人類首張黑洞照片正式發布，有哪些重要意義？
100年前的1919年，愛丁頓遠征西非觀測日全食，驗證了愛因斯坦的預言：質量確實可以令時空彎曲。
52年前的1967年，惠勒第一次提出「黑洞」一詞，用以指稱一種只在理論上存在的，極端緻密、令時空無限彎曲的天體。
2019年4月10日，我們終於親眼目睹黑洞存在的直接證據：橫跨地球直徑的8台望遠鏡強強聯手，組成史詩般的「視界面望遠鏡」，奉上了人類的第一張黑洞照片——
視界面望遠鏡拍到的M87星系中心黑洞照片 一個世紀的求索，我們終於等到了今天。
輕舟既過萬重山，猶憶往昔崢嶸歲月稠。
——現在請讓我們一同回顧，這張必將載入史冊的珍貴影像，經歷了怎樣漫長的百年醞釀。
目錄：
一、愛因斯坦叕對了二、黑洞真的存在嗎三、給黑洞畫張素描四、給黑洞拍張照片五、意中意外視界面愛因斯坦叕對了
1915年，愛因斯坦用他天才的物理直覺，提出廣義相對論，顛覆了人類對時空本質的認知。
我們可以借惠勒之言概括廣義相對論的精髓：「時空決定物質如何運動，物質決定時空如何彎曲。」
宇宙萬物，原本被認為只是廣袤時空舞台上的演員，在廣相的世界裡，卻成為舞台本身的建構師。
廣義相對論給出很多重要的預言，其中很多在剛問世時，都顯得過分光怪陸離，讓人不敢相信。
然而100年來，這些預言逐一獲得實驗和觀測的證實，讓愛氏取得物理學史中至高無上的地位：
廣義相對論預言，大質量天體會讓周圍的時空發生顯著彎曲，背景星光行經此處，會隨著時空的彎曲而被偏折。
1919年，英國天文學家亞瑟·愛丁頓和同事，分別率領一支遠征隊趕赴巴西和西非，利用日全食的寶貴時機，測量太陽附近恆星的位置——對比星圖，他們發現這些恆星的位置似乎稍微遠離了日面，而且遠離的幅度符合廣義相對論的預言。
Memoirs of the Royal Astronomical Society LXII, Appendix Plate 1 這是愛因斯坦提出廣義相對論之後，第一個專門為驗證廣相預言而實施的重要觀測。結果一出，立刻讓愛因斯坦名聲大噪。
當天體質量更大、彎曲星光的效應更明顯，中間的大質量天體就彷彿一個匯聚光線的凸透鏡，讓背景光源呈現扭曲、放大的多個虛像。廣義相對論預言的這種現象，被稱為「引力透鏡」效應。
而引力透鏡成像在宇宙中已經被廣泛發現：
形形色色的強引力透鏡效應現象「愛因斯坦環」（哈勃望遠鏡拍攝） 1974年，美國天文學家拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒，使用當時世界上最大的單口徑射電望遠鏡，位於美國波多黎各的305米阿雷西博望遠鏡，發現了一顆位於雙星中的毫秒脈衝星。
廣義相對論預言，兩個天體相互繞轉時，會由於攪動時空、發出引力波而損失軌道能量，讓兩顆星之間的距離趨於衰減。
兩位天文學家發現，這顆脈衝星的脈衝到達時間系統性地逐步偏移，而這種偏移剛好符合廣義相對論預言中，雙體系統因發出引力波而產生軌道衰減的情況。
這是對廣義相對論的一次嚴格檢驗。赫爾斯、泰勒二人憑藉這一發現獲得了1993年諾貝爾物理學獎。
2015年，美國激光干涉引力波天文台（LIGO）更是第一次直接探測到雙黑洞併合事件產生的引力波：
促成這一發現的幾位物理學家幾乎立即斬獲了2017年諾貝爾物理學獎。
更不用說，我們每個人手中應用著衛星定位系統的電子設備，全都受益於廣義相對論：如果不對地球引力及衛星運動的相對論效應進行改正，衛星定位系統將完全無法給出正確位置。
祝賀你，已經多次成功參與廣義相對論的實驗檢驗。
對廣相檢驗歷史有興趣的讀者，
可以參考文末給出的 Tests of General Relativity: A Review 這篇文章。黑洞真的存在嗎
1916年，廣義相對論提出僅僅一年之後。
一個名叫卡爾·史瓦西的德國天文學家，在第一次世界大戰的前線戰地醫院卧病時，寫下一篇探索廣義相對論的論文。
他給出廣義相對論中描述時空性質的「愛因斯坦場方程」的第一個精確解。根據這個解，對於任何物體，都有一個與其質量相對應的半徑，如果將其全部質量壓縮到這個半徑內，這些物質就將無止盡的向中心掉落，形成一個時空極端彎曲的奇點。
這個半徑，後來被稱作「史瓦西半徑」。任何物質，包括光，都無法從史瓦西半徑內逃出。
如果這個極端不可思議的預言也能得到證明，無疑將會是廣義相對論的又一座豐碑。
但一開始，天文學家不相信自然界可以產生那麼緻密的天體。
1931年，印度裔天文學家錢德拉塞卡指出，小恆星演化的遺骸、靠電子簡併壓維持存在的緻密天體白矮星，一旦質量超過1.4倍太陽質量，就無法繼續依靠電子簡併壓而維持存在，勢必繼續坍縮為中子星。
1939年，美國理論物理學家奧本海默等人又指出，當中子星的質量超過某一極限（根據LIGO引力波觀測的結果，這個極限目前被認為是2.17倍太陽質量），就連中子簡併壓也無法維持中子星的存在，超重的中子星也必然繼續坍縮下去——而且似乎沒有什麼力量可以再阻擋這種坍縮。
看來宇宙似乎有辦法把物質壓進史瓦西半徑以內。
但「奇點」這個讓物理學失效的地方，卻讓一些理論物理學家寢食難安。惠勒一度質疑，形成奇點之後，原先的物質為何可以變成一個無物質的幾何點。
隨著理論研究的深入，物理學界逐漸廓清疑慮、建立了對這種極端天體各項性質的共識，它也於1967年被惠勒正式命名為「黑洞」；但來自一些非主流科學家的異議也始終存在，他們不斷試圖用黑洞之外的理論描述緻密天體的結局。
隨著一系列簡介天文觀測證據的出現，黑洞學說的事實基礎逐漸堅實起來：
1972年，美國天文學家使用探空火箭搭載的X射線探測器，發現了位於天鵝座的一個強X射線源，天鵝座X-1。
發現天鵝座X-1時使用的空蜂（Aerobee）火箭結構示意圖 黑洞成為解釋宇宙中強X射線源形成機制的一把鑰匙：
如果黑洞這樣的緻密天體位於一對密近雙星中，它將掠食伴星的物質。來自伴星的物質在掉進黑洞的過程中，會形成一個旋進下落的「吸積盤」。由於物質在吸積盤的不同半徑處公轉速度不同，相鄰物質團塊之間會產生劇烈摩擦，使吸積盤達到極高的溫度，從而釋放出強烈的X射線。
正在蠶食伴星的黑洞吸積盤 由於磁場的作用，一部分吸積盤上的物質會被從垂直於吸積盤的方向上向兩側噴出。
