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史上首張黑洞照片誕生！兼談黑洞的前生今世 | 吳慶文

05-07

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北京時間2019年4月10日21：00，事件視界望遠鏡（Event Horizon Telescope；EHT）項目和中國科學院在比利時布魯塞爾、智利聖地亞哥、中國上海和台北、日本東京和美國華盛頓全球六大城市同步舉行新聞發布會，公布人類獲得的首張黑洞照片。知社特邀EHT中國團隊成員、華中科技大學吳慶文教授為我們做深度解讀，兼談黑洞的前生今世。

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撰文 | 吳慶文（EHT中國團隊成員、華中科技大學教授）

文章來源於 知社學術圈

（微信號：zhishexueshuquan）

這張照片攝自梅西耶87（M87）星系中心的黑洞，重約60億個太陽質量，距離地球5600萬光年，由全世界橫跨幾大洲近10台毫米波望遠鏡（或陣列）組成ETH進行聯網觀測，項目團隊包括來自中科院上海天文台、雲南天文台、中科院高能所、北京大學、華中科技大學、南京大學等單位的10餘名成員。

EHT項目團隊在2017年4月5日到11日之間對M87進行了4次非常成功的聯合觀測，並經過近兩年的數據處理，呈現給人類首張黑洞照片，如上圖所示。照片中最明顯就是圓環狀結構，中心比較灰暗，這個陰影區域就是人們夢寐以求的黑洞影子。需要指出由於光線彎曲等效應和望遠鏡的解析度還不足夠高，我們觀測到的黑洞視界區域並不會完全黑暗，而是灰暗。這個圓環大小約為40個微角秒，與廣義相對論預言幾乎完全一致。此外，這個亮環呈不對稱結構，左下角比右上角亮10倍以上，這也與廣義相對論預言一致，由多普勒效應導致，其中朝向我們運動的等離子體輻射會變亮，而遠離我們的輻射會變暗。

1905年和1916年愛因斯坦分別提出了狹義相對論和廣義相對論，這不僅改變了人類對宇宙的認識而且還深深的影響了我們的日常生活，如GPS若不考慮廣義相對論效應則無法使用。在過去的一百年中，廣義相對論經受住了越來越精確的實驗檢驗，其中比較著名的有：1）水星近日點進動；2）光線偏折；3）光線引力紅移；4）雷達回波延遲；5）LIGO發現引力波。

廣義相對論一個著名的預言就是黑洞。一切物質落入黑洞視界後都會消失的無影無蹤，奔向奇點，連光都無法逃脫。經過近百年的努力，目前天文學家發現幾乎每個星系中心都存在一個百萬到百億個太陽質量的巨型黑洞，而且每個星系中可能還存在上億個恆星級黑洞。目前，黑洞存在的間接證據已經有很多，但人類更渴望直接看到黑洞的面目。雖然黑洞本身並不發光，但它具有強大的引力，可以將周圍的物質吸引過來，形成繞其轉動的吸積盤。吸積盤可以將吸積物質的引力能變成輻射，從而可以被我們看到。

圖2 視界望遠鏡

「視界」望遠鏡是世界各地200多名科學家組成的一個重要國際合作項目。全世界橫跨幾大洲近10台毫米波望遠鏡（或陣列），組成了一個相當於地球大小的超級虛擬望遠鏡（相當於一台上萬公里巨型望遠鏡），如上圖所示。其解析度達到了20微角秒，比哈勃望遠鏡高近2000倍，可以分辨出38萬公里外月球上的一個乒乓球大小。這台超級望遠鏡解析度基本達到了我們銀河系和 M87中兩個超大質量黑洞在天空投影的角解析度，因此被形象的稱為「視界」望遠鏡。中國團隊參與運行的JCMT是「視界」望遠鏡陣列之一， 同時參與了部分數據和理論分析工作。

百年謎團，終於揭曉，人類對黑洞研究將邁入一個新的階段。可以說「人類首張黑洞照片」是在2016年發現引力波之後人們尋找到了愛因斯坦廣義相對論最後一塊缺失的拼圖。

本文將借黑洞第一張照片誕生之際，從十個方面簡單談談黑洞的過去、現在和將來。由於黑洞相關知識太豐富，本文肯定不全，歡迎批評指正。

黑洞前生今世

我們知道由於地球引力作用，扔出去的物體一般在空中划過一道優美的弧線就又落到地球上，但如果拋出速度達到或超過第二宇宙速度時（～11.2千米/秒），這個物體就會逃脫地球的引力束縛。1795年，法國物理學家、天文學家和數學家-拉普拉斯基於牛頓引力理論和光的粒子學說提出宇宙中存在著這樣一種天體：如果一個發光的恆星，其密度類似於地球，但直徑比太陽大250倍，那麼由於該恆星的自身引力，即使光子也逃脫不了這個顆恆星，從而導致人類根本無法觀測到它，這就是所謂的「暗星」。隨著1801年托馬斯·楊的雙縫干涉實驗的成功，絕大多數物理學家開始支持光的波動性，拉普拉斯自己也認為光的粒子性假設有些不靠譜，自己也放棄了，於是「暗星」這一提法也就慢慢的淡出了人們的視野。

