首张黑洞照片问世！一文扫光你心中所有的困惑
这张照片来之不易，为了得到这张照片，天文学家动用了遍布全球的8个毫米/亚毫米波射电望远镜，组成了一个所谓的“事件视界望远镜”（Event Horizon Telescope，缩写EHT）。
从2017年4月5日起，这8座射电望远镜连续进行了数天的联合观测，随后又经过2年的数据分析才让我们一睹黑洞的真容。
这颗黑洞位于代号为M87的星系当中，距离地球5300万光年之遥，质量相当于60亿颗太阳。
为什么能给不发光的黑洞拍照？黑洞给人印象最深刻的印象就是吞噬一切，甚至光线。如果是孤零零的黑洞，我们真的是没办法采用电磁波手段进行拍摄了。
但通常都有物质环绕在黑洞周围，组成一个盘状结构，叫“吸积盘”。吸积盘内的物质围绕黑洞高速旋转，相互之间由于摩擦而发出炽热的光芒，包括从无线电波到可见光、到X射线波段的连续辐射。吸积盘处于黑洞“视界”的外部，因此发出的辐射可以逃逸到远处被我们探测到。因此，我们拍摄到的不是黑洞本身，而是利用其边界上的物质发出的辐射勾勒出来的黑洞的轮廓，就像看皮影戏一样。
什么是黑洞的“事件视界”？简单来讲，黑洞的事件视界（Event horizon）就是指围绕黑洞的一个时空边界，任何物质、甚至光线一旦越过这个边界，永远无法返回。但对于进入视界的物体来讲，其实感觉不到事件视界有什么奇异之处。除了事件视界，还有绝对视界和显视界之分，这里我们就不细说了。我们通常说的黑洞的大小，其实就是指黑洞视界面的大小。如果把太阳压缩成一个黑洞，其视界半径仅3公里！如果把地球压缩成黑洞，其视界半径仅9毫米！没写错，是9毫米。
什么是“事件视界望远镜”？
图注：分布在全球的8座毫米波亚毫米波射电望远镜虚拟出一个地球大小的“事件视界望远镜”
从位于西班牙的口径30米的毫米波望远镜（IRAM 30-meter telescope），到位于夏威夷的两座射电望远镜，再到位于南极洲的南极望远镜（South Pole Telescope）等都参与了这场伟大的观测。这8座毫米/亚毫米波射电望远镜分别为：位于西班牙内华达山脉的30米毫米波望远镜（IRAM 30m）；位于美国亚利桑那州的海因里希?赫兹亚毫米波望远镜（SMT）；位于墨西哥一座死火山顶部的大型毫米波望远镜（LMT）；位于夏威夷的詹姆斯?克拉克?麦克斯韦望远镜（JCMT）；位于夏威夷的亚毫米波阵（SMA）；位于智利沙漠的阿塔卡马大型毫米波阵(ALMA）；位于智利沙漠的阿塔卡马探路者实验望远镜（APEX；
图注：坐落于智利北部阿塔卡马沙漠中的大型毫米波阵列望远镜（ALMA)，是世界上该波段观测能力最强的望远镜阵列。
在这8座射电望远镜当中，要数阿塔卡马大型毫米波阵(ALMA）最为强大！ALMA位于智利北部的阿塔卡马沙漠中，海拔达5000米，那里终年干旱，为观测创造了良好的条件。目前，ALMA是由66架可移动的单体望远镜组成的干涉阵列，望远镜之间通过光纤传递信息。ALMA造价达14亿美元，是目前最为昂贵的地基望远镜之一。如果没有ALMA的加盟，观测黑洞的视界简直是不能完成的任务。“事件视界望远镜”的工作原理是什么？这个地球大小的虚拟望远镜利用的是一种叫“甚长基线干涉测量”（VLBI）的技术。它允许用多个天文望远镜同时观测一个天体，模拟一个大小相当于望远镜之间最大间隔距离的巨型望远镜的观测效果。为了弄明白这种原理，我们要简单了解一下这种技术的历史脉络。
图注：美国的甚大天线阵（VLA）。每个天线重230吨，架设在铁轨上，可以移动。
基于综合孔径技术的射电望远镜以美国的甚大天线阵（Very Large Array，缩写为VLA）为代表，它是由27台25米口径的天线组成的射电望远镜阵列，位于美国新墨西哥州的圣阿古斯丁平原上，海拔2124米，是世界上最大的综合孔径射电望远镜。甚大天线阵每个天线重230吨，架设在铁轨上，可以移动，所有天线呈Y形排列，每臂长21千米，组合成的最长基线可达36千米。甚大天线阵隶属于美国国家射电天文台（NRAO），于1981年建成，工作于6个波段，最高分辨率可以达到0.05角秒，与地面大型光学望远镜的分辨率相当。这座射电望远镜阵列还经常在影视剧中出现，例如1997年，著名的科幻电影《接触》中就有VLA的身影。
