黑洞首張照片問世！我們成為史上首批看到黑洞的人類

　　2019年04月10日 21:52 環球科學

　
　　來源：科研圈

　　北京時間 2019 年 4 月 10 日晚 ，事件視界望遠鏡（Event Horizon Telescope，EHT）拍下的第一張黑洞照片在萬眾矚目下公布。

　　

　　人類捕獲的第一張黑洞照片，來自M87星系。

　　EHT 通過「甚長基線干涉技術」( very long baseline interferometry, VLBI) 以及全球多個射電天文台的協作，構建起了一個口徑等同於地球直徑的虛擬望遠鏡，用於黑洞探測。這次公布的黑洞照片，是根據 8 台分佈於南極洲、歐洲、美洲及夏威夷的射電望遠鏡於 2017 年 4 月里 5 天的觀測數據整合而來的。換句話說，天文學家們用了 5 天給黑洞「拍照」，又用了 2 年把這張照片「洗了出來」。

　　我們成為了歷史上第一批看到黑洞真實姿態的人類。

　　靠近黑洞

　　從廣義相對論中誕生的黑洞，一開始只是個存在於理論物理學中的概念。直到 1968 年，美國天體物理學家約翰·惠勒提出了「黑洞」（black hole）一詞，它才擁有了真正的姓名。黑洞的幾乎所有質量都集中在最中心的「奇點」處，「奇點」在其周圍形成一個強大的引力場，在一定範圍之內，連光線都無法逃脫——這就是黑洞的事件視界（event horizon）。

　　

　　黑洞的靜態模擬 | 圖片來源：©EHT Outreach / YouTube

　　如果覺得這個概念難以理解，下面這個例子或許能幫到你。電視上曾經出現過這樣一個廣告：一名移動通信技術人員跑到偏遠的地方，沖著他的手機大喊：「現在你能聽到我嗎？」想象一下這名技術人員跑到了銀河系的中心，那裡潛伏著一個大質量黑洞——人馬座A*（Sagittarius A*，Sgr A*），質量相當於 450 萬顆太陽。隨著這名技術人員靠近到黑洞周圍 1,000 萬千米以內，我們會聽到他的語調越來越緩慢，嗓音越來越低沉，最後變成一種單調的耳語聲，而且接收效果會越來越差。如果我們目送他落向黑洞，隨著他逐漸被「凍結」在黑洞邊界（也就是事件視界）附近的時間裡，我們會看到他的影像變得越來越紅，越來越暗。

　　不過，這名技術人員本人將體會不到任何時間變慢的感覺，也不會在事件視界的位置上看到任何稀奇古怪的東西。只有等他聽到我們說「不，我們聽不到你說話！」的時候，他才會意識到自己已經穿過了視界。他根本不可能與我們分享他最後的觀感——沒有任何東西能從事件視界內部的極端引力中掙脫出來。穿過視界一分鐘后，黑洞深處的引力會把他撕個粉碎。

　　這個想象有點恐怖，而且天文學家也不可能真的派一個技術員去接近黑洞。可是既然天文學家們根本看不到黑洞，他們是怎麼確定「 黑洞就在那裡」的呢？

　　遠距離窺探

　　直接觀測黑洞困難重重。首先，不管從哪種天文學尺度上來說，黑洞的個頭都極小。已知的黑洞可以分成兩個大類：一類是恆星量級的黑洞，它們是大質量恆星死亡后的殘骸，質量通常介於 5~15 倍太陽之間；另一類是超大質量黑洞，位於星系的中心，質量大約是太陽的數百萬倍到上百億倍。一個 15 倍太陽質量的黑洞，事件視界的直徑僅有 90 千米——在星際距離上小到了根本無法分辨的程度。就算是一個 10 億倍太陽質量的超大黑洞，把它放到海王星軌道之內也顯得綽綽有餘。

　　其次，黑洞細小的個頭和強大的引力會產生極快的運動——在一個恆星質量黑洞的邊緣，物質完成一整圈公轉所用的時間甚至超不過一微秒。要觀測變化如此迅速的現象，需要使用靈敏度極高的設備。