1905年愛因斯坦提出狹義相對論之後，1916年，他又創造性地提出了廣義相對論，場方程為：

方程左邊代表時空彎曲，右邊代表物質，其核心概念就是引力導致時空彎曲，一句來自惠勒的優美解釋就是：物質告訴時空如何彎曲，時空告訴物質如何運動。由於該方程是高度非線性的，一般不能簡單求解。愛因斯坦本人都認為這個方程只能得到近似解，萬萬令人沒有想到的是，德國天文學家史瓦西看到了愛因斯坦場方程後，在引力場球對稱假設下，得到了第一個廣義相對論的精確解。這令愛因斯坦大為震驚，不過不幸的是這位科學巨匠於1916年在戰場上患病去世。在這個精確解中存在兩個奇異點（R=0和R=2GM/c2，其中G為萬有引力常數，M為質量，c為光速），其中一個是坐標系選擇帶來的（即換一個坐標系可以避免這個奇異點，即R=2GM/c2），另一個奇異點R=0是本質的，在這一點時空曲率和物質密度都無限大，在這一點所有的物理規律都失去了效果。奇點外面存在一個「視界（event horizon）」，在視界以內的區域時空曲率足夠大，連光子都難以逃脫，一切物質只要落入這一區域，它立刻就會消失的無影無蹤，就像一個無底洞，即我們所說的「黑洞」（記住：「黑洞」的概念這時還未提出來）。對於這種不帶電荷、沒有旋轉、球對稱的黑洞，我們稱為史瓦西黑洞。對於太陽來說，如果塌縮成一個史瓦西黑洞，則黑洞視界大小約為3公里，對於地球來說，如果壓縮成黑洞後，視界半徑還不到1厘米。

印度裔美籍科學家錢德拉塞卡在1930年提出白矮星存在質量上限概念後，他的導師愛丁頓立刻認識到如果接受錢德拉塞卡的分析，那麼大質量恆星演化的最終結局就不可避免的塌縮成中子星或黑洞。雖然愛丁頓是當時能理解廣義相對論的少數幾個人之一，但他自己不能接受白矮星質量上限的理論這樣怪異說法，害得錢德拉塞卡在英國混不下去了（有興趣可以讀讀他們的故事）。1939年，原子彈之父-奧本海默利用廣義相對論計算了無壓力氣體組成的均勻球塌縮過程，發現球體將不可避免會切斷和外部世界的通信聯繫，這也是第一個關於黑洞形成的理論計算。關於引力球塌縮問題很長時間並沒有引起別人的注意，直到上世紀五六十年代，美國物理學家惠勒（物理大師-費曼和索恩的導師）進一步研究了這類天體的塌縮問題，並認為這一結論應該是正確的，並於1967年的一次會議上正式提出「黑洞」一詞用來取代以前的「引力完全塌縮星球」這一冗長的稱呼，「黑洞」一詞簡潔明了，又能很形象的描述這類天體的性質，因此很快被人們接受。同一時代，克爾（Kerr）等人又找到了一個旋轉黑洞的精確解，對應的旋轉黑洞被稱為克爾黑洞（相比史瓦西黑洞而言，克爾黑洞具有角動量或自旋），在旋轉的克爾黑洞中，黑洞視界大小與黑洞自旋有關。

黑洞具有強大的引力，本身並沒有光子輻射（先不談霍金輻射，機制不同），那麼我們怎麼能夠看得見它呢？確實如此，如果宇宙中存在一個孤零零的黑洞，我們確實無法從電磁手段觀測到。但黑洞強大的引力可以把周圍的等離子體俘獲，這些被俘獲的物質會圍繞著黑洞旋轉，形成所謂的「吸積盤」，離黑洞不同的距離旋轉速度不同，物質之間產生摩擦，導致吸積盤溫度升高，使俘獲物質的一部分引力能變為熱能輻射出去，從而被我們觀測到。因此，並不是黑洞本身發光，而是黑洞視界外面的吸積盤發光，讓我們有機會看到它。

由於「視界」望遠鏡觀測到的就是黑洞周圍電磁輻射過程，因此有必要簡單描述一下黑洞吸積盤(如果感興趣可閱讀上海天文台袁峰研究員的一篇綜述文章-Yuan & Narayan 2014 ARA&A或黑洞大咖-盧炬甫老師中文綜述文章-1999年在天文學進展發表的《黑洞吸積盤理論進展》)。對於不同吸積率（單位時間吸積物質的多少）情況下，主要存在3種吸積盤模型：

01

低輻射效率吸積盤模型

在黑洞吸積率很低時，吸積盤光深很小，被加熱的離子幾乎不輻射，又沒有把大部分能量轉移給電子輻射，因此形成一個雙溫盤（離子溫度遠高於電子溫度），溫度高導致盤是厚的（H/R～1，H為盤厚度，R為到黑洞距離），此時吸積物質的大部分引力能都被離子帶到黑洞里去了，所以我們稱之為低輻射效率吸積盤，這類吸積盤主要存在於活動性不太強或者接近休眠的黑洞中（目前視界望遠鏡看的兩個超大質量黑洞都屬於這一類吸積過程）；