甚长基线干涉测量原理一样，只是望远镜之间分布的更加遥远，无法利用电缆或光缆连接，而是把信号分别记录在各测站的储存器上，不用公共的时钟，而是各测站有自己的时钟，通常采用精度非常高的原子钟，现在能够做到1亿年不会出现1秒的误差。观测结束后，再将观测站的储存设备送到数据处理中心。利用这种办法，只要能同时看到源，理论上基线的长度就几乎不受限制。当然，在地球上则受限于地球的尺寸。为了突破地球尺寸的限制，俄罗斯曾经在2011年向太空发射了一架口径10米的射电望远镜（Spektr-R），与地球上的射电望远镜组成基线达35万公里的干涉阵列，用于观测银河系内以及银河系之外的射电源。
图注：VLBA由10个抛物天线构成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000多千米的距离。目前，基于甚长基线干涉原理最有名的是美国的超长基线阵列（Very Long Baseline Array，缩写为VLBA），是由位于美国新墨西哥州索科洛的美国国家射电天文台阵列操作中心遥控的射电望远镜阵列。VLBA由10个抛物天线构成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000多千米的距离，其精度是哈勃太空望远镜的500倍，是人眼的60万倍。甚长基线干涉测量技术不仅在天体物理，而且在天体测量、大体测量等领域都有着广泛的应用。
为什么不采用光学望远镜进行观测？我们知道，人眼能够看到的光线称为可见光，是电磁波谱的一部分，频率范围从430太赫兹到750太赫兹，相应的波长范围从400纳米到700纳米。射电望远镜就是利用射电波进行观测的望远镜，射电波也是电磁波谱的一部分，频率范围从高频的300吉赫兹到低频的30赫兹，相应的波长范围从1毫米到10000公里。在自然界，从闪电到宇宙天体都会发出射电波。
由于星系中心的黑洞被厚厚的星际尘埃和气体阻挡，光学波段的望远镜无能为力，只能采用射电波段。毫米波已经是射电望远镜所用波长的下限，在电磁波谱上已经与红外线接壤。望远镜的分辨率主要取决于两个参数，一个是所使用的波长，一个是口径的大小：口径一定，波长越短分辨率越高；波长一定，口径越大分辨率越高。
为什么选择银河系中心和M87星系中心的黑洞作为研究对象？本次首先公布的是星系M87的照片，银河系中心的黑洞照片还在数据处理中。
据悉，在银河系内，人类已发现了20多颗恒星质量的黑洞，距离我们最近的3400多光年，但为什么不选择这些相对较近的黑洞进行观测，而非要舍近求远选择26000光年之外的银河系中心的黑洞和5300万光年之外的M87星系中心的黑洞呢？这是因为这些恒星级黑洞的质量太小，直径相对也较小，因此从地球上看去，张角反而不如较远距离的超大质量黑洞大。
图注：这是钱德拉X射线望远镜拍摄到的银河系中心区域。图中标记有“SgrA星”的地方就是大黑洞所在的位置。
事件视界望远镜观测的两颗黑洞都是超大质量黑洞，银河系中心黑洞的质量相当于太阳质量的400万倍，视界直径约2400万公里，相当于17颗太阳接在一起；M87星系中心黑洞的质量相当于太阳质量的60亿倍，视界直径约360亿公里，约相当于6个冥王星到太阳的距离！两个如此巨大的宇宙怪物，为什么看起来还是那么小？虽然黑洞巨大，但它们距离地球同样遥远。银河系中心黑洞距离地球约26000光年，M87中心黑洞距离地球约5300万光年。在这样遥远距离上，巨大的黑洞也是个点状物，因此要求望远镜有变态的分辨率。
图注：这是先前由计算机模拟生成的M87星系中心黑洞两种可能的样子。
计算表明，看清银河系中心的黑洞，需要53微角秒的角分辨率，看清M87星系中心的黑洞，则需要22微角秒的角分辨率，都落在了事件视界望远镜的观测能力范围内。因此，银河系中心黑洞的视直径比M87星系中心黑洞的视直径要大一些。
图注：从M87星系中心发出的喷流，喷流的长度可达5000光年。科学研究表明，喷流是由中心旋转的大质量黑洞所驱动。
M87星系中心的黑洞处于非常活跃的状态，非常典型的一个特征是，从中心喷出近光速运动的喷流，喷流的长度可达5000光年。科学研究表明，喷流是由中心旋转的大质量黑洞所驱动。给黑洞拍照的目的是什么？通过对黑洞的直接观测，科学家希望能够在更强引力场环境下检验广义相对论，直接验证事件视界的存在，研究黑洞边缘上的吸积和喷流行为，以及基础的黑洞物理等。