黑洞的極端緻密，讓吸積盤物質掉落進黑洞之前，有機會把自身引力勢能的很大比例轉化成其他形式的能量釋放出來：核聚變的質能利用率只有1%左右，而黑洞吸積盤釋放出的引力勢能摺合成質量，則相當於掉落物質總質量的30%多。這既是吸積盤上極高溫度的成因，也讓吸積盤噴流得以加速到接近光速。
因此除了X射線雙星，很多迸發出近光速噴流的星系中心，也被認為寄居有超大質量黑洞。
例如室女座星系團中心的大質量橢圓星系M87：
在這張圖上，我們只能看到一側的噴流，是因為以接近光速噴出的噴流具有強烈的相對論性多普勒集束效應——朝向我們而來的物質顯得明顯更亮，背離我們而去的物質顯得極為暗淡。
再比如，有人連續跟蹤銀河系中心恆星運動十多年，從其軌道計算出，中心天體擁有巨大的質量並且限制在非常小的尺度內，結論同樣指向超大質量黑洞。以下是使用真實測量數據製作，並包含未來十幾年預測的模擬動畫：
但上面這些，歸根結底只是間接證據。
LIGO發現雙黑洞併合產生的引力波，可以視為黑洞確實存在的一個準直接證據——但畢竟我們只是「聽」到了黑洞併合的時空漣漪——不親眼「看」見，總還是不太踏實。
由於黑洞吸積盤能夠釋放出強大的輻射，星系中央大質量黑洞的存在與否還對星系演化有著極為關鍵的影響，可以說當代天文學對星系演化的理解，嚴重依賴於確實存在星系中心超大質量黑洞這個假設。
如果最終居然證實沒有黑洞的話，現在的天文教科書就要全部重寫了。
給黑洞畫張素描
黑洞如果確實存在，它看上去什麼樣？
你可能會說，《星際穿越》已經把答案泄了，長這樣——
《星際穿越》劇照 這個答案，對一半，錯一半。
在批評《星際穿越》哪裡錯了之前，讓我們一起看看，黑洞是怎樣被看到的。
想像一下我們有一個能發出理想平行光的手電筒，以及四個小球：
一個黑體、一個擁有理想漫反射表面、一個擁有理想鏡面反射表面，和一個黑洞。
當我們用手電筒照射這四個小球，並在與入射光線呈90°角的方向暗中觀察，我們將看到什麼？
答案是這樣：
對黑體，我們什麼都看不到，因為光全都被吸收了（雖然會以黑體輻射的形式放出來，但是如果溫度不高，處於可見光波段的黑體輻射少到可以忽略）；
對於漫反射表面，我們會看到它的一半被照亮了，就像上弦月那樣；
對於鏡面，我們會看到凸起的球面上，形成一個小小的虛像。
對於黑洞，情況就複雜一些：直接打到史瓦西半徑裡面的光，當然直接就掉進黑洞了；即使是稍微靠外一些的光，也會被黑洞引力彎曲，繞過一些角度之後落入黑洞；在距離黑洞足夠遠處的某個地方，光線被黑洞引力偏折了90°，拐向我們的眼睛，這將允許我們看到，黑洞左側，出現一個光源的像；同理，也會有光線從另一側，繞著黑洞轉過270°之後，拐向我們的眼睛、形成另一個像，諸如此類，可以形成一系列像。
你可能找到一點感覺了。
那麼再來一個問題：如果我們站在手電筒背後，視線沿著入射方向看過去，又會看到什麼？
答案是這樣：
所有落入
倍（也即~2.6倍）史瓦西半徑範圍內的光線，都會落入黑洞（有些經過了一些掙扎）；
在2.67倍史瓦西半徑處，從一側入射的光線，可以在黑洞引力彎曲下，繞黑洞轉半圈、從另一側射出，被我們看到；
在2.67到2.6倍史瓦西半徑之間，光線也可以繞1.5、2.5、3.5等圈，從另一側射出，被我們看到。
所以我們最終看到的是2.6到2.67倍史瓦西半徑之間一系列同心圓環——因為他們彼此離的很近，總的來說我們看到的是黑洞周圍有一個環狀亮暈。
也可以說這是黑洞「反射」回來的光。惠勒曾經指出，這種反射光甚至可以用來幫助我們發現闖入太陽附近的黑洞——但只有當黑洞質量足夠大（數十個太陽質量以上）、離太陽系足夠近（幾個光年以內），並且動用比現有光學望遠鏡大得多的設備去觀測才能發現這種反射光。
知道了光線可以繞黑洞轉圈，我們可以開始考慮一個更接近真實宇宙的情況：如果黑洞有一個薄吸積盤，我們將看到怎樣的景象？
沒錯，這正是《星際穿越》給我們展示的情形：
由於我們所處的觀測點稍微高於吸積盤盤面，吸積盤對我們而言，有上、下表面之分。
我們將看到，吸積盤上表面發出的斜向上方的光，有一部分會被黑洞的引力拉回來，拉向我們的視線方向，從而讓我們看到原本應該被黑洞遮擋掉的那部分吸積盤；
而本應該完全被吸積盤自身遮擋的吸積盤下表面，其斜向下發出的光也可以被黑洞拉回來，進入我們的眼睛，讓我們可以同時看到一部分吸積盤的下表面。
當然，還有一些光線可以圍著黑洞多繞幾圈再出來，但是它們產生的像不如前兩種顯著，不再討論。
這就是《星際穿越》中為我們描繪的大草帽形黑洞吸積盤的由來。
那為什麼說《星際穿越》錯了一半呢？
正如前文提到的，以接近光速運動的物質將有強烈的多普勒集束效應——吸積盤的一邊朝向我們運動，另一邊背離我們運動，因此我們應該看到，其一側很亮、另一側很暗。
也就是這樣：
這是1979年，法國天文學家讓-皮埃爾·盧米涅利用一台運算能力只有10年前主流手機（以水果4為例）萬分之一的晶體管計算機計算得到光強等高線圖之後，按照等高線圖的指示，親自動手、用一個個墨點繪製在一張照相紙上的圖像。
這也是人類第一張利用計算機數值模擬得到的黑洞模擬圖像——距今剛好40周年。
《星際穿越》的科學顧問、2017年諾貝爾獎得主基普·索恩，曾經給電影導演建議過採用考慮了集束效應的可視化方案——導演表示，如果不對稱的話，觀眾會很困惑，於是依然採用了錯誤的畫法。儘管《星際穿越》已經擁有通俗作品中史上最佳的黑洞影像，但這個錯誤仍然讓物理學界的老爺子們感到遺憾。
1990年代，盧米涅的同事讓-阿蘭·馬克為紀錄片《無限彎曲》（Infinitely Curved）製作了另一個華麗的黑洞可視化視頻：
如前文所述，從準確性來說，這段視頻超過《星際穿越》。而且這段視頻甚至展示了進入黑洞之後回看視界面之外的景象，可謂無限眷戀世界了。
這裡還有一段「視界面望遠鏡」團隊博士生安德魯·切爾製作的黑洞吸積盤模擬動畫：
那麼，要怎樣才能用望遠鏡，而非計算機，看到這樣的景象呢？
給黑洞拍張照片
2000年，德國天文學家 Heino Falcke 對怎樣觀測黑洞視界面做了一番分析：
