北京時間4月10日21點整，天文學家召開全球新聞發(fā)布會，宣布首次直接拍攝到黑洞的照片。這張照片來之不易，為了得到這張照片，天文學家動用了遍布全球的8個毫米/亞毫米波射電望遠鏡，組成了一個所謂的“事件視界望遠鏡”（Event Horizon Telescope，縮寫EHT）。

從2017年4月5日起，這8座射電望遠鏡連續(xù)進行了數天的聯(lián)合觀測，隨后又經過2年的數據分析才讓我們一睹黑洞的真容。

人類首次直接拍攝到的黑洞照片

這顆黑洞位于代號為M87的星系當中，距離地球5300萬光年之遙，質量相當于60億顆太陽。

大家在平時閱讀科學新聞、科普書籍以及觀看科幻電影的時候，也經常能看到黑洞的樣子，但其實都是根據科學理論推測出來的，并非直接觀測。2014年，由諾蘭執(zhí)導的科幻電影《星際穿越》大熱，在這部影片中，光環(huán)籠罩下的超大質量黑洞——“卡岡圖亞“（Gargantua）令人心生敬畏，這里的黑洞形象是使用計算機模擬出來的。在著名理論物理學家吉普·索恩的指導下，這里的模擬已經非常接近真實了，但畢竟還是模擬，這次是玩真的了。

圖注：科幻電影《星際穿越》中計算機模擬出的黑洞形象。

為什么能給不發(fā)光的黑洞拍照？

這些年，黑洞這個名詞頻頻出現在媒體報道中，想必很多人都已經對它有些了解。恒星級質量的黑洞是由大質量恒星演化到末期核心發(fā)生引力坍縮而成。中等質量黑洞和大質量黑洞的形成的具體方式目前還沒有定論：可能是由小黑洞合并形成，也可能是由黑洞通過吞噬物質逐漸形成，還可能是由大量氣體物質直接坍縮形成。

黑洞給人印象最深刻的印象就是吞噬一切，甚至光線。如果是孤零零的黑洞，我們真的是沒辦法采用電磁波手段進行拍攝了。

黑洞模擬圖

但通常都有物質環(huán)繞在黑洞周圍，組成一個盤狀結構，叫“吸積盤”。吸積盤內的物質圍繞黑洞高速旋轉，相互之間由于摩擦而發(fā)出熾熱的光芒，包括從無線電波到可見光、到X射線波段的連續(xù)輻射。吸積盤處于黑洞“視界”的外部，因此發(fā)出的輻射可以逃逸到遠處被我們探測到。

因此，我們拍攝到的不是黑洞本身，而是利用其邊界上的物質發(fā)出的輻射勾勒出來的黑洞的輪廓，就像看皮影戲一樣。

什么是黑洞的“事件視界”？

簡單來講，黑洞的事件視界（Event horizon）就是指圍繞黑洞的一個時空邊界，任何物質、甚至光線一旦越過這個邊界，永遠無法返回。但對于進入視界的物體來講，其實感覺不到事件視界有什么奇異之處。除了事件視界，還有絕對視界和顯視界之分，這里我們就不細說了。

我們通常說的黑洞的大小，其實就是指黑洞視界面的大小。如果把太陽壓縮成一個黑洞，其視界半徑僅3公里！如果把地球壓縮成黑洞，其視界半徑僅9毫米！沒寫錯，是9毫米。

什么是“事件視界望遠鏡”？

文章開始我們提到，天文學家為了觀測黑洞視界邊緣上的物理過程，動用了分布在全球的8座毫米/亞毫米波射電望遠鏡，這些望遠鏡組成了一個虛擬的，口徑接近整個地球的望遠鏡，這座虛擬的望遠鏡，稱為“事件視界望遠鏡”。

圖注：分布在全球的8座毫米波亞毫米波射電望遠鏡虛擬出一個地球大小的“事件視界望遠鏡”

