廣義相對論預言，將會看到一個近似圓形的暗影被一圈光子圓環包圍，由于旋轉效應，黑洞左側更亮。

2017年4月參加EHT觀測的8個VLBI臺站

VLBI原理：多個望遠鏡可等效成一臺孔徑更大的望遠鏡

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5500萬光年外的大質量星系M87中心超大質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，從強引力場的角度驗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鏡(Event Horizon Telescope， EHT)合作組織協調召開全球六地聯合發布。

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。他的方程預言，一個小而重的物體能隱藏在事件視界(event horizon)之內，在視界內，其引力強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量的數百萬或者數十億倍。

在這次拍照前，主要有三類代表性證據可以表明黑洞的存在：

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

2. 根據黑洞吸積物質(科學家們把這個過程比喻成“吃東西”)發出的光來判斷黑洞的存在。在黑洞強引力的作用下，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光的腰帶——吸積盤。以超大質量黑洞為例，如果把黑洞的吸積盤區域比作一個黃豆，普通星系就相當于一個身高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，但每秒鐘發出的能量卻還要強很多。這種小尺寸、大能量的性質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了恒星級質量黑洞的并合事件，見證了更小的黑洞借助并合成長為更大黑洞的過程。這類引力波的發現，也是我們推斷黑洞存在的證據之一。

廣義相對論預言，因為黑洞的存在，周圍時空彎曲，氣體被吸引下落。氣體下落至黑洞的過程中，引力能轉化為光和熱，因此氣體被加熱至數十億度。黑洞就像沉浸在一片類似發光氣體的明亮區域內，事件視界看起來就像陰影，陰影周圍環繞著一個由吸積或噴流輻射造成的如新月狀的光環。鑒于黑洞的自旋及與觀測者視線方向的不同，光環的大小約為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”

給黑洞拍照，有三個科學意義：

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

2. 有助于理解黑洞是如何“吃東西”的。黑洞的“暗影”區域非常靠近黑洞吞噬物質形成的吸積盤的極內部區域，這里的信息尤為關鍵，綜合之前觀測獲得的吸積盤更外側的信息，就能更好地重構這個物理過程。

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

黑洞照片應該是這樣：圓形陰影+光環

一百年前，愛因斯坦廣義相對論提出后不久，便有科學家探討了黑洞周圍的光線彎曲現象。上世紀70年代，James Bardeen及Jean-Pierre Luminet等人計算出了黑洞的圖像。上世紀90年代，Heino Falcke等天文學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。

理論預言，受黑洞強引力場的影響，黑洞吸積或噴流產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)的圓環一分為二：在視邊界圓環以內的光子，只要在視界面以外，就能逃離黑洞，但受到很強的引力紅移效應，亮度低;而視邊界圓環以外的光子，能繞著黑洞繞轉多圈，積累的亮度足夠高。

從視覺上看，視邊界內側的亮度明顯更弱，看起來就像一個圓形的陰影，外面包圍著一個明亮的光環。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量有關系，而與黑洞的自轉關系不大。

后來，更多科學家針對黑洞成像開展了大量的研究，均預言黑洞陰影的存在。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。

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，麻省理工學院的天文學家們聯合了其他機構的同行們，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，這些望遠鏡統稱為“事件視界望遠鏡”(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鏡分布在高海拔地區，包括夏威夷和墨西哥的火山、亞利桑那州的山脈、西班牙的內華達山脈、智利的阿塔卡馬沙漠以及南極點。

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

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”、技術要求極高的觀測波段、復雜的數據處理。而面對這些難點，天文學家們發揮智慧，拿出了不少應對的妙招。

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、望遠鏡的實力靠譜。

黑洞陰影實際看起來的大小主要與兩個因素有關——實際的大小、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。

而黑洞陰影的實際大小與黑洞的質量有關，黑洞質量越大，黑洞陰影越大;再綜合距離因素，你會發現選擇臨近的超大質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，質量是400多萬倍太陽質量，對應的視界半徑是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*，盡管質量比Sgr A*質量大了約1500倍，但距離卻遠了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中央黑洞質量的不同測量方法(氣體動力學VS.恒星動力學)所得結果差了近兩倍，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，并為M87*黑洞的質量提供了限制。

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

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

天文學家對高分辨率的渴求，并沒有止步于射電望遠鏡單天線。甚長基線干涉測量(Very Long Baseline Interferometry; VLBI)技術解決了射電望遠鏡實現高分辨本領的難題。

所謂VLBI技術，就是當相隔兩地的兩架射電望遠鏡同時觀測來自同一天體的射電波，根據各自獨立的時間標準，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進行相關處理，最終分析獲取該天體的射電輻射強度和位置。

要成像成功必須要求所有望遠鏡在時間上完全同步，當EHT的每個望遠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。如果鏡面不穩定，譬如會振動的話，反射的光線將無法準確聚焦。EHT利用氫原子鐘來確保記錄的穩定性。原子鐘能精準到每數億年才誤差一秒。

