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事件视界望远镜

拍攝位於室女A星系黑洞的射電望遠鏡

事件视界望远镜（英语：Event Horizon Telescope，缩写：EHT）是一个以观测星系中央超大质量黑洞为主要目标的计画。该计划以甚长基线干涉技术（VLBI）结合世界各地的电波望远镜，使许多相隔数千公里的独立天线能互相协调、同时观测同一目标并记录下数据，形成一口径等效于地球直径的虚拟望远镜，将望远镜的角解析力提升至足以观测事件视界尺度结构的程度。EHT期望借此检验爱因斯坦广义相对论在黑洞附近的强重力场下是否会产生偏差、研究黑洞的吸积盘及喷流、探讨事件视界存在与否，并发展基本黑洞物理学。

事件视界望远镜
位于M87中心的超大质量黑洞。这是由事件视界望远镜所成像、发表于2019年4月10日，人类史上第一张直接对黑洞观测的天文影像
基本资料
组织参见计画参与者一节
位置世界各地
波长0.87-1.33毫米[1]
建筑– 年 (–)
启用2006年第一次接收数据[2][3]
望远镜型式干涉仪
口径等效于地球直径（12,742公里）[4]
角解析度26-17微角秒[5]:38
http://eventhorizontelescope.org
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EHT的观测目标主要为位于南半天球、银河系中央的超大质量黑洞人马座A*以及位于北天球的椭圆星系室女A星系中央的超大质量黑洞M87*。其中人马座A*在地球天空中占的盘面较大，而Ｍ87的黑洞则以拥有一道长达5,000光年的喷流为著名特色。为了看透银河盘面及围绕在黑洞周围的物质，EHT将观测波长设定于1.33毫米，并预计于未来提升至能更精细观测的0.87毫米。由于连线观测产生的数据量将大到无法使用网际网路传输，各观测台会于观测后将储满数据的硬碟邮寄至美国马萨诸塞州的海斯塔克天文台，交由超级电脑运算，并合成单一影像。根据电脑模拟，环绕黑洞的物质发出的光将被黑洞自身质量产生的重力透镜效应弯曲，在黑洞周围形成一光环，而光环中央衬托出的圆形剪影便是黑洞的轮廓，也就是事件视界。

2012年，天文学家于美国亚利桑那州首次正式举办EHT会议，确立计画的科学目标、技术计画和组织架构等。观测则始于更早的2006年，当时已有三座望远镜使用VLBI技术进行连线观测。多年下来，EHT逐渐从一个松散、资金不足的团队，成长为30多所来自12个国家的大学、天文观测站等研究单位与政府机构参与的国际合作组织。2017年EHT合作协议正式签署。2017年4月首次进行为期十天的全球连线观测，观测目标为人马座A*及M87*（后者为室女A星系中心黑洞的简称）。此次观测也第一次纳入位于智利的阿塔卡玛大型毫米及次毫米波阵列（ALMA）、南极点的南极望远镜等成员。其中ALMA为一关键成员，它的加入将EHT的灵敏度提高了十倍。天文学家希望于此次观测中摄得第一张黑洞剪影的影像。

2019年4月10日，事件视界望远镜合作组织在全球六地（布鲁塞尔、圣地亚哥、上海、台北、东京和华盛顿）通过协调以英语、西班牙语、汉语和日语四种语言召开全球新闻发布会[6]，发布了于2017年4月11日拍摄位于室女A星系中心的M87*黑洞影像[7]。

2022年5月12日，事件视界望远镜合作组织在全球七地（慕尼黑、圣地牙哥、上海、台北、东京、华盛顿及墨西哥市）发布了拍摄位于银河系中心的人马座A*黑洞影像，证实了银河系中心为直径约6,000万公里的黑洞，此为人类第2次成功捕捉黑洞影像[8]，其和前次公布的黑洞观测是同时进行的。