图注：根据广义相对论模拟出的黑洞阴影（中），看起来比较圆，而其他引力理论给出了或扁（最左）或长（最右）的阴影。图中不对称性是由于黑洞旋转造成的。
我们知道，爱因斯坦的广义相对论通过了一次次的检验，从星光通过太阳的偏折角度到太空中的引力透镜，从光线挣脱白矮星的引力约束出现的红移到水星的近日点异常进动，从雷达回波延迟到脉冲双星辐射引力波出现的轨道周期变短等等。但这些检验都还没有深入到像黑洞视界边缘这样的更极端的引力环境中检验。因此，科学家利用事件视界望远镜通过对黑洞视界边缘直接观测，看看广义相对论是否仍然有效。当然，自从2015年人类首次直接探测到黑洞合并发出的引力波以来，已经探测到了10对黑洞和1对中子星的碰撞，这些引力波携带的信息与广义相对论符合得也很好。我们对广义相对论还是非常有信心的。
广义相对论预测，物质落入黑洞时发出的部分光子会围绕在黑洞边缘，加上引力透镜效应，会形成一个明亮的光环，勾勒出中心黑洞的轮廓，犹如黑洞的剪影。
因此，我们拍摄到的不是黑洞本身，而是利用其边界上的物质发出的辐射勾勒出来的黑洞的轮廓，就像看皮影戏一样。
什么是黑洞的“事件视界”？简单来讲，黑洞的事件视界（Event horizon）就是指围绕黑洞的一个时空边界，任何物质、甚至光线一旦越过这个边界，永远无法返回。但对于进入视界的物体来讲，其实感觉不到事件视界有什么奇异之处。除了事件视界，还有绝对视界和显视界之分，这里我们就不细说了。我们通常说的黑洞的大小，其实就是指黑洞视界面的大小。如果把太阳压缩成一个黑洞，其视界半径仅3公里！如果把地球压缩成黑洞，其视界半径仅9毫米！没写错，是9毫米。
什么是“事件视界望远镜”？
图注：分布在全球的8座毫米波亚毫米波射电望远镜虚拟出一个地球大小的“事件视界望远镜”
从位于西班牙的口径30米的毫米波望远镜（IRAM 30-meter telescope），到位于夏威夷的两座射电望远镜，再到位于南极洲的南极望远镜（South Pole Telescope）等都参与了这场伟大的观测。这8座毫米/亚毫米波射电望远镜分别为：位于西班牙内华达山脉的30米毫米波望远镜（IRAM 30m）；位于美国亚利桑那州的海因里希?赫兹亚毫米波望远镜（SMT）；位于墨西哥一座死火山顶部的大型毫米波望远镜（LMT）；位于夏威夷的詹姆斯?克拉克?麦克斯韦望远镜（JCMT）；位于夏威夷的亚毫米波阵（SMA）；位于智利沙漠的阿塔卡马大型毫米波阵(ALMA）；位于智利沙漠的阿塔卡马探路者实验望远镜（APEX；
图注：坐落于智利北部阿塔卡马沙漠中的大型毫米波阵列望远镜（ALMA)，是世界上该波段观测能力最强的望远镜阵列。
在这8座射电望远镜当中，要数阿塔卡马大型毫米波阵(ALMA）最为强大！ALMA位于智利北部的阿塔卡马沙漠中，海拔达5000米，那里终年干旱，为观测创造了良好的条件。目前，ALMA是由66架可移动的单体望远镜组成的干涉阵列，望远镜之间通过光纤传递信息。ALMA造价达14亿美元，是目前最为昂贵的地基望远镜之一。如果没有ALMA的加盟，观测黑洞的视界简直是不能完成的任务。“事件视界望远镜”的工作原理是什么？这个地球大小的虚拟望远镜利用的是一种叫“甚长基线干涉测量”（VLBI）的技术。它允许用多个天文望远镜同时观测一个天体，模拟一个大小相当于望远镜之间最大间隔距离的巨型望远镜的观测效果。为了弄明白这种原理，我们要简单了解一下这种技术的历史脉络。
图注：美国的甚大天线阵（VLA）。每个天线重230吨，架设在铁轨上，可以移动。
基于综合孔径技术的射电望远镜以美国的甚大天线阵（Very Large Array，缩写为VLA）为代表，它是由27台25米口径的天线组成的射电望远镜阵列，位于美国新墨西哥州的圣阿古斯丁平原上，海拔2124米，是世界上最大的综合孔径射电望远镜。甚大天线阵每个天线重230吨，架设在铁轨上，可以移动，所有天线呈Y形排列，每臂长21千米，组合成的最长基线可达36千米。甚大天线阵隶属于美国国家射电天文台（NRAO），于1981年建成，工作于6个波段，最高分辨率可以达到0.05角秒，与地面大型光学望远镜的分辨率相当。这座射电望远镜阵列还经常在影视剧中出现，例如1997年，著名的科幻电影《接触》中就有VLA的身影。