首先，恆星級黑洞實在是太小：距離我們最近的一個恆星質量黑洞、X射線雙星A0620-00，距離3500光年，大小40千米。這樣其視直徑只有萬分之一個微角秒（10的-10次方角秒）數量級，遠遠超出了任何觀測手段的能力。
前文已經提到，黑洞按質量可以分為兩類：恆星級黑洞和星系中心的超大質量黑洞。後者的質量往往可以達到數百萬到數十億倍太陽質量。由於黑洞的史瓦西半徑大小與質量成正比，因此要直視超大質量黑洞，比恆星級黑洞要容易很多。
最容易想到的兩個超大質量黑洞目標是銀河系中心的人馬A*（Sgr A*）和室女座星系團中心星系M87核心的黑洞M87*。前者距離大約26000光年，包含430萬太陽質量；後者距離5500萬光年，大約60~70億太陽質量。按照史瓦西半徑公式可以計算出，前者直徑約為2500萬千米，後者約為360億千米。
銀河系中央黑洞附近區域的X射線偽彩色圖像（錢德拉X射線望遠鏡拍攝） 前文提到，黑洞「輪廓」（或者叫「影子」）的大小大約是史瓦西半徑的5.2倍，可以計算髮現這兩個超大質量黑洞的大小均達到了50微角秒數量級——要分辨出其輪廓細節，相當於要在地球上看清月球上的一個蘋果。
如果用光學望遠鏡，這需要口徑達2千米的一個巨型望遠鏡。目前主流大型光學望遠鏡口徑在10米左右，即使採用干涉技術讓幾台光學望遠鏡「聯網發電」，目前也只能做到100米左右的基線長度（等效口徑）。
何況星系中央處在層層星際塵埃遮擋之中，光學波段根本看不到。
而在波長更長的射電波段，塵埃遮擋問題迎刃而解了。
尤其是90年代末期的天文觀測已經發現，銀河系中心黑洞在1毫米多波長處有一個輻射峰值，這既說明那裡存在一個活躍的吸積盤，也提示我們可以使用這一波段對其進行觀測。
幸運的是，這也正好是地球大氣水汽吸收較輕的一個毫米波觀測窗口（跟旁邊的透過率大坑相比）。
但如果使用1毫米左右的波長，所需的望遠鏡口徑將達到5000千米以上——接近地球半徑。
在這個尺度上把多台望遠鏡聯合起來觀測，已經不能只用「干涉技術」來描述——這叫做「甚長基線干涉技術」。
Falcke的這個腦洞雖然開的跟地球一樣大，還是得到了天文學家同行們的信服。經過十幾年的協調，8台全球頂尖的毫米波望遠鏡加入了解析黑洞輪廓的行列。
這就是今天的主角，視界面望遠鏡。
但要順利完成對黑洞的「拍照」，還有很多困難要克服：
首先要把各家望遠鏡可用時間協調到一塊就不是易事，尤其這其中還動用了阿塔卡馬毫米亞毫米波陣列（ALMA）這樣極度被天文學家渴求的世界頂級忙碌望遠鏡。
ALMA 何況在毫米波，地球大氣的水汽非常影響觀測，觀測時不能有雲。要讓這些望遠鏡所在地同時晴天，難度堪比要一群人大合影時沒人眨眼。
對位於南極點的南極望遠鏡（SPT），工作人員每年只有一次進入和離開的機會。這也增加了數據處理的難度：觀測時，每天產生的數據量高達2PB，超過LHC一年的數據量。這些數據必須裝在硬碟上，對SPT來說，漫漫冬夜中得到的觀測數據，不得不等待半年才能在南極的夏天運出。
南極望遠鏡（SPT） 最終，在2017年4月的4個觀測夜，「視界面」望遠鏡對銀河系和M87中央黑洞進行了觀測。經過兩年的數據處理，我們終於等到了文首的那張照片：
完美。
意中意外視界面
下面這張圖，中間的是相對論性流體力學數值給出的模擬圖像，右邊的是將其模糊處理之後的結果——可以看到，左邊的實際觀測結果幾乎就是高精度數值模擬在低解析度下的樣子。所以未來解析度進一步提升之後，可能我們能看到更加接近中間這張圖的「照片」。
有人問，為什麼我們看到這麼明顯的一個環，而不是《星際穿越》裡面那種草帽形？多普勒集束效應導致的亮度偏差，好像也沒有很大啊？
原因是：根據M87噴流的方向，我們可以計算出我們觀看M87黑洞的視角：大約偏離吸積盤軸向17°（根據EHT文章）。這是一個非常接近從極區俯視的視角，這讓我們看到的吸積盤噴流集束效應非常強（參考前面噴流照片），但也讓吸積盤本身的多普勒集束效應被極大的弱化了。所以我們才看到吸積盤只是一側稍亮，而沒有嚴重到只能看到一半。
（關於這個圈為什麼這麼圓，可以參考 張建東的答案）
根據觀測到的這張照片亮區的位置，我們可以推測這個黑洞的旋轉方向。以下是不同旋轉方向下的區別（黑色箭頭表示黑洞自旋方向，藍色箭頭表示吸積盤轉動方向）：
可以看到集束效應導致的亮、暗區只和黑洞自旋方向有關，和吸積盤轉動方向無關。
據 @張建東 私聊表示，這可能是因為離黑洞很近的地方，所有東西都會被黑洞拖著一起轉。
而黑洞的自旋方向和吸積盤轉動方向不必嚴格一致——儘管會趨於相同。所以這也就可以解釋，為什麼這個環上亮度梯度的方向跟噴流方向不嚴格垂直：
這跟前面盧米涅那個模擬不見得相矛盾——盧米涅可能只考慮了黑洞自旋和吸積盤轉動同向的情況（不太確定，有興趣的讀者可以仔細讀相關文獻查證）。
「視界面望遠鏡」團隊發布的論文中，給出了時間跨度6天的觀測中的四幅M87圖像：
為什麼這四張圖的細節看起來有各有一些區別？
著名科學漫畫xkcd畫出了這個黑洞吸積盤跟太陽系大小的比較：
可以看到整個環狀「光暈」大概是冥王星軌道的大約20倍，以光速也要走4天多。因此6天的時間跨度不太足以讓吸積盤上的物質分布發生顯著改變。發布會時，回答問題的專家說，圖像明顯改變的時標應在星期量級。我個人傾向於認為那幾幀圖像的區別部分來自於成像的誤差。
發布會之前，幾個天文專業的朋友打了個賭：即將發布的，將會是銀河系中心黑洞？M87中心黑洞？還是二者都有？
我猜是兩個一起發——答案揭曉，我錯了。
一個幼稚的猜想：銀河系作為富氣體、塵埃的旋渦星系，而我們又從盤面的方向看過去，視線方向上星際「霧霾」嚴重，成像模糊不清，難以進行有意義的判讀；而M87星系主體的氣體已經幾乎耗盡，比較「乾淨」，因而後者的圖像處理要更容易一些。所以M87的圖像率先得以發布，而銀河系中心黑洞的數據處理和論文寫作則需要更長的時間。
而且似乎目前對Sgr A*的觀測還沒有納入ALMA，這是EHT團隊下一個階段的目標：
如果下一季觀測可以納入ALMA，則靈敏度和圖像可靠度都會有所提升。
結語
未來視界面望遠鏡還有更多想像空間：如果把望遠鏡放到太空、放到月球以取得更長的基線，如果採用更高的頻率，視界面望遠鏡對黑洞吸積盤細節的分辨能力還將得到進一步提升；而如果長時間連續觀測，我們還可能獲得黑洞吸積盤的小動畫……