缘起

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广义相对论预测了黑洞的存在，天文学家也已观测到宇宙中存在质量极大的致密天体，然而目前尚无法确定其即为黑洞。另外，虽然黑洞已是个被科学界与人们广为接受的概念，其性质及引发诸多现象的机制也仍待厘清。事件视界望远镜即是在此一背景下开始的计画。有别于其他研究黑洞的方法，如透过重力波观测、分析其周围绕行恒星的行为等，EHT的目标为直接取得事件视界尺度的影像进行分析[9]。

检验广义相对论

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主条目：广义相对论

广义相对论发表至今成功预测过许多牛顿力学范畴外的现象，也已在地球上及太阳系内等弱重力场下通过严谨的检验。然欲判断广义相对论是否为正确的重力理论，仍待强重力场下的检验。即使目前已藉一些绕行轨道非常靠近黑洞的恒星精确计算出黑洞的质量，那里仍属于弱重力场。高频率VLBI技术能将观测推展到重力场极强的超大质量黑洞边缘、事件视界尺度的结构，因此可直接测试广义相对论涉及到强重力场方面的论述[5]:35[10]。

事件视界

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主条目：事件视界
 
艺术家笔下黑洞的概念图。周围环绕黑洞的盘状物质即为吸积盘、上方条状物为喷流。该图未考虑黑洞自身造成的重力透镜效应对影像的影响。

事件视界的存在与否是EHT团队欲探讨的议题之一[10]。理论上，事件视界为黑洞周围一个球形的时空界线，也是量子力学与广义相对论矛盾的展现：根据量子力学，时间演化算子可逆，每个过程都存在着逆过程，通过系统当前时刻的状态可以唯一地确定其在先前时刻的状态。然而，广义相对论以空间曲率诠释重力并预言了黑洞的存在，根据广义相对论，落入黑洞的粒子携带的信息将永远丢失。这表明不同的初态可以演化为相同的末态，演化算子的逆不存在。此即黑洞资讯悖论[5]:35。以人马座A*来说，如果它没有事件视界，则周围环绕它的物质将会加热天体表面，使其辐射出的黑体光谱在近红外光出现峰值。然而实际观测到并无此现象。直接观测辐射区域的结构将能解决这个问题[10]。

黑洞吸积盘

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黑洞强大的重力会将附近的物质拉向自己，那些物质将绕著黑洞打转、最终落入其中。这个过程被称为吸积，物质在绕行时形成的盘状结构则为吸积盘。天文学家尚不清楚吸积的详细过程，如气体如何从外侧向内迁入、掉进黑洞，以及带电粒子在吸积流中产生的磁场如何影响气流的行为。吸积盘上也不时会出现如太阳闪焰般的亮点，使观测到的亮度产生变化。追踪亮点的变化可以描绘出黑洞周围时空的情况[5]:35-41。

黑洞喷流

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参见：超相对论性喷流

黑洞喷流为超大质量黑洞产生拥有超高准直性的超相对论性喷流。喷流的构成物质以接近平行的束状气流型态强力射出，并以近乎光速的速度跨越了数个星系的距离。其成因推测和黑洞强力的磁场有关，然欲判断确切原因与其构成物质仍待更多观测数据出炉[5]:36[11]。

