为什么给黑洞拍照需要这么长时间？

心太乱

给黑洞拍照的难点在哪？为什么要花这么长时间？根据相关报道，事件视界望远镜从 2017 年就开始为黑洞拍照了，直到 2019 年才公布。
作者：一点资讯

cy4080

因为，真的太难了！

给黑洞拍照难不难？肯定难。不然我们不会到今天才拍出第一张照片。
先说下为啥2017年4月份就集中拍摄，两年了才出片~

第一，望远镜观测到的数据量非常庞大。2017年时8个望远镜的数据量达到了10PB（=10240TB），2018年又增加了格陵兰岛望远镜，数据量继续增加。庞大的数据量为处理让数据处理的难度不断加大。
另外，在数据处理的过程当中，科学家也遭遇了不少技术难题——黑洞附近的气体处于一种极端环境当中，其运动有着非常多的不确定性——为了解决这些问题，科学家们还专门开发了特定的程序和工具。
最后，为了保证结果的准确性，在最终数据处理的时候，严谨的科学家们在两个不同的地方分别处理、分别验证。全世界范围内设立了两个数据中心，一个是位于美国的麻省理工学院，另外一个是位于德国的马普射电所，二者彼此独立地处理数据，也彼此验证和校对，保证了最终结果的准确可靠。
作者：黑洞来客团队 苟利军 @Flyingspace 黄月
出品：科普中国
而具体到技术问题：

在这个过程中，有三座难以逾越的大山：黑洞阴影的“小”、技术要求极高的观测波段、复杂的数据处理。而面对这些难点，天文学家们发挥智慧，拿出了不少应对的妙招。
解决黑洞阴影的“小”，需要两个靠谱选择

为了解决这个问题，需要保证两个“靠谱”——拍照模特靠谱、望远镜的实力靠谱。
选择哪些黑洞当拍照模特
黑洞阴影实际看起来的大小主要与两个因素有关——实际的大小、黑洞到地球的距离。
1个1米之外的乒乓球（直径40毫米）和1个百米之外的4米长杆看起来一样高。所以在望远镜拍照能力有限的情况下，想要拍摄一张好照片，一定要找一个“靠谱”的拍照模特，它的角尺寸看起来很大。
而黑洞阴影的实际大小与黑洞的质量有关，黑洞质量越大，黑洞阴影越大；再综合距离因素，你会发现选择临近的超大质量黑洞是个明智之选。银河系中心的黑洞Sgr A*和星系M87的中心黑洞便是两个好模特。
Sgr A*是地球上能够观测到的最大的黑洞，质量是400多万倍太阳质量，对应的视界半径是1300多万千米，“视边界”的半径约3300多万千米，它到地球的距离是26000光年，“视边界”看起来的角尺寸约为0.00005角秒（50微角秒，1角秒相当于100万微角秒）。要知道，从地球上看满月的尺寸约为30角分（1角分等于60角秒），50微角秒就相当于从地球上看月球上一个橘子大小的物体。
图6：银心附近恒星的运动视频，图片来源：Keck/UCLA Galactic Center Group
而黑洞M87*，尽管质量比Sgr A*质量大了约1500倍，但距离却远了2000多倍，使其成为第二大黑洞，黑洞阴影的大小约为40微角秒。
值得一提的是，由于对M87中央黑洞质量的不同测量方法（气体动力学vs.恒星动力学）所得结果差了近2倍，意味着黑洞阴影的大小有可能小于40微角秒，甚至低于此次EHT所能分辨的能力极限。因此从这个角度看，M87*的阴影拍摄成功，真是幸运，并为M87*黑洞的质量提供了限制。
给黑洞拍照：VLBI功不可没，望远镜实力不凡

