首张黑洞照片

        这是5500万光年外的大质量星系M87中心超大质量黑洞的黑洞阴影照片，也是人类拍摄的首张黑洞照片，是黑洞存在的直接“视觉”证据。这张照片于2017年4月拍摄，2年后才“冲洗”出来。2019年4月10日由黑洞事件视界望远镜（Event Horizon Telescope，EHT）合作组织协调召开全球六地联合发布。我们有幸成为了第一批看到黑洞照片的人类，与世界各地的人们一起见证宇宙的浪漫。

        出品：“科学大院”公众号（ID：kexuedayuan）

        作者：左文文（中国科学院上海天文台）

        今天如果要评选出2019年最有价值和最受期待的照片，那么非下面这张照片莫属。这是5500万光年外的大质量星系M87中心超大质量黑洞的黑洞阴影照片，也是人类拍摄的首张黑洞照片。它是黑洞存在的直接“视觉”证据，从强引力场的角度验证了爱因斯坦广义相对论。

图1

        M87星系中心超大质量黑洞（M87*）的图像，上图为2017年4月11日的图像，图中心的暗弱区域即为“黑洞阴影”，周围的环状不对称结构是由于强引力透镜效应和相对论性射束（beaming）效应所造成的。由于黑洞的旋转效应，图片上显示了上（北）下（南）的不对称性。

        这张照片于2017年4月拍摄，2年后才“冲洗”出来。2019年4月10日由黑洞事件视界望远镜（Event Horizon Telescope， EHT）合作组织协调召开全球六地联合发布。

        接下来，就请随大院er一起了解下这张“黑洞写真”的小秘密吧！

        看不见的黑洞 如何证明它存在？

        一百多年前，爱因斯坦提出广义相对论，将引力视为时空扭曲的效应。他的方程预言，一个小而重的物体能隐藏在事件视界（event horizon）之内，在视界内，其引力强大到连光都无法逃脱，这个物体就是黑洞。几乎所有的星系中心都存在黑洞，在那里它们可以成长到太阳质量的数百万或者数十亿倍。

        在这次拍照前，主要有三类代表性证据可以表明黑洞存在：

        1. 恒星、气体的运动透露了黑洞的踪迹。黑洞有强引力，对周围的恒星、气体会产生影响，可以通过观测这种影响来确认黑洞的存在。

        2. 根据黑洞吸积物质（科学家们把这个过程比喻成“吃东西”）发出的光来判断黑洞的存在。在黑洞强引力的作用下，周围的气体就会向黑洞下落，在距离黑洞几百到几万倍事件视界的地方形成一个发光的腰带——吸积盘。以超大质量黑洞为例，如果把黑洞的吸积盘区域比作一个黄豆，普通星系就相当于一个身高5万米的巨人，虽说黄豆般大小的活跃黑洞比巨人般的星系小千万倍，但每秒钟发出的能量却还要强很多。这种小尺寸、大能量的性质使我们推断它很可能是黑洞。

        3. 通过看到黑洞成长的过程“看”见黑洞。LIGO探测的五次引力波都对应了恒星级质量黑洞的并合事件，见证了更小的黑洞借助并合成长为更大黑洞的过程。这类引力波的发现，也是我们推断黑洞存在的证据之一。

        以上都是间接的证据，而要想直接“看”到黑洞，天文学家希望拍到类似的照片：

其中一种理论模型预言的银心的黑洞阴影以及周围环绕的新月状光环，图片来源：路如森，上海天文台  

        广义相对论预言，因为黑洞的存在，周围时空弯曲，气体被吸引下落。气体下落至黑洞的过程中，引力能转化为光和热，因此气体被加热至数十亿度。黑洞就像沉浸在一片类似发光气体的明亮区域内，事件视界看起来就像阴影，阴影周围环绕着一个由吸积或喷流辐射造成的如新月状的光环。鉴于黑洞的自旋及与观测者视线方向的不同，光环的大小约为4.8-5.2倍史瓦西半径（作者注：史瓦西半径，指没有自旋的黑洞的事件视界半径。）

