首張黑洞照片誕生！霍金黑洞理論終獲證實

　　第一張黑洞照片，來自550萬光年外的梅西耶87（M87）

　　剛剛，全球六地（比利時布魯塞爾、智利聖地亞哥、中國上海和臺北、日本東京和美國華盛頓）同步召開全球新聞發佈會，事件視界望遠鏡（EHT）發佈了位於巨橢圓星系M87中心的黑洞照片，這也是有史以來首張黑洞照片。這項發現不僅讓我們首次一睹黑洞真容，還讓人類在引力極強的極端環境中驗證廣義相對論。

　　幾十年來，天文學家已經公佈了一大堆有關黑洞的觀測數據和各種各樣的照片，但那些照片拍到的都是黑洞周圍的氣體或其他物質，黑洞本身只是一個不可分辨的斑點；還有些照片拍到的只是從某個天體中傾泄而出的巨大能量，天文學家推測這個天體應該是黑洞。事實上，僅憑這些證據，我們甚至不能確定黑洞是否真的存在。

　　天文學家已經在天空中發現了一些質量足夠大、密度足夠高的天體，如果愛因斯坦的廣義相對論是正確的，它們就必定是黑洞。不過此前，我們始終無法確定這些天體是否擁有一個讓物質只進不出的視界——這個視界纔是定義黑洞的最重要特徵。提出這一問題並非只爲滿足純粹的好奇心，而是因爲這樣的視界涉及理論物理學中一個最深層次謎題的核心。顯示黑洞事件視界黑暗剪影的照片，能幫助我們理解發生在黑洞周圍的異乎尋常的天體物理過程。

　　直接觀測黑洞，爲什麼這麼難？

　　在很長一段時間裏，直接觀測黑洞困難重重。

　　一個顯著的問題是，黑洞對於地球上的觀測者而言實在太小了。現在天文學家認爲，絕大多數星系的中心都存在超大質量黑洞，這些黑洞的質量可達數百萬甚至數十億倍太陽質量，有些黑洞的直徑甚至超過我們的太陽系，而即使是它們，由於距離地球非常遙遠，在天空中佔據的角尺度也極小。距離最近的超大質量黑洞是人馬座A*，位於銀河系的中心，質量大約相當於400萬個太陽。它的視界在天空中的張角只有50微角秒，大約相當於月球上的一張DVD。要想分辨角尺度這樣小的天體，我們需要一架分辨能力比哈勃空間望遠鏡還要高2000倍的望遠鏡。

　　其次，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；銀河系中的絕大多數黑洞迄今仍然未被發現。

　　不僅如此，我們到黑洞的視線還會因兩種不同原因而被遮擋。首先，目標位於星系的正中心，在這裏由氣體和塵埃組成的稠密雲團會封堵住大部分電磁波段。其次，我們想要探測的發光物體是由旋轉着落向視界的高度壓縮物質組成的灼熱漩渦，這些物質本身對大部分波長的電磁輻射也是不透明的。因此，只有極狹窄的波長範圍內的輻射，能夠從黑洞邊緣逃離，被地球上的觀測者看到。

　　不過，在直接拍下疑似黑洞的直接影像之前，天文學家已經開發出多種技術，揭露了緊緊圍繞疑似黑洞旋轉的物質的種種性質及行爲方式。

　　比方說，通過觀察附近恆星的運行方式，天文學家就能稱量出一個超大質量黑洞的重量，就像利用行星的軌道來給太陽稱重一樣。在遙遠的星系裏，超大質量黑洞附近的單個恆星無法分辨，但那些恆星的光譜能夠揭示它們的速度分佈，從而得出這個黑洞的質量。

　　天文學家還在黑洞附近發出的輻射隨時間變化的模式當中，尋找廣義相對論留下的記號。比如說，一些恆星質量的黑洞發出的X射線輻射，在亮度上會發生準週期變化，這一變化週期又與黑洞吸積盤最內側附近理論預計的軌道週期十分接近。