拍摄黑洞照片所用到的望远镜的灵敏度和分辨本领很重要，这也是描述望远镜实力的两大要素。灵敏度强调探测微弱射电源的能力；而分辨本领反映了区分天球上两个靠得很近的射电点源的能力，用刚刚能分辨的两点间张角theta来表示，theta与观测波长和望远镜口径有关，theta越小，表示分辨本领越高。
两者均对射电望远镜的口径提出了要求，望远镜的口径越大，其灵敏度越高，分辨本领越高。除了与望远镜的口径有关，分辨本领还和而观测波段有关。同样口径的望远镜，观测波长波长越长，theta越大，对应的分辨本领越低。
由于射电望远镜所接收光的波长是可见光波长的上千成万倍，为了达到同样的分辨率，射电望远镜得比光学望远镜大上上千万倍。因此，口径为百米级的射电望远镜所能达到的分辨率甚至还远不及爱好者们使用的光学望远镜。
天文学家对高分辨率的渴求，并没有止步于射电望远镜单天线。甚长基线干涉测量（Very Long Baseline Interferometry; VLBI）技术解决了射电望远镜实现高分辨本领的难题。
所谓VLBI技术，就是当相隔两地的两架射电望远镜同时观测来自同一天体的射电波，根据各自独立的时间标准，将天体的射电波记录下来，然后再将这两个记录一起送入处理机进行相关处理，最终分析获取该天体的射电辐射强度和位置。
要成像成功必须要求所有望远镜在时间上完全同步，当EHT的每个望远镜都能在时间上同步时，记录到的信号就能被完美地修正聚焦。如果镜面不稳定，譬如会振动的话，反射的光线将无法准确聚焦。EHT利用氢原子钟来确保纪录的稳定性。原子钟能精准到每数亿年才误差一秒。
图7：VLBI原理，图片来源：中国科普博览
值得一提的是，该VLBI技术也成功应用于我国嫦娥探月工程的探测 器的测定位。
射电干涉技术的成功实施使得望远镜阵列的角分辨率相较于单独每架望远镜更高，灵敏度也更高。VLBI网络便是利用这一技术，让处于不同地理位置的多个射电望远镜联合起来，组成一个望远镜观测网络，同时对一个天体进行观测，VLBI的角分辨率由望远镜间最大间距（最长基线）决定，相当于一个口径为几千千米的超级望远镜，从而取得天文研究中最高的分辨本领。假定在1毫米观测，一个长度为1万千米的基线能获得约21微角秒的分辨本领。
实现高技术观测波段：1毫米+高精度望远镜

根据理论预言，黑洞周围气体在1毫米附近的辐射强度最高，而且最关键的是，1毫米附近是个比较干净的观测窗口，被同步自吸收等的作用大大减弱，黑洞周围气体的辐射变得透明。2017年EHT观测Sgr A*和M87*所基于的窗口便是1.3毫米，未来还希望用0.8毫米。
既然理论预言甚至预言出的照片很早便存在，VLBI技术也并非近十年才有的，那为何黑洞照片现在才诞生呢？
主要瓶颈其实在观测窗口——1毫米左右。这种对观测波段的极高要求，其实就意味着对望远镜性能的极高要求。
要让EHT实现最佳性能，除了要使用VLBI技术，还有一点很重要——每个望远镜必须性能足够好。
EHT的每架射电望远镜本质上就是一架大口径的抛物面天线，就像卫星天线锅。为了保证射电望远镜的天线在观测波段内正常观测，天线在技术上有个门槛，加工精度必须足够高，其偏离抛物面的程度最多只能与观测波长相差5%。
因此，可以预想，观测毫米波比观测厘米波所要求的天线加工精度更高，加工难度更大。大家也不难发现，参与EHT的八台望远镜有效口径大多为十几米，最大不过73米。
图8：位于智利的阿塔卡玛大毫米波阵列(ALMA)，拥有66座碟形天线，图片来源：http://www.bingwallpaperhd.com/alma.html
由此可见，根据不同科学需求，望远镜必须在大和精上作出权衡，不能一味地追求大；如果你的科学需求是想在毫米波观测天体，却一味地追求口径做大，但无法保证抛物面精度，结果根本就没法实现毫米波信号的有效聚焦，这架望远镜就算不上成功的作品。
“冲洗”照片：复杂的后期数据处理分析

