原标题：黑洞首张照片终于问世！我们成为史上首批看到黑洞的人类
来源：科研圈
北京时间 2019 年 4 月 10 日晚 ，事件视界望远镜（Event Horizon Telescope，EHT）拍下的第一张黑洞照片在万众瞩目下公布。
EHT 通过“甚长基线干涉技术”( very long baseline interferometry, VLBI) 以及全球多个射电天文台的协作，构建起了一个口径等同于地球直径的虚拟望远镜，用于黑洞探测。这次公布的黑洞照片，是根据 8 台分布于南极洲、欧洲、美洲及夏威夷的射电望远镜于 2017 年 4 月里 5 天的观测数据整合而来的。换句话说，天文学家们用了 5 天给黑洞“拍照”，又用了 2 年把这张照片“洗了出来”。
我们成为了历史上第一批看到黑洞真实姿态的人类。
靠近黑洞
从广义相对论中诞生的黑洞，一开始只是个存在于理论物理学中的概念。直到 1968 年，美国天体物理学家约翰·惠勒提出了“黑洞”（black hole）一词，它才拥有了真正的姓名。黑洞的几乎所有质量都集中在最中心的“奇点”处，“奇点”在其周围形成一个强大的引力场，在一定范围之内，连光线都无法逃脱——这就是黑洞的事件视界（event horizon）。
如果觉得这个概念难以理解，下面这个例子或许能帮到你。电视上曾经出现过这样一个广告：一名移动通信技术人员跑到偏远的地方，冲着他的手机大喊：“现在你能听到我吗？”想象一下这名技术人员跑到了银河系的中心，那里潜伏着一个大质量黑洞——人马座A（Sagittarius A，Sgr A*），质量相当于 450 万颗太阳。随着这名技术人员靠近到黑洞周围 1,000 万千米以内，我们会听到他的语调越来越缓慢，嗓音越来越低沉，最后变成一种单调的耳语声，而且接收效果会越来越差。如果我们目送他落向黑洞，随着他逐渐被“冻结”在黑洞边界（也就是事件视界）附近的时间里，我们会看到他的影像变得越来越红，越来越暗。
不过，这名技术人员本人将体会不到任何时间变慢的感觉，也不会在事件视界的位置上看到任何稀奇古怪的东西。只有等他听到我们说“不，我们听不到你说话！”的时候，他才会意识到自己已经穿过了视界。他根本不可能与我们分享他最后的观感——没有任何东西能从事件视界内部的极端引力中挣脱出来。穿过视界一分钟后，黑洞深处的引力会把他撕个粉碎。
这个想象有点恐怖，而且天文学家也不可能真的派一个技术员去接近黑洞。可是既然天文学家们根本看不到黑洞，他们是怎么确定“ 黑洞就在那里”的呢？
远距离窥探
直接观测黑洞困难重重。首先，不管从哪种天文学尺度上来说，黑洞的个头都极小。已知的黑洞可以分成两个大类：一类是恒星量级的黑洞，它们是大质量恒星死亡后的残骸，质量通常介于 5~15 倍太阳之间；另一类是超大质量黑洞，位于星系的中心，质量大约是太阳的数百万倍到上百亿倍。一个 15 倍太阳质量的黑洞，事件视界的直径仅有 90 千米——在星际距离上小到了根本无法分辨的程度。就算是一个 10 亿倍太阳质量的超大黑洞，把它放到海王星轨道之内也显得绰绰有余。
其次，黑洞细小的个头和强大的引力会产生极快的运动——在一个恒星质量黑洞的边缘，物质完成一整圈公转所用的时间甚至超不过一微秒。要观测变化如此迅速的现象，需要使用灵敏度极高的设备。
最后，只有很小一部分黑洞周围拥有大量气体可供吸积，因此能够被我们看到。
科学家们只能采用一些间接方式来探测黑洞——比如观察吸积盘和喷流。在某些时候，恒星量级的黑洞会存在于一个恒星周围，将恒星的气体撕扯到自己身边，产生一个围绕黑洞旋转的气体盘，即吸积盘。当吸积气体过多，一部分气体在掉入黑洞视界面之前，在磁场的作用下被沿转动方向抛射出去，形成喷流。吸积盘和喷流两种现象都因气体摩擦而产生了明亮的光与大量辐射，所以很容易被科学家探测到，黑洞的藏身之处也就暴露了。
关于黑洞的一些概念
奇点：在黑洞的正中央，物质坍缩至密度无穷大，这个区域叫做奇点。所有落入黑洞的物质和能量最终都会来到这里。有观点认为，广义相对论对无限密度的预测表明量子效应理论在这里将不再适用。
事件视界：事件视界是奇点周围的半径范围，所有能量和物质在这个范围内都无法摆脱黑洞的引力，这里是“有去无回”的分界点。事件视界就是黑洞“黑”的部分。
光子球层：虽然黑洞本身是黑的，但光子会从附近喷流的热等离子体或吸积盘中发射出来。在没有重力的情况下，这些光子会沿直线运动；但事件视界边沿之外的重力也足够强大，足以弯曲光子的运动路径，这样我们就能看到一个明亮的光环，围绕着一个大致呈圆形的黑色“影子”。事件视界望远镜希望同时看到光环和“影子”。