真讓人有些迫不及待了呢。
本文正式版首發於果殼。
歡迎關注一下我的公眾號「天文八卦學」。本文寫作當然參考了大量文獻資料，之前發的著急沒有做足夠說明，這裡補一些最重要的參考資料：
EHT的6篇論文：
Focus on the First Event Horizon Telescope ResultsLuminet的幾篇文章：45 YEARS OF BLACK HOLE IMAGING (1): EARLY WORK 1972-1988BLACK HOLE IMAGING (1/3): BACK TO THE BASICSBLACK HOLE IMAGING (2) : HEADS AND TAILSSeeing Black Holes : from the Computer to the Telescope歷史上廣義相對論檢測試驗的綜述：Tests of General Relativity: A Review1916年史瓦西的文章（英譯版）：On the gravitational field of a mass point according to Einsteins theory黑洞研究歷史總結：Half century of black-hole theory: from physicists purgatory to mathematicians paradiseHeino Falcke 2000年提出EHT概念雛形的文章：Viewing the Shadow of the Black Hole at the Galactic Center對IBM 7040計算機的介紹：維基詞條毫米波的大氣透明度窗口：Terrestrial Atmospheric Spectrum以及莫納克亞的大氣透過率計算器：CSO Atmospheric Transmission Interactive Plotter第一張……
國家天文台苟利軍研究員@Flyingspace ：
這次的直接成像除了幫助我們直接確認了黑洞的存在，同時也通過模擬觀測數據對愛因斯坦的廣義相對論做出了驗證。在視界面望遠鏡的工作過程和後來的數據分析過程中，科學家們發現，所觀測到的黑洞陰影和相對論所預言的幾乎完全一致，令人不禁再次感嘆愛因斯坦的偉大。
愛因斯坦 另外一個重要意義在於，科學家們可以通過黑洞陰影的尺寸限制中心黑洞的質量了。這次就對M87中心的黑洞質量做出了一個獨立的測量。在此之前，精確測量黑洞質量的手段非常複雜。
受限於觀測解析度和靈敏度等因素，目前的黑洞細節分析還不完善。未來隨著更多望遠鏡加入，我們期望看到黑洞周圍更多更豐富的細節，從而更深入地了解黑洞周圍的氣體運動、區分噴流的產生和集束機制，完善我們對於星系演化的認知與理解。
出品：科普中國
左文文（上海天文台）：
如果要評選出2019年最有價值和最受期待的照片，那麼非下面這張照片莫屬。這是5500萬光年外的大質量星系M87中心超大質量黑洞的黑洞陰影照片，也是人類拍攝的首張黑洞照片。它是黑洞存在的直接「視覺」證據，從強引力場的角度驗證了愛因斯坦廣義相對論。
圖1：M87星系中心超大質量黑洞（M87*）的圖像，上圖為2017年4月11日的圖像，圖中心的暗弱區域即為「黑洞陰影」，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。由於黑洞的旋轉效應，圖片上顯示了上（北）下（南）的不對稱性。 這張照片於2017年4月拍攝，2年後才「沖洗」出來。2019年4月10日由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發布。
給黑洞拍照，有三個科學意義：
1. 對黑洞陰影的成像將能提供黑洞存在的直接「視覺」證據。黑洞是具有強引力的，給黑洞拍照最主要的目的就是在強引力場下驗證廣義相對論，看看觀測結果是否與理論預言一致。
2. 有助於理解黑洞是如何「吃」東西的。黑洞的「暗影」區域非常靠近黑洞吞噬物質形成的吸積盤的極內部區域，這裡的信息尤為關鍵，綜合之前觀測獲得的吸積盤更外側的信息，就能更好地重構這個物理過程。
3. 有助於理解黑洞噴流的產生和方向。某些朝向黑洞下落的物質在被吞噬之前，會由於磁場的作用，沿著黑洞的轉動方向被噴出去。以前收集的信息多是更大尺度上的，科學家沒法知道在靠近噴流產生的源頭處發生了什麼。如果現在對黑洞暗影的拍攝，就能助天文學家一臂之力。
圖2：哈勃空間望遠鏡拍攝的M87，圖片版權：NASA 黑洞照片應該是這樣：圓形陰影+光環
一百年前，愛因斯坦廣義相對論提出後不久，便有科學家探討了黑洞周圍的光線彎曲現象。上世紀70年代，James Bardeen及Jean-Pierre Luminet等人計算出了黑洞的圖像。上世紀90年代，Heino Falcke等天文學家們首次基於廣義相對論下的光線追蹤程序，模擬出銀河系中心黑洞Sgr A*的樣子，引入了黑洞「陰影」的概念。
理論預言，受黑洞強引力場的影響，黑洞吸積或噴流產生的輻射光被黑洞彎曲，使得天空平面（與視線方向垂直的面）被黑洞「視邊界」（apparent boundary）的圓環一分為二：在視邊界圓環以內的光子，只要在視界面以外，就能逃離黑洞，但受到很強的引力紅移效應，亮度低；而視邊界圓環以外的光子，能繞著黑洞繞轉多圈，積累的亮度足夠高。
圖3：廣義相對論預言，將會看到一個近似圓形的暗影被一圈光子圓環包圍。由於旋轉效應，黑洞左側更亮。圖片版權：D. Psaltis and A. Broderick 從視覺上看，視邊界內側的亮度明顯更弱，看起來就像一個圓形的陰影，外面包圍著一個明亮的光環。故此也得名黑洞 「陰影」（black hole shadow）。這個陰影有多大呢？史瓦西黑洞的陰影直徑是視界直徑的5.2倍；如果黑洞轉得快，陰影直徑也有約4.6倍視界半徑。如此看來，黑洞視邊界的尺寸主要與黑洞質量有關係，而與黑洞的自轉關係不大。
後來，更多科學家針對黑洞成像開展了大量的研究，均預言黑洞陰影的存在。因此，對黑洞陰影的成像能夠提供黑洞存在的直接「視覺」證據。