　　最後，只有很小一部分黑洞周圍擁有大量氣體可供吸積，因此能夠被我們看到。

　　科學家們只能採用一些間接方式來探測黑洞——比如觀察吸積盤和噴流。在某些時候，恆星量級的黑洞會存在於一個恆星周圍，將恆星的氣體撕扯到自己身邊，產生一個圍繞黑洞旋轉的氣體盤，即吸積盤。當吸積氣體過多，一部分氣體在掉入黑洞視界面之前，在磁場的作用下被沿轉動方向拋射出去，形成噴流。吸積盤和噴流兩種現象都因氣體摩擦而產生了明亮的光與大量輻射，所以很容易被科學家探測到，黑洞的藏身之處也就暴露了。

　　

　　關於黑洞的一些概念

　　奇點：在黑洞的正中央，物質坍縮至密度無窮大，這個區域叫做奇點。所有落入黑洞的物質和能量最終都會來到這裡。有觀點認為，廣義相對論對無限密度的預測表明量子效應理論在這裡將不再適用。

　　事件視界：事件視界是奇點周圍的半徑範圍，所有能量和物質在這個範圍內都無法擺脫黑洞的引力，這裡是「有去無回」的分界點。事件視界就是黑洞「黑」的部分。

　　光子球層：雖然黑洞本身是黑的，但光子會從附近噴流的熱等離子體或吸積盤中發射出來。在沒有重力的情況下，這些光子會沿直線運動；但事件視界邊沿之外的重力也足夠強大，足以彎曲光子的運動路徑，這樣我們就能看到一個明亮的光環，圍繞著一個大致呈圓形的黑色「影子」。事件視界望遠鏡希望同時看到光環和「影子」。

　　相對論噴流：黑洞吞噬恆星、氣體或塵埃的時候會產生由粒子和輻射組成的噴流，以接近光速的速度從黑洞的兩極噴出，其長度可以延伸到幾千光年之外。全球毫米波甚長基線干涉陣列（GMVA）將會研究這些黑洞噴流噴是如何形成的。

　　最內層穩定軌道：吸積盤的內層邊緣是物質可以安全地繞著黑洞公轉而不進入事件視界的最後邊界。

　　吸積盤：一個由過熱氣體塵埃構成的盤狀結構，以極高的速度繞著黑洞旋轉。它產生的電磁輻射（X射線、可見光、紅外線和無線電波）揭示了黑洞的位置。其中一些物質註定要穿入事件視界，而其他部分則可能被迫產生噴流。

　　到目前為止，我們只確認了二十多個黑洞的存在，此外還有四五十個黑洞候選體。要最終真正確認一個天體是否為黑洞，我們還需要做出更多測量與計算。要探測一個從幾十萬個太陽質量到幾十億甚至上百億個太陽質量的超大質量黑洞，挑戰將更大，科學家們為了確認銀河系中心黑洞 Sgr A* 以及 M87 黑洞的存在，著實費了不少力氣。

　　直視黑洞的窗口

　　Sgr A*，這個黑洞距離我們「僅有」 24,000 光年，是天空中所有已知黑洞里看上去圓面最大的一個。由於黑洞引力對光線的彎折，遠處一個黑洞的黑色剪影看上去會是這個黑洞本身大小的兩倍。即使如此，Sgr A*  視界的大小看起來也只有區區 55 微角秒（microarcsecond，1 微角秒=10-6 角秒）——就算是遠在上海的一粒芝麻，從北京看過去也要比 Sgr A* 的視界大出足足 10 倍！

　　儘管現代望遠鏡的解析度已經很高，但它們在本質上仍然受到衍射（diffraction）的限制。當光從代表著望遠鏡口徑的有限孔徑中穿過時，就會發生衍射這種波動效應。一般而言，一台望遠鏡造得越大，或者它收集的光線波長越短，這台望遠鏡能夠分辨的最小角度就越小。在紅外線波段（選擇這一波段是因為紅外線能夠穿透在可見光波段遮擋 Sgr A* 的塵埃雲），能夠分辨 55 微角秒的望遠鏡口徑必須達到 7 千米。可見光或紫外線的波長較短，在某種程度上能夠降低對望遠鏡口徑的要求，但不足以把這一要求降到任何可行的範圍之內。考慮使用波長更長的光進行觀測似乎毫無意義——以毫米射電波為例，能分辨 55 微角秒的望遠鏡口徑必須達到 5,000 千米。