实验设计

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观测目标

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以X射线波段观测的人马座A*
 
由哈伯太空望远镜所拍摄不同波段合成的M87星系影像，可见在红外线波段下观测到的巨大喷流
  • 人马座A*
离地球最近的大质量黑洞为距离地球约26,000光年、位于银河系中央的超大质量黑洞人马座A*，其具有约四百万太阳质量、30倍太阳体积，为已知黑洞中占天空视面积最大的一个。然而，即使其观测大小已因自身重力产生的重力透镜效应而放大了两倍以上，它的事件视界看起来仍仅有55微角秒，相当于从地球看一颗放在月球上的小笼包[12][13][14]:82[5]:37。位于南半天球[15][15]。
  • M87
室女A星系（M87）中心的黑洞为另一个理想的观测目标。M87的黑洞距离地球5,500万光年，估计拥有64亿倍太阳质量，因此在天空中看起来只比人马座A*小一些。它拥有一道横跨5,000光年的喷流，若能辨识出喷发的起点，可让理论学家更了解超相对论性喷发物的性质。观测M87相对人马座A*有许多优点，如：位在北半球的天空，使它有更多现成的天文台可进行观测；质量为人马座A*的2,000倍，因此动态变化时间较长，较易取得进行中事件的影像；并且，观测M87的黑洞较不会受其星系盘面的物质影响[5]:41。
  • 活跃星系核
活跃星系核（AGN）为具有高红移、在部分至全部波段辐射出强烈电磁波的遥远天体。EHT的高角解析度适合研究AGN细部结构，且观测波长可以看得更深入喷流内部、研究其准直性，高频宽则适合测量喷射源的高旋转量。这方面的观测能力目前只有俄罗斯的太空望远镜Spektr-R可能超过EHT，且是在前者以最高频率（22吉赫）、单一方向观测的情况下才会发生[16]。

观测波长

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参见：角解析力和光深度

因地球与人马座A*皆位于银河盘面上，为避免横亘之间的星际气体及黑洞周遭坠落物质影响观测，必须使用不同于传统VLBI[注 1]的1毫米以下波长。然地球大气中的水气会吸收短波长的电磁波，解决方法便是将观测站摆在干燥高地，如位于智利阿塔卡玛沙漠的阿塔卡玛大型毫米及次毫米波阵列（ALMA）与位于南极洲的南极望远镜（SPT）等。但天气糟时仍会连大气层都看不出去[9]。最后观测波长设定在1.33与0.87毫米。在该波长下，银河几乎是透明的[14]:82[5]:37。而在该波长下欲达到足以观测事件视界的角解析力，所对应的望远镜口径为几千公里，因此必须倚靠VLBI技术达成目标[5]:38。

VLBI与数据处理

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参见：甚长基线干涉仪、球鞋网路和网格计算

天文学家利用甚长基线干涉仪（VLBI）技术整合世界各地的电波望远镜，使它们能同时观测同一目标，产生能整合为单一影像的数据。其角解析度由 决定，其中 为观测波长、 为天线之间的投影距离。两者比值越小，角解析力越高[1][17]。VLBI技术在电波天文学领域很普遍，然而一般没有事件视界望远镜规模大，不但望远镜数量多、分布也广。

由于每个天文台得到的资料量都非常庞大，无法使用网路传输，而需使用硬碟储存，于观测完毕之后邮寄出去[18]。有些天文台一开始使用常规硬碟储存数据，然而观测台多位于高地，常规硬碟常因气压过低而无法运作。如位于墨西哥内格拉火山（英语：Sierra Negra）顶（海拔4,580公尺）的大型毫米波望远镜，原本装备的32个常规硬碟中就有28个无法运作。望远镜改装备氦气封装硬碟（Helium-Filled Hard Drives）后，不但因其密封环境不会受气压影响，能储存的资料量也从4TB提升至8TB。硬碟的效能对于EHT能否顺利运作至关重要，因为当望远镜观测时，其每秒产生的数据量是以百亿位元（英语：Gbps）为单位计算的。一次普通的五天观测期间，每座望远镜会搜集约500TB的数据，整个阵列产生的数据约7PB，将装满1000至2000个硬碟。收集到硬碟上的数据必须从各个望远镜透过飞机运送到位于美国马萨诸塞州的MIT海斯塔克天文台以及位于德国波恩的马克斯普朗克电波天文研究所[2][9][19]。

在那里，资料将会用约800个由40 Gbit/s网路连结的CPU组成的相关器（Correlator）——具有专门用途的超级电脑——交叉比对并分析，将各天文台以时间标记的电波信号整合起来[18][17]。这800个CPU结合其专用的特殊成像软体后，将数据转化为单一影像，因此也被称为“矽透镜”（Silicon Lens）——用数据而非光去生成影像的“透镜”。这些数据分开看将只会是来自黑洞的杂讯，只有结合各地的数据才能使它们产生科学用途。其产生的影像解析度将相当于使用地球口径的望远镜所拍摄的[2][9][19]。

