首张黑洞照片参与者亲述：我们怎样给黑洞拍照

（原标题：首张黑洞照片参与者亲述：我们怎样给黑洞拍照 | 附专家采访）

索隆之眼正在注视人类。

北京时间4月10日21时（15:00 CEST），全球多国科研人员合作的“事件视界望远镜”【Event Horizon Telescope (EHT) Collaboration】组织在全球六地（比利时布鲁塞尔、智利圣地亚哥、中国上海和台北、日本东京和美国华盛顿）同步召开新闻发布会，发布了人类历史上首张黑洞照片。这张照片来自距我们有5500万光年之遥的近邻巨椭圆星系M87的中心（上图）。

撰文 | 江悟、路如森、高峰（中国科学院上海天文台）

黑洞，可以拍照！？

一百多年前的爱因斯坦广义相对论预言，宇宙中可能存在黑洞，其体积无限小而密度无限大，强大的引力场引起时空扭曲，形成光也无法逃逸的“事件视界”面（有关“事件视界”，详见系列文章和相关论文[1]）。天文学家相信黑洞确实存在，并认为几乎所有的星系中央都存在黑洞，在那里其“体重”可以成长到几百万或数十亿倍太阳质量。

尽管有理论和越来越多天文观测的佐证，但我们还从未直接见过黑洞。“事件视界”望远镜（Event Horizon Telescope，EHT）是第一个专为获取黑洞影像的实验计划。它选取了我们银河系中央和室女系M87中央这两个“事件视界”半径最大的黑洞作为首要目标来验证爱因斯坦的广义相对论。EHT拍摄的不是黑洞本身的图像，而是这两个黑洞在光子捕获半径处（光子捕获半径稍大于“事件视界”半径）所呈现的光圈和内部“事件视界”及引力透镜下产生的阴影，以及快速旋转和相对论波束效应形成的看起来像月牙形状的图像。目前，拍摄黑洞图像的最佳波长是在EHT工作的1毫米波段，这个观测波段可以拍摄到靠近黑洞周围的区域而不受同步自吸收产生的遮挡。工作在1毫米波段，口径如地球直径大小的望远镜才可以用来拍摄黑洞的图像。而位于上海的65米天马射电望远镜则工作在长毫米波以上波段，在EHT观测期间也联合其他望远镜主要对黑洞外围大尺度结构如喷流等进行监视。

欲善其事，先利其器

天文望远镜的两个重要参数是灵敏度和分辨率，通俗一点讲就是“看得见”和“看得清”的本领，这两者都与望远镜的尺寸或者说口径正相关。提高两者水平的常规做法就是往大里做，比如我国的FAST（Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope） 500米射电望远镜和正在参与筹建的TMT（Thirty Meter Telescope）30米光学望远镜。但受到建设成本和制造工艺等方面的限制，单台望远镜的最大尺寸存在上限，往往观测频率越高，最大尺寸就越小。

此外也有独辟蹊径的方法，比如EHT采用的干涉测量技术。它可以将分布在不同地方相距很远的望远镜联合起来，组成一个口径相当于望远镜之间距离（天文专业术语叫做“基线”）而不单是单台望远镜口径的超大望远镜。其基本原理可以追溯到迈克尔逊干涉仪。简单地讲，频率相同、振动方向相同且相位差恒定（即满足干涉条件）的两束光（电磁波）交汇在一起就能够发生干涉。两束光经过不同的路程和介质（光程差）就会产生不同的干涉图样，从而可以根据干涉图样反演光源的特性。