值得一提的是，該VLBI技術也成功應用于我國嫦娥探月工程的探測器的測定位。

射電干涉技術的成功實施使得望遠鏡陣列的角分辨率相較于單獨每架望遠鏡更高，靈敏度也更高。VLBI網絡便是利用這一技術，讓處于不同地理位置的多個射電望遠鏡聯合起來，組成一個望遠鏡觀測網絡，同時對一個天體進行觀測。

實現高技術觀測波段：1毫米+高精度望遠鏡

根據理論預言，黑洞周圍氣體在1毫米附近的輻射強度最高，而且最關鍵的是，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。

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

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

要讓EHT實現最佳性能，除了要使用VLBI技術，還有一點很重要——每個望遠鏡必須性能足夠好。

EHT的每架射電望遠鏡本質上就是一架大口徑的拋物面天線，就像衛星天線鍋。為了保證射電望遠鏡的天線在觀測波段內正常觀測，天線在技術上有個門檻，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。大家也不難發現，參與EHT的八臺望遠鏡有效口徑大多為十幾米，最大不過73米。

由此可見，根據不同科學需求，望遠鏡必須在大和精上作出權衡，不能一味地追求大;如果你的科學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，結果根本就沒法實現毫米波信號的有效聚焦，這架望遠鏡就算不上成功的作品。

“沖洗”照片：復雜的后期數據處理分析

在這次拍攝黑洞照片的過程中，多臺設備同時觀測和記錄，然后將數據匯總到一起分析。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的數據(1TB等于1024GB，相當于500小時的高清電影)。

因為數據量龐大得不可能靠網絡傳遞，所以EHT用硬盤來紀錄每個望遠鏡的原始觀測數據，再把硬盤寄回數據處理中心。

超級計算機需要獲取相同的信號到達兩個望遠鏡的時刻差(時延)以及時延隨著時間的變化快慢(時延率)，校正射電波抵達不同望遠鏡的時間差，最后綜合兩個望遠鏡的位置信息、信號的強度以及上述兩個參數——時延、時延率，就可以對該天體的射電輻射強度和位置進行分析。

這個過程中涉及數據量之多，處理難度之大都是前所未有的。即使現在人類的運算能力已經非常強大，這張照片還是花費了近兩年時間“沖洗”——從2017年4月開始，科學家們用了近兩年時間對這些數據進行后期處理和分析。終于，在前天發布了首張黑洞照片。

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，中國科學家沒有缺席。我國科學家長期關注高分辨率黑洞觀測和黑洞物理的理論與數值模擬研究，在事件視界望遠鏡(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工作。

在此次EHT合作中，我國科學家在早期EHT國際合作的推動、EHT望遠鏡觀測時間的申請、夏威夷JCMT望遠鏡的觀測、后期的數據處理和結果理論分析等方面做出了中國貢獻。

1.機構參與

EHT是一個多年國際合作的結果，科學家們提供了研究宇宙中最極端天體的新方法。EHT的建設和宣布的觀測結果源于數十年觀測、技術和理論工作的堅持和積累。這與來自世界各地的研究人員的密切合作是分不開的，是全球團隊合作的典范。13個合作機構共同創建了EHT，使用了既有的基礎設施并獲得了各種機構的支持。主要資金由美國國家科學基金會(NSF)、歐盟歐洲研究理事會(ERC)和東亞資助機構提供。

這一激動人心的成果受到了中國科學院天文大科學中心(國家天文臺、紫金山天文臺和上海天文臺)的支持。天文大科學中心是EHT的一個合作機構(EHT共有三個合作機構)的成員。上海天文臺牽頭組織協調國內學者通過該合作機構參與此次EHT項目合作。

2.望遠鏡參與

想要利用VLBI技術構成一個等效口徑足夠大、靈敏度足夠高的望遠鏡，需要在全球各地廣泛地分布足夠多的這類望遠鏡。過去十年中，技術的突破、新射電望遠鏡不斷建成并加入EHT項目、算法的創新等，終于讓天文學家們打開了一扇關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中心參與的一個EHT合作機構負責運營。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鏡未參與正式的觀測，但在前期聯合觀測(2017年3-5月的全球聯合觀測)中，上海65米天馬望遠鏡和新疆南山25米射電望遠鏡作為東亞VLBI網成員共同參與了密集的毫米波VLBI協同觀測，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的終點站。一方面，對于M87*的觀測結果分析還能更加深入，從而獲得黑洞周圍的磁場性質，對理解黑洞周圍的物質吸積及噴流形成至關重要。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項目本身還將繼續“升級”，還會有更多的觀測臺站加入EHT，靈敏度和數據質量都將提升。讓我們一起期待未來看到M87*和Sgr A*的更高清照片，發現照片背后的黑洞奧秘。

總之，人類既然已經拍到第一張黑洞照片，那么黑洞成像的春天還會遠嗎?

文/左文文(中國科學院上海天文臺)

圖文感謝科學大院公眾號

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