今天只是起點，未來將看到更多精彩
其實，人類關於黑洞的理論預言出現的時間不短，VLBI技術也並不是近十年才成熟。為什麼現在才「拍」到第一張黑洞照片呢？一個重要的原因是，想要利用VLBI技術構成一個等效口徑足夠大、靈敏度足夠高的望遠鏡，需要在全球各地廣泛地分布著足夠多的這類望遠鏡。過去十年中，技術的突破、新射電望遠鏡的不斷建成並加入EHT項目、演算法的創新等，終於讓天文學家們打開了一扇關於黑洞和黑洞視界研究的全新窗口。
參與此次EHT觀測的上海天文台專家一致表示，對M87*黑洞的順利成像絕不是EHT的終點站。
一方面，對於M87*的觀測結果分析還能更加深入，從而獲得黑洞周圍的磁場性質，對理解黑洞周圍的物質吸積及噴流形成至關重要。
另一方面，大家翹首以待的銀河系中心黑洞Sgr A*的照片也要出爐了。
EHT項目本身還將繼續「升級」，還會有更多的觀測台站加入EHT，靈敏度和數據質量都將提升，讓我們一起期待，未來看到M87*和Sgr A*的更高清照片，發現照片背後的黑洞奧秘。
總之，人類既然已經拍到第一張黑洞照片，那黑洞成像的春天還會遠嗎？
作者：左文文（中科院上海天文台）
出品：科學大院
今天因為照片正式出爐才關注到第一次黑洞成像成功這個事件，作為一個（偽）科幻迷心情激動。現在這個問題下面也有1000+回答了，但我注意到絕大多數答主還是在討論這張照片在物理學上的意義（如用來驗證愛因斯坦的相對論，以及黑洞觀測的歷史etc）。
我個人呢，也是在了解了一些細節之後發現黑洞照片成像其實除了來自全世界實驗物理學家的努力，其實也涉及到了大量（稀疏）圖像處理、統計理論、非凸優化演算法、混合高斯模型、隱馬爾科夫模型、貝葉斯推斷的問題。通過查閱資料，我發現，給黑洞拍照其實對統計學、計算機科學和運籌學/優化理論這些領域實際上也帶來了很多有意思的、具有挑戰性的問題。
以及，21世紀的科學邊界的發展應當是跨學科的。
這裡主要是在看了 @2prime 寫的一篇文章(https://zhuanlan.zhihu.com/p/62026270)後，想給大家介紹一位叫做Katie Bouman的小姐姐關於黑洞照片的圖像重構（reconstruction）方面的一系列工作。Katie小姐姐17年獲得了MIT CS PhD學位，博士期間的主要工作便是「基於物理模型反問題的極端成像：從角落裡一窺黑洞」（也是其博士論文的題目，Extreme Imaging via Physical Model Inversion: Seeing Around Corners and Imaging Black Holes），現在在Caltech的CMS系當助理教授。
本回答基於Katie小姐姐個人主頁上的一系列公開資料，包括她關於黑洞成像的Ted talk，博士答辯視頻，她製作的精美的PPT和她的博士論文。
Katie是在一開始對天文物理學零了解的情況下開始做這個項目的，很傳奇的經歷 小姐姐的Ted中字視頻，強推！
一、黑洞成像中的稀疏重構（sparse reconstruction）問題
本節我們先討論為什麼給黑洞拍照這件事情要牽扯到很多數學問題呢？如果你對天文物理學和人類目前的天文物理技術設備現狀完全不了解，可能這是你的第一個問題：「拍照」不就是對著目標「咔擦」一聲就完事了？而這次的黑洞照片，從2017年4月就開始拍攝，過了約摸兩年才能公布出照片，科學家們是不是太拖沓了一點？
你可能會覺得，給黑洞拍照不就是手機「咔擦」一聲的事情...（圖片轉自朋友圈 侵刪） 這個想法主要的問題是，黑洞離我們地球都很遠很遠。根據報道，這次的黑洞照片的目標位置在M87星系中心離地球大約5500萬光年處。因此，觀測難度相當於人在地球，卻要在月球表面尋找一個橘子。然而，依據人類現有的望遠鏡的解析度是萬萬達不到的，如見下圖，這是一張有1w多個像素點的月球表面局部照片，而每個像素點的大小可以放得下100多萬個橘子，在這種精度下想直接獲得黑洞的照片（假設它看的到）無疑於痴人說夢。。。而且，以目前的航天實力我們也沒有辦法派航天飛船飛到黑洞附近去。。。
這是目前解析度最高的月球表面照片之一（通過不斷放大局部得到） 實際上，我們目前的射電望遠鏡的解析度和它的體積/大小差不多是成比例增長的，要達到上述的解析度，容易經過計算以我們現有的技術需要至少跟地球那麼大的望遠鏡才行。。
嗯，差不多這麼大的望遠鏡就可以直接觀測黑洞了... 那麼假如我們有了地球這麼大的望遠鏡，我們是不是能看見黑洞呢？這次終於有個好消息，我們可以看到！因為雖然黑洞本體連光都不放過，但是我們可以來觀察黑洞的「事件視界」（Event Horizon）。也就是一個在黑洞附近的物質盤，其中的氣體劇烈運動而發出強烈的輻射，這也正是我們常常在科幻片中所能看到的那圍繞著黑洞輪廓的碟形光環（詳細原理可以參考問題下的其它回答）。
好了，接下來的問題就是，我們現在並沒有那麼大的望遠鏡，但能否通過將一系列的小望遠鏡組合起來，「近似」地看到黑洞呢？答案就是，這便是本次黑洞「攝獵」團隊所做的事情。觀測事件視界的望遠鏡就叫做Event Horizon Telescope（EHT），因此團隊也就叫做EHT團隊。
全世界各地的一些EHT望遠鏡 因為雖然我們並沒有那麼大的一台望遠鏡可以給我們準確的圖像（稠密信號），現實當中我們只能利用全世界團隊們手中的那幾台望遠鏡得到一些稀疏的信號。因此，其實最終我們是希望通過這些稀疏的信號去反推（重構）那個完整的圖像（見下圖）。這是什麼意思呢？我們現在看到的這張黑洞照片是實際上通過統計模型推斷（基於「無線電之光」稀疏成像）出來的，以極高概率和原始黑洞照片非常非常像的照片，但並不是什麼實際直接拍到的照片！
左邊：如果我們有一台覆蓋全地球的射電望遠鏡（得到稠密信號，因為我們可以得到各個頻率分布下需要的光） 右邊：現實...（只能得到「稀疏」信號） 由此，在觀測完畢之後（射電望遠鏡們得到的事件視界的波長數據），我們就知道我們的拍照問題變成了一個演算法和數學問題。海量的數據從觀測團隊那裡被匯入了位於MIT和馬普研究所的實驗室內，開始進行統計/優化模型和演算法的訓練和重構。這之中，科學家們需要對海量數據進行處理（有一個細節，據說5天的觀測就累積了差不多3500TB的數據，最後都是裝到硬碟里物理運輸到數據中心的...），並不斷地修正提升自己的統計推斷模型和優化演算法（數據處理和演算法實現都在超算集群上完成），並且兩個實驗室之間還進行了嚴格的結果比對，這才是為什麼從最初拍攝到我們能看到花了那麼久的時間（所謂的「沖洗」兩年）...