天文学上典型的应用包括射电波段的干涉仪[2]，它又细分为综合孔径和甚长基线干涉仪；而光学波段有著名的探测到引力波的激光干涉仪[3]。射电波段和光学波段的干涉仪曾分别现身于1974年和2017年的诺贝尔物理学奖。本文讲述的黑洞“事件视界”望远镜[1, 4]是射电波段干涉仪中的一种甚长基线干涉仪（Very Long Baseline Interferometer， VLBI），也是目前世界上射电毫米波段观测频率最高、分辨本领最好的干涉仪。众所周知，观测频率越高，对望远镜的要求和建设难度就越高。因为角分辨率（即空间分辨率）可以用波长除以基线长度表示，频率越高波长越短，角分辨率也越高，此时远处很小的物体也能辨别出来。EHT的分辨本领强到什么程度？可以打个比方，月球上放一个乒乓球都可以看得很清楚。所以，即使距离我们很远的银河系中央的黑洞（8 kpc，合2.6万光年；光年是长度单位，指光走一年的距离）和室女系M87中央黑洞（16.8 Mpc，合5480万光年），也能看清楚它们黑洞周围“事件视界”尺度的形态，这也是“事件视界”望远镜名字的由来。

谈到天文观测就不得不提及大气窗口。我们知道，地球的大气是我们人类赖以生存的基础，比如大气保证了地球上氧气和水循环的存在，并阻挡了外界物质（大部分紫外线、太阳风和陨石等）的侵扰，但同时也阻挡了部分有用的电磁波到达地表，如图1所示。

图1. 地球“大气窗口”

上图横轴为波长，纵轴为大气不透明度。

下图从左到右注释文字依次是：

1伽马射线、X射电和紫外波段被外层大气阻挡（最适宜在空间观测）；

2可见光波段能在地面观测，部分有大气失真；

3绝大部分红外光谱被大气气体吸收（最适宜在空间观测）；

4 无线电波段可在地面观测；

5 长波无线电被大气阻挡。

所以，地面的天文观测大多只能在最终透射经过大气层能够到达地表的波段进行，比如大部分无线电波段和可见光波段，分别对应射电望远镜和光学望远镜观测所在波段。（亚）毫米波段和部分光学波段透射率也很低，需要选择在合适的台址（一般是高海拔、干燥、气候条件稳定）或者大气层外观测，而红外和高能观测因为几乎完全不能透射到地表则最好是在地球大气层外观测。

EHT（https://eventhorizontelescope.org/）是一个集合了全世界具备（亚）毫米波观测能力的VLBI台站组成的口径如地球直径大小的超大干涉阵（图2）。目前已经有覆盖地球南北两极、南北美洲和欧洲等地的望远镜参与进来。主要工作频率在230GHz附近（4G手机通信中间频率约2.3GHz），对应波长1.3毫米。这个项目从2006年最初开展测试实验到现在发展成囊括台站观测、数据处理、理论分析、仿真模拟、结果发表以及对外发布等分工协作、组织严密的超过200人参与的国际性大科学工程。自从位于智利的阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波天线阵（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array，ALMA）作为一个VLBI台站参与到EHT观测中以后，EHT的灵敏度得到很大的提升，使得对银河系中央黑洞和M87星系中央黑洞成像成为可能。

图2. EHT台站全球分布图[1]。ALMA（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array） 阿塔卡马大型毫米波阵(~37×12m)，位于智利；APEX（Atacama Pathfinder Experiment）阿塔卡马探路者实验望远镜(12m)，位于智利；CARMA（Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy ）毫米波天文学研究用组合阵列 (8×{10.4,6.1}m) ，位于美国加州；CSO（Caltech Submillimeter Observatory）加州理工学院次毫米天文台 (10m)，位于夏威夷； GLT（Greenland Telescope）格陵兰望远镜 (12m)，位于格陵兰西北部； IRAM（Institut de Radioastronomie Millimétrique）毫米波射电天文所的30米毫米波望远镜 (30m)，位于西班牙；JCMT（James Clerk Maxwell Telescope）麦克斯韦望远镜 (15m)，位于夏威夷；KP (Kitt Peak National Observatory) 基特峰国家天文台 (12m)，位于美国亚利桑那州；LMT（Large Millimeter Telescope Alfonso Serrano）大型毫米波望远镜 (32.5m)，位于墨西哥；NOEMA ( Northern Extended Millimeter Array) 北方扩展毫米阵列 (12×15m)，位于法国；SMA（Submillimeter Array）亚毫米波望远镜 (7×6m)，位于夏威夷；SMT（Sub-Millimeter Telescope） (10m)，位于美国亚利桑那州；SPT（South Pole Telescope）南极望远镜 (6m)，位于南极。