        给黑洞拍照 不止是为了“眼见为实”

        给黑洞拍照，有三个科学意义：

        1. 对黑洞阴影的成像将能提供黑洞存在的直接“视觉”证据。黑洞是具有强引力的，给黑洞拍照最主要的目的就是在强引力场下验证广义相对论，看看观测结果是否与理论预言一致。

        2. 有助于理解黑洞是如何吃东西的。黑洞的“暗影”区域非常靠近黑洞吞噬物质形成的吸积盘的极内部区域，这里的信息尤为关键，综合之前观测获得的吸积盘更外侧的信息，就能更好地重构这个物理过程。

        3. 有助于理解黑洞喷流的产生和方向。某些朝向黑洞下落的物质在被吞噬之前，会由于磁场的作用，沿着黑洞的转动方向被喷出去。以前收集的信息多是更大尺度上的，科学家没法知道在靠近喷流产生的源头处发生了什么。如果现在对黑洞暗影的拍摄，就能助天文学家一臂之力。

哈勃空间望远镜拍摄的M87，图片版权：NASA

        黑洞照片应该是这样：圆形阴影+光环

        一百年前，爱因斯坦广义相对论提出后不久，便有科学家探讨了黑洞周围的光线弯曲现象。上世纪70年代，James Bardeen及Jean-Pierre Luminet等人计算出了黑洞的图像。上世纪90年代，Heino Falcke等天文学家们首次基于广义相对论下的光线追踪程序，模拟出银河系中心黑洞Sgr A*的样子，引入了黑洞“阴影”的概念。

        理论预言，受黑洞强引力场的影响，黑洞吸积或喷流产生的辐射光被黑洞弯曲，使得天空平面（与视线方向垂直的面）被黑洞“视边界”（apparent boundary）的圆环一分为二：在视边界圆环以内的光子，只要在视界面以外，就能逃离黑洞，但受到很强的引力红移效应，亮度低；而视边界圆环以外的光子，能绕着黑洞绕转多圈，积累的亮度足够高。

广义相对论预言，将会看到一个近似圆形的暗影被一圈光子圆环包围。由于旋转效应，黑洞左侧更亮。图片版权：D. Psaltis and A. Broderick

        从视觉上看，视边界内侧的亮度明显更弱，看起来就像一个圆形的阴影，外面包围着一个明亮的光环。故此也得名黑洞 “阴影”（black hole shadow）。这个阴影有多大呢？史瓦西黑洞的阴影直径是视界直径的5.2倍；如果黑洞转得快，阴影直径也有约4.6倍视界半径。如此看来，黑洞视边界的尺寸主要与黑洞质量有关系，而与黑洞的自转关系不大。

        后来，更多科学家针对黑洞成像开展了大量的研究，均预言黑洞阴影的存在。因此，对黑洞阴影的成像能够提供黑洞存在的直接“视觉”证据。

        给黑洞拍写真的8位“摄影师”

        为了捕获第一张黑洞图像，过去的十年多时间里，麻省理工学院的天文学家们联合了其他机构的同行们，让全球8个天文台同时对银河系中心的黑洞Sgr A*和M87星系中的黑洞M87*展开亚毫米波段观测，这些望远镜统称为“事件视界望远镜”(Event Horizon Telescope，EHT)。

        由于EHT此次观测的波段在1.3毫米，容易受地球大气的水汽影响，因此这些亚毫米波望远镜分布在高海拔地区，包括夏威夷和墨西哥的火山、亚利桑那州的山脉、西班牙的内华达山脉、智利的阿塔卡马沙漠以及南极点。