　　在此之前，探測超大質量黑洞最富有成效的方法，是觀測吸積盤表面鐵原子發出的熒光。吸積盤攜帶着鐵原子快速轉動，再加上黑洞本身強大引力的作用，會使鐵原子熒光的特徵波長髮生偏移，並擴散到某個波段範圍。在快速自轉的黑洞附近，吸積盤本身圍繞黑洞旋轉的速度會加快，因此這種輻射會展現出一種不對稱性，從而泄露天機。

　　日本的“宇宙學及天體物理學高新衛星”（ASCA）和“朱雀”（Suzaku）X射線天文衛星已經觀測到了這樣的輻射，天文學家把這些觀測解讀爲高速自轉黑洞的直接證據，那些吸積盤中的軌道速度高達光速的1/3。

　　圖中數值模擬結果顯示，落向黑洞的物質應會產生能用來驗證愛因斯坦引力理論的現象。

　　事件視界望遠鏡——直視黑洞的窗口

　　而要直接觀測到黑洞，我們必須尋求口徑更大的射電望遠鏡。事件視界望遠鏡（event horizon telescope，EHT）項目的目標正是通過國際合作來克服這些困難，對黑洞進行細緻的觀測。爲了實現在地球表面觀測所能達到的最高角分辨率，EHT採用了一項被稱爲“甚長基線干涉測量”（VLBI）的技術——天文學家利用位於地球不同位置的射電望遠鏡同時對同一目標進行觀測，將採集到的數據分別記錄在硬盤上，之後再利用超級計算機整合這些數據，得到一張圖像。通過這項技術，分佈在地球上不同大洲的許多望遠鏡組成了一架虛擬的、地球尺寸的望遠鏡。而望遠鏡的分辨能力由觀測波長與望遠鏡尺寸的比值決定，所以VLBI通常可以在射電波段對天空進行高分辨率成像觀測，分辨能力遠超所有光學望遠鏡。

　　這次觀測銀河系中心黑洞的事件視界望遠鏡由8個射電望遠鏡或陣列組成，它們分別是：南極望遠鏡（SPT）、智利的阿塔卡馬大型毫米波陣（ALMA）、智利的阿塔卡馬探路者實驗望遠鏡（APEX）、墨西哥的大型毫米波望遠鏡（LMT）、美國亞利桑那州的亞毫米望遠鏡（SMT）、美國夏威夷的亞毫米望遠鏡（SMA）、美國夏威夷的麥克斯韋望遠鏡（JCMT），以及西班牙射電天文臺的30米口徑毫米波望遠鏡（IRAM）。

　　8架射電望遠鏡或干涉陣參與了此次觀測。（圖中IRAM佈雷高原干涉儀未參與此次觀測）每架望遠鏡都位於高海拔處，以保證地球大氣對信號的吸收降到最低。利用全球範圍的設備以及在毫米波段進行觀測，該天線陣的有效角分辨率將達到數百萬分之一角秒——足以看清月球上一張DVD。

　　我們銀河系裏的龐然大物人馬座A*是EHT的第一個觀測目標。這個黑洞距離我們“僅有”24 000光年，是天空中所有已知黑洞裏看上去圓面最大的一個。一個10倍太陽質量的黑洞，距離我們必須比最靠近太陽的恆星還近100倍時，看起來纔會跟人馬座A*一樣大。儘管宇宙中還存在着比人馬座A*更大的超大質量黑洞，但它們都遠在幾百萬光年以外。

　　在VLBI觀測的波長上（接近於1毫米），銀河系幾乎是“透明的”，因此在觀測人馬座A*時，EHT在視線方向上受到的氣體干擾是最小的。相同波長的電磁波還能夠穿透落向黑洞的物質，讓我們能夠深入到人馬座A*視界周圍最靠近內部的區域。而且非常巧合的是，一架地球尺寸的望遠鏡在毫米波段的分辨能力剛好能夠分辨距離我們最近的超大質量黑洞的視界。

