廣義相對論預(yù)言，將會看到一個近似圓形的暗影被一圈光子圓環(huán)包圍，由于旋轉(zhuǎn)效應(yīng)，黑洞左側(cè)更亮。

2017年4月參加EHT觀測的8個VLBI臺站

VLBI原理：多個望遠(yuǎn)鏡可等效成一臺孔徑更大的望遠(yuǎn)鏡

如果要評選出2019年最有價值和最受期待的照片，那么非下面這張照片莫屬。這是5500萬光年外的大質(zhì)量星系M87中心超大質(zhì)量黑洞的黑洞陰影照片，也是人類拍攝的首張黑洞照片。它是黑洞存在的直接“視覺”證據(jù)，從強(qiáng)引力場的角度驗(yàn)證了愛因斯坦廣義相對論。

這張照片于2017年4月拍攝，兩年后才“沖洗”出來。2019年4月10日由黑洞事件視界望遠(yuǎn)鏡(Event Horizon Telescope， EHT)合作組織協(xié)調(diào)召開全球六地聯(lián)合發(fā)布。

看不見的黑洞如何證明它存在?

一百多年前，愛因斯坦提出廣義相對論，將引力視為時空扭曲的效應(yīng)。他的方程預(yù)言，一個小而重的物體能隱藏在事件視界(event horizon)之內(nèi)，在視界內(nèi)，其引力強(qiáng)大到連光都無法逃脫，這個物體就是黑洞。幾乎所有的星系中心都存在黑洞，在那里它們可以成長到太陽質(zhì)量的數(shù)百萬或者數(shù)十億倍。

在這次拍照前，主要有三類代表性證據(jù)可以表明黑洞的存在：

1. 恒星、氣體的運(yùn)動透露了黑洞的蹤跡。黑洞有強(qiáng)引力，對周圍的恒星、氣體會產(chǎn)生影響，可以通過觀測這種影響來確認(rèn)黑洞的存在。

2. 根據(jù)黑洞吸積物質(zhì)(科學(xué)家們把這個過程比喻成“吃東西”)發(fā)出的光來判斷黑洞的存在。在黑洞強(qiáng)引力的作用下，周圍的氣體就會向黑洞下落，在距離黑洞幾百到幾萬倍事件視界的地方形成一個發(fā)光的腰帶——吸積盤。以超大質(zhì)量黑洞為例，如果把黑洞的吸積盤區(qū)域比作一個黃豆，普通星系就相當(dāng)于一個身高5萬米的巨人，雖說黃豆般大小的活躍黑洞比巨人般的星系小千萬倍，但每秒鐘發(fā)出的能量卻還要強(qiáng)很多。這種小尺寸、大能量的性質(zhì)使我們推斷它很可能是黑洞。

3. 通過看到黑洞成長的過程“看”見黑洞。激光干涉引力波天文臺(LIGO)探測的五次引力波都對應(yīng)了恒星級質(zhì)量黑洞的并合事件，見證了更小的黑洞借助并合成長為更大黑洞的過程。這類引力波的發(fā)現(xiàn)，也是我們推斷黑洞存在的證據(jù)之一。

廣義相對論預(yù)言，因?yàn)楹诙吹拇嬖?，周圍時空彎曲，氣體被吸引下落。氣體下落至黑洞的過程中，引力能轉(zhuǎn)化為光和熱，因此氣體被加熱至數(shù)十億度。黑洞就像沉浸在一片類似發(fā)光氣體的明亮區(qū)域內(nèi)，事件視界看起來就像陰影，陰影周圍環(huán)繞著一個由吸積或噴流輻射造成的如新月狀的光環(huán)。鑒于黑洞的自旋及與觀測者視線方向的不同，光環(huán)的大小約為4.8-5.2倍史瓦西半徑(史瓦西半徑，指沒有自旋的黑洞的事件視界半徑。)

給黑洞拍照不止是為了“眼見為實(shí)”

給黑洞拍照，有三個科學(xué)意義：

1. 對黑洞陰影的成像將能提供黑洞存在的直接“視覺”證據(jù)。黑洞是具有強(qiáng)引力的，給黑洞拍照最主要的目的就是在強(qiáng)引力場下驗(yàn)證廣義相對論，看看觀測結(jié)果是否與理論預(yù)言一致。