相对论喷流：黑洞吞噬恒星、气体或尘埃的时候会产生由粒子和辐射组成的喷流，以接近光速的速度从黑洞的两极喷出，其长度可以延伸到几千光年之外。全球毫米波甚长基线干涉阵列（GMVA）将会研究这些黑洞喷流喷是如何形成的。
最内层稳定轨道：吸积盘的内层边缘是物质可以安全地绕着黑洞公转而不进入事件视界的最后边界。
吸积盘：一个由过热气体尘埃构成的盘状结构，以极高的速度绕着黑洞旋转。它产生的电磁辐射（X射线、可见光、红外线和无线电波）揭示了黑洞的位置。其中一些物质注定要穿入事件视界，而其他部分则可能被迫产生喷流。
到目前为止，我们只确认了二十多个黑洞的存在，此外还有四五十个黑洞候选体。要最终真正确认一个天体是否为黑洞，我们还需要做出更多测量与计算。要探测一个从几十万个太阳质量到几十亿甚至上百亿个太阳质量的超大质量黑洞，挑战将更大，科学家们为了确认银河系中心黑洞 Sgr A* 以及 M87 黑洞的存在，着实费了不少力气。
直视黑洞的窗口
Sgr A，这个黑洞距离我们“仅有” 24,000 光年，是天空中所有已知黑洞里看上去圆面最大的一个。由于黑洞引力对光线的弯折，远处一个黑洞的黑色剪影看上去会是这个黑洞本身大小的两倍。即使如此，Sgr A 视界的大小看起来也只有区区 55 微角秒（microarcsecond，1 微角秒=10-6 角秒）——就算是远在上海的一粒芝麻，从北京看过去也要比 Sgr A* 的视界大出足足 10 倍！
尽管现代望远镜的分辨率已经很高，但它们在本质上仍然受到衍射（diffraction）的限制。当光从代表着望远镜口径的有限孔径中穿过时，就会发生衍射这种波动效应。一般而言，一台望远镜造得越大，或者它收集的光线波长越短，这台望远镜能够分辨的最小角度就越小。在红外线波段（选择这一波段是因为红外线能够穿透在可见光波段遮挡 Sgr A* 的尘埃云），能够分辨 55 微角秒的望远镜口径必须达到 7 千米。可见光或紫外线的波长较短，在某种程度上能够降低对望远镜口径的要求，但不足以把这一要求降到任何可行的范围之内。考虑使用波长更长的光进行观测似乎毫无意义——以毫米射电波为例，能分辨 55 微角秒的望远镜口径必须达到 5,000 千米。
虽然我们能够建造出的天文望远镜的口径已变得越来越大——从最早的 2.5 cm 口径，到目前最大的 10 m口径光学望远镜，还有我国贵州的 500 m口径射电望远镜；然而要想观测遥远黑洞的附近区域，依靠目前任何单个望远镜都还远远不够。
因此，在过去 10 多年时间里，麻省理工学院（MIT）的科学家们联合其他研究机构的科研人员，开展了“事件视界望远镜”项目，全球多地的 8 个亚毫米射电望远镜将同时对黑洞展开观测。它们北至西班牙，南至南极，向选定的目标撒出一张大网，捞回海量数据，为我们勾勒出黑洞的模样。这些望远镜分别是：
· 南极望远镜(South Pole Telescope)；
· 位于智利的阿塔卡马大型毫米波阵(Atacama Large Millimeter Array，ALMA)；
· 位于智利的阿塔卡马探路者实验望远镜(Atacama Pathfinder Experiment)；
· 位于墨西哥的大型毫米波望远镜(Large Millimeter Telescope)；
· 位于美国亚利桑那州的亚毫米波望远镜(Submillimeter Telescope)；
· 位于夏威夷的麦克斯韦望远镜(James Clerk Maxwell Telescope，JCMT)；
· 位于夏威夷的亚毫米波望远镜阵(Submillimeter Array)；
· 位于西班牙的毫米波射电天文所的30 m毫米波望远镜。
它们多数都是单一望远镜，比如夏威夷的 JCMT 和南极望远镜；也有望远镜阵列，比如 ALMA 望远镜是由 66 个小望远镜构成。
为了增强空间分辨率，事件视界望远镜使用了“甚长基线干涉技术”(VLBI) 技术，将这 8 个天文台不同地点、同一时间观测到的数据进行相关性分析之后合并。在这种情况下，望远镜的分辨率取决于望远镜之间的距离，而非单个望远镜口径的大小，所以，视界面望远镜的分辨率相当于一部口径为地球直径大小的射电望远镜的分辨率。
