世界首張黑洞照片出爐，中國科學家有啥貢獻？
05-07
（圖源：http://shao.ac.cn）撰文 | 路如森（中國科學院上海天文台；德國馬普射電天文研究所）左文文 （中國科學院上海天文台）
編輯 | 金庄維
北京時間2019年4月10日晚9點，黑洞事件視界望遠鏡（Event Horizon Telescope， EHT）合作組織協調召開全球六地聯合新聞發布會，宣布人類首次利用一個口徑如地球大小的虛擬射電望遠鏡，在近鄰巨橢圓星系M87的中心成功捕獲世界上首張黑洞圖像（圖1）。這張圖像的意義非同一般，它提供了黑洞存在的直接「視覺」證據，使得在強引力場下驗證愛因斯坦廣義相對論，細緻研究黑洞附近的物質吸積與相對論性噴流成為可能。那麼，黑洞為什麼可以成像？如何成像？本文試圖以親歷者的角度，對黑洞成像的前前後後做一解讀。
圖1. M87星系中心超大質量黑洞（M87*）的圖像，上方為2017年4月11日的圖像，下方三個圖為M87*在2017年4月5日、6日和10日的圖像。圖中心的暗弱區域即為「黑洞陰影」（見下文），周圍的環狀不對稱結構是由於強引力透鏡效應和相對論性射束（beaming）效應所造成的。由這種上（北）下（南）的不對稱性可以定出黑洞的自旋方向。（圖源：參考資料[1]）黑洞與廣義相對論一百多年前，愛因斯坦提出廣義相對論，將時間和空間結合為一個四維的時空，並提出引力可視為時空的扭曲。這一理論做出了不少重要預言，其中之一便是：當一個物體的質量不斷塌縮，就能隱蔽在事件視界（event horizon) 之內——在這一黑洞的「勢力範圍」內，引力強大到連光都無法逃脫。對於廣義相對論的驗證，可以追溯到一個世紀以前。1919年5月29日，Arthur Eddington等人在日全食期間對太陽附近光線偏折的實驗測量（圖2） ，拉開了上世紀驗證廣義相對論的序幕，並把愛因斯坦推上了科學的「神壇」。
圖2. 1919年5月29日的日食期間，在西屬幾內亞的普林西比島和巴西北部的索布拉爾兩地首次利用星光偏折驗證廣義相對論示意圖。（圖源：The Illustrated London News）一個世紀以來，廣義相對論經受住了接連不斷的實驗驗證，黑洞的存在也已得到越來越多天文觀測的佐證。目前，天文學家普遍相信黑洞確實存在於宇宙之中，從質量為數倍到數十倍於太陽的恆星級黑洞，到高達數百萬倍甚至數十億倍太陽質量的超大質量黑洞，應有盡有。而且，超大質量黑洞存在於幾乎所有星系的中心。然而，即使在LIGO/Virgo探測到引力波、從而權威性地證明黑洞存在的今天，人類還是沒有直接看到能夠揭秘極端條件下時空秘密的那個「洞」——「黑洞事件視界」。這或許正是黑洞本身的迷人之處所造成的——黑洞的緻密程度讓人難以想像！如果把地球壓縮成一個黑洞，它的大小和一個湯圓差不多；而一個位於距離地球1kpc（約3262光年）處，10倍於太陽質量的恆星級黑洞，其事件視界的角直徑大小只有0.4納角秒。這比哈勃望遠鏡的解析度還要小約1億倍，任何現有的天文觀測手段都沒有這樣的分辨本領！為什麼黑洞能成像？既然黑洞是「黑」的，連光線都無法逃脫，那我們又該如何看到黑洞呢？事實上，黑洞並不是孤立存在的，它的周圍存在大量氣體。由於黑洞的強大引力，氣體會朝黑洞下落。而當這些氣體被加熱到數十億度高溫時，便會發出強烈的輻射。同時，黑洞也會以噴流和風的形式向外噴射物質和能量[2]。
廣義相對論預言，我們將會看到中心區域存在一個由於黑洞視界形成的陰影（black hole shadow），周圍環繞一個由吸積或噴流的輻射造成的光環——它狀如新月，大小根據黑洞的自旋及與觀測者視線方向的不同，介於4.8-5.2倍史瓦西半徑之間（註：史瓦西半徑是沒有自旋的黑洞的事件視界半徑；一個太陽質量的黑洞的視界半徑約為3千米）。
