索隆之眼正在注視人類。

　　北京時間4月10日21時（15:00 CEST），全球多國科研人員合作的“事件視界望遠鏡”【Event Horizon Telescope (EHT) Collaboration】組織在全球六地（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）同步召開新聞發佈會，發佈了人類歷史上首張黑洞照片。這張照片來自距我們有5500萬光年之遙的近鄰巨橢圓星系M87的中心（上圖）。

　　撰文 |江悟、路如森、高峯（中國科學院上海天文臺）

　　黑洞，可以拍照！？

　　一百多年前的愛因斯坦廣義相對論預言，宇宙中可能存在黑洞，其體積無限小而密度無限大，強大的引力場引起時空扭曲，形成光也無法逃逸的“事件視界”面（有關“事件視界”，詳見系列文章和相關論文[1]）。天文學家相信黑洞確實存在，並認爲幾乎所有的星系中央都存在黑洞，在那裏其“體重”可以成長到幾百萬或數十億倍太陽質量。

　　儘管有理論和越來越多天文觀測的佐證，但我們還從未直接見過黑洞。“事件視界”望遠鏡（Event Horizon Telescope，EHT）是第一個專爲獲取黑洞影像的實驗計劃。它選取了我們銀河系中央和室女系M87中央這兩個“事件視界”半徑最大的黑洞作爲首要目標來驗證愛因斯坦的廣義相對論。EHT拍攝的不是黑洞本身的圖像，而是這兩個黑洞在光子捕獲半徑處（光子捕獲半徑稍大於“事件視界”半徑）所呈現的光圈和內部“事件視界”及引力透鏡下產生的陰影，以及快速旋轉和相對論波束效應形成的看起來像月牙形狀的圖像。目前，拍攝黑洞圖像的最佳波長是在EHT工作的1毫米波段，這個觀測波段可以拍攝到靠近黑洞周圍的區域而不受同步自吸收產生的遮擋。工作在1毫米波段，口徑如地球直徑大小的望遠鏡纔可以用來拍攝黑洞的圖像。而位於上海的65米天馬射電望遠鏡則工作在長毫米波以上波段，在EHT觀測期間也聯合其他望遠鏡主要對黑洞外圍大尺度結構如噴流等進行監視。

　　欲善其事，先利其器

　　天文望遠鏡的兩個重要參數是靈敏度和分辨率，通俗一點講就是“看得見”和“看得清”的本領，這兩者都與望遠鏡的尺寸或者說口徑正相關。提高兩者水平的常規做法就是往大里做，比如我國的FAST（Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope）500米射電望遠鏡和正在參與籌建的TMT（Thirty Meter Telescope）30米光學望遠鏡。但受到建設成本和製造工藝等方面的限制，單臺望遠鏡的最大尺寸存在上限，往往觀測頻率越高，最大尺寸就越小。

　　此外也有獨闢蹊徑的方法，比如EHT採用的干涉測量技術。它可以將分佈在不同地方相距很遠的望遠鏡聯合起來，組成一個口徑相當於望遠鏡之間距離（天文專業術語叫做“基線”）而不單是單臺望遠鏡口徑的超大望遠鏡。其基本原理可以追溯到邁克爾遜干涉儀。簡單地講，頻率相同、振動方向相同且相位差恆定（即滿足干涉條件）的兩束光（電磁波）交匯在一起就能夠發生干涉。兩束光經過不同的路程和介質（光程差）就會產生不同的干涉圖樣，從而可以根據干涉圖樣反演光源的特性。

　　天文學上典型的應用包括射電波段的干涉儀[2]，它又細分爲綜合孔徑和甚長基線干涉儀；而光學波段有著名的探測到引力波的激光干涉儀[3]。射電波段和光學波段的干涉儀曾分別現身於1974年和2017年的諾貝爾物理學獎。本文講述的黑洞“事件視界”望遠鏡[1, 4]是射電波段干涉儀中的一種甚長基線干涉儀（Very Long Baseline Interferometer， VLBI），也是目前世界上射電毫米波段觀測頻率最高、分辨本領最好的干涉儀。衆所周知，觀測頻率越高，對望遠鏡的要求和建設難度就越高。因爲角分辨率（即空間分辨率）可以用波長除以基線長度表示，頻率越高波長越短，角分辨率也越高，此時遠處很小的物體也能辨別出來。EHT的分辨本領強到什麼程度？可以打個比方，月球上放一個乒乓球都可以看得很清楚。所以，即使距離我們很遠的銀河系中央的黑洞（8 kpc，合2.6萬光年；光年是長度單位，指光走一年的距離）和室女系M87中央黑洞（16.8 Mpc，合5480萬光年），也能看清楚它們黑洞周圍“事件視界”尺度的形態，這也是“事件視界”望遠鏡名字的由來。