甚长基线干涉测量原理一样，只是望远镜之间分布的更加遥远，无法利用电缆或光缆连接，而是把信号分别记录在各测站的储存器上，不用公共的时钟，而是各测站有自己的时钟，通常采用精度非常高的原子钟，现在能够做到1亿年不会出现1秒的误差。观测结束后，再将观测站的储存设备送到数据处理中心。利用这种办法，只要能同时看到源，理论上基线的长度就几乎不受限制。当然，在地球上则受限于地球的尺寸。为了突破地球尺寸的限制，俄罗斯曾经在2011年向太空发射了一架口径10米的射电望远镜（Spektr-R），与地球上的射电望远镜组成基线达35万公里的干涉阵列，用于观测银河系内以及银河系之外的射电源。
图注：VLBA由10个抛物天线构成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000多千米的距离。目前，基于甚长基线干涉原理最有名的是美国的超长基线阵列（Very Long Baseline Array，缩写为VLBA），是由位于美国新墨西哥州索科洛的美国国家射电天文台阵列操作中心遥控的射电望远镜阵列。VLBA由10个抛物天线构成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000多千米的距离，其精度是哈勃太空望远镜的500倍，是人眼的60万倍。甚长基线干涉测量技术不仅在天体物理，而且在天体测量、大体测量等领域都有着广泛的应用。
为什么不采用光学望远镜进行观测？我们知道，人眼能够看到的光线称为可见光，是电磁波谱的一部分，频率范围从430太赫兹到750太赫兹，相应的波长范围从400纳米到700纳米。射电望远镜就是利用射电波进行观测的望远镜，射电波也是电磁波谱的一部分，频率范围从高频的300吉赫兹到低频的30赫兹，相应的波长范围从1毫米到10000公里。在自然界，从闪电到宇宙天体都会发出射电波。
由于星系中心的黑洞被厚厚的星际尘埃和气体阻挡，光学波段的望远镜无能为力，只能采用射电波段。毫米波已经是射电望远镜所用波长的下限，在电磁波谱上已经与红外线接壤。望远镜的分辨率主要取决于两个参数，一个是所使用的波长，一个是口径的大小：口径一定，波长越短分辨率越高；波长一定，口径越大分辨率越高。
为什么选择银河系中心和M87星系中心的黑洞作为研究对象？本次首先公布的是星系M87的照片，银河系中心的黑洞照片还在数据处理中。
据悉，在银河系内，人类已发现了20多颗恒星质量的黑洞，距离我们最近的3400多光年，但为什么不选择这些相对较近的黑洞进行观测，而非要舍近求远选择26000光年之外的银河系中心的黑洞和5300万光年之外的M87星系中心的黑洞呢？这是因为这些恒星级黑洞的质量太小，直径相对也较小，因此从地球上看去，张角反而不如较远距离的超大质量黑洞大。
图注：这是钱德拉X射线望远镜拍摄到的银河系中心区域。图中标记有“SgrA星”的地方就是大黑洞所在的位置。
事件视界望远镜观测的两颗黑洞都是超大质量黑洞，银河系中心黑洞的质量相当于太阳质量的400万倍，视界直径约2400万公里，相当于17颗太阳接在一起；M87星系中心黑洞的质量相当于太阳质量的60亿倍，视界直径约360亿公里，约相当于6个冥王星到太阳的距离！两个如此巨大的宇宙怪物，为什么看起来还是那么小？虽然黑洞巨大，但它们距离地球同样遥远。银河系中心黑洞距离地球约26000光年，M87中心黑洞距离地球约5300万光年。在这样遥远距离上，巨大的黑洞也是个点状物，因此要求望远镜有变态的分辨率。
图注：这是先前由计算机模拟生成的M87星系中心黑洞两种可能的样子。
计算表明，看清银河系中心的黑洞，需要53微角秒的角分辨率，看清M87星系中心的黑洞，则需要22微角秒的角分辨率，都落在了事件视界望远镜的观测能力范围内。因此，银河系中心黑洞的视直径比M87星系中心黑洞的视直径要大一些。
图注：从M87星系中心发出的喷流，喷流的长度可达5000光年。科学研究表明，喷流是由中心旋转的大质量黑洞所驱动。