2. 有助于理解黑洞是如何“吃東西”的。黑洞的“暗影”區(qū)域非?？拷诙赐淌晌镔|(zhì)形成的吸積盤的極內(nèi)部區(qū)域，這里的信息尤為關(guān)鍵，綜合之前觀測獲得的吸積盤更外側(cè)的信息，就能更好地重構(gòu)這個物理過程。

3. 有助于理解黑洞噴流的產(chǎn)生和方向。某些朝向黑洞下落的物質(zhì)在被吞噬之前，會由于磁場的作用，沿著黑洞的轉(zhuǎn)動方向被噴出去。以前收集的信息多是更大尺度上的，科學(xué)家沒法知道在靠近噴流產(chǎn)生的源頭處發(fā)生了什么。對黑洞暗影的拍攝，就能助天文學(xué)家一臂之力。

黑洞照片應(yīng)該是這樣：圓形陰影+光環(huán)

一百年前，愛因斯坦廣義相對論提出后不久，便有科學(xué)家探討了黑洞周圍的光線彎曲現(xiàn)象。上世紀(jì)70年代，James Bardeen及Jean-Pierre Luminet等人計(jì)算出了黑洞的圖像。上世紀(jì)90年代，Heino Falcke等天文學(xué)家們首次基于廣義相對論下的光線追蹤程序，模擬出銀河系中心黑洞Sgr A*的樣子，引入了黑洞“陰影”的概念。

理論預(yù)言，受黑洞強(qiáng)引力場的影響，黑洞吸積或噴流產(chǎn)生的輻射光被黑洞彎曲，使得天空平面(與視線方向垂直的面)被黑洞“視邊界”(apparent boundary)的圓環(huán)一分為二：在視邊界圓環(huán)以內(nèi)的光子，只要在視界面以外，就能逃離黑洞，但受到很強(qiáng)的引力紅移效應(yīng)，亮度低;而視邊界圓環(huán)以外的光子，能繞著黑洞繞轉(zhuǎn)多圈，積累的亮度足夠高。

從視覺上看，視邊界內(nèi)側(cè)的亮度明顯更弱，看起來就像一個圓形的陰影，外面包圍著一個明亮的光環(huán)。故此也得名黑洞 “陰影”(black hole shadow)。這個陰影有多大呢?史瓦西黑洞的陰影直徑是視界直徑的5.2倍;如果黑洞轉(zhuǎn)得快，陰影直徑也有約4.6倍視界半徑。如此看來，黑洞視邊界的尺寸主要與黑洞質(zhì)量有關(guān)系，而與黑洞的自轉(zhuǎn)關(guān)系不大。

后來，更多科學(xué)家針對黑洞成像開展了大量的研究，均預(yù)言黑洞陰影的存在。因此，對黑洞陰影的成像能夠提供黑洞存在的直接“視覺”證據(jù)。

八位拍寫真的“攝影師”

為了捕獲第一張黑洞圖像，過去的十年多時間里，麻省理工學(xué)院的天文學(xué)家們聯(lián)合了其他機(jī)構(gòu)的同行們，讓全球八個天文臺同時對銀河系中心的黑洞Sgr A*和M87星系中的黑洞M87*展開亞毫米波段觀測，這些望遠(yuǎn)鏡統(tǒng)稱為“事件視界望遠(yuǎn)鏡”(Event Horizon Telescope，EHT)。

由于EHT此次觀測的波段在1.3毫米，容易受地球大氣的水汽影響，因此這些亞毫米波望遠(yuǎn)鏡分布在高海拔地區(qū)，包括夏威夷和墨西哥的火山、亞利桑那州的山脈、西班牙的內(nèi)華達(dá)山脈、智利的阿塔卡馬沙漠以及南極點(diǎn)。

參與此次觀測的包括位于世界六個地點(diǎn)的八個臺站。其中由于位置的限制，位于南極的SPT望遠(yuǎn)鏡無法觀測到M87*。所以參與觀測M87*的望遠(yuǎn)鏡實(shí)際上是七臺。

給黑洞拍寫真真的太難了

給黑洞拍照難不難?肯定難。不然我們不會到今天才拍出第一張照片。

在這個過程中，有三座難以逾越的大山：黑洞陰影的“小”、技術(shù)要求極高的觀測波段、復(fù)雜的數(shù)據(jù)處理。而面對這些難點(diǎn)，天文學(xué)家們發(fā)揮智慧，拿出了不少應(yīng)對的妙招。