　　雖然我們能夠建造出的天文望遠鏡的口徑已變得越來越大——從最早的 2.5 cm 口徑，到目前最大的 10 m口徑光學望遠鏡，還有我國貴州的 500 m口徑射電望遠鏡；然而要想觀測遙遠黑洞的附近區域，依靠目前任何單個望遠鏡都還遠遠不夠。

　　因此，在過去 10 多年時間裡，麻省理工學院（MIT）的科學家們聯合其他研究機構的科研人員，開展了「事件視界望遠鏡」項目，全球多地的 8 個亞毫米射電望遠鏡將同時對黑洞展開觀測。它們北至西班牙，南至南極，向選定的目標撒出一張大網，撈回海量數據，為我們勾勒出黑洞的模樣。這些望遠鏡分別是：

　　· 南極望遠鏡(South Pole Telescope)；

　　· 位於智利的阿塔卡馬大型毫米波陣(Atacama Large Millimeter Array，ALMA)；

　　· 位於智利的阿塔卡馬探路者實驗望遠鏡(Atacama Pathfinder Experiment)；

　　· 位於墨西哥的大型毫米波望遠鏡(Large Millimeter Telescope)；

　　· 位於美國亞利桑那州的亞毫米波望遠鏡(Submillimeter Telescope)；

　　· 位於夏威夷的麥克斯韋望遠鏡(James Clerk Maxwell Telescope，JCMT)；

　　· 位於夏威夷的亞毫米波望遠鏡陣(Submillimeter Array)；

　　· 位於西班牙的毫米波射電天文所的30 m毫米波望遠鏡。

　　它們多數都是單一望遠鏡，比如夏威夷的 JCMT 和南極望遠鏡；也有望遠鏡陣列，比如 ALMA 望遠鏡是由 66 個小望遠鏡構成。

　　

　　EHT項目中的南極望遠鏡 | 圖片來源：© Daniel Michalik/South Pole Telescope

　　為了增強空間解析度，事件視界望遠鏡使用了「甚長基線干涉技術」(VLBI) 技術，將這 8 個天文台不同地點、同一時間觀測到的數據進行相關性分析之後合併。在這種情況下，望遠鏡的解析度取決於望遠鏡之間的距離，而非單個望遠鏡口徑的大小，所以，視界面望遠鏡的解析度相當於一部口徑為地球直徑大小的射電望遠鏡的解析度。

　　要保證所有 8 個望遠鏡都能看到這兩個黑洞，從而達到最高的靈敏度和最大的空間解析度，留給科學家們的觀測窗口期非常短暫，只有 10 天左右。在所有參與觀測的望遠鏡當中，坐落於智利、耗資 140 億美金的 ALMA 毫米望遠鏡是最為重要的一個，因為其靈敏度是目前單陣列當中最高的，但它的觀測時間也是最為寶貴的。限於 ALMA 望遠鏡滿滿的排班表上一系列擁擠的觀測計劃，此次黑洞視界面的觀測只計劃了 2017 年 4 月 5 日- 10 日這 5 天，其中兩個晚上對銀河系中心黑洞 Sgr A* 進行了觀測，剩下的時間對星系 M87 黑洞展開了觀測。

　　

　　事件視界望遠鏡的分佈 | 圖片來源：as.arizona.edu

　　儘管中國有很多的射電望遠鏡，但很遺憾的是大多數望遠鏡觀測頻段都不在毫米或者亞毫米波段，僅有的兩個毫米波望遠鏡(位於德令哈的 13.7 m 毫米望遠鏡和位於西藏羊八井的 KOSMA 亞毫米望遠鏡)，也不具有聯網干涉功能，所以沒有直接參與。但是中國還是有著間接貢獻，中國國家天文台是東亞核心天文台成員之一，而此次參與觀測的 JCMT 望遠鏡就是附屬於東亞核心天文台。