　　談到天文觀測就不得不提及大氣窗口。我們知道，地球的大氣是我們人類賴以生存的基礎，比如大氣保證了地球上氧氣和水循環的存在，並阻擋了外界物質（大部分紫外線、太陽風和隕石等）的侵擾，但同時也阻擋了部分有用的電磁波到達地表，如圖1所示。

　　圖1. 地球“大氣窗口”

　　上圖橫軸爲波長，縱軸爲大氣不透明度。

　　下圖從左到右註釋文字依次是：

　　1 伽馬射線、X射電和紫外波段被外層大氣阻擋（最適宜在空間觀測）；

　　2 可見光波段能在地面觀測，部分有大氣失真；

　　3 絕大部分紅外光譜被大氣氣體吸收（最適宜在空間觀測）；

　　4 無線電波段可在地面觀測；

　　5 長波無線電被大氣阻擋。

　　所以，地面的天文觀測大多只能在最終透射經過大氣層能夠到達地表的波段進行，比如大部分無線電波段和可見光波段，分別對應射電望遠鏡和光學望遠鏡觀測所在波段。（亞）毫米波段和部分光學波段透射率也很低，需要選擇在合適的臺址（一般是高海拔、乾燥、氣候條件穩定）或者大氣層外觀測，而紅外和高能觀測因爲幾乎完全不能透射到地表則最好是在地球大氣層外觀測。

　　EHT（https://eventhorizontelescope.org/）是一個集合了全世界具備（亞）毫米波觀測能力的VLBI臺站組成的口徑如地球直徑大小的超大幹涉陣（圖2）。目前已經有覆蓋地球南北兩極、南北美洲和歐洲等地的望遠鏡參與進來。主要工作頻率在230GHz附近（4G手機通信中間頻率約2.3GHz），對應波長1.3毫米。這個項目從2006年最初開展測試實驗到現在發展成囊括臺站觀測、數據處理、理論分析、仿真模擬、結果發表以及對外發布等分工協作、組織嚴密的超過200人蔘與的國際性大科學工程。自從位於智利的阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波天線陣（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array，ALMA）作爲一個VLBI臺站參與到EHT觀測中以後，EHT的靈敏度得到很大的提升，使得對銀河系中央黑洞和M87星系中央黑洞成像成爲可能。

　　圖2. EHT臺站全球分佈圖[1]。ALMA（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array） 阿塔卡馬大型毫米波陣(~37×12m)，位於智利；APEX（Atacama Pathfinder Experiment）阿塔卡馬探路者實驗望遠鏡(12m)，位於智利；CARMA（Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy ）毫米波天文學研究用組合陣列 (8×m) ，位於美國加州；CSO（Caltech Submillimeter Observatory）加州理工學院次毫米天文臺 (10m)，位於夏威夷；GLT（Greenland Telescope）格陵蘭望遠鏡 (12m)，位於格陵蘭西北部；IRAM（Institut de Radioastronomie Millimétrique）毫米波射電天文所的30米毫米波望遠鏡 (30m)，位於西班牙；JCMT（James Clerk Maxwell Telescope）麥克斯韋望遠鏡 (15m)，位於夏威夷；KP (Kitt Peak National Observatory) 基特峯國家天文臺 (12m)，位於美國亞利桑那州；LMT（Large Millimeter Telescope Alfonso Serrano）大型毫米波望遠鏡 (32.5m)，位於墨西哥；NOEMA ( Northern Extended Millimeter Array) 北方擴展毫米陣列 (12×15m)，位於法國；SMA（Submillimeter Array）亞毫米波望遠鏡 (7×6m)，位於夏威夷；SMT（Sub-Millimeter Telescope） (10m)，位於美國亞利桑那州；SPT（South Pole Telescope）南極望遠鏡 (6m)，位於南極。