02

標準吸積盤模型

當吸積率比較大時，吸積盤光深遠大於1，電子和離子碰撞頻繁，吸積盤輻射很有效，形成冷盤，盤也比較薄（H/R遠小於1），此時吸積盤輻射效率高達10%左右（遠遠高於化學能或核能的轉化效率；如果黑洞轉的很快，輻射效率高達驚人的40%），這類吸積盤主要存在於正直壯年的類星體中（或者高軟態的黑洞雙星）；

03

細 盤

當黑洞吸積率非常高時，由於吸積盤光深非常非常大，有可能導致盤中間輻射的光子還沒來得及逃出盤表面，就被帶到黑洞里了 （光子囚禁現象），此時盤溫度也會升高，高溫導致吸積盤也是厚的（可參考中科院高能所王建民研究員、中國科大袁業飛教授和廈門大學顧為民教授在細盤方面研究結果）。由於此時很多輻射光子能量被帶入黑洞，因此吸積盤輻射光度增加並不快，甚至黑洞輻射光度可能達到飽和，若如此這類黑洞可以作為標準燭光用來研究宇宙學（有點像Ia型超新星，中科院高能所王建民研究員對這類黑洞天體研究較為深入並取得了很多重要結果）。

1、恆星級黑洞-黑洞X射線雙星

3-20個太陽質量

X射線雙星由一顆輻射X射線的緻密天體和一顆普通的恆星組成的雙星系統，其中緻密天體可能是黑洞、中子星或者白矮星。當緻密天體為黑洞時，我們就稱之為黑洞X射線雙星。那麼我們怎麼才能知道其中的緻密天體是黑洞呢？在X射線雙星中，中心緻密天體通過洛希瓣或星風吸積伴星的物質，形成吸積盤，對於恆星級質量的黑洞或中子星來說，吸積盤內區的溫度非常高，輻射主要在X射線波段，因此我們更容易從X射線波段發現它們，對於爆發類天體，射電觀測等或許能提前知道爆發信息（可參考上海天文台余文飛研究員和國家天文台劉繼峰研究員等人在X射線雙星方面相關工作）。對於兩個天體組成的繞轉系統來說，如果軌道角度合適，則有可能看到蝕現象 ,這樣可以測到周期性變化。即使沒有看到蝕現象，由於繞轉，作為伴星的恆星譜線會呈現出正弦多普勒位移特徵，這種特徵也可以得到繞轉周期（譜線的周期就是黑雙星繞轉周期）。通過恆星顏色，現在可以很好的確定其伴星的質量。如果合理確定雙星軌道傾角，那麼就可以計算出中心緻密天體的質量。在上世紀60年代，通過X射線觀測，發現天鵝座X-1（Cyg X-1）是一個非常強烈的X射線源，其伴星為一顆超巨星， 質量約為20個太陽質量，其軌道周期約為5.6天，通過譜線多普勒效應測得的速度約為70公里/秒，計算髮現這個X射線源的最小質量也應該是5個太陽質量，如果採用更合理的傾角（傾角不太好測量），其質量大約為10個太陽質量，這遠遠超過了白矮星或中子星的質量上限，因此它很有可能就是「黑洞」，因此這個源被認為是第一個最佳的黑洞候選體。 到目前為止，在銀河系內已經發現幾十顆黑洞X射線雙星候選體,其質量約為5-20個太陽質量黑洞，當然還有更多的黑洞還在黑暗中沉睡。如果想了解更多，可以閱讀中科院高能所張雙南研究員關於X射線雙星的綜述文章（Frontiers of Physics，2013，8，630）或高能所很多老師的工作（不一一列舉）。通過黑洞X射線譜以及鐵發射線擬合還可以測量黑洞的第二重要參數-自旋，目前有十幾個黑洞雙星已經較好的測定了這個參數（可參考國家天文台苟利軍研究員的工作）。

圖3.1.1 部分比較確定的X射線雙星中的黑洞候選體

資料來源：mintaka.sdsu.edu/facult

2、黑洞舞者-LIGO引力波探測的雙黑洞

6-80個太陽質量

2016年2月11日，美國激光干涉引力波天文台（LIGO）宣布人類首次發現引力波，證實了愛因斯坦百年前的預言。到目前為止，已經探測到了10次雙黑洞合併產生的引力波信號，並且發現了一例雙中子星合併事件。2019年4月1日，LIGO升級後恢復開機，啟動第三輪引力波探測，此次升級後，LIGO的靈敏度比以前提高了40%，同時歐洲Virgo也將同時啟動探測，LIGO科研團隊預計將能探測到更多的黑洞合併事件，有可能從以前的每月一次事例增加到每月數十次，從而使引力波事件稱為常態，特別是有可能探測到以前沒有看到的黑洞和中子星合併所發出的引力波。在前兩輪探測中，雙黑洞質量範圍大概為6-40個太陽質量，合併後形成的黑洞質量在10-80個太陽質量，這大大突破了以前通過X射線雙星確定的黑洞質量。關於更多LIGO黑洞引力可參考陳雁北和范錫龍撰寫的作品—愛因斯坦都不敢想像，我們真的探測到了引力波（mp.weixin.qq.com/s/UaEz ）。

