（圖源：shao.ac.cn）

　　撰文路如森（中國科學院上海天文臺；德國馬普射電天文研究所）

　　左文文 （中國科學院上海天文臺）

　　編輯金莊維

　　北京時間 2019 年 4 月 10 日晚 9 點，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新聞發布會，宣布人類首次利用一個口徑如地球大小的虛擬射電望遠鏡，在近鄰巨橢圓星系 M87 的中心成功捕獲世界上首張黑洞圖像（圖1）。

　　這張圖像的意義非同一般，它提供了黑洞存在的直接“視覺”證據，使得在強引力場下驗證愛因斯坦廣義相對論，細致研究黑洞附近的物質吸積與相對論性噴流成為可能。

　　那么，黑洞為什么可以成像？如何成像？本文試圖以親歷者的角度，對黑洞成像的前前后后做一解讀。

　　圖 1. M87 星系中心超大質量黑洞（M87*）的圖像，上方為 2017 年 4 月 11 日的圖像，下方三個圖為 M87*在 2017 年 4 月 5 日、6 日和 10 日的圖像。圖中心的暗弱區域即為“黑洞陰影”（見下文），周圍的環狀不對稱結構是由于強引力透鏡效應和相對論性射束（beaming）效應所造成的。由這種上（北）下（南）的不對稱性可以定出黑洞的自旋方向。（圖源：參考資料[1]）

　　黑洞與廣義相對論

　　一百多年前，愛因斯坦提出廣義相對論，將時間和空間結合為一個四維的時空，并提出引力可視為時空的扭曲。這一理論做出了不少重要預言，其中之一便是：當一個物體的質量不斷塌縮，就能隱蔽在事件視界（event horizon) 之內——在這一黑洞的“勢力范圍”內，引力強大到連光都無法逃脫。

　　對于廣義相對論的驗證，可以追溯到一個世紀以前。1919 年 5 月 29 日，Arthur Eddington 等人在日全食期間對太陽附近光線偏折的實驗測量（圖2） ，拉開了上世紀驗證廣義相對論的序幕，并把愛因斯坦推上了科學的“神壇”。

　　圖 2. 1919 年 5 月 29 日的日食期間，在西屬幾內亞的普林西比島和巴西北部的索布拉爾兩地首次利用星光偏折驗證廣義相對論示意圖。（圖源：The Illustrated London News）

　　一個世紀以來，廣義相對論經受住了接連不斷的實驗驗證，黑洞的存在也已得到越來越多天文觀測的佐證。

　　目前，天文學家普遍相信黑洞確實存在于宇宙之中，從質量為數倍到數十倍于太陽的恒星級黑洞，到高達數百萬倍甚至數十億倍太陽質量的超大質量黑洞，應有盡有。而且，超大質量黑洞存在于幾乎所有星系的中心。

　　然而，即使在 LIGO/Virgo 探測到引力波、從而權威性地證明黑洞存在的今天，人類還是沒有直接看到能夠揭秘極端條件下時空秘密的那個“洞”——“黑洞事件視界”。

　　這或許正是黑洞本身的迷人之處所造成的——黑洞的致密程度讓人難以想象！如果把地球壓縮成一個黑洞，它的大小和一個湯圓差不多；而一個位于距離地球 1kpc（約 3262 光年）處，10 倍于太陽質量的恒星級黑洞，其事件視界的角直徑大小只有 0.4 納角秒。這比哈勃望遠鏡的分辨率還要小約 1 億倍，任何現有的天文觀測手段都沒有這樣的分辨本領！

　　為什么黑洞能成像？

　　既然黑洞是“黑”的，連光線都無法逃脫，那我們又該如何看到黑洞呢？

　　事實上，黑洞并不是孤立存在的，它的周圍存在大量氣體。由于黑洞的強大引力，氣體會朝黑洞下落。而當這些氣體被加熱到數十億度高溫時，便會發出強烈的輻射。同時，黑洞也會以噴流和風的形式向外噴射物質和能量[2]。