M87星系中心的黑洞处于非常活跃的状态，非常典型的一个特征是，从中心喷出近光速运动的喷流，喷流的长度可达5000光年。科学研究表明，喷流是由中心旋转的大质量黑洞所驱动。给黑洞拍照的目的是什么？通过对黑洞的直接观测，科学家希望能够在更强引力场环境下检验广义相对论，直接验证事件视界的存在，研究黑洞边缘上的吸积和喷流行为，以及基础的黑洞物理等。
图注：根据广义相对论模拟出的黑洞阴影（中），看起来比较圆，而其他引力理论给出了或扁（最左）或长（最右）的阴影。图中不对称性是由于黑洞旋转造成的。
我们知道，爱因斯坦的广义相对论通过了一次次的检验，从星光通过太阳的偏折角度到太空中的引力透镜，从光线挣脱白矮星的引力约束出现的红移到水星的近日点异常进动，从雷达回波延迟到脉冲双星辐射引力波出现的轨道周期变短等等。但这些检验都还没有深入到像黑洞视界边缘这样的更极端的引力环境中检验。因此，科学家利用事件视界望远镜通过对黑洞视界边缘直接观测，看看广义相对论是否仍然有效。当然，自从2015年人类首次直接探测到黑洞合并发出的引力波以来，已经探测到了10对黑洞和1对中子星的碰撞，这些引力波携带的信息与广义相对论符合得也很好。我们对广义相对论还是非常有信心的。
广义相对论预测，物质落入黑洞时发出的部分光子会围绕在黑洞边缘，加上引力透镜效应，会形成一个明亮的光环，勾勒出中心黑洞的轮廓，犹如黑洞的剪影。
我们通常说的黑洞的大小，其实就是指黑洞视界面的大小。如果把太阳压缩成一个黑洞，其视界半径仅3公里！如果把地球压缩成黑洞，其视界半径仅9毫米！没写错，是9毫米。
什么是“事件视界望远镜”？
图注：分布在全球的8座毫米波亚毫米波射电望远镜虚拟出一个地球大小的“事件视界望远镜”
从位于西班牙的口径30米的毫米波望远镜（IRAM 30-meter telescope），到位于夏威夷的两座射电望远镜，再到位于南极洲的南极望远镜（South Pole Telescope）等都参与了这场伟大的观测。这8座毫米/亚毫米波射电望远镜分别为：位于西班牙内华达山脉的30米毫米波望远镜（IRAM 30m）；位于美国亚利桑那州的海因里希?赫兹亚毫米波望远镜（SMT）；位于墨西哥一座死火山顶部的大型毫米波望远镜（LMT）；位于夏威夷的詹姆斯?克拉克?麦克斯韦望远镜（JCMT）；位于夏威夷的亚毫米波阵（SMA）；位于智利沙漠的阿塔卡马大型毫米波阵(ALMA）；位于智利沙漠的阿塔卡马探路者实验望远镜（APEX；
图注：坐落于智利北部阿塔卡马沙漠中的大型毫米波阵列望远镜（ALMA)，是世界上该波段观测能力最强的望远镜阵列。
在这8座射电望远镜当中，要数阿塔卡马大型毫米波阵(ALMA）最为强大！ALMA位于智利北部的阿塔卡马沙漠中，海拔达5000米，那里终年干旱，为观测创造了良好的条件。目前，ALMA是由66架可移动的单体望远镜组成的干涉阵列，望远镜之间通过光纤传递信息。ALMA造价达14亿美元，是目前最为昂贵的地基望远镜之一。如果没有ALMA的加盟，观测黑洞的视界简直是不能完成的任务。“事件视界望远镜”的工作原理是什么？这个地球大小的虚拟望远镜利用的是一种叫“甚长基线干涉测量”（VLBI）的技术。它允许用多个天文望远镜同时观测一个天体，模拟一个大小相当于望远镜之间最大间隔距离的巨型望远镜的观测效果。为了弄明白这种原理，我们要简单了解一下这种技术的历史脉络。
图注：美国的甚大天线阵（VLA）。每个天线重230吨，架设在铁轨上，可以移动。
基于综合孔径技术的射电望远镜以美国的甚大天线阵（Very Large Array，缩写为VLA）为代表，它是由27台25米口径的天线组成的射电望远镜阵列，位于美国新墨西哥州的圣阿古斯丁平原上，海拔2124米，是世界上最大的综合孔径射电望远镜。甚大天线阵每个天线重230吨，架设在铁轨上，可以移动，所有天线呈Y形排列，每臂长21千米，组合成的最长基线可达36千米。甚大天线阵隶属于美国国家射电天文台（NRAO），于1981年建成，工作于6个波段，最高分辨率可以达到0.05角秒，与地面大型光学望远镜的分辨率相当。这座射电望远镜阵列还经常在影视剧中出现，例如1997年，著名的科幻电影《接触》中就有VLA的身影。