當然，實際重構問題並沒有前面那張圖那麼簡單，因為地球無時不刻在運動（自轉+公轉），所以我們對觀測數據還需要一些額外處理...但這不見得是壞事，因為地球的轉動讓我們得到了更多的信號（從不同的自轉/公轉角度）
二、基於VLBI的靜態源稀疏圖像重構
本節我們先不考慮黑洞圖像可能會隨著時間遷移改變，我們指出上節的圖像重構問題可以簡單看成下圖的形式，即我們在數學上可以簡單看成我們所需要的黑洞照片的像素點
和視界事件傳來的無線電光（信號/測量值）
呈函數關係
，那麼如果是我們有稠密的信號源（地球般大的射電望遠鏡），實際上我們只需要取反函數，即
，就可以直接得到我們想要的圖像（像素點陣）
圖像重構是一個反問題（inverse problem） 當然，主要的問題也如前所述，我們並沒有稠密的信號源，所以我們只能基於稀疏信號對
這裡我們先提一句傳統方法CLEAN，一種基於逆傅里葉變換的貪心重構演算法。這其實就是一個所謂的反卷積（deconvolution）演算法。可惜的是，這些傳統方法在黑洞成像里沒那麼管用，最主要的問題就是由於無線電光到達地球上的不同EHT望遠鏡的時間根據地球公轉/自轉的不同階段和望遠鏡自身的方位會有不同程度的延時，具體的延時長度可以認為是隨機的...
兩個EHT望遠鏡收到信號的時間會有延時，具體的延時長度可以看成是隨機（random）的... 因此，Katie等人的研究小組提出使用貝葉斯模型來解決這個問題。為了闡述清楚他們的模型，我們先考慮最簡單的高斯統計模型如下。
注意到這裡
來訓練先驗分布的參數：（樣本均值和經驗協方差矩陣）
這樣我們就完成了對
的隨機變數。那麼根據貝葉斯公式，我們知道圖像
於是，我們的重構圖像
就可以通過最大化log後驗似然函數（最小化-log後驗似然函數）來得到：
就是這麼簡單！任何有過工科統計學本科背景的同學都應該很熟悉這個模型，但誰會想到這就會是第一張黑洞圖像重構演算法的基礎呢？
注意，上式也可以寫成常見的一般形式：
其中
表示
下的偏差，
是
下的偏差，
當然，實際當中直接用這個高斯模型是不行的，因為它對圖像的擬合能力有限。在黑洞圖像重構中，Katie小組使用的是混合高斯模型（Gaussian Mixture Model， GMM）。
具體來說，我們現在認為
來自於
個聚類組成的一個混合高斯分布：
那麼我們同樣可以將重構的圖像
當然這裡的變化就是
其中
是C個聚類的混合高斯模型的概率密度函數。
同樣，只要有本科統計/機器學習課程的基礎，我們就知道可以用著名的EM（Expectation-Maximization）演算法對這類GMM模型進行訓練。而這也就是Katie小組所使用的方法！
貝葉斯框架下的反問題圖示
三、基於VLBI的動態源稀疏圖像重構
如前所述，之前的靜態模型並沒有考慮黑洞的觀測圖像其實應該是隨著時間不斷變化的，也就是說之前的高斯模型其實從準確性的角度來說更應該建模成動態模型：
我們可以利用下圖來簡單理解這個動態成像模型。在一個離散的時間區間
中，我們觀察到基於圖像
的帶隨機誤差的信號
。我們認為
是相似的（同一分鐘內黑洞圖像的變化不會很大），然後圖像在整體時間軸上的動態變化就由矩陣
來刻畫。
動態成像模型圖示 這邊Katie小組選擇的
這裡我們不仔細闡述這個矩陣的物理含義和裡面各種符號的定義，只是說明這個矩陣可以通過調整參數來刻畫如旋轉、斷裂、線性變形、等比例縮放等各種基本的運動。
同樣的，學過本科統計/機器學習課程的同學馬上又知道了，如果我們先認為
和
）！這邊的一個關鍵的式子就是將後驗分布寫成
其中我們用
代表利用從時間
到
得到的對
代表利用從時間
得到的對
是
的Jacobian矩陣）。
backward更新步驟 然後我們就知道可以用EM演算法來訓練我們的模型了！對具體推導和細節感興趣的同學，建議去看Katie的文章。而這個模型，就是黑洞圖像背後的演算法原理。
四、最後的一點碎碎念
毫無疑問，黑洞照片的問世是激動人心的。但是對我個人而言，不僅是看到照片本身讓我激動，更讓我感到激動的是這背後的數學原理和演算法實現。實際上，黑洞成像的成功不僅僅讓物理學家們激動，對於做圖像處理、統計、計算機科學、優化演算法等各個方向的研究者們來說可能是更加激動的一件事情。
因為它其實引出了更多的問題。
從我個人的角度，最讓我興奮的是Katie沒有去使用一個黑箱子（blackbox）模型，比如現在大火的各種深度學習裡面的卷積神經網路等等（當然這也是目前深度學習研究者們趨之若鶩的一個方向）。相反，Katie採用的是一個更加傳統的統計模型對圖像進行建模。這個高斯隱馬爾科夫模型雖然傳統，但其實對這個模型的訓練/演算法設計還遠沒有做到很好。這也是Katie本人在博士答辯的時候指出的一個未來的方向（見下圖）。
截自Katie博士答辯的PPT 原因當然有很多，最顯而易見的一點就在於優化問題本身高度非凸（EM演算法只是一個針對該優化問題的一個heuristics，只能保證找到一個局部最優，但對解離全局最優的質量基本沒有保證）。因此，這類GMM模型直到今天在演算法理論方面仍遺留有大量還未解決的問題。
與此同時，這種和時間序列相關的動態稀疏成像問題本身也具值得更多的關於數據本身的研究。本質來說，我們到底如何通過有隨機雜訊的稀疏信號去進行圖像重構，Katie等人的高斯隱馬爾科夫模型當然是一種成功的思路，但是否針對不同的問題我們還可以設計出更好的統計模型呢？還有，針對這種超大規模的圖像重構問題是否可以有更好的訓練演算法？
另外，即使是這個高斯隱馬爾科夫模型，如何選擇先驗分布？如何選擇EM演算法的初始點？如何選擇正則項？等等等等，都需要一個更好的理論指導呢。
黑洞的照片已經拍出來了，但是這些問題可能才是作為非物理學家/演算法工程師的我們更應該去思考的。