　　2017年開始，EHT決定協調組織整個陣列的聯合觀測，考慮到對天氣條件極其苛刻的要求和南北半球的氣候差異，觀測時間選定在每年的4月份前後，視天氣條件遴選出5天實施觀測。屆時全球各合作單位、望遠鏡所屬機構積極響應，爲每年這5天觀測提前精心策劃，保障觀測萬無一失。上海天文臺作爲國內VLBI方向的牽頭單位，也是東亞地區東亞天文臺所屬望遠鏡詹姆斯·克拉克·麥克斯韋望遠鏡（James Clerk Maxwell Telescope，JCMT）VLBI運營支持方之一，每年JCMT在EHT觀測期間，我們都會前去臺站現場和其他國際同行一起執行觀測，因此有幸在臺站觀測這個重要環節參與其中，感受到EHT先進的前沿技術、科學的嚴謹、工作做到極致的態度和國際分工合作之間的默契。

　　相機中的相機

　　JCMT[5]是最早參與EHT測試實驗的主要臺站，它位於美國夏威夷州大島（Big Island）上莫納克亞（Mauna Kea）山頂，海拔4092米處。莫納克亞山是一座死火山，位於它西南面還有一座相似高度的活火山莫納羅亞山，它擋住了來自太平洋的絕大部分暖流，所以莫納克亞山頂常年乾燥少雨，是世界上少有的理想天文觀測臺址。除JCMT外，還有很多天文望遠鏡佈局在這個山頂（圖3），說它是頂級天文觀測基地也不爲過，將來TMT也會在這裏落腳。

　　圖3前排中間位置的就是JCMT，口徑15米，最早於1987年開始觀測運行，是早期最大的工作在亞毫米波段（目前最短觀測波長450微米）的單口徑望遠鏡，2015年3月份開始歸屬東亞天文臺。

　　圖3. Mauna Kea山頂天文望運鏡，前排居中即爲JCMT

　　JCMT望遠鏡的主反射鏡面是由276塊輕盈的鋁塑混合板組成15米口徑的拋物面，主反射面下有可調節的支撐結構，保證主面不受重力變形的影響，面板精度能夠達到24微米。副反射面也是三維可動，用來調焦和適應主面。望遠鏡整體被安裝在一個圓柱形塔臺上，塔臺可以像旋轉木馬一樣做圓周旋轉，這樣保證望遠鏡能觀測整個方位360度的目標源。而在俯仰方向，安裝了用特殊材料製成只有微小衰減的弧形透射膜，可以讓JCMT能接收到俯仰範圍內的信號而不受外屆風力和降雨等的影響。

　　給黑洞拍照之旅

　　EHT觀測的初步時間安排一般在中國農曆年前，會提前3個月左右發佈，我們前去參加觀測的人員此時就開始和臺站機構聯繫，瞭解和熟悉臺站設備狀態、規劃行程、準備臺站所在國的簽證等。上海到夏威夷每週都有幾趟直達航班，相對比較方便，從夏威夷再到大島也只要1小時的飛機。東亞天文臺辦公樓在大島的希洛市，緊鄰夏威夷大學，和各種天文望遠鏡的總部在一起。在東亞天文臺，我們和日韓臺灣地區的同行將接受一些面對高原環境的培訓，簡單來說就是多看少動，多喝水。當然此外還有很多需要注意的細節，這裏儲備了很多保障設施，也積累了很多經驗，基本可以放心隨行。有了基本的準備後，我們就朝山頂驅車前進了。

　　圖4. JCMT塔臺和內部望遠鏡

　　沿路風景漸漸由茂盛的雨林變成低矮的灌木叢，然後成了黑色火山灰覆蓋下的土丘，呼吸也因海拔的上升逐漸變得沉重起來。驅車大概四五十分鐘後，我們來到了位於海拔2800米處的半山腰基地（Hale Pohaku，簡稱HP）。按照規定，初次去山頂觀測的人員需要在這個基地至少待上一晚以適應高原環境，同時也限制在山頂一天內的停留時間不能超過12小時，所以每次去山頂觀測一段時間後都必須返回HP調整。在HP，EHT同行分成兩個小組，分別負責前半夜和後半夜的觀測。在這裏，大家一方面關注山頂的天氣，一方面等待EHT最終觀測的通知。由於全球所有參與臺站都需要具備很好的設備狀態並滿足苛刻的天氣條件，往往當天晚上的觀測在下午3點左右才最終確定。HP爲來訪者提供了很好的活動空間和物質保障，對天文學家來說，這也是一次難得的與同行當面交流的機會，所以大家都喜歡圍坐在一起交流和討論。