甚长基线干涉测量原理一样，只是望远镜之间分布的更加遥远，无法利用电缆或光缆连接，而是把信号分别记录在各测站的储存器上，不用公共的时钟，而是各测站有自己的时钟，通常采用精度非常高的原子钟，现在能够做到1亿年不会出现1秒的误差。观测结束后，再将观测站的储存设备送到数据处理中心。利用这种办法，只要能同时看到源，理论上基线的长度就几乎不受限制。当然，在地球上则受限于地球的尺寸。为了突破地球尺寸的限制，俄罗斯曾经在2011年向太空发射了一架口径10米的射电望远镜（Spektr-R），与地球上的射电望远镜组成基线达35万公里的干涉阵列，用于观测银河系内以及银河系之外的射电源。
图注：VLBA由10个抛物天线构成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000多千米的距离。目前，基于甚长基线干涉原理最有名的是美国的超长基线阵列（Very Long Baseline Array，缩写为VLBA），是由位于美国新墨西哥州索科洛的美国国家射电天文台阵列操作中心遥控的射电望远镜阵列。VLBA由10个抛物天线构成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000多千米的距离，其精度是哈勃太空望远镜的500倍，是人眼的60万倍。甚长基线干涉测量技术不仅在天体物理，而且在天体测量、大体测量等领域都有着广泛的应用。
为什么不采用光学望远镜进行观测？我们知道，人眼能够看到的光线称为可见光，是电磁波谱的一部分，频率范围从430太赫兹到750太赫兹，相应的波长范围从400纳米到700纳米。射电望远镜就是利用射电波进行观测的望远镜，射电波也是电磁波谱的一部分，频率范围从高频的300吉赫兹到低频的30赫兹，相应的波长范围从1毫米到10000公里。在自然界，从闪电到宇宙天体都会发出射电波。
由于星系中心的黑洞被厚厚的星际尘埃和气体阻挡，光学波段的望远镜无能为力，只能采用射电波段。毫米波已经是射电望远镜所用波长的下限，在电磁波谱上已经与红外线接壤。望远镜的分辨率主要取决于两个参数，一个是所使用的波长，一个是口径的大小：口径一定，波长越短分辨率越高；波长一定，口径越大分辨率越高。
为什么选择银河系中心和M87星系中心的黑洞作为研究对象？本次首先公布的是星系M87的照片，银河系中心的黑洞照片还在数据处理中。
据悉，在银河系内，人类已发现了20多颗恒星质量的黑洞，距离我们最近的3400多光年，但为什么不选择这些相对较近的黑洞进行观测，而非要舍近求远选择26000光年之外的银河系中心的黑洞和5300万光年之外的M87星系中心的黑洞呢？这是因为这些恒星级黑洞的质量太小，直径相对也较小，因此从地球上看去，张角反而不如较远距离的超大质量黑洞大。
图注：这是钱德拉X射线望远镜拍摄到的银河系中心区域。图中标记有“SgrA星”的地方就是大黑洞所在的位置。
事件视界望远镜观测的两颗黑洞都是超大质量黑洞，银河系中心黑洞的质量相当于太阳质量的400万倍，视界直径约2400万公里，相当于17颗太阳接在一起；M87星系中心黑洞的质量相当于太阳质量的60亿倍，视界直径约360亿公里，约相当于6个冥王星到太阳的距离！两个如此巨大的宇宙怪物，为什么看起来还是那么小？虽然黑洞巨大，但它们距离地球同样遥远。银河系中心黑洞距离地球约26000光年，M87中心黑洞距离地球约5300万光年。在这样遥远距离上，巨大的黑洞也是个点状物，因此要求望远镜有变态的分辨率。
图注：这是先前由计算机模拟生成的M87星系中心黑洞两种可能的样子。
计算表明，看清银河系中心的黑洞，需要53微角秒的角分辨率，看清M87星系中心的黑洞，则需要22微角秒的角分辨率，都落在了事件视界望远镜的观测能力范围内。因此，银河系中心黑洞的视直径比M87星系中心黑洞的视直径要大一些。
图注：从M87星系中心发出的喷流，喷流的长度可达5000光年。科学研究表明，喷流是由中心旋转的大质量黑洞所驱动。
M87星系中心的黑洞处于非常活跃的状态，非常典型的一个特征是，从中心喷出近光速运动的喷流，喷流的长度可达5000光年。科学研究表明，喷流是由中心旋转的大质量黑洞所驱动。给黑洞拍照的目的是什么？通过对黑洞的直接观测，科学家希望能够在更强引力场环境下检验广义相对论，直接验证事件视界的存在，研究黑洞边缘上的吸积和喷流行为，以及基础的黑洞物理等。