2017年开始，EHT决定协调组织整个阵列的联合观测，考虑到对天气条件极其苛刻的要求和南北半球的气候差异，观测时间选定在每年的4月份前后，视天气条件遴选出5天实施观测。届时全球各合作单位、望远镜所属机构积极响应，为每年这5天观测提前精心策划，保障观测万无一失。上海天文台作为国内VLBI方向的牵头单位，也是东亚地区东亚天文台所属望远镜詹姆斯・克拉克・麦克斯韦望远镜（James Clerk Maxwell Telescope，JCMT）VLBI运营支持方之一，每年JCMT在EHT观测期间，我们都会前去台站现场和其他国际同行一起执行观测，因此有幸在台站观测这个重要环节参与其中，感受到EHT先进的前沿技术、科学的严谨、工作做到极致的态度和国际分工合作之间的默契。

相机中的相机

JCMT[5]是最早参与EHT测试实验的主要台站，它位于美国夏威夷州大岛（Big Island）上莫纳克亚（Mauna Kea）山顶，海拔4092米处。莫纳克亚山是一座死火山，位于它西南面还有一座相似高度的活火山莫纳罗亚山，它挡住了来自太平洋的绝大部分暖流，所以莫纳克亚山顶常年干燥少雨，是世界上少有的理想天文观测台址。除JCMT外，还有很多天文望远镜布局在这个山顶（图3），说它是顶级天文观测基地也不为过，将来TMT也会在这里落脚。

图3前排中间位置的就是JCMT，口径15米，最早于1987年开始观测运行，是早期最大的工作在亚毫米波段（目前最短观测波长450微米）的单口径望远镜，2015年3月份开始归属东亚天文台。

图3. Mauna Kea山顶天文望运镜，前排居中即为JCMT

JCMT望远镜的主反射镜面是由276块轻盈的铝塑混合板组成15米口径的抛物面，主反射面下有可调节的支撑结构，保证主面不受重力变形的影响，面板精度能够达到24微米。副反射面也是三维可动，用来调焦和适应主面。望远镜整体被安装在一个圆柱形塔台上，塔台可以像旋转木马一样做圆周旋转，这样保证望远镜能观测整个方位360度的目标源。而在俯仰方向，安装了用特殊材料制成只有微小衰减的弧形透射膜，可以让JCMT能接收到俯仰范围内的信号而不受外届风力和降雨等的影响。

给黑洞拍照之旅

EHT观测的初步时间安排一般在中国农历年前，会提前3个月左右发布，我们前去参加观测的人员此时就开始和台站机构联系，了解和熟悉台站设备状态、规划行程、准备台站所在国的签证等。上海到夏威夷每周都有几趟直达航班，相对比较方便，从夏威夷再到大岛也只要1小时的飞机。东亚天文台办公楼在大岛的希洛市，紧邻夏威夷大学，和各种天文望远镜的总部在一起。在东亚天文台，我们和日韩台湾地区的同行将接受一些面对高原环境的培训，简单来说就是多看少动，多喝水。当然此外还有很多需要注意的细节，这里储备了很多保障设施，也积累了很多经验，基本可以放心随行。有了基本的准备后，我们就朝山顶驱车前进了。

图4. JCMT塔台和内部望远镜

沿路风景渐渐由茂盛的雨林变成低矮的灌木丛，然后成了黑色火山灰覆盖下的土丘，呼吸也因海拔的上升逐渐变得沉重起来。驱车大概四五十分钟后，我们来到了位于海拔2800米处的半山腰基地（Hale Pohaku，简称HP）。按照规定，初次去山顶观测的人员需要在这个基地至少待上一晚以适应高原环境，同时也限制在山顶一天内的停留时间不能超过12小时，所以每次去山顶观测一段时间后都必须返回HP调整。在HP，EHT同行分成两个小组，分别负责前半夜和后半夜的观测。在这里，大家一方面关注山顶的天气，一方面等待EHT最终观测的通知。由于全球所有参与台站都需要具备很好的设备状态并满足苛刻的天气条件，往往当天晚上的观测在下午3点左右才最终确定。HP为来访者提供了很好的活动空间和物质保障，对天文学家来说，这也是一次难得的与同行当面交流的机会，所以大家都喜欢围坐在一起交流和讨论。

