如何评价人类的第一张黑洞照片？

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黑洞照片是怎么拍出来的？以前的技术拍不出吗？图中颜色代表什么东西？中间黑色的东西就是黑洞吗？看到黑洞的真实照片，你有什么想说的？ [图片] 相关问题二向箔在将三维宇宙二维化的过程中遇到黑洞会发生什么？
作者：一点资讯

xujiahui

在这张来自视界面望远镜的照片里，M87中心黑洞如同电影《指环王》中索伦的魔眼，在温暖而神秘的红色光环中间，是一片深黑的无底之洞。
这个圆环的一侧亮一些，另一侧暗一些，原因在于吸积盘的运动效应——朝向我们视线运动的区域因为多普勒效应而变得更亮，远离我们视线运动的区域会变暗。中间黑色的区域就是黑洞本身——光线无法逃离之处。
要想看懂这张照片，还是先简单说下拍照的原理。
在过去10多年时间里，麻省理工学院（MIT）的科学家们联合了其它研究机构的科研人员，开展了激动人心的“事件视界望远镜”项目，全球多地的8个亚毫米射电望远镜同时对黑洞展开观测。
事件视界望远镜由位于四大洲的8台射电望远镜所组成，图中的黄色线条为连接这些望远镜的“基线”，由此构成了一架和地球大小相当的望远镜。（图片来源：EHT）
它们北至西班牙，南至南极，向选定的目标（两年前视界面望远镜选定了两个观测目标，一是银河系中心黑洞Sgr A*，二是位于星系M87中心的黑洞）撒出一条大网，捞回海量数据，以勾勒出黑洞的模样。
事实上，亚毫米波段和我们非常熟悉的可见光有着天壤之别。这个波段我们是无法直接看到的，所以，利用亚毫米波段给黑洞拍照，其实就是得到黑洞周围辐射的空间分布图。
对于我们日常接触的光学照片来说，它反映的是光学波段不同颜色或者频率的光子在不同空间位置上的分布情况。明白了这一点以后，我们就很容易理解亚毫米波段“黑洞照相馆”的原理了。
尽管是在单个频率进行亚毫米波段观测，但因为黑洞周围不同区域的光子所产生的辐射强度不同，我们于是可以得到一个光子强度分布图，然后我们假定不同的强度对应着不同的颜色，就能够得到一幅“伪色图”——图中的颜色很可能是科学家根据个人喜好自行设定的颜色——这也可以解释M87的照片为什么是魔眼色，而不是电影《星际穿越》中黑洞“卡冈图雅”的亮黄色。
至于为什么以前没拍到，现在拍到了，原因比较多，包括没有足够多、性能足够好的望远镜，但简单地说，就是因为黑洞区域实在太小了——而之前望远镜的角分辨率或者放大倍数不够大，在过去的几年中，我们才真正实现了能够看到黑洞附近区域的分辨能力。


作者：黑洞来客团队 苟利军 @Flyingspace 黄月
出品：科普中国

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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）。
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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/

levin2008

简单回答一下吧。心情有点激动，我是做超大质量黑洞数据方面工作的，不做黑洞的理论工作，同时也不了解射电观测，因此谈论中可能有些谬误，敬请指出。
这是用VLBI技术拍摄出来的，即甚长基线干涉技术。对与射电信号的同一波前，可以进行干涉，获得非常高的空间分辨率。
超大黑洞吸积盘虽然尺度好像非常的大，能达到几光天到十几光天的大小，但是最近的超大质量黑洞银河系中心黑洞，却离我们有8.5kpc，也就是8.5 * 1000* 3.26≈2.8万光年之远，这时候黑洞视界的角距离就非常非常小了，这需要非常非常高的角分辨率，只能用射电干涉去做到，其他波段没有那么大的望远镜。X射线γ射线光子无法穿过大气，空间望远镜分辨率显然不够，光学望远镜受限于大气扰动，角分辨率最好的望远镜是2.5米的哈勃空间望远镜，或者是搭载了自适应光学系统的keck望远镜等，这显然角分辨率也不够，能打到几十微角秒分辨率的只有干涉阵，因此EHT计划就应运而生，用射电阵实属唯一办法。
同时银河系中心黑洞是一个非活动的，因此可能是不具备吸积盘喷流等结构的。而M87虽然距离相对银河系中心非常遥远，据这次发布会给的是5500万光年，但是史瓦西半径 ,是和黑洞质量成正比的，M87的黑洞质量量级达到10^9太阳质量，而银河系中心的黑洞质量为4 * 10^6太阳质量。因此M87超大质量黑洞的视界半径为银河系中心的千倍，正好距离也是2000倍，因此分辨难度相差不大，这也是选择M87作为此次观测目标的直接原因。
以前也做过类似的事情，今天发布会上上海台的沈台长也说了，是由他们牵头参与的项目，只是做的不怎么成功，主要受限于设备，没能像这样拍到这么好的照片。
如果我没理解错的话，外面的一圈光是吸积盘发出的光，而内部的阴影部分是吸积盘的内边界，内边界和史瓦西半径是不接壤的，主要是黑洞的不稳定轨道并不等于史瓦西半径，这个阴影区域可以存在物质，也可以发光，发光也可以逃逸出来。但是这部分物质无法稳定待在那儿发光，很快就会掉进黑洞。这个稳定轨道对于史瓦西黑洞，是3倍的史瓦西半径。对于克尔黑洞，则要更近一些，克尔黑洞的吸积盘可以伸的更内区，这也和黑洞自旋方向和吸积盘自旋方向是否一致有关，正转反转会有不同的结果。据今天的发布会，这个区域是2.5倍的史瓦西半径，也就是说并没有直接看到视界。

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看了直播，感想如下：

比我想象的要好很多，我本来以为就是一坨什么也看不清楚。爱因斯坦表示还不赶紧给朕跪下你们这群渣渣。照片来自事件视界望远镜，所以准确来说这张照片是事件视界附近的照片。理论上黑洞不会有照片的。如果你想问为什么没有我国的FAST，理由是不在这个波长上。FAST观测波长10cm至4.3m，这次观测是在亚毫米波段。那些P图的，包括目前最高赞，其实挺都无聊的。超过两百位科学家和工程师十几年的努力，不是给你们拿来抖机灵的。

绿的是事件视界望远镜阵列，黄的是全球毫米波特长基线阵列

最后想说的是国际合作的意义要大于照片本身的科学意义。