謝謝你看到最後。
圖源：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2.6萬光年[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。
另外，還有台站的布局、靈敏度的提升等很多重要因素也需要考慮。
由此，我們不難發現，並不是只要VLBI陣列的解析度足夠高就可對黑洞進行成功拍照！
EHT及其在2017年4月的觀測
近年來，1.3毫米VLBI觀測在Sgr A* 和M87* 中已經分別探測到黑洞事件視界尺度上的結構，這對黑洞成像而言是非常鼓舞人心的。但受到台站數目及靈敏度的限制，詳細的成像觀測一直無法開展。
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。
圖5. 2017年4月份參加EHT觀測的8個VLBI台站，實線連接的為觀測M87的5個地點（7個台站；由於位置限制，位於南極的SPT望遠鏡無法觀測到M87），虛線連接的為觀測一個校準源（3C279）的台站。（圖片由作者提供） 為了增加探測靈敏度，EHT所記錄的數據量非常龐大。2017年4月份的觀測中，每個台站的數據率達到驚人的32Gbit/s，8個台站在5天觀測期間共記錄約3500TB數據（相當於350萬部電影，至少要幾百年才能看完！）。
EHT採用專用硬碟來記錄數據，再把它們送回數據中心進行處理。在那裡，研究人員用超級計算機矯正電磁波抵達不同望遠鏡的時間差，並把所有數據做互相關綜合處理，從而達到信號相干的目的。
在此基礎之上，通過對這些數據經過近兩年時間的後期處理和分析，人類終於捕獲了首張黑洞圖像。
我國科學家長期關注高解析度黑洞成像研究，在EHT國際合作形成之前就已開展了多方面具有國際顯示度的相關工作。在此次EHT合作中，中國科學家在早期共同推動了EHT的合作並參與了EHT望遠鏡觀測時間的申請，同時協助JCMT望遠鏡開展觀測並參與數據處理和結果理論分析等，為EHT黑洞成像做出了積極的貢獻。
後續更精彩，敬請期待
由於對M87中央黑洞質量的不同測量方法（氣體動力學vs.恆星動力學）所得結果差了近2倍，因此能對M87*成像還是讓人稍有意外的。然而，對M87黑洞的順利成像絕非EHT的終點站。相反，這一令人興奮的結果必將激發人們對於黑洞研究的更多興趣和熱情。
目前，對2017年M87的觀測數據仍在繼續分析中。研究人員希望通過對輻射的偏振研究來獲取黑洞周圍的磁場性質，這對理解黑洞周圍的物質吸積及噴流形成至關重要。
另一個最佳成像候選體——銀河系中心黑洞的質量更加確定，而之前的EHT觀測結果已經表明，黑洞周圍出現「中間暗，周圍（一邊）亮」的結構，其總體特徵大小為5倍史瓦西半徑，與廣義相對論預言一致（參考資料[13]及圖6）。
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。
參考資料
[1] 「First M87 Event Horizon Telescope Results I: The Shadow of the Supermassive Black Hole」,The Event Horizon Telescope Collaboration, ApJL, 2019, in press
[2] 「黑洞周圍發生了什麼？」，袁峰，2017，賽先生天文
[3] 「Timelike and null geodesics in the Kerr metric」, Bardeen, J. M. 1973, Black Holes (Les Astres Occlus), 215
[4] 「Image of a spherical black hole with thin accretion disk」, Luminet, J.-P. 1979, AA, 75, 228
[5] 「Viewing the Shadow of the Black Hole at the Galactic Center」, Falcke, H., Melia, F., Agol, E. 2000, ApJL, 528, L13
[6] 「Intense sub-arcsecond structure in the galactic center」, Balick, B., Brown, R.L. 1974, ApJ, 194, 265
[7] 「The Discovery of Sgr A*」, Goss, W. M., Brown, R. L., Lo, K.Y. 2003, Astronomische Nachrichten Supplement, 324, 497
[8] 「銀河系中心超大質量黑洞」,沈志強，2007, 物理, 36卷, 12期: 919
[9] 「Trigonometric Parallaxes of High Mass Star Forming Regions: The Structure and Kinematics of the Milky Way」，Reid, M. J., Menten, K. M., Brunthaler, A., et al. 2014, ApJ, 783, 130
[10] 「Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector」, Curtis, H. D. 1918, Publications of Lick Observatory, 13, 9
[11] 「Relativistic Jets in Active Galactic Nuclei」，Blandford, R., Meier, D., Readhead, A. 2018, arXiv e-prints , arXiv:1812.06025
[12] 「毫米波甚長基線干涉測量的發展與展望」，路如森, 沈志強, Krichbaum, T. P.，科技導報,2011(07):76-81