图注：根据广义相对论模拟出的黑洞阴影（中），看起来比较圆，而其他引力理论给出了或扁（最左）或长（最右）的阴影。图中不对称性是由于黑洞旋转造成的。
我们知道，爱因斯坦的广义相对论通过了一次次的检验，从星光通过太阳的偏折角度到太空中的引力透镜，从光线挣脱白矮星的引力约束出现的红移到水星的近日点异常进动，从雷达回波延迟到脉冲双星辐射引力波出现的轨道周期变短等等。但这些检验都还没有深入到像黑洞视界边缘这样的更极端的引力环境中检验。因此，科学家利用事件视界望远镜通过对黑洞视界边缘直接观测，看看广义相对论是否仍然有效。当然，自从2015年人类首次直接探测到黑洞合并发出的引力波以来，已经探测到了10对黑洞和1对中子星的碰撞，这些引力波携带的信息与广义相对论符合得也很好。我们对广义相对论还是非常有信心的。
广义相对论预测，物质落入黑洞时发出的部分光子会围绕在黑洞边缘，加上引力透镜效应，会形成一个明亮的光环，勾勒出中心黑洞的轮廓，犹如黑洞的剪影。
位于西班牙内华达山脉的30米毫米波望远镜（IRAM 30m）；
位于美国亚利桑那州的海因里希?赫兹亚毫米波望远镜（SMT）；
位于墨西哥一座死火山顶部的大型毫米波望远镜（LMT）；
位于夏威夷的詹姆斯?克拉克?麦克斯韦望远镜（JCMT）；
位于夏威夷的亚毫米波阵（SMA）；
位于智利沙漠的阿塔卡马大型毫米波阵(ALMA）；
位于智利沙漠的阿塔卡马探路者实验望远镜（APEX；
图注：坐落于智利北部阿塔卡马沙漠中的大型毫米波阵列望远镜（ALMA)，是世界上该波段观测能力最强的望远镜阵列。
在这8座射电望远镜当中，要数阿塔卡马大型毫米波阵(ALMA）最为强大！ALMA位于智利北部的阿塔卡马沙漠中，海拔达5000米，那里终年干旱，为观测创造了良好的条件。目前，ALMA是由66架可移动的单体望远镜组成的干涉阵列，望远镜之间通过光纤传递信息。ALMA造价达14亿美元，是目前最为昂贵的地基望远镜之一。如果没有ALMA的加盟，观测黑洞的视界简直是不能完成的任务。
“事件视界望远镜”的工作原理是什么？
这个地球大小的虚拟望远镜利用的是一种叫“甚长基线干涉测量”（VLBI）的技术。它允许用多个天文望远镜同时观测一个天体，模拟一个大小相当于望远镜之间最大间隔距离的巨型望远镜的观测效果。为了弄明白这种原理，我们要简单了解一下这种技术的历史脉络。
图注：美国的甚大天线阵（VLA）。每个天线重230吨，架设在铁轨上，可以移动。
基于综合孔径技术的射电望远镜以美国的甚大天线阵（Very Large Array，缩写为VLA）为代表，它是由27台25米口径的天线组成的射电望远镜阵列，位于美国新墨西哥州的圣阿古斯丁平原上，海拔2124米，是世界上最大的综合孔径射电望远镜。甚大天线阵每个天线重230吨，架设在铁轨上，可以移动，所有天线呈Y形排列，每臂长21千米，组合成的最长基线可达36千米。甚大天线阵隶属于美国国家射电天文台（NRAO），于1981年建成，工作于6个波段，最高分辨率可以达到0.05角秒，与地面大型光学望远镜的分辨率相当。这座射电望远镜阵列还经常在影视剧中出现，例如1997年，著名的科幻电影《接触》中就有VLA的身影。
甚长基线干涉测量原理一样，只是望远镜之间分布的更加遥远，无法利用电缆或光缆连接，而是把信号分别记录在各测站的储存器上，不用公共的时钟，而是各测站有自己的时钟，通常采用精度非常高的原子钟，现在能够做到1亿年不会出现1秒的误差。观测结束后，再将观测站的储存设备送到数据处理中心。利用这种办法，只要能同时看到源，理论上基线的长度就几乎不受限制。当然，在地球上则受限于地球的尺寸。
为了突破地球尺寸的限制，俄罗斯曾经在2011年向太空发射了一架口径10米的射电望远镜（Spektr-R），与地球上的射电望远镜组成基线达35万公里的干涉阵列，用于观测银河系内以及银河系之外的射电源。
图注：VLBA由10个抛物天线构成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000多千米的距离。
目前，基于甚长基线干涉原理最有名的是美国的超长基线阵列（Very Long Baseline Array，缩写为VLBA），是由位于美国新墨西哥州索科洛的美国国家射电天文台阵列操作中心遥控的射电望远镜阵列。VLBA由10个抛物天线构成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000多千米的距离，其精度是哈勃太空望远镜的500倍，是人眼的60万倍。