在沒能一睹黑洞真容的歲月里，科學家通過計算了解黑洞的「樣貌」。早在上世紀10年代後期，大數學家希爾伯特（David Hilbert）就計算了黑洞周圍的光線彎曲和引力透鏡效應。70年代，James Bardeen[3]及Jean-Pierre Luminet[4]等人計算出了黑洞的圖像（圖3，左）。90年代後期，Heino Falcke等人針對銀河系中心黑洞的情況做了詳細計算，並引入了黑洞陰影的說法[5]。他們同時指出，該黑洞陰影若是「鑲嵌」在周圍明亮的，光學薄（即對某一觀測波長透明）的熱氣體中，就可以被（亞）毫米波甚長基線干涉測量技術「看到」。此後，人們利用廣義相對論磁流體動力學數值模擬，針對黑洞成像開展了大量研究，均預言黑洞陰影的存在（如圖3，右）。因此，對黑洞的陰影的成像提供了黑洞存在的直接「視覺」證據。
圖3. 黑洞陰影圖像（左圖取自參考資料[4]，右圖由作者提供）什麼樣的黑洞最適合成像？
雖說黑洞的陰影能被「看到」，但也不是所有黑洞都符合成像條件。由前所述，黑洞是非常非常小的。能夠成像的黑洞，毫無疑問角直徑必須足夠大。由於黑洞事件視界的大小與其質量成正比，這也就意味著黑洞的質量越大，事件視界就越大，也越適合成像。因此，距離我們近的超大質量黑洞是完美的黑洞成像候選體。
位於人馬座方向的銀河系中心黑洞Sgr A* 和近鄰射電星系M87的中心黑洞M87* 是兩個目前已知最優的候選體。銀河系中心射電源Sgr A* ，是Bruce Balick和Robert Brown利用美國國立射電天文台干涉儀，於1974年發現的[6]（關於其發現和命名的故事，參見[7]）。目前已有越來越多的證據表明，它是一個質量約為400萬倍太陽質量的黑洞[8]。由於距離地球約為26萬光年[9]，銀河系中心黑洞的史瓦西半徑約為10微角秒，其黑洞陰影的角直徑大小相應為47-50微角秒，相當於一個蘋果在月球上的角直徑大小（月球的角直徑約為0.5度）。M87則是位於室女座方向的一個巨橢圓星系，距離地球約5500萬光年。早在1918年，Heber Curtis就注意到一條奇特的準直光束「curious straight ray」與星系的中心相連[10]。其實，這條準直的光束正是M87的噴流，從中心發出並延伸數千光年，成為M87最引人注目的特徵。這也使得它成為首個被認證出噴流的星系（圖4）。和銀河系中心一樣，M87中心也有一個超大質量黑洞（現在按銀心黑洞的命名習慣被稱為M87*），其質量約為65億倍太陽質量。這個黑洞雖比Sgr A* 質量大1500倍，但是距離也遠了2000多倍，因此它看起來要比銀心黑洞略小——其史瓦西半徑約為7.6微角秒，黑洞陰影的大小相應為37-40微角秒。
圖4. M87在不同尺度上的射電噴流（圖源：參考資料[11]）什麼樣的望遠鏡可以對黑洞成像？目標已經選定，下面就該「磨刀上陣」了。古人云：「工欲善其事，必先利其器」，要對黑洞成像，最好的工具莫過於甚長基線干涉測量（Very Long Baseline Interferometry, VLBI）技術。
VLBI利用廣為分布（距離可達上萬或幾十萬公里）的射電望遠鏡，通過各台站獨立記錄信號和後期對信號的綜合相關處理，獲得一個大小相當於各台站之間最大間距的巨型（虛擬）望遠鏡。該技術可取得天文研究中最高的分辨本領，其解析度θ～λ/D，其中λ為觀測波長，D為最長基線長度。假定在1毫米波長觀測，一個長度為1萬公里（約為地球直徑）的基線可獲得約21微角秒的分辨本領。VLBI利用精準到每數億年才誤差一秒的原子鐘來保證望遠鏡收集並記錄的信號在時間上同步，並確保信號的穩定性。