　　在短暫的等待後，終於迎來了EHT的觀測，大概再驅車30分鐘，我們到達山頂，路邊基本沒有植被，只看到火山灰堆積成的沙丘和來不及融化的積雪。到達望遠鏡後，就開始部署觀測任務。我們一般提前檢查設備狀態，確認各個環節都正常，JCMT旁邊還有一個亞毫米波陣列SMA（Submillimeter Array），每次正式觀測前都和它做一次測試觀測，來確認兩者的狀態是否都正常。

　　圖5. 位於半山腰的HP基地

　　通常，我們很快就能確認得到表示設備正常的干涉條紋，然後就可以着手準備正式執行觀測任務。JCMT在被東亞天文臺接管之前主要進行單天線觀測，並不具備VLBI觀測能力，所以JCMT當地有經驗的觀測同行會幫我們控制天線，比如操作天線對準目標源，每隔一段時間進行指向確認和對焦等。EHT同行則主要關注VLBI信號接收鏈路的狀態，比如監視用來混頻的本振信號源，監視用來高速採集和記錄原始數據的設備狀態。前面提到干涉要求兩路電磁波頻率相同、相位差恆定，在EHT觀測過程中，我們要求230GHz附近的信號保持不會產生1Hz頻率偏差。而且在高海拔地區觀測，因爲空氣稀薄、氣壓低，記錄設備都經過了特殊製備，比如充氦來維持磁盤內氣壓以保證磁頭高速運轉平穩記錄，同時我們也通過監視記錄數據是否滿足高斯分佈來判斷數據是否正常。我們還需要保持對望遠鏡系統噪聲溫度的連續測量和記錄，這將是後面黑洞成像重要的幅度校準輸入。對這些工作，大家都做得一絲不苟，在相互關心和鼓勵下，即使幾天堅持下來也毫無倦意。觀測就這樣緊張而有序地執行着，碰到問題也都能及時解決。EHT項目集結了國際上毫米波VLBI領域頂尖的科學家和技術人員，這絕對所言非虛。

　　圖6. EHT觀測的同行在JCMT控制室

　　後 記

　　目前，經過近兩年的數據處理和分析，第一次全球合作的EHT觀測數據已經得到結果，M87星系中央黑洞的圖像也已面世，爲驗證廣義相對論提供了最直接的視覺證據。此時，筆者有幸再次來到JCMT，聽聞它將新安裝一個345GHz的接收機用來進行下一輪EHT觀測，這意味着未來將得到更清楚的VLBI圖像，也是對目前結果的多重驗證。如果說黑洞的圖像是EHT系統開出來的花朵，那就讓這朵花開得更絢麗些吧

　　花 絮

　　在2018年4月的一次觀測結束返回HP的途中，天剛微微亮，坐在前排的同行突然指着對面莫納羅亞山方向告訴我們他好像看到了火山口有零星的火星冒上來。我們看到後都說是火山噴發的跡象。而當地同行告訴我們，那確實是個活火山，經常能看到火星，所以不足爲奇。但就在我們觀測結束後的第二個月，這個活火山劇烈地噴發了。

　　主要參考資料

　　[1] The Event Horizon Telescope Collaboration, First M87 Event Horizon Telescope Results I-VI. ApJL,2019

　　[2] Thompson, A. R., Moran, J. M., & Swenson, Jr., G. W. 2017, Interferometry and Synthesis in Radio Astronomy, 3rd Edition, Astronomy & Astrophysics Library.

　　[4] https://eventhorizontelescope.org/

　　[5] https://www.eaobservatory.org/jcmt/

　　—快問快答—

　　採訪嘉賓：樓宇慶，清華大學物理系教授、清華天體物理中心教授。

　　Q

　　所謂“拍攝黑洞”本質是什麼意思？我們是通過什麼“看”到黑洞的？

　　樓宇慶

　　球對稱的靜止黑洞有一個“事件視界”（event horizon)，也稱Schwarzschild半徑。在其內的物質和光子都無法逃逸出來，所以稱爲“黑洞”。長期以來，我們一直通過黑洞與周邊的物質和輻射場的作用（例如常常提到的吸積盤）來推測黑洞的存在及估計其物理參數。軸對稱的旋轉黑洞（Kerr解）有其相應的“事件視界”，基本物理理解同上。旋轉黑洞附近時空會被嚴重彎曲拖曳，快速旋轉的吸積盤物質的電磁輻射在此彎曲時空中傳播成像。人們可以通過此類模型的參數調整擬合與觀測到的吸積盤物質的電磁輻射像來獲取黑洞“事件視界”的輪廓像。我們是在這個意義上“拍攝黑洞”或稱“看”到黑洞的。

