第一張黑洞照片，5500萬光年外的梅西耶87(M87)

　　剛剛，全球六地(比利時布魯塞爾、智利圣地亞哥、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(fā)布會，事件視界望遠(yuǎn)鏡(EHT)發(fā)布了位于巨橢圓星系M87中心的黑洞照片，這也是有史以來首張黑洞照片。這項發(fā)現(xiàn)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(huán)境中驗證廣義相對論。

　　幾十年來，天文學(xué)家已經(jīng)公布了一大堆有關(guān)黑洞的觀測數(shù)據(jù)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(zhì)，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(xué)家推測這個天體應(yīng)該是黑洞。事實上，僅憑這些證據(jù)，我們甚至不能確定黑洞是否真的存在。

　　天文學(xué)家已經(jīng)在天空中發(fā)現(xiàn)了一些質(zhì)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(zhì)只進不出的視界——這個視界才是定義黑洞的最重要特征。提出這一問題并非只為滿足純粹的好奇心，而是因為這樣的視界涉及理論物理學(xué)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(fā)生在黑洞周圍的異乎尋常的天體物理過程。

　　直接觀測黑洞，為什么這么難？

　　在很長一段時間里，直接觀測黑洞困難重重。

　　一個顯著的問題是，黑洞對于地球上的觀測者而言實在太小了。現(xiàn)在天文學(xué)家認(rèn)為，絕大多數(shù)星系的中心都存在超大質(zhì)量黑洞，這些黑洞的質(zhì)量可達數(shù)百萬甚至數(shù)十億倍太陽質(zhì)量，有些黑洞的直徑甚至超過我們的太陽系，而即使是它們，由于距離地球非常遙遠(yuǎn)，在天空中占據(jù)的角尺度也極小。距離最近的超大質(zhì)量黑洞是人馬座A*，位于銀河系的中心，質(zhì)量大約相當(dāng)于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(dāng)于月球上的一張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(yuǎn)鏡還要高2000倍的望遠(yuǎn)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(shù)黑洞迄今仍然未被發(fā)現(xiàn)。

　　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(biāo)位于星系的正中心，在這里由氣體和塵埃組成的稠密云團會封堵住大部分電磁波段。其次，我們想要探測的發(fā)光物體是由旋轉(zhuǎn)著落向視界的高度壓縮物質(zhì)組成的灼熱漩渦，這些物質(zhì)本身對大部分波長的電磁輻射也是不透明的。因此，只有極狹窄的波長范圍內(nèi)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(xué)家已經(jīng)開發(fā)出多種技術(shù)，揭露了緊緊圍繞疑似黑洞旋轉(zhuǎn)的物質(zhì)的種種性質(zhì)及行為方式。

　　比方說，通過觀察附近恒星的運行方式，天文學(xué)家就能稱量出一個超大質(zhì)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(yuǎn)的星系里，超大質(zhì)量黑洞附近的單個恒星無法分辨，但那些恒星的光譜能夠揭示它們的速度分布，從而得出這個黑洞的質(zhì)量。

　　天文學(xué)家還在黑洞附近發(fā)出的輻射隨時間變化的模式當(dāng)中，尋找廣義相對論留下的記號。比如說，一些恒星質(zhì)量的黑洞發(fā)出的X射線輻射，在亮度上會發(fā)生準(zhǔn)周期變化，這一變化周期又與黑洞吸積盤最內(nèi)側(cè)附近理論預(yù)計的軌道周期十分接近。

　　在此之前，探測超大質(zhì)量黑洞最富有成效的方法，是觀測吸積盤表面鐵原子發(fā)出的熒光。吸積盤攜帶著鐵原子快速轉(zhuǎn)動，再加上黑洞本身強大引力的作用，會使鐵原子熒光的特征波長發(fā)生偏移，并擴散到某個波段范圍。在快速自轉(zhuǎn)的黑洞附近，吸積盤本身圍繞黑洞旋轉(zhuǎn)的速度會加快，因此這種輻射會展現(xiàn)出一種不對稱性，從而泄露天機。

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

　　圖中數(shù)值模擬結(jié)果顯示，落向黑洞的物質(zhì)應(yīng)會產(chǎn)生能用來驗證愛因斯坦引力理論的現(xiàn)象。

　　事件視界望遠(yuǎn)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(yuǎn)鏡。事件視界望遠(yuǎn)鏡(event horizon telescope，EHT)項目的目標(biāo)正是通過國際合作來克服這些困難，對黑洞進行細(xì)致的觀測。為了實現(xiàn)在地球表面觀測所能達到的最高角分辨率，EHT采用了一項被稱為“甚長基線干涉測量”(VLBI)的技術(shù)——天文學(xué)家利用位于地球不同位置的射電望遠(yuǎn)鏡同時對同一目標(biāo)進行觀測，將采集到的數(shù)據(jù)分別記錄在硬盤上，之后再利用超級計算機整合這些數(shù)據(jù)，得到一張圖像。通過這項技術(shù)，分布在地球上不同大洲的許多望遠(yuǎn)鏡組成了一架虛擬的、地球尺寸的望遠(yuǎn)鏡。而望遠(yuǎn)鏡的分辨能力由觀測波長與望遠(yuǎn)鏡尺寸的比值決定，所以VLBI通?？梢栽谏潆姴ǘ螌μ炜者M行高分辨率成像觀測，分辨能力遠(yuǎn)超所有光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。