自上世紀60年代後期VLBI技術實現以來，其性能隨著技術的進步得到不斷提升，波長覆蓋也從厘米波段擴展到目前處於國際發展最前沿的（亞）毫米波段。 如同觀看電視節目必須選對頻道一樣，對黑洞成像而言，能夠在合適的波段進行VLBI觀測至關重要。觀測黑洞視界的最佳波段在1毫米附近，並非單純由於其高分辨本領，更有以下幾個重要的考慮/優勢[12]：- 黑洞周圍氣體的輻射在短毫米波段變得透明（「光學薄」）。這一點對黑洞成像至關重要，否則解析度再高也無濟於事。
- 吸積氣體在這個波段的輻射最明亮。為了「看到」黑洞視界，其周圍的輻射相對我們的觀測設備的靈敏度而言必須足夠「亮」。
- 無線電波在這一波段受到的星際散射干擾很小。這點對銀河系中心尤為重要，因為它在厘米波段及以上受到強烈星際散射的影響，使得我們無法看到黑洞周圍輻射的內稟結構。
隨著新的、高靈敏度亞毫米波台站（尤其是Atacama Large Millimeter/submillimeter Array等）加入到全球1.3毫米-VLBI陣列，黑洞的成像觀測成為可能。
為了捕獲第一張黑洞圖像，目前由來自包括中國在內的十幾個國家（地區）的200多名科學家形成了EHT這一重大國際合作計劃。EHT觀測所利用的技術就是（亞）毫米波VLBI，目前其工作波段在1.3毫米，並將有望擴展到0.8毫米。通過對黑洞成像，EHT可在強引力場的極端環境下驗證愛因斯坦的廣義相對論，並細緻研究黑洞周圍的物質吸積和噴流的形成及傳播。作為對100年前愛丁頓等人驗證廣義相對論的回聲，EHT合作者們在2017年4月份到多個世界上最高、最偏僻的射電天文台，以一種愛因斯坦永遠也不會想到的方式去檢驗他的廣義相對論。參與此次觀測的包括位於世界6個地點的8個台站 （表1，圖5）。
表1. 參加EHT觀測的望遠鏡信息，其中，ALMA，LMT，SMA和SPT的有效口徑只針對2017年的觀測。
隨著後續更多的觀測台站（如Northern Extended Millimeter Array， Kitt Peak Telescope）加入EHT，以及數據質量（靈敏度）的提升，我們完全有理由相信，在不久的將來EHT能夠獲得銀心黑洞更加清晰的圖像。
讓我們拭目以待！
圖6. 2013年利用位於4個地點的6個VLBI台站開展針對銀心黑洞的1.3毫米VLBI觀測示意圖，其中內嵌圖給出了與觀測相符合的兩個最可能輻射結構的模型。註：在VLBI發展的早期或者一般在基線覆蓋不太理想的情況下，通常考慮用簡單的幾何模型（如高斯）來擬合觀測到的（可見度）數據。很多早期的發現，比如視超光速運動[14]，都是在非常有限的幾條（甚至一條）基線的情況下、基於簡單的幾何模型做出的。（圖源：Max Planck Society）作者簡介路如森，中國科學院上海天文台研究員。2010和2011年分別獲得德國科隆大學和中國科學院上海天文台理學博士學位，2018年入選第十四批「千人計劃」青年項目，研究方向為高解析度射電天體物理。左文文，中國科學院上海天文台副研究員，2014年獲得北京大學天體物理博士學位，目前從事高紅移類星體研究和科學傳播工作。
致謝：筆者在此感謝上海天文台沈志強研究員及清華大學毛淑德教授對本文的建議。
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