在短暂的等待后，终于迎来了EHT的观测，大概再驱车30分钟，我们到达山顶，路边基本没有植被，只看到火山灰堆积成的沙丘和来不及融化的积雪。到达望远镜后，就开始部署观测任务。我们一般提前检查设备状态，确认各个环节都正常，JCMT旁边还有一个亚毫米波阵列SMA（Submillimeter Array），每次正式观测前都和它做一次测试观测，来确认两者的状态是否都正常。

图5. 位于半山腰的HP基地

通常，我们很快就能确认得到表示设备正常的干涉条纹，然后就可以着手准备正式执行观测任务。JCMT在被东亚天文台接管之前主要进行单天线观测，并不具备VLBI观测能力，所以JCMT当地有经验的观测同行会帮我们控制天线，比如操作天线对准目标源，每隔一段时间进行指向确认和对焦等。EHT同行则主要关注VLBI信号接收链路的状态，比如监视用来混频的本振信号源，监视用来高速采集和记录原始数据的设备状态。前面提到干涉要求两路电磁波频率相同、相位差恒定，在EHT观测过程中，我们要求230GHz附近的信号保持不会产生1Hz频率偏差。而且在高海拔地区观测，因为空气稀薄、气压低，记录设备都经过了特殊制备，比如充氦来维持磁盘内气压以保证磁头高速运转平稳记录，同时我们也通过监视记录数据是否满足高斯分布来判断数据是否正常。我们还需要保持对望远镜系统噪声温度的连续测量和记录，这将是后面黑洞成像重要的幅度校准输入。对这些工作，大家都做得一丝不苟，在相互关心和鼓励下，即使几天坚持下来也毫无倦意。观测就这样紧张而有序地执行着，碰到问题也都能及时解决。EHT项目集结了国际上毫米波VLBI领域顶尖的科学家和技术人员，这绝对所言非虚。

图6. EHT观测的同行在JCMT控制室

后 记

目前，经过近两年的数据处理和分析，第一次全球合作的EHT观测数据已经得到结果，M87星系中央黑洞的图像也已面世，为验证广义相对论提供了最直接的视觉证据。此时，笔者有幸再次来到JCMT，听闻它将新安装一个345GHz的接收机用来进行下一轮EHT观测，这意味着未来将得到更清楚的VLBI图像，也是对目前结果的多重验证。如果说黑洞的图像是EHT系统开出来的花朵，那就让这朵花开得更绚丽些吧

花 絮

在2018年4月的一次观测结束返回HP的途中，天刚微微亮，坐在前排的同行突然指着对面莫纳罗亚山方向告诉我们他好像看到了火山口有零星的火星冒上来。我们看到后都说是火山喷发的迹象。而当地同行告诉我们，那确实是个活火山，经常能看到火星，所以不足为奇。但就在我们观测结束后的第二个月，这个活火山剧烈地喷发了。

主要参考资料

[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.

[3] http://www.ligo.caltech.edu/

[4] https://eventhorizontelescope.org/

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

― 快问快答 ―

采访嘉宾：楼宇庆，清华大学物理系教授、清华天体物理中心教授。

Q

所谓“拍摄黑洞”本质是什么意思？我们是通过什么“看”到黑洞的？

楼宇庆

球对称的静止黑洞有一个“事件视界”（event horizon)，也称Schwarzschild半径。在其内的物质和光子都无法逃逸出来，所以称为“黑洞”。长期以来，我们一直通过黑洞与周边的物质和辐射场的作用（例如常常提到的吸积盘）来推测黑洞的存在及估计其物理参数。轴对称的旋转黑洞（Kerr解）有其相应的“事件视界”，基本物理理解同上。旋转黑洞附近时空会被严重弯曲拖曳，快速旋转的吸积盘物质的电磁辐射在此弯曲时空中传播成像。人们可以通过此类模型的参数调整拟合与观测到的吸积盘物质的电磁辐射像来获取黑洞“事件视界”的轮廓像。我们是在这个意义上“拍摄黑洞”或称“看”到黑洞的。