要保证所有 8 个望远镜都能看到这两个黑洞，从而达到最高的灵敏度和最大的空间分辨率，留给科学家们的观测窗口期非常短暂，只有 10 天左右。在所有参与观测的望远镜当中，坐落于智利、耗资 140 亿美金的 ALMA 毫米望远镜是最为重要的一个，因为其灵敏度是目前单阵列当中最高的，但它的观测时间也是最为宝贵的。限于 ALMA 望远镜满满的排班表上一系列拥挤的观测计划，此次黑洞视界面的观测只计划了 2017 年 4 月 5 日- 10 日这 5 天，其中两个晚上对银河系中心黑洞 Sgr A* 进行了观测，剩下的时间对星系 M87 黑洞展开了观测。
尽管中国有很多的射电望远镜，但很遗憾的是大多数望远镜观测频段都不在毫米或者亚毫米波段，仅有的两个毫米波望远镜(位于德令哈的 13.7 m 毫米望远镜和位于西藏羊八井的 KOSMA 亚毫米望远镜)，也不具有联网干涉功能，所以没有直接参与。但是中国还是有着间接贡献，中国国家天文台是东亚核心天文台成员之一，而此次参与观测的 JCMT 望远镜就是附属于东亚核心天文台。
花了 2 年洗出的照片
对于之前的干涉技术来说，因为不同望远镜之间的距离不会太远，不同位置的观测数据通常可以实时比较、合并而后得到图像，科学家们是有可能实时在屏幕上看到图像的。但对于此次跨越南北半球的事件视界望远镜观测，因其所涉及的站点区域非常广阔，所产生的数据量将十分庞大：每一个晚上所产生数据量可达 2 PB (1 PB=1024 TB=1048576 GB)， 和欧洲大型质子对撞机一年产生的数据量差不多。考虑到有些区域（比如南极）的数据传输速度相对较慢，科学家们在观测时不会对各个站点的数据进行实时相关分析，因此更不可能在屏幕上看到黑洞的实时图像。在每一个观测中心，科学家们将利用提前校对好的原子钟时间，对每一个电磁波到达的时间进行分别标定和存盘，等到观测结束之后再汇总比较。
在观测结束之后，各个站点收集的数据会被汇集到两个数据中心(美国麻省理工学院Haystack 天文台和德国波恩的马普射电所)。在那里，大型计算机集群将会对数据时间进行合并与分析，从而产生一个关于黑洞的图像。从 2017 年 4 月份到现在，我们等了将近 2 年。
M87 中心的黑洞
位于巨椭圆星系 M87 中心的黑洞是这次的拍摄目标。这个黑洞距离地球 5,500 万光年，质量相当于 64亿颗太阳，其剪影的直径大约是 Sgr A* 剪影的 3/4。
从许多方面来看，M87 都是一个比 Sgr A* 更有趣的目标。它拥有一条精力旺盛的喷流，向外延伸达 5,000 光年；清晰地分辨发射喷流的区域，将为理论学家理解这些超相对论性物质外流提供关键信息。不同于 Sgr A*，M87 位于北天球，现有的天文台在利用甚长基线干涉测量技术观测它时会更加得心应手（因为只有很少几座天文台位于南半球）。
另外，M87 中心黑洞的实际尺寸是 Sgr A的 2,000 倍，因此那里发生的动态变化可以用天来衡量，而不像 Sgr A 那样必须以分钟来计算。吸积盘内边缘附近的轨道周期大约是 0.5 到 5 个星期（具体取决于这个黑洞的自转）。连续拍摄 M87 中心黑洞周围正在发生的事件，要比拍摄 Sgr A* 的类似过程容易得多。最后，我们和 Sgr A* 之间的星际气体会模糊我们获得的高分辨率图像，而 M87 很可能不会受到如此严重的影响。
不论是 Sgr A* 还是 M87，都存在一个令人兴奋的前景，就是有可能拍到时常能在黑洞辐射中看到的爆发。如果这些爆发中有一些是由吸积流中的亮斑所导致的，就像大多数理论学家预期的那样，他们就能利用这些亮斑，以更高的精度绘制出视界周围的时空结构，这些数据将对有关黑洞附近强引力场性质的广义相对论预言构成最严格的检验。
黑洞观测正在跨入一个全新的黄金时代。在爱因斯坦构想广义相对论 100 年之后，我们终于有能力检验这一理论能否在黑洞这种极端环境中如实描述引力。直接拍摄黑洞，将为广义相对论与其他替代理论的竞争提供一块全新的试验场。
参考资料：
给黑洞拍张“大头照”，埃弗里·E·布罗德里克（Avery E. Broderick）、亚伯拉罕·洛布（Abraham Loeb），《环球科学》2010年1月刊；
视界面望远镜：为黑洞拍下史上第一张“照片”，苟利军、黄月，《物理》2017年11月刊；
https://www.space.com/event-horizon-telescope-is-trying-to-photograph-black-holes.html
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