從位于西班牙的口徑30米的毫米波望遠鏡（IRAM 30-meter telescope），到位于夏威夷的兩座射電望遠鏡，再到位于南極洲的南極望遠鏡（South Pole Telescope）等都參與了這場偉大的觀測。這8座毫米/亞毫米波射電望遠鏡分別為：

位于西班牙內華達山脈的30米毫米波望遠鏡（IRAM 30m）；

位于美國亞利桑那州的海因里希·赫茲亞毫米波望遠鏡（SMT）；

位于墨西哥一座死火山頂部的大型毫米波望遠鏡（LMT）；

位于夏威夷的詹姆斯·克拉克·麥克斯韋望遠鏡（JCMT）；

位于夏威夷的亞毫米波陣（SMA）；

位于智利沙漠的阿塔卡馬大型毫米波陣(ALMA）；

位于智利沙漠的阿塔卡馬探路者實驗望遠鏡（APEX；

位于南極阿蒙森·斯科特觀測站的南極望遠鏡（SPT）；

圖注：坐落于智利北部阿塔卡馬沙漠中的大型毫米波陣列望遠鏡（ALMA)，是世界上該波段觀測能力最強的望遠鏡陣列。

在這8座射電望遠鏡當中，要數阿塔卡馬大型毫米波陣(ALMA）最為強大！ALMA位于智利北部的阿塔卡馬沙漠中，海拔達5000米，那里終年干旱，為觀測創(chuàng)造了良好的條件。目前，ALMA是由66架可移動的單體望遠鏡組成的干涉陣列，望遠鏡之間通過光纖傳遞信息。ALMA造價達14億美元，是目前最為昂貴的地基望遠鏡之一。如果沒有ALMA的加盟，觀測黑洞的視界簡直是不能完成的任務。

“事件視界望遠鏡”的工作原理是什么？

這個地球大小的虛擬望遠鏡利用的是一種叫“甚長基線干涉測量”（VLBI）的技術。它允許用多個天文望遠鏡同時觀測一個天體，模擬一個大小相當于望遠鏡之間最大間隔距離的巨型望遠鏡的觀測效果。為了弄明白這種原理，我們要簡單了解一下這種技術的歷史脈絡。

1962年，英國劍橋大學卡文迪許實驗室的馬丁·賴爾（Martin Ryle）利用基線干涉的原理，發(fā)明了綜合孔徑射電望遠鏡，大大提高了射電望遠鏡的分辨率。其基本原理是：用相隔兩地的兩架射電望遠鏡接收同一天體的無線電波，兩束波進行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口徑相當于兩地之間距離的單口徑射電望遠鏡。賴爾因為此項發(fā)明獲得1974年諾貝爾物理學獎。

圖注：美國的甚大天線陣（VLA）。每個天線重230噸，架設在鐵軌上，可以移動。

基于綜合孔徑技術的射電望遠鏡以美國的甚大天線陣（Very Large Array，縮寫為VLA）為代表，它是由27臺25米口徑的天線組成的射電望遠鏡陣列，位于美國新墨西哥州的圣阿古斯丁平原上，海拔2124米，是世界上最大的綜合孔徑射電望遠鏡。甚大天線陣每個天線重230噸，架設在鐵軌上，可以移動，所有天線呈Y形排列，每臂長21千米，組合成的最長基線可達36千米。甚大天線陣隸屬于美國國家射電天文臺（NRAO），于1981年建成，工作于6個波段，最高分辨率可以達到0.05角秒，與地面大型光學望遠鏡的分辨率相當。這座射電望遠鏡陣列還經常在影視劇中出現，例如1997年，著名的科幻電影《接觸》中就有VLA的身影。

圖注：科幻電影《接觸》的海報，背景是甚大天線陣。

甚長基線干涉測量原理一樣，只是望遠鏡之間分布的更加遙遠，無法利用電纜或光纜連接，而是把信號分別記錄在各測站的儲存器上，不用公共的時鐘，而是各測站有自己的時鐘，通常采用精度非常高的原子鐘，現在能夠做到1億年不會出現1秒的誤差。觀測結束后，再將觀測站的儲存設備送到數據處理中心。利用這種辦法，只要能同時看到源，理論上基線的長度就幾乎不受限制。當然，在地球上則受限于地球的尺寸。