　　Q

　　爲什麼EHT(Event Horizon Telescope) 會選擇銀河系中心和室女系M87中心這兩個“事件視界”半徑最大的黑洞作爲首要目標？其中M87距我們有5000多萬光年之遙，其成像難度是不是比距我們2.6萬光年的處於銀河系中心的黑洞大很多？

　　樓宇慶

　　EHT在毫米波段運用的甚長基線干涉陣列技術(Very Long Baseline Interferometry--VLBI)有非常高的角分辨率，又因爲有十多個毫米波望遠鏡和陣列的共同參與，EHT的靈敏度空前地高。EHT的角分辨率可以用1毫米（觀測波長）來除以1萬公里（約地球直徑）來大致估計，即百億分之一。銀河系中心的黑洞和室女系M87 (Messier 87, also known as Virgo A or NGC 4486)中心的黑洞都屬於所謂的超大質量黑洞(Supermassive Black Hole -- SMBH)，前者是400萬太陽質量，後者是64億太陽質量。Schwarzschild半徑Rsch=2GM/c^2，這裏G是萬有引力常數，M是黑洞質量，c是真空中的光速；故太陽質量對應的Schwarzschild半徑約是3公里。請注意，Schwarzschild半徑與黑洞質量M成線性比例。EHT選擇較近的超大質量黑洞作爲首要目標是自然合理的。再注意，5000多萬光年與2.6萬光年的比值約2000。64億太陽質量的超大質量黑洞與4百萬太陽質量的超大質量黑洞的比值約1600。故兩個黑洞看起來大小差不多。這就是爲什麼EHT同時選擇這兩個目標進行觀測。

　　Q

　　天體物理一般怎麼處理觀測數據和模型之間的關係？該如何評估數據分析的可信度？

　　樓宇慶

　　在這次EHT的觀測中， 我們想象有吸積盤，吸積盤有輻射，裏面有黑洞，黑洞或許還是旋轉的，會極度拖拽扭曲時空，周邊的吸積盤可能是以相對論速度在轉，輻射出來的東西現在能看到的只是毫米波段的，最終能看到光子在扭曲的時空裏怎麼走。這個模型裏有很多參數，比如黑洞質量、吸積盤離黑洞的距離、吸積盤質量、吸積盤大小、吸積盤往外延伸多遠、吸積盤是否平整，甚至吸積盤裏等效的粘滯係數等一系列的參數都不是很確定。但無論如何，我們構建一個模型，有些參數相對更可靠一些，有些差一點，然後根據參數成像。參數需要反覆調整，最後據此製造一個模型的像，使之跟望遠鏡的像相近。那麼會不會有其他參數也能成同樣的像？原則上有可能，同一個像有可能對應着幾種不同的參數，參數不一樣圖像就不一樣，意味着數據分析的結果並不惟一。但可以根據其他一些因素進行分析，最終推測是否只有某一種最爲合理。如果結果不那麼惟一，理論家之間就會對模型有所爭執，但仍舊會根據已知的信息判斷哪一個更爲合理一點，日後有條件再進行獨立驗證。有些研究的結果聽起來是非常合理的，比如Hans Bethe的熱核反應，計算和理論預計吻合得很好，但是都涉及模型的構建問題。

　　採訪未經本人審閱

　　樓宇慶

　　哈佛大學物理博士（1987年），國家基金委海外傑出青年學者，教育部長江特聘教授，清華大學物理系教授、清華天體物理中心和清華-國家天文臺聯合天體物理研究中心教授。曾在美國國家大氣研究中心的高山天文臺和高等研究項目部、阿拉斯加大學地球物理研究所和芝加哥大學天文與天體物理系從事太陽物理、空間物理和天體物理等相關領域的流體和磁流體研究工作，分別主持和參與過美國和中國的多項科學研究項目。