成像技术对使用VLBI技术的阵列而言非常重要。通常VLBI阵列收集到能用来进行傅立叶变换[注 2]的数据相对少，因此仅能使用有限数据和已知限制重建图像，并从多个符合数据的图像中筛选出失真程度最低的。电波干涉仪（英语：Astronomical interferometer）数据的标准成像演算法为CLEAN（英语：CLEAN (algorithm)），该演算法已成功在低频率的情况下产生足够质量的干涉图像。但EHT的观测站分布地很散，资料覆盖率低，并不适合使用CLEAN，而是使用了进行可见光干涉观测的社群发展的新演算法[16]。

建立模型与电脑模拟

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主条目：数学模型和电脑模拟

黑洞本身是很单纯的物体，根据无毛定理，只要质量、电荷、自转三个参数便能完整描述其特性[5]:83。复杂的是黑洞周遭的环境，有许多数据上显示的特征细节是由环绕黑洞的物质所决定[12]。理论天文物理学家根据广义相对论建立了数学模型与电脑模拟。依爱因斯坦方程式预测，望远镜将观测到近乎圆形的黑洞剪影[注 3]，也就是事件视界旁明亮外缘与幽暗内缘所形成的对比。看上去将如黑色的背景绕上了一圈流光。若人马座A*拥有事件视界，但剪影形状或大小偏离预测，就代表广义相对论需要修正[14]:82-85[9]。

建置过程

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筹备会议

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2012年初，来自世界各地的天文学家在美国亚利桑那州土桑市第一次举行EHT会议，确定组成一个团队，筹划联系全球的电波望远镜以观测黑洞的事件视界，并将该计画定名为“事件视界望远镜”。大多数相关望远镜设施都有代表参与会议，不过尚未确定组织分工和资金来源等细节。当时已有三架分别位于美国加州、亚利桑那州和夏威夷的望远镜完成连线，以1.3毫米的波长观测了几年，并取得银河系中心模糊的影像，判定其具有黑洞的特征。天文学家们希望能将波长降至0.83毫米、并与更多望远镜连线以扩展基线，提高角解析度。当时全球具有以差不多波长观测的能力、或调整起来相对容易的望远镜数量约有一打。科学家估计需要花几百万美元进行升级、调整一些望远镜的仪器。ALMA的66架电波碟形天线将会是计画的关键之一，它的加入将大幅提升基线。EHT在海斯塔克天文台的研究人员已从美国国家科学基金会获得400万美元的资助，用以帮ALMA装备VLBI设备，预计将于2015年加入全球阵列。科学家也希望能将南极望远镜升级后纳入阵列之中。EHT团队预计在2012年夏天建立谅解备忘录（MOU），但在此之前的测试等工作仍会在相对非正式的安排下进行[4][20][21][22]。

前置作业

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位于智利阿塔卡玛沙漠的阿塔卡玛大型毫米及次毫米波阵列（ALMA）

观测的前置作业包含发展及部署次毫米（英语：Submillimetre astronomy）双极化接受器、使VLBI能够在230 – 450吉赫（3.5毫米[注 4]）运行的高稳定频率标准、更高频宽的VLBI后端和记录器，以及运行新的次毫米VLBI观测站[23]。对参与计画的成员，EHT必须派研究人员前往观测设施，改装它们硬体、安装新的数位讯号处理器和数据记录器[19]。2006年第一次接收数据以来，逐渐有许多来自世界各地的天文观测单位加入[9]。经过多年，EHT已从一个松散、资金不足的团队，成长为30多所来自12个国家的大学、天文观测站等研究单位与政府机构参与的国际合作组织[24][19]。EHT使用Wiki系统架设内部网站，作为研究人员的联络平台[25]。

