腾讯科技文/乔辉
北京时间 4 月 10 日 21 点整，天文学家召开全球新闻发布会，宣布首次直接拍摄到黑洞的照片。这张照片来之不易，为了得到这张照片，天文学家动用了遍布全球的 8 个毫米/亚毫米波射电望远镜，组成了一个所谓的“事件视界望远镜”（Event Horizon Telescope，缩写 EHT）。
从 2017 年 4 月 5 日起，这 8 座射电望远镜连续进行了数天的联合观测，随后又经过 2 年的数据分析才让我们一睹黑洞的真容。
这颗黑洞位于代号为 M87 的星系当中，距离地球 5300 万光年之遥，质量相当于 60 亿颗太阳。
大家在平时阅读科学新闻、科普书籍以及观看科幻电影的时候，也经常能看到黑洞的样子，但其实都是根据科学理论推测出来的，并非直接观测。2014 年，由诺兰执导的科幻电影《星际穿越》大热，在这部影片中，光环笼罩下的超大质量黑洞——“卡冈图亚“（Gargantua）令人心生敬畏，这里的黑洞形象是使用计算机模拟出来的。在著名理论物理学家吉普·索恩的指导下，这里的模拟已经非常接近真实了，但毕竟还是模拟，这次是玩真的了。
图注：科幻电影《星际穿越》中计算机模拟出的黑洞形象。
为什么能给不发光的黑洞拍照？
这些年，黑洞这个名词频频出现在媒体报道中，想必很多人都已经对它有些了解。恒星级质量的黑洞是由大质量恒星演化到末期核心发生引力坍缩而成。中等质量黑洞和大质量黑洞的形成的具体方式目前还没有定论：可能是由小黑洞合并形成，也可能是由黑洞通过吞噬物质逐渐形成，还可能是由大量气体物质直接坍缩形成。
黑洞给人印象最深刻的印象就是吞噬一切，甚至光线。如果是孤零零的黑洞，我们真的是没办法采用电磁波手段进行拍摄了。
但通常都有物质环绕在黑洞周围，组成一个盘状结构，叫“吸积盘”。吸积盘内的物质围绕黑洞高速旋转，相互之间由于摩擦而发出炽热的光芒，包括从无线电波到可见光、到X射线波段的连续辐射。吸积盘处于黑洞“视界”的外部，因此发出的辐射可以逃逸到远处被我们探测到。
因此，我们拍摄到的不是黑洞本身，而是利用其边界上的物质发出的辐射勾勒出来的黑洞的轮廓，就像看皮影戏一样。
什么是黑洞的“事件视界”？
简单来讲，黑洞的事件视界（Event horizon）就是指围绕黑洞的一个时空边界，任何物质、甚至光线一旦越过这个边界，永远无法返回。但对于进入视界的物体来讲，其实感觉不到事件视界有什么奇异之处。除了事件视界，还有绝对视界和显视界之分，这里我们就不细说了。
我们通常说的黑洞的大小，其实就是指黑洞视界面的大小。如果把太阳压缩成一个黑洞，其视界半径仅 3 公里！如果把地球压缩成黑洞，其视界半径仅 9 毫米！没写错，是 9 毫米。
什么是“事件视界望远镜”？
文章开始我们提到，天文学家为了观测黑洞视界边缘上的物理过程，动用了分布在全球的 8 座毫米/亚毫米波射电望远镜，这些望远镜组成了一个虚拟的，口径接近整个地球的望远镜，这座虚拟的望远镜，称为“事件视界望远镜”。
图注：分布在全球的 8 座毫米波亚毫米波射电望远镜虚拟出一个地球大小的“事件视界望远镜”
从位于西班牙的口径 30 米的毫米波望远镜（IRAM 30-meter telescope），到位于夏威夷的两座射电望远镜，再到位于南极洲的南极望远镜（South Pole Telescope）等都参与了这场伟大的观测。这 8 座毫米/亚毫米波射电望远镜分别为：
位于西班牙内华达山脉的 30 米毫米波望远镜（IRAM 30m）；
位于美国亚利桑那州的海因里希?赫兹亚毫米波望远镜（SMT）；
位于墨西哥一座死火山顶部的大型毫米波望远镜（LMT）；
位于夏威夷的詹姆斯?克拉克?麦克斯韦望远镜（JCMT）；
位于夏威夷的亚毫米波阵（SMA）；
位于智利沙漠的阿塔卡马大型毫米波阵ALMA）；
位于智利沙漠的阿塔卡马探路者实验望远镜（APEX；
位于南极阿蒙森?斯科特观测站的南极望远镜（SPT）；
图注：坐落于智利北部阿塔卡马沙漠中的大型毫米波阵列望远镜（ALMA)，是世界上该波段观测能力最强的望远镜阵列。
在这 8 座射电望远镜当中，要数阿塔卡马大型毫米波阵ALMA）最为强大！ALMA 位于智利北部的阿塔卡马沙漠中，海拔达 5000 米，那里终年干旱，为观测创造了良好的条件。目前，ALMA 是由 66 架可移动的单体望远镜组成的干涉阵列，望远镜之间通过光纤传递信息。ALMA 造价达 14 亿美元，是目前最为昂贵的地基望远镜之一。如果没有 ALMA 的加盟，观测黑洞的视界简直是不能完成的任务。