解決黑洞陰影的“小”需要兩個靠譜選擇

為了解決這個問題，需要保證兩個“靠譜”——拍照模特靠譜、望遠(yuǎn)鏡的實(shí)力靠譜。

黑洞陰影實(shí)際看起來的大小主要與兩個因素有關(guān)——實(shí)際的大小、黑洞到地球的距離。

一個1米之外的乒乓球(直徑40毫米)和一個百米之外的4米長桿看起來一樣高。所以在望遠(yuǎn)鏡拍照能力有限的情況下，想要拍攝一張好照片，一定要找一個“靠譜”的拍照模特，它的角尺寸看起來很大。

而黑洞陰影的實(shí)際大小與黑洞的質(zhì)量有關(guān)，黑洞質(zhì)量越大，黑洞陰影越大;再綜合距離因素，你會發(fā)現(xiàn)選擇臨近的超大質(zhì)量黑洞是個明智之選。銀河系中心的黑洞Sgr A*和星系M87的中心黑洞便是兩個好模特。

Sgr A*是地球上能夠觀測到的最大的黑洞，質(zhì)量是400多萬倍太陽質(zhì)量，對應(yīng)的視界半徑是1300多萬千米，“視邊界”的半徑約3300多萬千米，它到地球的距離是26000光年，“視邊界”看起來的角尺寸約為0.00005角秒(50微角秒，1角秒相當(dāng)于100萬微角秒)。要知道，從地球上看滿月的尺寸約為30角分(1角分等于60角秒)，50微角秒就相當(dāng)于從地球上看月球上一個橘子大小的物體。

而黑洞M87*，盡管質(zhì)量比Sgr A*質(zhì)量大了約1500倍，但距離卻遠(yuǎn)了2000多倍，使其成為第二大黑洞，黑洞陰影的大小約為40微角秒。

值得一提的是，由于對M87中央黑洞質(zhì)量的不同測量方法(氣體動力學(xué)VS.恒星動力學(xué))所得結(jié)果差了近兩倍，意味著黑洞陰影的大小有可能小于40微角秒，甚至低于此次EHT所能分辨的能力極限。因此從這個角度看，M87*的陰影拍攝成功，真是幸運(yùn)，并為M87*黑洞的質(zhì)量提供了限制。

拍攝黑洞照片所用到的望遠(yuǎn)鏡的靈敏度和分辨本領(lǐng)很重要，這也是描述望遠(yuǎn)鏡實(shí)力的兩大要素。兩者均對射電望遠(yuǎn)鏡的口徑提出了要求，望遠(yuǎn)鏡的口徑越大，其靈敏度越高，分辨本領(lǐng)越高。此外，分辨本領(lǐng)還和觀測波段有關(guān)。

由于射電望遠(yuǎn)鏡所接收光的波長是可見光波長的上千成萬倍，為了達(dá)到同樣的分辨率，射電望遠(yuǎn)鏡得比光學(xué)望遠(yuǎn)鏡大上上千萬倍。因此，口徑為百米級的射電望遠(yuǎn)鏡所能達(dá)到的分辨率甚至還遠(yuǎn)不及愛好者們使用的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。

天文學(xué)家對高分辨率的渴求，并沒有止步于射電望遠(yuǎn)鏡單天線。甚長基線干涉測量(Very Long Baseline Interferometry; VLBI)技術(shù)解決了射電望遠(yuǎn)鏡實(shí)現(xiàn)高分辨本領(lǐng)的難題。

所謂VLBI技術(shù)，就是當(dāng)相隔兩地的兩架射電望遠(yuǎn)鏡同時觀測來自同一天體的射電波，根據(jù)各自獨(dú)立的時間標(biāo)準(zhǔn)，將天體的射電波記錄下來，然后再將這兩個記錄一起送入處理機(jī)進(jìn)行相關(guān)處理，最終分析獲取該天體的射電輻射強(qiáng)度和位置。

要成像成功必須要求所有望遠(yuǎn)鏡在時間上完全同步，當(dāng)EHT的每個望遠(yuǎn)鏡都能在時間上同步時，記錄到的信號就能被完美地修正聚焦。如果鏡面不穩(wěn)定，譬如會振動的話，反射的光線將無法準(zhǔn)確聚焦。EHT利用氫原子鐘來確保記錄的穩(wěn)定性。原子鐘能精準(zhǔn)到每數(shù)億年才誤差一秒。