[13] 「Detection of Intrinsic Source Structure at ~3 Schwarzschild Radii with Millimeter-VLBI Observations of SAGITTARIUS A*」, Lu, R.-S., Krichbaum, T. P., Roy, A. L., et al. 2018, ApJ, 859, 60
[14] Whitney, A. R., Shapiro, I. I., Rogers, A. E. E., et al. 1971, Science, 173, 225
贊同很多答主所說的，這次成果最重要之處在於實驗和技術手段上。高精度的觀測，大量台站的聯合觀測，超大量數據的處理分析等等。無數人的努力才使得人們能夠看到M87中心黑洞的樣子。（順便吐個槽，奧特曼是來自M78星雲而不是M87，而佐菲奧特曼的大招M87光線是因為其溫度是87萬度，而初代和傑克的斯派修姆光線是21萬度。）
但是不贊同很多答主所說的，除了又雙叒叕證明了已經被證明了無數次的廣義相對論是對的和黑洞是存在的以外，並沒有什麼理論上的突破。
我認為從理論的角度來說，這個成果最重要的意義是非常初步且不精確地驗證了黑洞無毛定理。
1.無毛定理是什麼
無毛定理是說，廣義相對論所預言的黑洞的所有性質都由質量，電荷和角動量三個參數決定。實際中因為幾乎不會有電荷，就算有也會很快都損失掉，所以就是用克爾度規描述。這個想法最早是惠勒提出來的，據說是貝肯斯坦提供了這個名字。之後包括霍金，Carter，和Robinson在內的很多人給出了特殊情況下的證明，但是迄今為止還沒有完整嚴格的數學證明和任何實驗證據。
根據無毛定理，黑洞引力勢的多極矩都滿足
的形式，其中l=1的時候就對應角動量Ma。而對於其它緻密星則沒有這麼好的關係，而修改引力理論中的黑洞解則是要引入額外的參數。
另一方面，雙黑洞併合的引力波信號的鈴宕部分，會由多個准正則模式構成，不同模式的頻率和衰減時間也都由這兩個參數唯一決定。所以我們也可以通過探測鈴宕信號的譜來檢驗無毛定理。
2.黑洞的shadow和無毛定理有什麼關係
shadow是什麼，其它答主都說得很詳細了，我也就不再贅述。簡而言之就是考慮一個黑洞，背景上的光有一部分會無法通過，而是直接掉進去，產生一個影子。圖像上就像是日食的時候月亮擋住了太陽一樣。當然了，日食還有本影半影之類的事情，這裡沒啥關係就不細說。
如果是一個史瓦西黑洞，那麼通過簡單的計算可以得知，對於一個無窮遠的觀測者，到黑洞中心小於
的範圍內的光線是看不到的，於是就形成了這麼大的一個圓形的shadow。
對於克爾黑洞，計算上會更加複雜。物理上說，因為自轉導致的參考系拖曳效應，shadow的形狀會在垂直自轉軸的方向上被壓縮，變成一個橢圓。而由於前面提到的黑洞的四極矩的影響，又會在沿著自轉軸的方向變扁。
有趣的地方就在這裡，對於克爾黑洞，我們前面提到過角動量是
，四極矩是
，所以此時兩種效應恰好會抵消，因此正好又變成了一個圓形，只不過半徑會有變化。對於史瓦西，我們前面說了是
，大約是5.2。而對於克爾，隨著角動量的不同，在極端克爾黑洞下，也就是M=a的時候，大約是4.8。
所以如果無毛定理成立，那麼不論從哪個角度看，shadow都一定是一個圓。我們只要看看它圓不圓，就可以知道無毛定理對不對。
這次的觀測發現，shadow的形狀大致上還是個圓，但是觀測精度所限，只能說和圓的偏差小於10%，而這還是很不精確的，對於玻色星或者其他黑洞解還是沒辦法完全排除。
但是再不精確也是非常重要的第一步，未來隨著觀測精度的提高，必然將會得到更好的結果。
3.目前和未來對無毛定理的驗證。
通過shadow的驗證就是上面提到的這樣了。
而通過引力波的驗證目前還沒有什麼結果。主要原因還是信號不夠強，LIGO目前看到的所有恆星級雙黑洞和中子星的事件中，僅僅能夠看到鈴宕信號的領頭階一個模式，對於次領頭階由於信噪比太低是幾乎做不到的。而要檢驗無毛定理，就必須要看到至少兩個模式。
未來LIGO的進一步升級為voyager，以及ET和CE等地面引力波探測器，因為雜訊被進一步壓制，將會有希望看到次領頭階，進行無毛定理的檢驗。
而空間引力波探測器因為頻段更低，探測的是星系中心超大質量雙黑洞的併合，因此信號強度將會比恆星級黑洞高很多，所以也同樣可以檢驗無毛定理。
此外，空間頻段還存在著所謂的EMRI信號，也就是一個幾十太陽質量的小黑洞繞著幾百萬太陽質量的大黑洞轉圈的信號。利用這樣的信號我們可以研究非常接近黑洞視界的時空的性質，從而可以非常精確地測量前面提到的黑洞的角動量和四極矩。一般來說，四極矩的測量精度可以達到萬分之一，比目前用shadow達到的十分之一提高了三個數量級。
4.廣告時間到
既然未來的空間引力波探測器將有能力對無毛定理做出很高精度的檢驗。
那麼未來的空間引力波計劃都有哪些呢？除了歐洲主導的LISA計劃以外，我國也提出了自己的天琴計劃。兩者都是三個探測器構成等邊三角形的激光干涉裝置。而主要區別是，LISA的軌道是日心軌道，而天琴的軌道是地心軌道。兩者的臂長的差異——LISA是250萬公里，天琴是17萬公里——導致了兩者所針對的引力波頻段稍有差別，天琴會比LISA的頻段稍高一點。兩者既能一起合作又能實現互補。
天琴計劃由中山大學主導，負責人是現任中大校長羅俊院士。天琴計劃的研究基地位於廣東省珠海市，而未來也將會在深圳市建立地面模擬裝置來解決一些關鍵技術問題。天琴大體上分0123四步，0是激光測距，角反射器已經搭載在嫦娥四號中繼星鵲橋上，很快將開展測距實驗，這也將會是人類首次在超過地月距離的尺度上進行激光測距實驗。1是一顆技術驗證衛星，也將在年底升空開展研究。2是地球重力場測量的兩顆衛星，同時驗證長距離的激光干涉技術。3就是天琴計劃的最終形態了，三顆衛星發射到10萬公里的地球軌道上，構成等邊三角形激光干涉儀進行引力波的探測，計劃是在2035年前發射運行。
所以歸根到底一句話，歡迎各位有興趣的高中生、本科生來報考，歡迎各位博士生和博士後加入我們一起工作！
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