ALMA的加入对EHT很关键。2014年，科学家在ALMA安装了以氢迈射提供动力的特制原子钟，取代以往使用铷气的时钟以更精准计时。一旦完成，不但ALMA将达到与EHT阵列连线的标准，也成为其中仪器最灵敏的一员。它的加入使整体阵列的灵敏度提高10倍（比哈伯望远镜还高2000倍[9][26]），使EHT能观测对象大幅增加，并填补北半球和南极望远镜之间的空缺、提高南北向的讯号覆盖率[16]。2015年，ALMA进行EHT阵列中第一次VLBI技术的测试。测试中，ALMA与阿塔卡马探路者实验（APEX）连线形成2公里长的基线，并观测经常被拿来当望远镜测试指标的0522-364类星体。两望远镜透过网际网路向海斯塔克天文台传送了5秒的观测数据，以供研究人员确认系统是否正常运作。由于完整的数据量过于庞大，存在硬碟中邮寄去资料处理中心是最快的传输方式。研究团队表示该次测试很成功[27][28]。

位于南极点的南极望远镜于2015年加入EHT计画。由于其位于地球轴点上和高海拔，拥有很干燥的空气，适合进行长期观测[13]。事件视界望远镜于2015年时已拥有9年的观测数据，但当时的资料仅来自三座参与计画的天线，尚不足以计算出黑洞事件视界的影像。之后陆续将有更多观测台加入EHT阵列的全球电波望远镜网路，计画希望能在法国、格陵兰、美国等地增加站点[2]。该计画预计于2017年摄得银河的超大质量黑洞、人马座A*的第一张影像[29]。

观测计画

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连线观测

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“超兴奋的，我们已经筹备这个望远镜近二十年了，将在四月进行观测。我们认为这是第一次真正有机会让黑洞的事件视界成为焦点。”
—— 哈佛－史密松天体物理中心的计画主持人的谢珀德·S·多勒曼，BBC News（2017）[9]

事件视界望远镜计画每年只会进行一次连线观测，时间依各天文台观测排程、天候、以及那个时期人马座A*和M87是否同时在天上而定[19]。2006年为第一次观测，有三座望远镜参与连线[3]。EHT于2007年开始观测人马座A*、2009年开始观测M87，虽然早期角解析度相对低，数据也产生了许多重要的科学成果[16][30]。经过多年筹备，近几年事件视界望远镜的技术逐渐达到目标所要求的标准[31]。计画开始以来天文学家持续协调多座望远镜的观测时间，也为各观测站配置观测所需仪器。因观测的波长处于会被水气吸收的波段，观测受天气影响很大[32]，而大多数EHT站点一般在冬季时会有较稳定的天气[1]。

2017年4月，EHT第一次有够多的参与成员，使阵列达到足以观测事件视界的角解析度。由哈佛大学“黑洞倡议计画”的办公室改装而成的观测指挥中心会在4月5日至14日、共十天期间，每天开会决定是否进行观测，一共会观测五天。观测的头三个晚上所有观测站的天气和仪器情况都非常好。最后天文学家不得不中断观测两天，让工作人员休息、维护仪器，再完成剩下两天的观测[3][19]。全球毫米波特长基线阵列（GMVA）更早也在4月1至4日观测人马座A*。其中GMVA将观测重点放在银河系中心区域的吸积和喷流，而EHT则尝试取得黑洞剪影的影像[32]。在此之前，EHT也曾观测过两黑洞周围的环境，然这是第一次加入ALMA和南极望远镜[31][18]。ALMA为两阵营重要的成员，除了因其为最大、最灵敏的望远镜外，也因其位于南半球[32]。天文学家已能用第一批影像验证某些爱因斯坦重力理论的基本预测，电波天文学家海诺·法尔克（Heino Falcke）并表示这些影像能让黑洞从某种神秘物体，变成可以研究的实体[18]。然而因南极的人员必须在那度过南半球的冬天，硬碟要等到同年十月后才能运出来[3][18]，整个阵列的数据至少等到该年底或2018年初才会处理完毕并公布观测影像[9]。