圖3.2.1 LIGO

資料來源：MIT TECHNOLGY REVIEW

圖3.2.2 LIGO第一階段和第二階段觀測發現的雙黑洞合併事件引力波信號

資料來源： ligo.caltech.edu/news

圖3.2.3 LIGO第一階段和第二階段觀測發現的雙黑洞合併事件以及其他手段發現的黑洞X射線雙星和中子星系統等

資料來源：ligo.caltech.edu/news

3、巨型黑洞-星系中心超大質量黑洞

百萬-百億個太陽質量

類星體是上世紀60年代天文四大發現之一（另外三個分別為脈衝星、微波背景輻射和星際有機分子），類星體是一種星系，但看上去非常緻密，像恆星，因此得名-類星體。這類天體紅移很高，目前最高約為7，即距離地球可以達到100億光年以上，單位時間發出的熱量可高達1048爾格/秒（遠遠高於普通星系的光度）。這麼小的體積，能持續發出這麼強的輻射，這種輻射不可能來自於像普通星系那樣的恆星發光，因此這類天體的能源機制一直令天文學家感到困惑。後來，人們開始慢慢認識到這種星系中心可能存在一個巨型黑洞（黑洞質量為106-10個太陽質量），圍繞黑洞有一個高速旋轉的吸積盤，吸積盤把一部分物質的引力能變為熱能並輻射出去。在活動星系等高能天體物理方面，我國具有較強的研究實力和科研團隊（不一一列舉）。

除了類星體外，人們也慢慢認識到可能所有的星系中心都存在一個巨型黑洞，且發現黑洞質量和星系核球之間存在非常緊密關係（前者大約為後者的千分之一，可參考北京大學何子山等人工作）。因此，從星系演化的角度來說，可能不僅僅是星系造就了其中心的巨型黑洞，中心黑洞也嚴重影響了整個星系甚至宇宙的演化，否則很難解釋星系核球與黑洞質量之間緊密的關係。

圖4.3.1 星系中心黑洞質量與星系核球關係示意圖

資料來源：cdn.spacetelescope.org/

我們銀河系中心就存在一個巨型黑洞，中科院上海天文台沈志強研究員2005年就在Nature上發表過一篇文章，利用高解析度的射電干涉陣給出了銀河系中心存在超大質量黑洞「最令人信服」的證據。國際上不同小組也在利用最新主動光學技術，期望直接通過恆星動力學方法測定該黑洞質量，經過努力歐洲天文學家賈斯（Ghez）等人利用該黑洞周圍數十顆恆星動力學測得這個黑洞質量為400萬個太陽質量。

圖3.3.2 銀河系中心黑洞質量測量，其中數十顆恆星圍繞一個緻密物體旋轉，周期從10年到幾十年，利用開普勒定律可以很精確的算出其中的黑洞質量。

資料來源：astro.ucla.edu/~ghezgro

4、中等質量黑洞--黑洞沙漠？

相比於比較公認的超大質量黑洞和恆星級黑洞，中等質量黑洞（102-5 太陽質量）存在的證據初露端倪，但大家認可度還不高。初步候選體包括：1）矮星系中心黑洞，由於前面提到過黑洞質量和核球存在較好相關性，因此中小星系中可能會發現中等質量黑洞，這類矮星系可能沒有經歷主要合併過程，因此沒有長大(如Greene & Ho 2007; Jiang et al. 2018等)；2）極亮或超亮X射線源，這類源一般位於星系『非』中心位置，但光度可以達到1039爾格/秒甚至1042爾格/秒以上（即超過或遠超過恆星級黑洞的光度）。HLX-1是個特殊的極亮X射線源，大約每400天爆發一次，最高光度可以超過1042爾格/秒，從X射線部分黑體譜及吸積盤不穩定性等方式限定都表明其中心黑洞質量可能為104-5個太陽質量。因此，該源是中等質量黑洞最好的候選體之一(Davis et al. 2011；Wu et al. 2016等)。球狀星團中也是中等質量黑洞存在的熱門候選天體，目前已經利用多種方法搜尋，但結果都還有相當的不確定性。相比而言，中等質量黑洞似乎還是一個沙漠地帶。尋找中等質量黑洞，對理解黑洞形成和演化將起到至關重要的作用。期望不久的將來，隨著高靈敏度、大視場的望遠鏡或空間引力波計劃的建成和投入觀測，中等質量黑洞的沙漠能變成綠洲。

圖3.4.1-a 中等質量黑洞候選體HLX-1，上圖為位置，下圖為光變和理論計算（選自Wu et al. 2016,ApJ）

圖3.4.1-b 目前宇宙中觀測的黑洞質量分布示意圖，中間區域為中等質量黑洞沙漠

望遠鏡的角解析度越高，其分辨本領就越強，望遠鏡角解析度是θ~λ/D，其中λ是接受輻射的波長，D為望遠鏡的直徑，其中θ越小則說明解析度越高。所謂「視界」望遠鏡（Event Horizon Telescope）就是能夠分辨到宇宙中部分黑洞的視界尺度。為了提高解析度，有兩種途徑：採取更短的波長和增加望遠鏡的尺寸。目前對與單個望遠鏡而言，射電望遠鏡直徑可達幾百米（如500米FAST射電望遠鏡），但其接收的波長很長，其實解析度並不高（其高靈敏度是最重要優勢）。在光學波段，由於材料限制，目前最大的望遠鏡也就是在10米左右。在高能的X射線以及伽馬射線波段，只能在空間探測，由於材料和技術原因，也不能把望遠鏡做的很大。