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

　　8架射電望遠(yuǎn)鏡或干涉陣參與了此次觀測。(圖中IRAM布雷高原干涉儀未參與此次觀測)每架望遠(yuǎn)鏡都位于高海拔處，以保證地球大氣對信號的吸收降到最低。利用全球范圍的設(shè)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(shù)百萬分之一角秒——足以看清月球上一張DVD。

　　我們銀河系里的龐然大物人馬座A*是EHT的第一個觀測目標(biāo)。這個黑洞距離我們“僅有”24 000光年，是天空中所有已知黑洞里看上去圓面最大的一個。一個10倍太陽質(zhì)量的黑洞，距離我們必須比最靠近太陽的恒星還近100倍時，看起來才會跟人馬座A*一樣大。盡管宇宙中還存在著比人馬座A*更大的超大質(zhì)量黑洞，但它們都遠(yuǎn)在幾百萬光年以外。

　　在VLBI觀測的波長上(接近于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(zhì)，讓我們能夠深入到人馬座A*視界周圍最靠近內(nèi)部的區(qū)域。而且非常巧合的是，一架地球尺寸的望遠(yuǎn)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(zhì)量黑洞的視界。

　　甚長基線干涉測量技術(shù)拍攝的第二個目標(biāo)，是據(jù)信位于巨橢圓星系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(xué)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(zhì)量相當(dāng)于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(jié)構(gòu)圖

　　黑洞剪影

　　EHT此次公布的發(fā)現(xiàn)，來自梅西耶87(M87)黑洞。黑洞會在周圍吸積氣體的輻射構(gòu)成的“背景墻”上投下一個剪影。之所以會形成這樣一個“陰影”，是因為黑洞會把從它背后發(fā)出并射向觀測者的光線全部吞噬。與此同時，從黑洞背后發(fā)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(qū)域。強大的引力透鏡效應(yīng)會彎折光線，就連處在黑洞正后方的物質(zhì)發(fā)出的光線，都能被彎折到黑暗區(qū)域的周圍貢獻一部分“光亮”。

　　由此產(chǎn)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，這主要是因為周圍氣體的旋轉(zhuǎn)速度極高，幾乎要接近光速。如此高速運動的物質(zhì)發(fā)出的輻射會發(fā)生多普勒頻移，輻射方向也會向物質(zhì)運動的方向匯聚而形成一個狹窄的光錐。因此，在旋轉(zhuǎn)氣體朝向我們運動的一側(cè)，輻射會大大增強，而在背向我們運動的另一側(cè)，輻射會大幅減弱。這樣一來，出現(xiàn)在圓盤狀黑暗剪影周圍的就不會是一個完整的亮環(huán)，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(zhuǎn)軸重合的情況下，這樣的不對稱才會消失。

　　黑洞本身的自轉(zhuǎn)也會產(chǎn)生類似效果，但自轉(zhuǎn)方向可能與吸積盤旋轉(zhuǎn)的方向不同。因此這樣的照片能讓天文學(xué)家確定這個黑洞自轉(zhuǎn)的方向，以及吸積盤相對于黑洞自轉(zhuǎn)的傾斜角。這兩個參數(shù)對天體物理學(xué)來說同等重要，這些數(shù)據(jù)將為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(nèi)邊緣幾何結(jié)構(gòu)的問題。

　　驗證廣義相對論

　　這次發(fā)現(xiàn)，讓我們在黑洞邊緣這樣引力極強的環(huán)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(jù)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(zhì)量、自旋和電荷。換言之，任意兩個黑洞，只要質(zhì)量、自旋和電荷都相等，那么這兩個黑洞應(yīng)該是完全一樣的，就像兩個電子一樣是不可區(qū)分的。根據(jù)該定理的描述，黑洞是沒有“毛發(fā)”的，沒有任何幾何上的不規(guī)則性或其他可區(qū)分的性質(zhì)。

　　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(shù)學(xué)證明沒有留下任何回旋的余地。

　　最初考慮利用VLBI對黑洞進行成像觀測的時候，我們認(rèn)為可以利用黑洞“陰影”的形狀及尺寸來了解黑洞的自轉(zhuǎn)速度及其自轉(zhuǎn)軸的方向。然而，數(shù)值模擬卻給了我們一個意外的驚喜：在模擬中，無論我們?nèi)绾胃淖兒诙吹淖赞D(zhuǎn)速度以及虛擬觀測者的位置，黑洞的“陰影”總是呈現(xiàn)為近似圓形，并且其尺寸大約為視界半徑的5倍。由于某一幸運的巧合——或者有某一尚未被我們發(fā)現(xiàn)的深層次物理規(guī)律，不管我們?nèi)绾胃淖兡Ｐ椭械膮?shù)，黑洞“陰影”的大小和形狀都保持不變。

　　這一巧合對于我們驗證愛因斯坦的理論是極有利的，因為它僅在相對論成立的前提下出現(xiàn)(見下圖)。而對人馬座A*的觀測結(jié)果顯示，其“陰影”的大小或形狀與我們的預(yù)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。

　　這次發(fā)現(xiàn)無疑幫助我們確認(rèn)，愛因斯坦的廣義相對論——特別是它關(guān)于黑洞的預(yù)言——將毫發(fā)無損地再成立一個世紀(jì)。

　　本文部分內(nèi)容來自環(huán)球科學(xué)《黑洞?？分械膬善恼?mdash;—《捕捉黑洞影像》(撰文：埃弗里·布羅德里克、亞伯拉罕·洛布)、《靠近黑洞，驗證廣義相對論》(撰文：迪米特里奧斯·普薩爾蒂斯、謝潑德·德勒曼)。

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