值得一提的是，該VLBI技術(shù)也成功應(yīng)用于我國嫦娥探月工程的探測器的測定位。

射電干涉技術(shù)的成功實(shí)施使得望遠(yuǎn)鏡陣列的角分辨率相較于單獨(dú)每架望遠(yuǎn)鏡更高，靈敏度也更高。VLBI網(wǎng)絡(luò)便是利用這一技術(shù)，讓處于不同地理位置的多個射電望遠(yuǎn)鏡聯(lián)合起來，組成一個望遠(yuǎn)鏡觀測網(wǎng)絡(luò)，同時對一個天體進(jìn)行觀測。

實(shí)現(xiàn)高技術(shù)觀測波段：1毫米+高精度望遠(yuǎn)鏡

根據(jù)理論預(yù)言，黑洞周圍氣體在1毫米附近的輻射強(qiáng)度最高，而且最關(guān)鍵的是，1毫米附近是個比較干凈的觀測窗口，被同步自吸收等的作用大大減弱，黑洞周圍氣體的輻射變得透明。2017年EHT觀測Sgr A*和M87*所基于的窗口便是1.3毫米，未來還希望用0.8毫米。

既然理論預(yù)言甚至預(yù)言出的照片很早便存在，VLBI技術(shù)也并非近十年才有的，那為何黑洞照片現(xiàn)在才誕生呢?

主要瓶頸其實(shí)在觀測窗口——1毫米左右。這種對觀測波段的極高要求，其實(shí)就意味著對望遠(yuǎn)鏡性能的極高要求。

要讓EHT實(shí)現(xiàn)最佳性能，除了要使用VLBI技術(shù)，還有一點(diǎn)很重要——每個望遠(yuǎn)鏡必須性能足夠好。

EHT的每架射電望遠(yuǎn)鏡本質(zhì)上就是一架大口徑的拋物面天線，就像衛(wèi)星天線鍋。為了保證射電望遠(yuǎn)鏡的天線在觀測波段內(nèi)正常觀測，天線在技術(shù)上有個門檻，加工精度必須足夠高，其偏離拋物面的程度最多只能與觀測波長相差5%。

因此，可以預(yù)想，觀測毫米波比觀測厘米波所要求的天線加工精度更高，加工難度更大。大家也不難發(fā)現(xiàn)，參與EHT的八臺望遠(yuǎn)鏡有效口徑大多為十幾米，最大不過73米。

由此可見，根據(jù)不同科學(xué)需求，望遠(yuǎn)鏡必須在大和精上作出權(quán)衡，不能一味地追求大;如果你的科學(xué)需求是想在毫米波觀測天體，卻一味地追求口徑做大，但無法保證拋物面精度，結(jié)果根本就沒法實(shí)現(xiàn)毫米波信號的有效聚焦，這架望遠(yuǎn)鏡就算不上成功的作品。

“沖洗”照片：復(fù)雜的后期數(shù)據(jù)處理分析

在這次拍攝黑洞照片的過程中，多臺設(shè)備同時觀測和記錄，然后將數(shù)據(jù)匯總到一起分析。2017年4月份的觀測中，八個臺站在五天觀測期間共記錄約3500 TB的數(shù)據(jù)(1TB等于1024GB，相當(dāng)于500小時的高清電影)。

因?yàn)閿?shù)據(jù)量龐大得不可能靠網(wǎng)絡(luò)傳遞，所以EHT用硬盤來紀(jì)錄每個望遠(yuǎn)鏡的原始觀測數(shù)據(jù)，再把硬盤寄回?cái)?shù)據(jù)處理中心。

超級計(jì)算機(jī)需要獲取相同的信號到達(dá)兩個望遠(yuǎn)鏡的時刻差(時延)以及時延隨著時間的變化快慢(時延率)，校正射電波抵達(dá)不同望遠(yuǎn)鏡的時間差，最后綜合兩個望遠(yuǎn)鏡的位置信息、信號的強(qiáng)度以及上述兩個參數(shù)——時延、時延率，就可以對該天體的射電輻射強(qiáng)度和位置進(jìn)行分析。

這個過程中涉及數(shù)據(jù)量之多，處理難度之大都是前所未有的。即使現(xiàn)在人類的運(yùn)算能力已經(jīng)非常強(qiáng)大，這張照片還是花費(fèi)了近兩年時間“沖洗”——從2017年4月開始，科學(xué)家們用了近兩年時間對這些數(shù)據(jù)進(jìn)行后期處理和分析。終于，在前天發(fā)布了首張黑洞照片。