上世紀60年代，英國劍橋大學卡爾迪許實驗室的馬丁·賴爾（Ryle）利用基線干涉的原理，發明了綜合孔徑射電望遠鏡，大大提高了射電望遠鏡的解析度，其主要的工作原理就是讓放在兩或多個地方的射電望遠鏡同時接收同一個天體的無線電波，考慮到地球自轉以及望遠鏡位置，電磁波到達不同望遠鏡存在光程差，可以對不同望遠鏡接收到的信號進行相關處理得倒干涉條紋，此時這台虛擬望遠鏡的尺寸就相當於望遠鏡之間最大距離，因此這種化整為零的方法大大提高瞭望遠鏡的解析度，賴爾也為此項發明獲得1974年諾貝爾物理學獎。目前在從射電到伽馬射線不同波段望遠鏡中，射電干涉陣的解析度為最高，幾個著名的射電干涉陣包括美國甚大陣（VLA）、美國甚長基線干涉陣（VLBA）、中國加入的歐洲甚長基線干涉陣（EVN）以及日本空間射電望遠鏡VSOP等。上述幾個地面射電望遠鏡陣的等效直徑幾乎相當於地球大小（約上萬公里），從望遠鏡解析度公式來看，如果繼續提高解析度的話，只有建造更短波長的射電望陣列。隨著技術的發展，毫米波望遠鏡技術逐漸成熟並開始建設。到2017年，全球不同國家有近10台亞毫米波望遠鏡可以投入觀測，分布從南極到北極，從美國到歐洲，組成了一個相當於地球大小的巨大虛擬望遠鏡，主要包括南極的SPT、智利的ALMA（陣）和APEX、墨西哥的LMT、美國亞利桑那的SMT、美國夏威夷的JCMT和SMA（陣）、西班牙的PV、格陵蘭島GLT。這些望遠鏡工作在更短的毫米到亞毫米波段，結合地球大小的尺寸，因此達到了前所未有的超高解析度，如在230GHz（1.3毫米），解析度達到了20微角秒，比哈勃望遠鏡的解析度提高了近2000倍，這個解析度幾乎接近部分近鄰超大質量黑洞視界尺度，可以看清黑洞視界的邊緣。在這些望遠鏡中，ALMA陣列最為重要，其靈敏度最高，耗資近150億美金。到目前為止，兩個黑洞視界解析度最高的天體分別是我們銀河系中心黑洞與梅西耶M87中心黑洞，這兩個巨型黑洞質量分別為410萬和60億個太陽質量。銀河系和M87的中心黑洞離地球分別為2.7萬光年和5600萬光年，M87中心黑洞比銀心黑洞質量大了近1500倍，但距離遠了2000倍，從而導致這兩個黑洞在天空上投影大小几乎相當（這一點非常像月亮和太陽，看上去它們大小也差不多），其黑洞視界角大小分別為7和10個微角秒，這已經接近「視界望遠鏡」的角解析度了。

圖4.1-參與觀測的『視界』望遠鏡陣列

天文學家Bardeen 1973年就曾指出，如果在黑洞周圍有盤狀等離子體併產生電磁輻射的話，黑洞看起來不是純「黑」的。2000年，荷蘭天文學家Fackle等人首次採取廣義相對論下框架下光線追蹤的辦法，基於我們銀河系中心黑洞基本參數，採用了光學薄的厚等離子體盤，首次呈現出黑洞可能的模樣（視線方向接近吸積盤法向，如圖5.1），黑洞周圍有一個不對稱的光環，中心比較暗的區域就是黑洞的「暗影」，黑洞陰影大小與黑洞質量有關，與黑洞自轉和視角等關係不大。通過廣義相對論計算髮現光環幾乎呈圓形，圓環直徑大約為10倍引力半徑（由於光線彎曲等效應，圓環大小並不等於黑洞視界大小）。由於多普勒效應，旋轉等離子體的速度如果朝向我們，則輻射變亮，如果遠離我們，則變暗，因此我們會看到不對稱的圓環。當時Falcke等人根據射電望遠鏡發展預期就提出在未來幾年就可看到黑洞的陰影。利用光線追蹤的辦法，中國科學技術大學袁業飛教授後來基於銀河系中心新的觀測和更理想的低效率吸積盤模型重新計算了該黑洞影像。