　　廣義相對論預言，我們將會看到中心區域存在一個由于黑洞視界形成的陰影（black hole shadow），周圍環繞一個由吸積或噴流的輻射造成的光環——它狀如新月，大小根據黑洞的自旋及與觀測者視線方向的不同，介于 4.8-5.2 倍史瓦西半徑之間（注：史瓦西半徑是沒有自旋的黑洞的事件視界半徑；一個太陽質量的黑洞的視界半徑約為 3 千米）。

　　在沒能一睹黑洞真容的歲月里，科學家通過計算了解黑洞的“樣貌”。

　　早在上世紀 10 年代后期，大數學家希爾伯特（David Hilbert）就計算了黑洞周圍的光線彎曲和引力透鏡效應。

　　70 年代，James Bardeen[3]及 Jean-Pierre Luminet[4]等人計算出了黑洞的圖像（圖3，左）。

　　90 年代后期，Heino Falcke 等人針對銀河系中心黑洞的情況做了詳細計算，并引入了黑洞陰影的說法[5]。他們同時指出，該黑洞陰影若是“鑲嵌”在周圍明亮的，光學薄（即對某一觀測波長透明）的熱氣體中，就可以被（亞）毫米波甚長基線干涉測量技術“看到”。

　　此后，人們利用廣義相對論磁流體動力學數值模擬，針對黑洞成像開展了大量研究，均預言黑洞陰影的存在（如圖3，右）。因此，對黑洞的陰影的成像提供了黑洞存在的直接“視覺”證據。

　　圖 3. 黑洞陰影圖像（左圖取自參考資料[4]，右圖由作者提供）

　　什么樣的黑洞最適合成像？

　　雖說黑洞的陰影能被“看到”，但也不是所有黑洞都符合成像條件。由前所述，黑洞是非常非常小的。能夠成像的黑洞，毫無疑問角直徑必須足夠大。由于黑洞事件視界的大小與其質量成正比，這也就意味著黑洞的質量越大，事件視界就越大，也越適合成像。因此，距離我們近的超大質量黑洞是完美的黑洞成像候選體。

　　位于人馬座方向的銀河系中心黑洞 Sgr A* 和近鄰射電星系 M87 的中心黑洞 M87* 是兩個目前已知最優的候選體。

　　銀河系中心射電源 Sgr A* ，是 Bruce Balick 和 Robert Brown 利用美國國立射電天文臺干涉儀，于 1974 年發現的[6]（關于其發現和命名的故事，參見[7]）。目前已有越來越多的證據表明，它是一個質量約為 400 萬倍太陽質量的黑洞[8]。由于距離地球約為 26 萬光年[9]，銀河系中心黑洞的史瓦西半徑約為 10 微角秒，其黑洞陰影的角直徑大小相應為 47-50 微角秒，相當于一個蘋果在月球上的角直徑大小（月球的角直徑約為 0.5 度）。

　　M87 則是位于室女座方向的一個巨橢圓星系，距離地球約 5500 萬光年。早在 1918 年，Heber Curtis 就注意到一條奇特的準直光束“curious straight ray”與星系的中心相連[10]。其實，這條準直的光束正是 M87 的噴流，從中心發出并延伸數千光年，成為 M87 最引人注目的特征。這也使得它成為首個被認證出噴流的星系（圖4）。

　　和銀河系中心一樣，M87 中心也有一個超大質量黑洞（現在按銀心黑洞的命名習慣被稱為 M87*），其質量約為 65 億倍太陽質量。這個黑洞雖比 Sgr A* 質量大 1500 倍，但是距離也遠了 2000 多倍，因此它看起來要比銀心黑洞略小——其史瓦西半徑約為 7.6 微角秒，黑洞陰影的大小相應為 37-40 微角秒。