        参与此次观测的包括位于世界6个地点的8个台站。其中由于位置的限制，位于南极的SPT望远镜无法观测到M87*。所以参与观测M87*的望远镜实际上是7台。

2017年4月份参加EHT观测的8个VLBI台站，其中由于位置限制，位于南极的SPT望远镜无法观测到M87*，图片来源：EHT

        给黑洞拍写真，真的太难了！

        给黑洞拍照难不难？肯定难。不然我们不会到今天才拍出第一张照片。

        在这个过程中，有三座难以逾越的大山：黑洞阴影的“小”、技术要求极高的观测波段、复杂的数据处理。而面对这些难点，天文学家们发挥智慧，拿出了不少应对的妙招。

        1. 解决黑洞阴影的“小”，需要两个靠谱选择

        为了解决这个问题，需要保证两个“靠谱”——拍照模特靠谱、望远镜的实力靠谱。

        选择哪些黑洞当拍照模特

        黑洞阴影实际看起来的大小主要与两个因素有关——实际的大小、黑洞到地球的距离。

        1个1米之外的乒乓球（直径40毫米）和1个百米之外的4米长杆看起来一样高。所以在望远镜拍照能力有限的情况下，想要拍摄一张好照片，一定要找一个“靠谱”的拍照模特，它的角尺寸看起来很大。

        而黑洞阴影的实际大小与黑洞的质量有关，黑洞质量越大，黑洞阴影越大；再综合距离因素，你会发现选择临近的超大质量黑洞是个明智之选。银河系中心的黑洞Sgr A*和星系M87的中心黑洞便是两个好模特。

        Sgr A*是地球上能够观测到的最大的黑洞，质量是400多万倍太阳质量，对应的视界半径是1300多万千米，“视边界”的半径约3300多万千米，它到地球的距离是26000光年，“视边界”看起来的角尺寸约为0.00005角秒（50微角秒，1角秒相当于100万微角秒）。要知道，从地球上看满月的尺寸约为30角分（1角分等于60角秒），50微角秒就相当于从地球上看月球上一个橘子大小的物体。

银心附近恒星的运动视频，图片来源：Keck/UCLA Galactic Center Group

        而黑洞M87*，尽管质量比Sgr A*质量大了约1500倍，但距离却远了2000多倍，使其成为第二大黑洞，黑洞阴影的大小约为40微角秒。

        值得一提的是，由于对M87中央黑洞质量的不同测量方法（气体动力学vs.恒星动力学）所得结果差了近2倍，意味着黑洞阴影的大小有可能小于40微角秒，甚至低于此次EHT所能分辨的能力极限。因此从这个角度看，M87*的阴影拍摄成功，真是幸运，并为M87*黑洞的质量提供了限制。

给黑洞拍照：VLBI功不可没，望远镜实力不凡

        拍摄黑洞照片所用到的望远镜的灵敏度和分辨本领很重要，这也是描述望远镜实力的两大要素。灵敏度强调探测微弱射电源的能力；而分辨本领反映了区分天球上两个靠得很近的射电点源的能力，用刚刚能分辨的两点间张角theta来表示，theta与观测波长和望远镜口径有关，theta越小，表示分辨本领越高。

        两者均对射电望远镜的口径提出了要求，望远镜的口径越大，其灵敏度越高，分辨本领越高。除了与望远镜的口径有关，分辨本领还和而观测波段有关。同样口径的望远镜，观测波长波长越长，theta越大，对应的分辨本领越低。

        由于射电望远镜所接收光的波长是可见光波长的上千成万倍，为了达到同样的分辨率，射电望远镜得比光学望远镜大上上千万倍。因此，口径为百米级的射电望远镜所能达到的分辨率甚至还远不及爱好者们使用的光学望远镜。

        天文学家对高分辨率的渴求，并没有止步于射电望远镜单天线。甚长基线干涉测量（Very Long Baseline Interferometry; VLBI）技术解决了射电望远镜实现高分辨本领的难题。

        所谓VLBI技术，就是当相隔两地的两架射电望远镜同时观测来自同一天体的射电波，根据各自独立的时间标准，将天体的射电波记录下来，然后再将这两个记录一起送入处理机进行相关处理，最终分析获取该天体的射电辐射强度和位置。