圖5.1-黑洞吸積盤正面看呈現的圖像

資料來源：Falcke et al. 2000, ApJ, 528, 13

《星際穿越》號稱是人類歷史上最燒腦的電影，那是導演諾蘭的首部太空題材電影，並且邀請了天體物理學家索恩給出非常專業的指導，很多場景都經過科學的計算。宣傳片中那個黑洞圖片在很多人的腦海中都留下了深刻印象（如圖5.2），這個圖像就是假設岡都亞都這個巨型黑洞周圍存在一個薄吸積盤，其中黑洞為一億個太陽質量，黑洞周圍的吸積盤就是我們在第二節中提到的標準吸積盤，它厚度相對於大小而言可以忽略不計（也叫薄盤）。電影中的圖像，可不是藝術家的畫作，而是利用大型計算器在廣義相對論框架下精確計算的結果，因此這個電影首次把一個黑洞和吸積盤的影像呈現出來，圖5.2中黑洞上方和下方圖像是黑洞後面吸積盤光線彎曲之後被我們看到的圖像。這個圖像就是黑洞「視界」望遠鏡希望看到的樣子。當然需要指出，《星際穿越》計算中採取了標準吸積盤，這樣的黑洞在近鄰宇宙中還沒有適合觀測的。即使有，我們也不能通過目前的「視界」望遠鏡觀測到它，因為標準薄盤輻射的是黑體譜，對於千萬到數十億個太陽質量的黑洞來說，它的輻射主要集中在光學波段，而視界望遠鏡觀測波段在亞毫米波段。因此，《星際穿越》中的這個黑洞，在相當長的時間裡，我們是無法觀測到的，除非光學望遠鏡干涉技術得到跨越式發展。

圖5.2 《星際穿越》中黑洞影像，其中假設黑洞為1億個太陽質量，吸積盤為薄盤

黑洞因貪婪而聞名於世，但有一小部分黑洞還是沒有那麼貪婪，把其中一下部分物質以極高的速度拋向了宇宙空間，這就是所謂的噴流（為了給黑洞正名，需要指出有很多黑洞可能還比較慷慨，可能把90%以上的吸積物質又拋向了宇宙空間，即盤風，可參考上海天文台袁峰研究員工作）。噴流已經在不同尺度天體中都發現了，比如黑洞X射線雙星、超大質量黑洞天體、大質量恆星塌縮或雙中子合併導致的伽馬射線暴等（可參考華中科技大學汪定雄教授《黑洞系統吸積與噴流》一書）。目前關於噴流的產生機制依舊是個謎，特別是黑洞附近的等離子體如何被準直並加速到接近光速遠離黑洞的。由於星際等離子體都帶有一定的磁場，當這些等離子體被黑洞俘獲以後，會向黑洞靠近，等離子體中的磁場也會隨著等離子體一邊旋轉一邊向黑洞靠近，形成螺旋形結構（如圖6.1和6.2）。一些還未掉入黑洞的等離子體就有可能順著磁力線改變方向從而遠離黑洞，由於磁場的作用，遠離的等離子體會被加速和準直，在一定距離以後速度可以達到0.9甚至0.999倍光速以上，這就形成了我們看到的相對論性噴流現象（具體吸積盤磁場和噴流形成等可參考上海天文台曹新伍研究員和華中科技大學吳慶文等人工作）。如果相對論性噴流指向我們地球，相對論效應導致噴流的輻射會被放大幾百到幾萬倍，以至於我們看到的輻射可能完全由噴流輻射主導，其黑洞吸積盤或星系的輻射完全看不到（比如耀變體blazar，可參考廣州大學樊軍輝教授等人的工作）。噴流對理解很多高能天體物理現象有至關重要的作用，但總體而言，我們對噴流如何形成、能量從哪裡來（黑洞還是吸積盤）、如何準直、如何加速、能量如何耗散等關鍵物理過程都還知之甚少，有待深入研究，視界望遠鏡憑藉其超高的解析度為研究這個問題提供了重要手段，在未來幾年時間裡，有待解開一些謎團。

圖6.1 噴流形成簡圖

資料來源：nemaloknig.com/read-265

圖6.2 黑洞吸積與噴流圖像

資料來源：維基百科

梅西耶87（Messier 87，簡稱M87）是位於室女座的一個非常典型的橢圓星系，距離我們大約5500萬光年，100年前對這個星系進行光學拍照時，就發現了一個非常著名的線狀拋出物（如圖7.1），現在我們知道這個線狀拋出物就是噴流在光學波段的輻射。如果從射電波段觀測圖像看，噴流將非常突出（圖7.2展現了不同解析度情況下的射電圖像）。2016年全世界許多天文學家還在台北舉行了一個國際會議紀念該宇宙噴流發現100周年，並研討該天體的最新研究進展。由於M87是一個巨橢圓星系，因此其中心超大質量黑洞是近鄰星系中最大的黑洞之一。通過星系核心的恆星速度分布發現其黑洞質量約為62億個太陽質量（Gebhardt et al. 2011），而通過電離氣體運動學信息得到的黑洞質量大約小了2倍。這次通過視界望遠鏡，可直接測量黑洞暗影的大小，並能夠判定上述兩種測量黑洞質量方法哪一種更準確。