　　圖 4. M87 在不同尺度上的射電噴流（圖源：參考資料[11]）

　　什么樣的望遠鏡可以對黑洞成像？

　　目標已經選定，下面就該“磨刀上陣”了。古人云：“工欲善其事，必先利其器”，要對黑洞成像，最好的工具莫過于甚長基線干涉測量（Very Long Baseline Interferometry， VLBI）技術。

　　VLBI 利用廣為分布（距離可達上萬或幾十萬公里）的射電望遠鏡，通過各臺站獨立記錄信號和后期對信號的綜合相關處理，獲得一個大小相當于各臺站之間最大間距的巨型（虛擬）望遠鏡。該技術可取得天文研究中最高的分辨本領，其分辨率θ~λ/D，其中λ為觀測波長，D為最長基線長度。假定在 1 毫米波長觀測，一個長度為 1 萬公里（約為地球直徑）的基線可獲得約 21 微角秒的分辨本領。VLBI 利用精準到每數億年才誤差一秒的原子鐘來保證望遠鏡收集并記錄的信號在時間上同步，并確保信號的穩定性。

　　自上世紀 60 年代后期 VLBI 技術實現以來，其性能隨著技術的進步得到不斷提升，波長覆蓋也從厘米波段擴展到目前處于國際發展最前沿的（亞）毫米波段。

　　如同觀看電視節目必須選對頻道一樣，對黑洞成像而言，能夠在合適的波段進行 VLBI 觀測至關重要。觀測黑洞視界的最佳波段在 1 毫米附近，并非單純由于其高分辨本領，更有以下幾個重要的考慮/優勢[12]：

1. 黑洞周圍氣體的輻射在短毫米波段變得透明（“光學薄”）。這一點對黑洞成像至關重要，否則分辨率再高也無濟于事。
2. 吸積氣體在這個波段的輻射最明亮。為了“看到”黑洞視界，其周圍的輻射相對我們的觀測設備的靈敏度而言必須足夠“亮”。
3. 無線電波在這一波段受到的星際散射干擾很小。這點對銀河系中心尤為重要，因為它在厘米波段及以上受到強烈星際散射的影響，使得我們無法看到黑洞周圍輻射的內稟結構。

　　另外，還有臺站的布局、靈敏度的提升等很多重要因素也需要考慮。

　　由此，我們不難發現，并不是只要 VLBI 陣列的分辨率足夠高就可對黑洞進行成功拍照！

　　EHT 及其在 2017 年 4 月的觀測

　　近年來，1.3 毫米 VLBI 觀測在 Sgr A* 和 M87* 中已經分別探測到黑洞事件視界尺度上的結構，這對黑洞成像而言是非常鼓舞人心的。但受到臺站數目及靈敏度的限制，詳細的成像觀測一直無法開展。

　　隨著新的、高靈敏度亞毫米波臺站（尤其是 Atacama Large Millimeter/submillimeter Array 等）加入到全球 1.3 毫米-VLBI 陣列，黑洞的成像觀測成為可能。

　　為了捕獲第一張黑洞圖像，目前由來自包括中國在內的十幾個國家（地區）的 200 多名科學家形成了 EHT 這一重大國際合作計劃。EHT 觀測所利用的技術就是（亞）毫米波 VLBI，目前其工作波段在 1.3 毫米，并將有望擴展到 0.8 毫米。

　　通過對黑洞成像，EHT 可在強引力場的極端環境下驗證愛因斯坦的廣義相對論，并細致研究黑洞周圍的物質吸積和噴流的形成及傳播。

　　作為對 100 年前愛丁頓等人驗證廣義相對論的回聲，EHT 合作者們在 2017 年 4 月份到多個世界上最高、最偏僻的射電天文臺，以一種愛因斯坦永遠也不會想到的方式去檢驗他的廣義相對論。