未来，天文学家将继续发展能提高解析度的技术、新的运算方法等，如将观测频率提升至345吉赫，也就是以0.87毫米的波长观测。现在的230吉赫足够观察到黑洞的吸积流，而345吉赫将能看得更深，对光子轨道进行观测[1]。天文学家也希望将来能做出即将消失于黑洞之中的物质绕行事件视界的动态影像[9]。格陵兰望远镜预计于2018年加入EHT[32][15]，且也希望能加入位于非洲以及太空中的站点[18]。

全球毫米波特长基线阵列

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全球毫米波特长基线阵列（英语：The Global mm-VLBI Array, GMVA）是个类似事件视界望远镜的电波望远镜观测网路，其成员有位于夏威夷的次毫米波阵列望远镜、智利的ALMA（同时也为EHT成员）、美国的绿堤望远镜，以及法国、德国、西班牙、芬兰、瑞典等世界各处的电波望远镜[32]。两个阵营的差别在于GMVA观测波长为3毫米，而EHT在1.3毫米。两者将合作观测人马座A*与M87的黑洞[31]。

成果

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以下列出2006年至2016年的重要观测成果[12][16]：

  • 若人马座A*和M87没有事件视界，则绕行于周围的吸积流将加热其表面时，使表面辐射的光谱在近红外光波段产生峰值。然而，EHT并无观测到此现象，这表示它们应该拥有事件视界，而拥有事件视界即为黑洞的定义[10]。
  • 观测数据严格限制了人马座A*和M87的模型类别。从两者模型看来，它们的旋转向量相对于观测方向显著倾斜，吸积盘的边缘比盘面离地球更近。
  • 广义相对论预测强大的重力将导致黑洞附近的物体从远处看比实际还大。在考虑星际介质造成的散射之后，天文学家观测到的毫米波辐射影像大小比理论值还要小30%。对观测值的其中一个解释为毫米波辐射源自吸积盘，其旋转造成的都卜勒效应使辐射在吸积盘旋近与旋离的两端呈不对称的分布[33][34][35]。
  • 天文学家观测到来自人马座A*发出辐射的亮度会随时间变化，但发射区域的大小并没有随之而变动。虽然产生这种改变的机制尚不清楚，但EHT的数据显示这种改变出现在非常靠近黑洞的吸积流上。
  • 来自M87中央的辐射显示黑洞正在快速旋转；同时，天文学家观测到其巨大的喷流的来源，推论该高速喷流为磁场所造成[11][36]。

计画参与者

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阵列成员

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阵列成员表列如下[37]：

 
EHT（蓝绿线）与GMVA（黄线）之望远镜阵列分布。其中ALMA和IRAM同时属于两个阵营

合作单位

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EHT于2012年办了第一次会议后，于2014年、2016年也举行了第二、三次的会议，邀请资助EHT计画的组织参与。参与人员会在会议中回顾EHT的目标、理论的改进、数据分析、技术发展、观测策略，以及计画组织等[21][38][39]。

官方网站列出的合作单位[40]：

备注

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  1. ^ 传统的VLBI频率为86吉赫、波长3.5毫米[1]
  2. ^ 一种将信号在时域（或空域）和频域之间转换的线性积分变换
  3. ^ 或称“阴影”（英语：Shadow）
  4. ^  ，频率＝光速 / 波长

相关条目

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资料来源

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除另行注明外，以下文献皆为英文。

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 Moving towards higher observing frequencies [向更高的观测频率迈进]. Event Horizon Telescope. [2016-10-26]. （原始内容存档于2016-08-13）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 Mearian, Lucas. Massive telescope array aims for black hole, gets gusher of data [大型望远镜阵列锁定黑洞，收集大量数据]. Computer World. 2015-08-18 [2015-08-21]. （原始内容存档于2017-06-03）. 
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 3.3 Seth Fletcher. Clear Skies, with a Chance of Black Holes. Scientific American. 2017-04-11 [2017-06-13]. （原始内容存档于2017-05-19）. 
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延伸阅读

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科普文章：
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