銀河系中心黑洞Sgr A*的照片即將出爐

在為黑洞拍照的過程中，中國科學(xué)家沒有缺席。我國科學(xué)家長期關(guān)注高分辨率黑洞觀測和黑洞物理的理論與數(shù)值模擬研究，在事件視界望遠(yuǎn)鏡(EHT)國際合作形成之前，就已開展了多方面具有國際顯示度的相關(guān)工作。

在此次EHT合作中，我國科學(xué)家在早期EHT國際合作的推動、EHT望遠(yuǎn)鏡觀測時間的申請、夏威夷JCMT望遠(yuǎn)鏡的觀測、后期的數(shù)據(jù)處理和結(jié)果理論分析等方面做出了中國貢獻(xiàn)。

1.機(jī)構(gòu)參與

EHT是一個多年國際合作的結(jié)果，科學(xué)家們提供了研究宇宙中最極端天體的新方法。EHT的建設(shè)和宣布的觀測結(jié)果源于數(shù)十年觀測、技術(shù)和理論工作的堅(jiān)持和積累。這與來自世界各地的研究人員的密切合作是分不開的，是全球團(tuán)隊(duì)合作的典范。13個合作機(jī)構(gòu)共同創(chuàng)建了EHT，使用了既有的基礎(chǔ)設(shè)施并獲得了各種機(jī)構(gòu)的支持。主要資金由美國國家科學(xué)基金會(NSF)、歐盟歐洲研究理事會(ERC)和東亞資助機(jī)構(gòu)提供。

這一激動人心的成果受到了中國科學(xué)院天文大科學(xué)中心(國家天文臺、紫金山天文臺和上海天文臺)的支持。天文大科學(xué)中心是EHT的一個合作機(jī)構(gòu)(EHT共有三個合作機(jī)構(gòu))的成員。上海天文臺牽頭組織協(xié)調(diào)國內(nèi)學(xué)者通過該合作機(jī)構(gòu)參與此次EHT項(xiàng)目合作。

2.望遠(yuǎn)鏡參與

想要利用VLBI技術(shù)構(gòu)成一個等效口徑足夠大、靈敏度足夠高的望遠(yuǎn)鏡，需要在全球各地廣泛地分布足夠多的這類望遠(yuǎn)鏡。過去十年中，技術(shù)的突破、新射電望遠(yuǎn)鏡不斷建成并加入EHT項(xiàng)目、算法的創(chuàng)新等，終于讓天文學(xué)家們打開了一扇關(guān)于黑洞和黑洞視界研究的全新窗口。

此次參與到EHT觀測的JCMT目前由中科院天文大科學(xué)中心參與的一個EHT合作機(jī)構(gòu)負(fù)責(zé)運(yùn)營。由于觀測波段的限制，正式觀測基于的觀測波段是1.3毫米。

位于中國大陸的射電望遠(yuǎn)鏡未參與正式的觀測，但在前期聯(lián)合觀測(2017年3-5月的全球聯(lián)合觀測)中，上海65米天馬望遠(yuǎn)鏡和新疆南山25米射電望遠(yuǎn)鏡作為東亞VLBI網(wǎng)成員共同參與了密集的毫米波VLBI協(xié)同觀測，為最終的M87*黑洞成像提供了總流量的限制。

參與此次EHT觀測的上海天文臺專家一致表示，對M87*黑洞的順利成像絕不是EHT的終點(diǎn)站。一方面，對于M87*的觀測結(jié)果分析還能更加深入，從而獲得黑洞周圍的磁場性質(zhì)，對理解黑洞周圍的物質(zhì)吸積及噴流形成至關(guān)重要。另一方面，大家翹首以待的銀河系中心黑洞Sgr A*的照片也要出爐了。

EHT項(xiàng)目本身還將繼續(xù)“升級”，還會有更多的觀測臺站加入EHT，靈敏度和數(shù)據(jù)質(zhì)量都將提升。讓我們一起期待未來看到M87*和Sgr A*的更高清照片，發(fā)現(xiàn)照片背后的黑洞奧秘。

總之，人類既然已經(jīng)拍到第一張黑洞照片，那么黑洞成像的春天還會遠(yuǎn)嗎?

文/左文文(中國科學(xué)院上海天文臺)

圖文感謝科學(xué)大院公眾號