　　參與此次觀測的包括位于世界 6 個地點的 8 個臺站 （表1，圖5）。

　　表 1. 參加 EHT 觀測的望遠鏡信息，其中，ALMA，LMT，SMA 和 SPT 的有效口徑只針對 2017 年的觀測。

　　圖 5. 2017 年 4 月份參加 EHT 觀測的 8 個 VLBI 臺站，實線連接的為觀測 M87 的 5 個地點（7 個臺站；由于位置限制，位于南極的 SPT 望遠鏡無法觀測到 M87），虛線連接的為觀測一個校準源（3C279）的臺站。（圖片由作者提供）

　　為了增加探測靈敏度，EHT 所記錄的數據量非常龐大。2017 年 4 月份的觀測中，每個臺站的數據率達到驚人的 32Gbit/s，8 個臺站在 5 天觀測期間共記錄約 3500TB 數據（相當于 350 萬部電影，至少要幾百年才能看完！）。

　　EHT 采用專用硬盤來記錄數據，再把它們送回數據中心進行處理。在那里，研究人員用超級計算機矯正電磁波抵達不同望遠鏡的時間差，并把所有數據做互相關綜合處理，從而達到信號相干的目的。

　　在此基礎之上，通過對這些數據經過近兩年時間的后期處理和分析，人類終于捕獲了首張黑洞圖像。

　　我國科學家長期關注高分辨率黑洞成像研究，在 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，中國科學家在早期共同推動了 EHT 的合作并參與了 EHT 望遠鏡觀測時間的申請，同時協助 JCMT 望遠鏡開展觀測并參與數據處理和結果理論分析等，為 EHT 黑洞成像做出了積極的貢獻。

　　后續更精彩，敬請期待

　　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 2 倍，因此能對 M87*成像還是讓人稍有意外的。然而，對 M87 黑洞的順利成像絕非 EHT 的終點站。相反，這一令人興奮的結果必將激發人們對于黑洞研究的更多興趣和熱情。

　　目前，對 2017 年 M87 的觀測數據仍在繼續分析中。研究人員希望通過對輻射的偏振研究來獲取黑洞周圍的磁場性質，這對理解黑洞周圍的物質吸積及噴流形成至關重要。

　　另一個最佳成像候選體——銀河系中心黑洞的質量更加確定，而之前的 EHT 觀測結果已經表明，黑洞周圍出現“中間暗，周圍（一邊）亮”的結構，其總體特征大小為 5 倍史瓦西半徑，與廣義相對論預言一致（參考資料[13]及圖6）。

　　隨著后續更多的觀測臺站（如 Northern Extended Millimeter Array， Kitt Peak Telescope）加入 EHT，以及數據質量（靈敏度）的提升，我們完全有理由相信，在不久的將來 EHT 能夠獲得銀心黑洞更加清晰的圖像。

　　讓我們拭目以待！

　　圖 6. 2013 年利用位于 4 個地點的 6 個 VLBI 臺站開展針對銀心黑洞的 1.3 毫米 VLBI 觀測示意圖，其中內嵌圖給出了與觀測相符合的兩個最可能輻射結構的模型。注：在 VLBI 發展的早期或者一般在基線覆蓋不太理想的情況下，通常考慮用簡單的幾何模型（如高斯）來擬合觀測到的（可見度）數據。很多早期的發現，比如視超光速運動[14]，都是在非常有限的幾條（甚至一條）基線的情況下、基于簡單的幾何模型做出的。（圖源：Max Planck Society）

　　作者簡介

　　路如森，中國科學院上海天文臺研究員。2010 和 2011 年分別獲得德國科隆大學和中國科學院上海天文臺理學博士學位，2018 年入選第十四批“千人計劃”青年項目，研究方向為高分辨率射電天體物理。

　　左文文，中國科學院上海天文臺副研究員，2014 年獲得北京大學天體物理博士學位，目前從事高紅移類星體研究和科學傳播工作。

　　致謝：筆者在此感謝上海天文臺沈志強研究員及清華大學毛淑德教授對本文的建議。

總結

以上是生活随笔為你收集整理的世界首张黑洞照片出炉，中国科学家有啥贡献？的全部內容，希望文章能夠幫你解決所遇到的問題。

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