیاه چاله پس از ۱۰۴ نه تنها نظریه نسبیت عام اینشتین را به اثبات رساند بلکه برای بار دیگر نبوغ آلبرت اینشتین را به رخ تمام جهانیان کشید. اکنون می‌بایست مشتاقانه منتظر اثبات نظریه کرم چاله و سفر در زمان نیز باشیم.

چگونه سیاه چاله شناسایی شد؟

از آنجا که سیاه چاله‌ها هیچ انرژی را بازتاب نمی‌دهند و هیچ چیز (حتی نور) نمی‌تواند از آنها فرار کند به همین دلیل شناسایی آنها بسیار سخت بود. با این حال، برای چندین دهه، دانشمندان توانسته‌اند با مطالعه دنیای اطراف سیاه چاله، اطلاعاتی درباره آن بدست آورند.

آنها طی این مطالعات نفوذ گرانشی سیاه چاله‌ها بر روی ستاره‌های نزدیک و اجرام آسمانی اطرافشان را مورد بررسی قرار دادند. به عنوان مثال، از سال ۱۹۹۵، ستاره شناسان حرکت‌های ۹۰ ستاره‌ای را که در حال چرخش در اطراف کمان ای * هستند، را ردیابی می‌کنند.

براساس مدارهای آنها، اخترشناسان توانستند نتیجه بگیرند که کمان ای * دارای حداقل ۲.۶ میلیون برابر جرم خورشید است که این عدد مدتی بعد به ۴.۳ میلیون تغییر کرد. یکی از این ستاره‌هایی که آنها مورد بررسی قرار داده بودند ستاره‌ای به نام " S۲" بود.

این ستاره بسیار با سیاه چاله‌ها در ارتباط بود چرا که مانند سیاه چاله قدرت انتشار بالایی در اشعه ماورا بنفش، اشعه ایکس و طول موج‌های اشعه گاما و فواره نسبیتی داشت و دقیقاً زمانی که یک ماده به داخل مدار دور سیاهچاله می‌افتاد، این ستاره مانند یک دیسک متصل به دور سیاهچاله عمل می‌کرد.

کشش گرانشی قدرتمند سیاهچاله انرژی را به این دیسک منتقل می‌کند و باعث می‌شود که به سرعت چرخش یابد و با اصطکاک گرم شود. این باعث می‌شود که ماده در دیسک، انرژی را به صورت تابش الکترومغناطیسی در طول موج‌های مختلف منتشر کند.

فناوری‌هایی که این امکان را فراهم ساخت تا دانشمندان بتوانند این تصاویر را ثبت کنند ابزارهای بسیار حساس و تلسکوپ‌های فوق پیشرفته ای بودند که قادر به گرفتن تصاویر از جهان ما در قسمت‌های قابل مشاهده و غیر قابل مشاهده و در طیف‌های مختلف بودند.

طی این پروژه مهم دانشمندان از تلسکوپ افق رویداد استفاده کردند. این تلسکوپ از تعداد بسیاری از رصدخانه‌های رادیویی یا تلسکوپ‌های رادیویی در سراسر جهان تشکیل شده است تا کار یک تلسکوپ بزرگ (به اندازهٔ زمین) با حساسیت و رزولوشن بالا را پدید آورد. این تلسکوپ با استفاده از تکنیک تداخل سنجی بسیار طولانی پایه(VLBI) و بسیاری از آنتن‌های رادیویی مستقل که صدها یا هزاران مایل از هم جدا شده‌اند و می‌توانند به صورت همزمان برای ایجاد یک تلسکوپ مجازی با قطر مؤثر کل سیاره مورد استفاده قرار گیرند، کار می‌کند.

تصویر سیاه چاله شکار شده توسط شبکه‌ای از هشت تلسکوپ در سراسر جهان ثبت شده است.

نام هشت تلسکوپی که موفق به ثبت تصویر این سیاه چاله شدند عبارتند از:

۱. آرایه میلی‌متری بزرگ آتاکاما (Atacama Large Millimeter Array)

۲. تلسکوپ رادیویی ای پی ای ایکس( Atacama Pathfinder Experiment)

۳. تلسکوپ زیرمیلیمتری هاینریش هرتز (Heinrich Hertz Submillimeter Telescope)

۴. تلسکوپ رادیویی" IRAM ۳۰m millimeter radio telescope"

۵. تلسکوپ جیمز کلرک ماکسول (James Clerk Maxwell Telescope)

6. تلسکوپ "ال ام تی" (Large Millimeter Telescope)

۷. تلسکوپ "South Pole "

۸. تلسکوپ رادیویی "Submillimeter Array"

دانشمندان توسط این تلسکوپ توانستند تصویر این سیاه چاله را در کهکشانی به نام M87 که بنا بر گفته دانشمندان از کل منظومه شمسی بزرگ‌تر است، ثبت کنند. جرم این سیاه چاله ۶.۵ میلیارد برابر خورشید است و یکی از سنگین‌ترین سیاه چاله‌هایی است که گمان می‌رود وجود داشته باشد. مسیه ۸۷ یا M۸۷ بزرگترین کهکشان در بخش شمالی خوشه سنبله است که در فاصله ۶۰ میلیون سال نوری از ما قرار دارد.

داده‌های پس از جمع آوری شدن توسط دانشمندان، سپس به هارد دیسک ها ارسال و توسط هواپیما به رصدخانه MIT Haystack در ماساچوست، ایالات متحده آمریکا، و مؤسسه ماکس پلانک رادیو نجوم، بن آلمان منتقل شد. پس از آن، داده‌ها به صورت متقاطع و با استفاده از ۸۰۰ کامپیوتر که توسط یک شبکه ۴۰ گیگابایت / ثانیه متصل می‌شدند مورد تجزیه و تحلیل قرار گرفتند.

در حالی که انتظار می‌رفت نخستین تصویر از کمان ای * در آوریل ۲۰۱۷ منتشر شود، این امر به دلیل تلسکوپ South Pole که در زمستان (آوریل تا اکتبر) بسته بود، به تعویق افتاد. این ها سبب شد تا پردازش داده‌ها به تعویق افتد و بنابراین نخستین تصویر ۱۰ آوریل ۲۰۱۹ منتشر شد.