甚长基线干涉测量技术不仅在天体物理，而且在天体测量、大体测量等领域都有着广泛的应用。
为什么不采用光学望远镜进行观测？
我们知道，人眼能够看到的光线称为可见光，是电磁波谱的一部分，频率范围从430太赫兹到750太赫兹，相应的波长范围从400纳米到700纳米。
射电望远镜就是利用射电波进行观测的望远镜，射电波也是电磁波谱的一部分，频率范围从高频的300吉赫兹到低频的30赫兹，相应的波长范围从1毫米到10000公里。在自然界，从闪电到宇宙天体都会发出射电波。
由于星系中心的黑洞被厚厚的星际尘埃和气体阻挡，光学波段的望远镜无能为力，只能采用射电波段。毫米波已经是射电望远镜所用波长的下限，在电磁波谱上已经与红外线接壤。
望远镜的分辨率主要取决于两个参数，一个是所使用的波长，一个是口径的大小：口径一定，波长越短分辨率越高；波长一定，口径越大分辨率越高。
为什么选择银河系中心和M87星系中心的黑洞作为研究对象？
本次首先公布的是星系M87的照片，银河系中心的黑洞照片还在数据处理中。
据悉，在银河系内，人类已发现了20多颗恒星质量的黑洞，距离我们最近的3400多光年，但为什么不选择这些相对较近的黑洞进行观测，而非要舍近求远选择26000光年之外的银河系中心的黑洞和5300万光年之外的M87星系中心的黑洞呢？这是因为这些恒星级黑洞的质量太小，直径相对也较小，因此从地球上看去，张角反而不如较远距离的超大质量黑洞大。
图注：这是钱德拉X射线望远镜拍摄到的银河系中心区域。图中标记有“SgrA星”的地方就是大黑洞所在的位置。
事件视界望远镜观测的两颗黑洞都是超大质量黑洞，银河系中心黑洞的质量相当于太阳质量的400万倍，视界直径约2400万公里，相当于17颗太阳接在一起；M87星系中心黑洞的质量相当于太阳质量的60亿倍，视界直径约360亿公里，约相当于6个冥王星到太阳的距离！两个如此巨大的宇宙怪物，为什么看起来还是那么小？虽然黑洞巨大，但它们距离地球同样遥远。银河系中心黑洞距离地球约26000光年，M87中心黑洞距离地球约5300万光年。在这样遥远距离上，巨大的黑洞也是个点状物，因此要求望远镜有变态的分辨率。
图注：这是先前由计算机模拟生成的M87星系中心黑洞两种可能的样子。
计算表明，看清银河系中心的黑洞，需要53微角秒的角分辨率，看清M87星系中心的黑洞，则需要22微角秒的角分辨率，都落在了事件视界望远镜的观测能力范围内。因此，银河系中心黑洞的视直径比M87星系中心黑洞的视直径要大一些。
图注：从M87星系中心发出的喷流，喷流的长度可达5000光年。科学研究表明，喷流是由中心旋转的大质量黑洞所驱动。
M87星系中心的黑洞处于非常活跃的状态，非常典型的一个特征是，从中心喷出近光速运动的喷流，喷流的长度可达5000光年。科学研究表明，喷流是由中心旋转的大质量黑洞所驱动。
给黑洞拍照的目的是什么？
通过对黑洞的直接观测，科学家希望能够在更强引力场环境下检验广义相对论，直接验证事件视界的存在，研究黑洞边缘上的吸积和喷流行为，以及基础的黑洞物理等。
图注：根据广义相对论模拟出的黑洞阴影（中），看起来比较圆，而其他引力理论给出了或扁（最左）或长（最右）的阴影。图中不对称性是由于黑洞旋转造成的。
我们知道，爱因斯坦的广义相对论通过了一次次的检验，从星光通过太阳的偏折角度到太空中的引力透镜，从光线挣脱白矮星的引力约束出现的红移到水星的近日点异常进动，从雷达回波延迟到脉冲双星辐射引力波出现的轨道周期变短等等。但这些检验都还没有深入到像黑洞视界边缘这样的更极端的引力环境中检验。因此，科学家利用事件视界望远镜通过对黑洞视界边缘直接观测，看看广义相对论是否仍然有效。
当然，自从2015年人类首次直接探测到黑洞合并发出的引力波以来，已经探测到了10对黑洞和1对中子星的碰撞，这些引力波携带的信息与广义相对论符合得也很好。我们对广义相对论还是非常有信心的。
广义相对论预测，物质落入黑洞时发出的部分光子会围绕在黑洞边缘，加上引力透镜效应，会形成一个明亮的光环，勾勒出中心黑洞的轮廓，犹如黑洞的剪影。