        要成像成功必须要求所有望远镜在时间上完全同步，当EHT的每个望远镜都能在时间上同步时，记录到的信号就能被完美地修正聚焦。如果镜面不稳定，譬如会振动的话，反射的光线将无法准确聚焦。EHT利用氢原子钟来确保纪录的稳定性。原子钟能精准到每数亿年才误差一秒。

VLBI原理，图片来源：中国科普博览

        值得一提的是，该VLBI技术也成功应用于我国嫦娥探月工程的探测 器的测定位。

        射电干涉技术的成功实施使得望远镜阵列的角分辨率相较于单独每架望远镜更高，灵敏度也更高。VLBI网络便是利用这一技术，让处于不同地理位置的多个射电望远镜联合起来，组成一个望远镜观测网络，同时对一个天体进行观测，VLBI的角分辨率由望远镜间最大间距（最长基线）决定，相当于一个口径为几千千米的超级望远镜，从而取得天文研究中最高的分辨本领。假定在1毫米观测，一个长度为1万千米的基线能获得约21微角秒的分辨本领。

        2. 实现高技术观测波段：1毫米+高精度望远镜

        根据理论预言，黑洞周围气体在1毫米附近的辐射强度最高，而且最关键的是，1毫米附近是个比较干净的观测窗口，被同步自吸收等的作用大大减弱，黑洞周围气体的辐射变得透明。2017年EHT观测Sgr A*和M87*所基于的窗口便是1.3毫米，未来还希望用0.8毫米。

        既然理论预言甚至预言出的照片很早便存在，VLBI技术也并非近十年才有的，那为何黑洞照片现在才诞生呢？

        主要瓶颈其实在观测窗口——1毫米左右。这种对观测波段的极高要求，其实就意味着对望远镜性能的极高要求。

        要让EHT实现最佳性能，除了要使用VLBI技术，还有一点很重要——每个望远镜必须性能足够好。

        EHT的每架射电望远镜本质上就是一架大口径的抛物面天线，就像卫星天线锅。为了保证射电望远镜的天线在观测波段内正常观测，天线在技术上有个门槛，加工精度必须足够高，其偏离抛物面的程度最多只能与观测波长相差5%。

        因此，可以预想，观测毫米波比观测厘米波所要求的天线加工精度更高，加工难度更大。大家也不难发现，参与EHT的八台望远镜有效口径大多为十几米，最大不过73米。

位于智利的阿塔卡玛大毫米波阵列(ALMA)，拥有66座碟形天线，图片来源：http://www.bingwallpaperhd.com/alma.html

        由此可见，根据不同科学需求，望远镜必须在大和精上作出权衡，不能一味地追求大；如果你的科学需求是想在毫米波观测天体，却一味地追求口径做大，但无法保证抛物面精度，结果根本就没法实现毫米波信号的有效聚焦，这架望远镜就算不上成功的作品。

        3. “冲洗”照片：复杂的后期数据处理分析

        在这次拍摄黑洞照片的过程中，多台设备同时观测和记录，然后将数据汇总到一起分析。2017年4月份的观测中，8个台站在5天观测期间共记录约3500 TB的数据（1TB等于1024GB，相当于500小时的高清电影）。

        因为数据量庞大得不可能靠网络传递，所以EHT用硬盘来纪录每个望远镜的原始观测数据，再把硬盘寄回数据处理中心。

        超级计算机需要获取相同的信号到达两个望远镜的时刻差（时延）以及时延随着时间的变化快慢（时延率），校正射电波抵达不同望远镜的时间差，最后综合两个望远镜的位置信息、信号的强度以及上述两个参数——时延、时延率，就可以对该天体的射电辐射强度和位置进行分析。

        这个过程中涉及数据量之多，处理难度之大都是前所未有的。即使现在人类的运算能力已经非常强大，这张照片还是花费了近两年时间“冲洗”——从2017年4月开始，科学家们用了近两年时间对这些数据进行后期处理和分析。终于，在今天发布了首张黑洞照片。