由於M87中存在相對論性噴流，因此有些波段觀測到的輻射並不太清楚起源於哪裡，比如射電一般認為是來自噴流，但X射線和光學波段輻射等吸積盤和噴流輻射都可以很強。由於高解析度望遠鏡的出現，Prieto等人利用哈勃等不同波段高解析度望遠鏡觀測了星系核心區域100光年以內（～0.4角秒，相當於幾千個史瓦西半徑）的射電、光學甚至X射線波段的輻射，並利用噴流模型進行了擬合，發現M87各波段輻射均來自噴流（如Prieto et al. 2016）。然而，華中科技大學吳慶文團隊 與 上海天文台袁峰團隊在2016年文章中均指出M87在亞毫米波段有一個明顯的鼓包，這個『鼓包』應該是來自於低輻射效率吸積盤中熱等離子體輻射過程，而不是來自於噴流。這個鼓包及輻射過程在我們銀河系中心黑洞以及部分其他近鄰低光度活動星系中得到了較為充分的研究（Yuan et al. 2003 ApJ，Wu et al. 2018 ApJ等）。這個亞毫米鼓包正好在這次「視界」望遠鏡觀測的波段，因此其輻射起源或者說輻射位置（吸積盤是圍繞黑洞旋轉，噴流是垂直於吸積盤方向），將對理解黑洞陰影有重要影響，不同的輻射起源，將有不同的黑洞影像，或者說這次視界望遠鏡的觀測結果將可以直接檢驗不同的理論模型。

圖7.1 M87星系光學圖像，可以看到中間拋出物

資料來源：維基百科

圖7.2 M87不同尺度射電波段的噴流圖像（0.2-20萬光年）

資料來源：維基百科

圖7.3 Prieto等人用噴流擬合M87核心區輻射能譜結果，並認為從射電到X射線波段所有輻射都來自噴流

資料來源：Prieto et al. 2016, MNRAS, 457, 3801

圖7.4 M87核心輻射區輻射及擬合，點線為低輻射效率吸積盤輻射，虛線為噴流輻射

資料來源：圖選自Feng,Wu & Lu 2016, ApJ.注意此圖與Perito等人觀測數據點是相同的，但畫圖的縱坐標不同

需要指出分布在全球的虛擬「視界」望遠鏡對兩個黑洞候選體-銀河系中心黑洞和M87中心黑洞觀測窗口非常短暫，每年只有大約十天左右，其中還要天氣條件適宜。2017年觀測窗口期為4月5日-14日，其中分別對銀河系中心黑洞和M87黑洞做了2次和5次觀測，還有部分天氣因為雷電和大風等原因無法觀測。參與觀測的有8架亞毫米波望遠鏡（解析度達到了20微角秒）。在觀測成功以後，由於甚長基線干涉陣數據處理相對較為複雜，而且涉及站點很多，每晚的數據量達2PB（1PB=1000TB=1000000GB），這和歐洲大型對撞機一年產生的數據差不多。為了保證準確性，觀測數據用三種完全獨立的流程以及多個獨立小組進行處理，以保證結果的準確性。真是拍照不易，洗照片更難。

圖8.1就是利用三種完全獨立的數據處理方法得到的2017年4月11日觀測的圖像（解析度約為20個微角秒），其中不同溫度等效於不同的輻射強度。我們可以發現每長照片均呈圓環狀且中心存在陰影區域（亮環大小約為40個微角秒），這個陰影區域就是前面所說「黑洞陰影」，該亮環大小與理論計算結果十分吻合（對60億個太陽質量黑洞對應圓環大小約為38微角秒）。此外，「亮環」明顯呈現不對稱性，其中左下角比右上角要亮（環最亮和最暗處輻射流量比值大約為10）。這種不對稱的圓環狀結構正是愛因斯坦廣義相對論預言的黑洞陰影典型特徵，其中繞黑洞旋轉的等離子體朝向我們一側則會變亮而遠離我們的一側會變暗。這是對愛因斯坦的廣義相對論的再一次證實。從觀測結果也可以得到下面幾點結論：

（1）「視界」望遠鏡看到的中間暗影就是對應的黑洞視界範圍，也就是說人類第一次看到了黑洞圖像或者說證實了黑洞的真實存在；

（2）圓環狀結構說明其亞毫米波輻射主要來自於黑洞周圍的吸積盤，而非噴流；

（3）通過黑洞陰影和圓環大小計算出黑洞質量約為65億個太陽質量，支持通過恆星動力學計算出的黑洞質量。

百年謎團，終於揭曉，人類對黑洞研究將邁入一個新的階段。可以說「人類首張黑洞照片」是在2016年發現引力波之後人們尋找到了愛因斯坦廣義相對論最後一塊缺失的拼圖。

圖8.1利用三種獨立方法處理2017年4月11日觀測數據得到的圖像

「慧眼」已在天上遨遊，「慧」二代已在路上

2017年6月15日，我國第一顆X射線天文衛星「慧眼」發生升空，在浩瀚宇宙架起了一座屬於中國人自己的空間望遠鏡（首席科學家為李惕培院士和張雙南研究員），這台望遠鏡能看黑洞、中子星、伽馬暴等多種高能天體，並在引力波電磁對應體GW170817的聯合觀測中作出了重要貢獻。目前該衛星還在天上辛勤的工作，監測著很多黑洞雙星的活動，我們期望它做出更多新發現。

「慧眼」衛星是發現極端宇宙計劃的第一步，新的更強大的計劃已經在路上。2018年3月，中科院啟動了增強型X射線時變與偏振天文台（eXTP，首席科學家為張雙南研究員）相關研究，這架旗艦型X射線天文台將在2025年左右發射，將是「慧眼」衛星的繼任者，該衛星不僅整體性能上提高了一個量級以上（部分性能提高兩個量級以上），而且還將具有很多新的功能，比如偏振性質測量和聚焦望遠鏡等，因此可以預期在2025-2035年間我們將具有中國主導的、國際領先水平的X射線空間天文台。這兩架X射線天文望遠鏡核心科學目標都是黑洞、中子星等極端天體，一流的設備必將催生一系列一流的、超乎想像的科學發現。