Q

为什么EHT(Event Horizon Telescope) 会选择银河系中心和室女系M87中心这两个“事件视界”半径最大的黑洞作为首要目标？其中M87距我们有5000多万光年之遥，其成像难度是不是比距我们2.6万光年的处于银河系中心的黑洞大很多？

楼宇庆

EHT在毫米波段运用的甚长基线干涉阵列技术(Very Long Baseline Interferometry--VLBI)有非常高的角分辨率，又因为有十多个毫米波望远镜和阵列的共同参与，EHT的灵敏度空前地高。EHT的角分辨率可以用1毫米（观测波长）来除以1万公里（约地球直径）来大致估计，即百亿分之一。银河系中心的黑洞和室女系M87 (Messier 87, also known as Virgo A or NGC 4486)中心的黑洞都属于所谓的超大质量黑洞(Supermassive Black Hole -- SMBH)，前者是400万太阳质量，后者是64亿太阳质量。Schwarzschild半径Rsch=2GM/c^2，这里G是万有引力常数，M是黑洞质量，c是真空中的光速；故太阳质量对应的Schwarzschild半径约是3公里。请注意，Schwarzschild半径与黑洞质量M成线性比例。EHT选择较近的超大质量黑洞作为首要目标是自然合理的。再注意，5000多万光年与2.6万光年的比值约2000。64亿太阳质量的超大质量黑洞与4百万太阳质量的超大质量黑洞的比值约1600。故两个黑洞看起来大小差不多。这就是为什么EHT同时选择这两个目标进行观测。

Q

天体物理一般怎么处理观测数据和模型之间的关系？该如何评估数据分析的可信度？

楼宇庆

在这次EHT的观测中， 我们想象有吸积盘，吸积盘有辐射，里面有黑洞，黑洞或许还是旋转的，会极度拖拽扭曲时空，周边的吸积盘可能是以相对论速度在转，辐射出来的东西现在能看到的只是毫米波段的，最终能看到光子在扭曲的时空里怎么走。这个模型里有很多参数，比如黑洞质量、吸积盘离黑洞的距离、吸积盘质量、吸积盘大小、吸积盘往外延伸多远、吸积盘是否平整，甚至吸积盘里等效的粘滞系数等一系列的参数都不是很确定。但无论如何，我们构建一个模型，有些参数相对更可靠一些，有些差一点，然后根据参数成像。参数需要反复调整，最后据此制造一个模型的像，使之跟望远镜的像相近。那么会不会有其他参数也能成同样的像？原则上有可能，同一个像有可能对应着几种不同的参数，参数不一样图像就不一样，意味着数据分析的结果并不惟一。但可以根据其他一些因素进行分析，最终推测是否只有某一种最为合理。如果结果不那么惟一，理论家之间就会对模型有所争执，但仍旧会根据已知的信息判断哪一个更为合理一点，日后有条件再进行独立验证。有些研究的结果听起来是非常合理的，比如Hans Bethe的热核反应，计算和理论预计吻合得很好，但是都涉及模型的构建问题。

采访未经本人审阅

楼宇庆

哈佛大学物理博士（1987年），国家基金委海外杰出青年学者，教育部长江特聘教授，清华大学物理系教授、清华天体物理中心和清华-国家天文台联合天体物理研究中心教授。曾在美国国家大气研究中心的高山天文台和高等研究项目部、阿拉斯加大学地球物理研究所和芝加哥大学天文与天体物理系从事太阳物理、空间物理和天体物理等相关领域的流体和磁流体研究工作，分别主持和参与过美国和中国的多项科学研究项目。