“事件视界望远镜”的工作原理是什么？
这个地球大小的虚拟望远镜利用的是一种叫“甚长基线干涉测量”（VLBI）的技术。它允许用多个天文望远镜同时观测一个天体，模拟一个大小相当于望远镜之间最大间隔距离的巨型望远镜的观测效果。为了弄明白这种原理，我们要简单了解一下这种技术的历史脉络。
1962 年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁?赖尔（Martin Ryle）利用基线干涉的原理，发明了综合孔径射电望远镜，大大提高了射电望远镜的分辨率。其基本原理是：用相隔两地的两架射电望远镜接收同一天体的无线电波，两束波进行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口径相当于两地之间距离的单口径射电望远镜。赖尔因为此项发明获得 1974 年诺贝尔物理学奖。
图注：美国的甚大天线阵（VLA）。每个天线重 230 吨，架设在铁轨上，可以移动。
基于综合孔径技术的射电望远镜以美国的甚大天线阵（Very Large Array，缩写为 VLA）为代表，它是由 27 台 25 米口径的天线组成的射电望远镜阵列，位于美国新墨西哥州的圣阿古斯丁平原上，海拔 2124 米，是世界上最大的综合孔径射电望远镜。甚大天线阵每个天线重 230 吨，架设在铁轨上，可以移动，所有天线呈Y形排列，每臂长 21 千米，组合成的最长基线可达 36 千米。甚大天线阵隶属于美国国家射电天文台（NRAO），于 1981 年建成，工作于 6 个波段，最高分辨率可以达到 0.05 角秒，与地面大型光学望远镜的分辨率相当。这座射电望远镜阵列还经常在影视剧中出现，例如 1997 年，著名的科幻电影《接触》中就有 VLA 的身影。
图注：科幻电影《接触》的海报，背景是甚大天线阵。
甚长基线干涉测量原理一样，只是望远镜之间分布的更加遥远，无法利用电缆或光缆连接，而是把信号分别记录在各测站的储存器上，不用公共的时钟，而是各测站有自己的时钟，通常采用精度非常高的原子钟，现在能够做到 1 亿年不会出现 1 秒的误差。观测结束后，再将观测站的储存设备送到数据处理中心。利用这种办法，只要能同时看到源，理论上基线的长度就几乎不受限制。当然，在地球上则受限于地球的尺寸。
为了突破地球尺寸的限制，俄罗斯曾经在 2011 年向太空发射了一架口径 10 米的射电望远镜（Spektr-R），与地球上的射电望远镜组成基线达 35 万公里的干涉阵列，用于观测银河系内以及银河系之外的射电源。
图注：VLBA 由 10 个抛物天线构成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯 8000 多千米的距离。
目前，基于甚长基线干涉原理最有名的是美国的超长基线阵列（Very Long Baseline Array，缩写为 VLBA），是由位于美国新墨西哥州索科洛的美国国家射电天文台阵列操作中心遥控的射电望远镜阵列。VLBA 由 10 个抛物天线构成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯 8000 多千米的距离，其精度是哈勃太空望远镜的 500 倍，是人眼的 60 万倍。
甚长基线干涉观测的分辨率是其它任何望远镜所无法比拟的，在天文学的研究方面，观测课题集中在射电喷流、黑洞、射电源演化、银河系和河外星系微波脉泽源、引力透镜、超新星遗迹、近处和远处的星暴星系、暗弱射电源特性以及在活动星系核中的中性氢吸收。最有显示度的观测成果是对超大质量黑洞候选体的观测研究，这是因为黑洞的尺度非常小。目前 VLBA 观测最成功的有 3 例，分别为银河系中心、椭圆星系 M87 和塞弗特星系 NGC4258 中的超大质量黑洞候选体。
甚长基线干涉测量技术不仅在天体物理，而且在天体测量、大体测量等领域都有着广泛的应用。
为什么不采用光学望远镜进行观测？
我们知道，人眼能够看到的光线称为可见光，是电磁波谱的一部分，频率范围从 430 太赫兹到 750 太赫兹，相应的波长范围从 400 纳米到 700 纳米。
射电望远镜就是利用射电波进行观测的望远镜，射电波也是电磁波谱的一部分，频率范围从高频的 300 吉赫兹到低频的 30 赫兹，相应的波长范围从 1 毫米到 10000 公里。在自然界，从闪电到宇宙天体都会发出射电波。