在这次拍摄黑洞照片的过程中，多台设备同时观测和记录，然后将数据汇总到一起分析。2017年4月份的观测中，8个台站在5天观测期间共记录约3500 TB的数据（1TB等于1024GB，相当于500小时的高清电影）。
因为数据量庞大得不可能靠网络传递，所以EHT用硬盘来纪录每个望远镜的原始观测数据，再把硬盘寄回数据处理中心。
超级计算机需要获取相同的信号到达两个望远镜的时刻差（时延）以及时延随着时间的变化快慢（时延率），校正射电波抵达不同望远镜的时间差，最后综合两个望远镜的位置信息、信号的强度以及上述两个参数——时延、时延率，就可以对该天体的射电辐射强度和位置进行分析。
这个过程中涉及数据量之多，处理难度之大都是前所未有的。即使现在人类的运算能力已经非常强大，这张照片还是花费了近两年时间“冲洗”——从2017年4月开始，科学家们用了近两年时间对这些数据进行后期处理和分析。终于，在今天发布了首张黑洞照片。
作者：左文文（中科院上海天文台）
出品：科学大院
科学大院是由博览运营的中科院官方科普微信公众号，欢迎订阅（ID： kexuedayuan），走，去给黑洞拍照呀~

assdsss

先附一张新鲜出炉、人类历史上第一次拍摄到的黑洞真容。
在热搜的问题中已经回答过，并且贴了一次图。
性情急躁的小伙伴，可以直接翻到最后一张图了解原因。
有兴趣的可以看一看，权当科普和娱乐

qXwqtnuK

ps及时更新黑洞照片
你以为的黑洞
实际上…




以下为原答案—————————————————


要给黑洞拍照，8个望远镜需能同时观测到黑洞。每年科学家的观察期仅为10天左右！
你说时间能不长吗！
最后光是洗出黑洞照片都花费了近两年！

sniper1980t

直接上点小白能看懂的！高赞科普性太强。
有两方面因素，一方面是数据量非常大，
黑洞所占空间范围很小，距离又很远，所以必须使用解析度非常高的望远镜才能进行观察。
天文学家将全球各地的电波望远镜串联之后，形成一个口径跟地球一样大的望远镜，使解析度提高许多。但要让所有望远镜同步非常困难，因此需使用原子钟和GPS进行校正，才能达到非常准确的程度。
此次涉及到全球八个不同地方的望远镜，
ALMA 阿塔卡玛大型毫米及次毫米波阵列望远镜
APEX 阿塔卡玛探路者实验
IRAM 30米望远镜
JCMT 詹姆士克拉克麦克斯威尔望远镜
LMT 大型毫米波望远镜
SMA 次毫米波阵列望远镜
ARO 次毫米波望远镜
SPT 南极望远镜
ALMA 阿塔卡玛大型毫米及次毫米波阵列望远镜
APEX 阿塔卡玛探路者实验
IRAM 30米望远镜
JCMT 詹姆士克拉克麦克斯威尔望远镜
LMT 大型毫米波望远镜
SMA 次毫米波阵列望远镜
ARO 次毫米波望远镜
SPT 南极望远镜
事件视界望远镜(EHT)由8座散落全球各地的电波望远镜阵列组成，主要目的是观测黑洞的边界（事件视界，event horizon）的成像。EHT解析度高达20微角秒，相当于在巴黎阅读一份在纽约的报纸。
另外一个方面是因为在数据处理的过程当中，有很多的技术上的难点，所以导致处理的时间比较长。
这个超大质量黑洞位于M87星系中心，距地球5,500万光年，质量约为太阳的65亿倍。根据理论模拟结果，一般黑洞阴影部分的大小，大约会是其事件视界的2.5倍大。M87星系中心超大质量黑洞的阴影，估算相当于300AU。
EHT的合作计划共有来自世界各地200多位研究人员参与，相信在未来，科学的突破需要世界各国的倾力合作。
1919年爱因斯坦提出了广义相对论，预言了质量可以使时空弯曲；就在爱因斯坦提出理论的第二年，德国天文学家史瓦西进一步分析，他认为对于任何物体，都有一个与其质量相对应的半径，如果将其全部质量压缩到这个半径内，这些物质就将无止尽的向中心掉落，形成一个时空极端弯曲的奇点。
也就是说，根据史瓦西半径的理论，黑洞并不是无限范围吸收的，在这个半径之外的光线，并不会被黑洞吸收。
实际上，这次的拍摄就是依据这个原理，虽然落在史瓦西半径里的光线都被吸收了，但是远离半径的光却可以被黑洞偏折一定角度，绕过我们的眼睛成像。
落在半径内的光线，就是图片上的黑色大洞；而半径以外的光线绕着黑洞形成了一系列同心圆环，看起来就是一个光环了。