        全球项目中的中国贡献

        很多人关心，在为黑洞拍照的过程中，是否有中国科学家的身影。在这里，可以非常自豪地告诉大家，我们没有缺席。

        我国科学家长期关注高分辨率黑洞观测和黑洞物理的理论与数值模拟研究，在事件视界望远镜（EHT）国际合作形成之前，就已开展了多方面具有国际显示度的相关工作。

        在此次EHT合作中，我国科学家在早期EHT国际合作的推动、EHT望远镜观测时间的申请、夏威夷JCMT望远镜的观测、后期的数据处理和结果理论分析等方面做出了中国贡献。

        1. 机构参与

        EHT是一个多年国际合作的结果，科学家们提供了研究宇宙中最极端天体的新方法。EHT的建设和今天宣布的观测结果源于数十年观测、技术和理论工作的坚持和积累。这与来自世界各地的研究人员的密切合作是分不开的，是全球团队合作的典范。13个合作机构共同创建了EHT，使用了既有的基础设施并获得了各种机构的支持。主要资金由美国国家科学基金会（NSF）、欧盟欧洲研究理事会（ERC）和东亚资助机构提供。

        这一激动人心的成果受到了中国科学院天文大科学中心（国家天文台，紫金山天文台和上海天文台）的支持。 天文大科学中心是EHT的一个合作机构（EHT共有3个合作机构）的成员。上海天文台台牵头组织协调国内学者通过该合作机构参与此次EHT项目合作。

        2. 望远镜参与

        想要利用VLBI技术构成一个等效口径足够大、灵敏度足够高的望远镜，需要在全球各地广泛地分布着足够多的这类望远镜。过去十年中，技术的突破、新射电望远镜不断建成并加入EHT项目、算法的创新等，终于让天文学家们打开了一扇关于黑洞和黑洞视界研究的全新窗口。

        此次参与到EHT观测的JCMT目前由中科院天文大科学中心参与的一个EHT合作机构负责运营。由于观测波段的限制，正式观测基于的观测波段是1.3毫米。位于中国大陆的射电望远镜未参与正式的观测，但在前期联合观测（2017年3-5月的全球联合观测）中，上海65米天马望远镜和新疆南山25米射电望远镜作为东亚VLBI网成员共同参与了密集的毫米波VLBI协同观测，为最终的M87*黑洞成像提供了总流量的限制。

上海65米天马望远镜，图片来源:上海天文台 一群科学家们在JCMT观测室观测的情景，图片提供：高峰，上海天文台

        今天只是起点，未来将看到更多精彩

        参与此次EHT观测的上海天文台专家一致表示，对M87*黑洞的顺利成像绝不是EHT的终点站：

        一方面，对于M87*的观测结果分析还能更加深入，从而获得黑洞周围的磁场性质，对理解黑洞周围的物质吸积及喷流形成至关重要。

        另一方面，大家翘首以待的银河系中心黑洞Sgr A*的照片也要出炉了。

        EHT项目本身还将继续“升级”，还会有更多的观测台站加入EHT，灵敏度和数据质量都将提升，让我们一起期待，未来看到M87*和Sgr A*的更高清照片，发现照片背后的黑洞奥秘。

        总之，人类既然已经拍到第一张黑洞照片，那黑洞成像的春天还会远吗？

        因为梦想，因为努力，因为坚持，我们终于第一次拍到了它，欣赏到了它的美，更见识了科学之真和美。

        不用说，这是一曲国际合作演奏的完美乐章，中国科学家在这里演奏出美妙和谐的音符，作出了重要的贡献。未来，中国和中国科学家还将以更好的科学想法、更精湛的水平为类似SKA等国际大科学项目贡献出更美妙的篇章。

        本文出品自“科学大院”公众号（kexuedayuan），转载请注明公众号出处。

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