　　花了 2 年洗出的照片

　　對於之前的干涉技術來說，因為不同望遠鏡之間的距離不會太遠，不同位置的觀測數據通常可以實時比較、合併而後得到圖像，科學家們是有可能實時在屏幕上看到圖像的。但對於此次跨越南北半球的事件視界望遠鏡觀測，因其所涉及的站點區域非常廣闊，所產生的數據量將十分龐大：每一個晚上所產生數據量可達 2 PB (1 PB=1024 TB=1048576 GB)， 和歐洲大型質子對撞機一年產生的數據量差不多。考慮到有些區域（比如南極）的數據傳輸速度相對較慢，科學家們在觀測時不會對各個站點的數據進行實時相關分析，因此更不可能在屏幕上看到黑洞的實時圖像。在每一個觀測中心，科學家們將利用提前校對好的原子鐘時間，對每一個電磁波到達的時間進行分別標定和存檔，等到觀測結束之後再匯總比較。

　　在觀測結束之後，各個站點收集的數據會被彙集到兩個數據中心(美國麻省理工學院Haystack 天文台和德國波恩的馬普射電所)。在那裡，大型計算機集群將會對數據時間進行合併與分析，從而產生一個關於黑洞的圖像。從 2017 年 4 月份到現在，我們等了將近 2 年。

　　M87 中心的黑洞

　　位於巨橢圓星系 M87 中心的黑洞是這次的拍攝目標。這個黑洞距離地球 5,500 萬光年，質量相當於 64億顆太陽，其剪影的直徑大約是 Sgr A* 剪影的 3/4。

　　從許多方面來看，M87 都是一個比 Sgr A* 更有趣的目標。它擁有一條精力旺盛的噴流，向外延伸達 5,000 光年；清晰地分辨發射噴流的區域，將為理論學家理解這些超相對論性物質外流提供關鍵信息。不同於 Sgr A*，M87 位於北天球，現有的天文台在利用甚長基線干涉測量技術觀測它時會更加得心應手（因為只有很少幾座天文台位於南半球）。

　　另外，M87 中心黑洞的實際尺寸是 Sgr A*的 2,000 倍，因此那裡發生的動態變化可以用天來衡量，而不像 Sgr A* 那樣必須以分鐘來計算。吸積盤內邊緣附近的軌道周期大約是 0.5 到 5 個星期（具體取決於這個黑洞的自轉）。連續拍攝 M87 中心黑洞周圍正在發生的事件，要比拍攝 Sgr A* 的類似過程容易得多。最後，我們和 Sgr A* 之間的星際氣體會模糊我們獲得的高解析度圖像，而 M87 很可能不會受到如此嚴重的影響。


　　

不論是 Sgr A* 還是 M87，都存在一個令人興奮的前景，就是有可能拍到時常能在黑洞輻射中看到的爆發。如果這些爆發中有一些是由吸積流中的亮斑所導致的，就像大多數理論學家預期的那樣，他們就能利用這些亮斑，以更高的精度繪製出視界周圍的時空結構，這些數據將對有關黑洞附近強引力場性質的廣義相對論預言構成最嚴格的檢驗。

　　黑洞觀測正在跨入一個全新的黃金時代。在愛因斯坦構想廣義相對論 100 年之後，我們終於有能力檢驗這一理論能否在黑洞這種極端環境中如實描述引力。直接拍攝黑洞，將為廣義相對論與其他替代理論的競爭提供一塊全新的試驗場。

　　參考資料：

　　給黑洞拍張「大頭照」，埃弗里·E·布羅德里克（Avery E. Broderick）、亞伯拉罕·洛布（Abraham Loeb），《環球科學》2010年1月刊；

　　視界面望遠鏡：為黑洞拍下史上第一張「照片」，苟利軍、黃月，《物理》2017年11月刊；

　　https://www.space.com/event-hori ... ph-black-holes.html

　　關鍵詞 : 太陽質量黑洞望遠鏡