為了突破地球尺寸的限制，俄羅斯曾經在2011年向太空發(fā)射了一架口徑10米的射電望遠鏡（Spektr-R），與地球上的射電望遠鏡組成基線達35萬公里的干涉陣列，用于觀測銀河系內以及銀河系之外的射電源。

圖注：VLBA由10個拋物天線構成，橫跨從夏威夷到圣科洛伊克斯8000多千米的距離。

目前，基于甚長基線干涉原理最有名的是美國的超長基線陣列（Very Long Baseline Array，縮寫為VLBA），是由位于美國新墨西哥州索科洛的美國國家射電天文臺陣列操作中心遙控的射電望遠鏡陣列。VLBA由10個拋物天線構成，橫跨從夏威夷到圣科洛伊克斯8000多千米的距離，其精度是哈勃太空望遠鏡的500倍，是人眼的60萬倍。

甚長基線干涉觀測的分辨率是其它任何望遠鏡所無法比擬的，在天文學的研究方面，觀測課題集中在射電噴流、黑洞、射電源演化、銀河系和河外星系微波脈澤源、引力透鏡、超新星遺跡、近處和遠處的星暴星系、暗弱射電源特性以及在活動星系核中的中性氫吸收。最有顯示度的觀測成果是對超大質量黑洞候選體的觀測研究，這是因為黑洞的尺度非常小。目前VLBA觀測最成功的有3例，分別為銀河系中心、橢圓星系M87和塞弗特星系NGC4258中的超大質量黑洞候選體。

甚長基線干涉測量技術不僅在天體物理，而且在天體測量、大體測量等領域都有著廣泛的應用。

為什么不采用光學望遠鏡進行觀測？

我們知道，人眼能夠看到的光線稱為可見光，是電磁波譜的一部分，頻率范圍從430太赫茲到750太赫茲，相應的波長范圍從400納米到700納米。

射電望遠鏡就是利用射電波進行觀測的望遠鏡，射電波也是電磁波譜的一部分，頻率范圍從高頻的300吉赫茲到低頻的30赫茲，相應的波長范圍從1毫米到10000公里。在自然界，從閃電到宇宙天體都會發(fā)出射電波。

圖注：黑洞周圍通常會被厚厚的氣體和塵埃環(huán)繞

由于星系中心的黑洞被厚厚的星際塵埃和氣體阻擋，光學波段的望遠鏡無能為力，只能采用射電波段。毫米波已經是射電望遠鏡所用波長的下限，在電磁波譜上已經與紅外線接壤。

望遠鏡的分辨率主要取決于兩個參數，一個是所使用的波長，一個是口徑的大?。嚎趶揭欢?，波長越短分辨率越高；波長一定，口徑越大分辨率越高。

為了能夠觀測到黑洞視界上的物質行為，事件視界望遠鏡已經把射電望遠鏡的分辨率提高到了前所未有的高度，到了10到20個微角秒的程度！這相當于看清4000公里外硬幣上的發(fā)行日期。相比之下，人眼的分辨率大約為1角秒，哈勃望遠鏡的分辨率為0.05角秒，也就是說事件視界望遠鏡的分辨率是哈勃望遠鏡的數千倍。當然，雖然這臺虛擬的望遠鏡分辨率驚人，但由于畢竟是由分散很廣的望遠鏡拼成，成像清晰度并不令人滿意。

為什么選擇銀河系中心和M87星系中心的黑洞作為研究對象？

本次首先公布的是星系M87的照片，銀河系中心的黑洞照片還在數據處理中。據悉，在銀河系內，人類已發(fā)現了20多顆恒星質量的黑洞，距離我們最近的3400多光年，但為什么不選擇這些相對較近的黑洞進行觀測，而非要舍近求遠選擇26000光年之外的銀河系中心的黑洞和5300萬光年之外的M87星系中心的黑洞呢？這是因為這些恒星級黑洞的質量太小，直徑相對也較小，因此從地球上看去，張角反而不如較遠距離的超大質量黑洞大。