　　甚長基線干涉測量技術拍攝的第二個目標，是據信位於巨橢圓星系M87中心的黑洞。這個黑洞距離地球5500萬光年，2009年6月，美國得克薩斯大學奧斯汀分校的卡爾·格布哈特（Karl Gebhardt）和德國加爾興馬普地外物理研究所的延斯·托馬斯（Jens Thomas）合作，測定出這個黑洞的質量相當於64億顆太陽——足以使它剪影的直徑“膨脹”到人馬座A*剪影的3/4。

　　黑洞及周圍結構圖

　　黑洞剪影

　　EHT此次公佈的發現，來自梅西耶87（M87）黑洞。黑洞會在周圍吸積氣體的輻射構成的“背景牆”上投下一個剪影。之所以會形成這樣一個“陰影”，是因爲黑洞會把從它背後發出並射向觀測者的光線全部吞噬。與此同時，從黑洞背後發出又剛好擦過視界的其他光線，會使“陰影”周圍增亮而形成一片明亮區域。強大的引力透鏡效應會彎折光線，就連處在黑洞正後方的物質發出的光線，都能被彎折到黑暗區域的周圍貢獻一部分“光亮”。

　　由此產生的黑色剪影就是所謂的“黑洞大頭照”——在這張照片上，黑洞完全是一團漆黑，可謂名副其實。這個陰影不會是一個對稱的圓盤，這主要是因爲周圍氣體的旋轉速度極高，幾乎要接近光速。如此高速運動的物質發出的輻射會發生多普勒頻移，輻射方向也會向物質運動的方向匯聚而形成一個狹窄的光錐。因此，在旋轉氣體朝向我們運動的一側，輻射會大大增強，而在背向我們運動的另一側，輻射會大幅減弱。這樣一來，出現在圓盤狀黑暗剪影周圍的就不會是一個完整的亮環，而是一個新月狀亮弧。只有在我們的視線恰好與吸積盤旋轉軸重合的情況下，這樣的不對稱纔會消失。

　　黑洞本身的自轉也會產生類似效果，但自轉方向可能與吸積盤旋轉的方向不同。因此這樣的照片能讓天文學家確定這個黑洞自轉的方向，以及吸積盤相對於黑洞自轉的傾斜角。這兩個參數對天體物理學來說同等重要，這些數據將爲吸積理論提供無價的觀測輸入，徹底解決氣體密度和吸積流內邊緣幾何結構的問題。

　　驗證廣義相對論

　　這次發現，讓我們在黑洞邊緣這樣引力極強的環境下驗證廣義相對論。

　　1973年，霍金等人提出了黑洞無毛定理。根據這一定理，任意被視界包裹的黑洞都可以被三個物理量完整地描述：質量、自旋和電荷。換言之，任意兩個黑洞，只要質量、自旋和電荷都相等，那麼這兩個黑洞應該是完全一樣的，就像兩個電子一樣是不可區分的。根據該定理的描述，黑洞是沒有“毛髮”的，沒有任何幾何上的不規則性或其他可區分的性質。

　　如果無毛定理是錯的，廣義相對論至少需要得到修正。對這一定理的數學證明沒有留下任何迴旋的餘地。

　　最初考慮利用VLBI對黑洞進行成像觀測的時候，我們認爲可以利用黑洞“陰影”的形狀及尺寸來了解黑洞的自轉速度及其自轉軸的方向。然而，數值模擬卻給了我們一個意外的驚喜：在模擬中，無論我們如何改變黑洞的自轉速度以及虛擬觀測者的位置，黑洞的“陰影”總是呈現爲近似圓形，並且其尺寸大約爲視界半徑的5倍。由於某一幸運的巧合——或者有某一尚未被我們發現的深層次物理規律，不管我們如何改變模型中的參數，黑洞“陰影”的大小和形狀都保持不變。

　　這一巧合對於我們驗證愛因斯坦的理論是極有利的，因爲它僅在相對論成立的前提下出現（見下圖）。而對人馬座A*的觀測結果顯示，其“陰影”的大小或形狀與我們的預言相吻合，這進一步印證了無毛定理——進而也驗證了廣義相對論。