图注：黑洞周围通常会被厚厚的气体和尘埃环绕
由于星系中心的黑洞被厚厚的星际尘埃和气体阻挡，光学波段的望远镜无能为力，只能采用射电波段。毫米波已经是射电望远镜所用波长的下限，在电磁波谱上已经与红外线接壤。
望远镜的分辨率主要取决于两个参数，一个是所使用的波长，一个是口径的大小：口径一定，波长越短分辨率越高；波长一定，口径越大分辨率越高。
为了能够观测到黑洞视界上的物质行为，事件视界望远镜已经把射电望远镜的分辨率提高到了前所未有的高度，到了 10 到 20 个微角秒的程度！这相当于看清 4000 公里外硬币上的发行日期。相比之下，人眼的分辨率大约为 1 角秒，哈勃望远镜的分辨率为 0.05 角秒，也就是说事件视界望远镜的分辨率是哈勃望远镜的数千倍。当然，虽然这台虚拟的望远镜分辨率惊人，但由于毕竟是由分散很广的望远镜拼成，成像清晰度并不令人满意。
为什么选择银河系中心和 M87 星系中心的黑洞作为研究对象？
据悉，在银河系内，人类已发现了 20 多颗恒星质量的黑洞，距离我们最近的 3400 多光年，但为什么不选择这些相对较近的黑洞进行观测，而非要舍近求远选择 26000 光年之外的银河系中心的黑洞和 5300 万光年之外的 M87 星系中心的黑洞呢？这是因为这些恒星级黑洞的质量太小，直径相对也较小，因此从地球上看去，张角反而不如较远距离的超大质量黑洞大。
图注：这是钱德拉X射线望远镜拍摄到的银河系中心区域。图中标记有“SgrA 星”的地方就是大黑洞所在的位置。
事件视界望远镜观测的两颗黑洞都是超大质量黑洞，银河系中心黑洞的质量相当于太阳质量的 400 万倍，视界直径约 2400 万公里，相当于 17 颗太阳接在一起；M87 星系中心黑洞的质量相当于太阳质量的 60 亿倍，视界直径约 360 亿公里，约相当于 6 个冥王星到太阳的距离！两个如此巨大的宇宙怪物，为什么看起来还是那么小？虽然黑洞巨大，但它们距离地球同样遥远。银河系中心黑洞距离地球约 26000 光年，M87 中心黑洞距离地球约 5300 万光年。在这样遥远距离上，巨大的黑洞也是个点状物，因此要求望远镜有变态的分辨率。
图注：这是先前由计算机模拟生成的 M87 星系中心黑洞两种可能的样子。
计算表明，看清银河系中心的黑洞，需要 53 微角秒的角分辨率，看清 M87 星系中心的黑洞，则需要 22 微角秒的角分辨率，都落在了事件视界望远镜的观测能力范围内。因此，银河系中心黑洞的视直径比 M87 星系中心黑洞的视直径要大一些。
图注：从 M87 星系中心发出的喷流，喷流的长度可达 5000 光年。科学研究表明，喷流是由中心旋转的大质量黑洞所驱动。
M87 星系中心的黑洞处于非常活跃的状态，非常典型的一个特征是，从中心喷出近光速运动的喷流，喷流的长度可达 5000 光年。科学研究表明，喷流是由中心旋转的大质量黑洞所驱动。
给黑洞拍照的目的是什么？
通过对黑洞的直接观测，科学家希望能够在更强引力场环境下检验广义相对论，直接验证事件视界的存在，研究黑洞边缘上的吸积和喷流行为，以及基础的黑洞物理等。
图注：根据广义相对论模拟出的黑洞阴影（中），看起来比较圆，而其他引力理论给出了或扁（最左）或长（最右）的阴影。图中不对称性是由于黑洞旋转造成的。
我们知道，爱因斯坦的广义相对论通过了一次次的检验，从星光通过太阳的偏折角度到太空中的引力透镜，从光线挣脱白矮星的引力约束出现的红移到水星的近日点异常进动，从雷达回波延迟到脉冲双星辐射引力波出现的轨道周期变短等等。但这些检验都还没有深入到像黑洞视界边缘这样的更极端的引力环境中检验。因此，科学家利用事件视界望远镜通过对黑洞视界边缘直接观测，看看广义相对论是否仍然有效。
当然，自从 2015 年人类首次直接探测到黑洞合并发出的引力波以来，已经探测到了 10 对黑洞和 1 对中子星的碰撞，这些引力波携带的信息与广义相对论符合得也很好。我们对广义相对论还是非常有信心的。
广义相对论预测，物质落入黑洞时发出的部分光子会围绕在黑洞边缘，加上引力透镜效应，会形成一个明亮的光环，勾勒出中心黑洞的轮廓，犹如黑洞的剪影。
黑洞轮廓的大小和形状可以从广义相对论引力场方程计算出来，这取决于黑洞的质量和角动量。我们通常说黑洞有“三根毛”，指的是质量、角动量和电荷，但电荷通常忽略不计。广义相对论预言，黑洞阴影的形状基本上呈圆形，但其他版本的引力理论却预言了稍微不同的形状。因此，这次可通过直接观测来验证广义相对论。