圖注：這是錢德拉X射線望遠鏡拍攝到的銀河系中心區(qū)域。圖中標記有“SgrA星”的地方就是大黑洞所在的位置。

事件視界望遠鏡觀測的兩顆黑洞都是超大質量黑洞，銀河系中心黑洞的質量相當于太陽質量的400萬倍，視界直徑約2400萬公里，相當于17顆太陽接在一起；M87星系中心黑洞的質量相當于太陽質量的60億倍，視界直徑約360億公里，約相當于6個冥王星到太陽的距離！兩個如此巨大的宇宙怪物，為什么看起來還是那么??？雖然黑洞巨大，但它們距離地球同樣遙遠。銀河系中心黑洞距離地球約26000光年，M87中心黑洞距離地球約5300萬光年。在這樣遙遠距離上，巨大的黑洞也是個點狀物，因此要求望遠鏡有變態(tài)的分辨率。

圖注：這是先前由計算機模擬生成的M87星系中心黑洞兩種可能的樣子。

計算表明，看清銀河系中心的黑洞，需要53微角秒的角分辨率，看清M87星系中心的黑洞，則需要22微角秒的角分辨率，都落在了事件視界望遠鏡的觀測能力范圍內。因此，銀河系中心黑洞的視直徑比M87星系中心黑洞的視直徑要大一些。

圖注：從M87星系中心發(fā)出的噴流，噴流的長度可達5000光年?？茖W研究表明，噴流是由中心旋轉的大質量黑洞所驅動。

M87星系中心的黑洞處于非?；钴S的狀態(tài)，非常典型的一個特征是，從中心噴出近光速運動的噴流，噴流的長度可達5000光年?？茖W研究表明，噴流是由中心旋轉的大質量黑洞所驅動。

給黑洞拍照的目的是什么？

通過對黑洞的直接觀測，科學家希望能夠在更強引力場環(huán)境下檢驗廣義相對論，直接驗證事件視界的存在，研究黑洞邊緣上的吸積和噴流行為，以及基礎的黑洞物理等。

圖注：根據廣義相對論模擬出的黑洞陰影（中），看起來比較圓，而其他引力理論給出了或扁（最左）或長（最右）的陰影。圖中不對稱性是由于黑洞旋轉造成的。

我們知道，愛因斯坦的廣義相對論通過了一次次的檢驗，從星光通過太陽的偏折角度到太空中的引力透鏡，從光線掙脫白矮星的引力約束出現的紅移到水星的近日點異常進動，從雷達回波延遲到脈沖雙星輻射引力波出現的軌道周期變短等等。但這些檢驗都還沒有深入到像黑洞視界邊緣這樣的更極端的引力環(huán)境中檢驗。因此，科學家利用事件視界望遠鏡通過對黑洞視界邊緣直接觀測，看看廣義相對論是否仍然有效。

當然，自從2015年人類首次直接探測到黑洞合并發(fā)出的引力波以來，已經探測到了10對黑洞和1對中子星的碰撞，這些引力波攜帶的信息與廣義相對論符合得也很好。我們對廣義相對論還是非常有信心的。

廣義相對論預測，物質落入黑洞時發(fā)出的部分光子會圍繞在黑洞邊緣，加上引力透鏡效應，會形成一個明亮的光環(huán)，勾勒出中心黑洞的輪廓，猶如黑洞的剪影。

黑洞輪廓的大小和形狀可以從廣義相對論引力場方程計算出來，這取決于黑洞的質量和角動量。我們通常說黑洞有“三根毛”，指的是質量、角動量和電荷，但電荷通常忽略不計。廣義相對論預言，黑洞陰影的形狀基本上呈圓形，但其他版本的引力理論卻預言了稍微不同的形狀。因此，這次可通過直接觀測來驗證廣義相對論。