圖9.1「慧眼」衛星（左，2017年發射）和eXTP衛星（右，計劃2025年左右發射）概念圖

資料來源：cnsa.gov.cn

愛因斯坦探針—發現宇宙中隱藏的黑洞

大部分暫現源和劇烈爆發天體的輻射普遍能在X射線波段被探測到，目前在空間運行的X射線監測望遠鏡有「雨燕」衛星（Swift，美國）、國際空間站上搭載的日本MAXI全天X射線監視器，但這些設備基本集中在中高能X射線波段。中國將要發射的愛因斯坦探針，主要集中在光子能量小於2keV的軟X射線波段，而且該設備採用了仿生龍蝦眼的聚焦光學系統設計，可以同時具有高靈敏度和大視場。因為黑洞是愛因斯坦廣義相對論的重要預言，因此該空間X射線望遠鏡以愛因斯坦命名，不僅概括了該望遠鏡的核心科學目標，也向這位歷史上最偉大的科學家致敬（該衛星首席科學家為國家天文台袁為民研究員）。

宇宙中絕大多數黑洞都處在休眠狀態，如果哪顆恆星經過這些沉睡中的怪物，則可能會被黑洞強大的引力潮汐瓦解，被瓦解的物質一部分將會被黑洞俘獲并吞噬，從而喚醒這個沉睡的巨人，從而被人們觀測到（可參考中國科學技術大學王挺貴教授小組工作）。愛因斯坦探針這種大視場巡天望遠鏡將能夠抓住這些吞噬恆星的黑洞。

圖9.2 黑洞潮汐瓦解恆星藝術圖

資料來源：維基百科

目前探測到最遠的類星體是ULAS J1342+0928，紅移為7.54，其熱光度達到～1047爾格/秒，黑洞質量約為109太陽質量，即大約在宇宙形成後7億年(宇宙年齡的5%)時間內，就已形成如此巨大的黑洞(Banados et al. 2018)。目前在紅移6左右的類星體已經達到數十顆(可參考北京大學吳學兵教授團隊一些成果)。如果靠吞噬周圍物質生長，為了形成這麼龐大的黑洞，就需要在紅移為10到20這個區間里產生~103到~105太陽質量的中等質量黑洞 (Volonteri 2010)，我們稱之為種子黑洞。這些種子黑洞通過不斷的合併和吸積物質增長形成我們今天看到的超大質量黑洞。從電磁信號搜尋宇宙中的雙黑洞是當下最前沿科學問題之一，目前已經有了很多疑似證據，但還沒有確切的證據。星系中的大黑洞（~104-1010個太陽質量）的合併所產生的引力波主要在nHz到mHz範圍內。對於107-1010個太陽質量的超大質量雙黑洞，引力波輻射主要在低頻nHz-mHz波段，這可以利用脈衝星計時陣的方法來進行探測（如500米口徑的射電望遠鏡FAST等）。對於103-106個太陽質量的大質量雙黑洞來說，它的引力波輻射主要在中頻mHz-Hz波段，這是接下來10-20年國際空間引力波計劃最重要科學目標之一。比如我國科學家提出的天琴計劃、太極計劃以及歐洲提出的LISA計劃。

天琴空間引力波探測器計劃在2030-2035年間發射，在10萬公里高度的地球軌道上部署三顆繞地球運轉的衛星，組成臂長17萬公里的等邊三角形，組成空間引力波探測器（如圖10.1）。天琴引力波探測器將可以探測到到宇宙誕生初期第一代恆星或氣體雲塌縮形成的雙大黑洞合併產生的引力波，這將有機會我們理解宇宙早期種子黑洞 、黑洞的增長歷史以及星系演化等重大天文與物理學問題。此外， 一個大黑洞俘獲星系中心的一個緻密天體（如恆星級黑洞、中子星、白矮星等）產生的引力波也在天琴等空間引力波探測範圍內（所謂的『極端質量比旋進系統』），如果大黑洞吞噬中子星或白矮星，如果這些小的緻密天體被潮汐瓦解，我們將不僅能看到引力波信號，同時也可能看到電磁信號。因此，天琴等空間引力波計劃必將成為下一個20年探測宇宙黑洞的利器，特別是將可能會搜尋到大量的中等質量黑洞，將會對綠化黑洞沙漠起到關鍵作用。同時還會在檢驗黑洞「無毛」定理和修改的引力理論、利用黑洞研究宇宙學等方面發揮極其重要的作用。

圖10.1 天琴引力波探測器，是圍繞地球的三顆相距17萬公里的三顆衛星

圖10.2 引力波頻譜、主要波源與對應的探測方法

背景簡介：本文作者吳慶文，EHT中國團隊成員、華中科技大學教授。文章於2019年4月10日發表於微信公眾號 知社學術圈（mp.weixin.qq.com/s/WoSK），風雲之聲獲授權轉載。

責任編輯：項啟瑞

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