提到黑洞和引力波，相信很多人已經不陌生了，在去年年底《自然》雜志發布的2017年全球熱點科學領域的預測中，“進一步探測黑洞和引力波”便是熱點之一。

這并不奇怪，畢竟黑洞到底是什麼，一直備受關注。

盡管科學家們已經對黑洞有所了解，知道黑洞并不黑，研究它們在不同電磁波窗口、引力波窗口下的樣子，甚至對黑洞進行了巡天觀測，對黑洞樣本進行統計分析，且試圖理解黑洞是如何誕生、如何成長的。但是，這其中依舊有很多未解之謎，例如，黑洞的視界面周圍看起來是什麼樣子;是否與廣義相對論的預測相符合;黑洞的噴流是如何産生的，等等。

今年4月，科學家們針對黑洞開展了一項了不起的工作——對黑洞視界區域的直接觀測。

黑洞的視界是什麼?這項工作還有什麼目标?這項工作是如何開展的?我們期待着能看到什麼呢?帶着這些問題，我們一起一探究竟。

黑洞是什麼?

我們之所以能看見物體，是因為有光子進入我們的眼睛，那麼黑洞(Black Hole)呢?

我們知道，黑洞說的就是某個時空區域，由于引力非常強，以至于速度最快的光子都沒有辦法逃離。連光子都沒有辦法逃離，也就是沒辦法被我們看見，所以被稱為黑洞。

或者你可以想像一條瀑布，水從上至下，一旦物體接近瀑布的高處邊緣，想要逃離邊緣就很難，命運隻可能是順着水流從高處落下。

早在1783年4月，John Michell就發表過文章，他的簡要計算表明，如果一個天體密度和太陽差不多，而直徑是太陽的500倍，它所對應的逃逸的速度就會比光速還要大，也就是說光也沒辦法逃離它，無法被人觀測到，當時稱這類天體為暗星(dark star)。

1915年，愛因斯坦發表他的廣義相對論，闡明物質質量決定時空如何彎曲，而時空彎曲決定了物質将如何運動。

幾個月之後，卡爾·史瓦西給出了第一個精确解 史瓦西解，他描述了不帶電的物質球對稱塌縮的過程。而之後的其他科學家們也紛紛提出了具有更複雜性質的黑洞解。

和蟲洞一樣，黑洞也是被愛因斯坦所提出的方程的一種解的形式所預言存在的。而和蟲洞不同的是，黑洞是目前已經被天文學家間接和直接證明存在的一類天體。

黑洞有什麼特點?

任何質量的物體，都對應有一個臨界半徑，物體如果被壓縮成球體，其半徑小于這個臨界半徑後就會發生重力坍縮。

這也就意味着，其實你也可以被壓成黑洞，前提是有辦法把你壓縮到很小很小，小到幾乎看不見。

如果讓地球變成一個黑洞，就要把地球縮小到10億倍，壓到18毫米，相當于1分錢的直徑那麼大。

如果讓太陽變成一個黑洞，要把太陽縮小到10萬倍，壓到6千米那麼大，密度高達每立方厘米200億噸。

一旦形成黑洞，就會在周圍形成一個界面，這個界面被稱作視界面(event horizon)，它就像一堵無形的牆将内部被高度扭曲的時空和外界時空隔離開，該界面以内的物質都無法逃離，即使光也不例外，之後其本身将繼續收縮成為密度無限大的奇點。

光是讓我們能夠了解信息的使者，如果連光都無法逃離該視界面，那就相當于沒有使者告訴我們黑洞視界裡面發生什麼事情。

如何判斷黑洞存在與否?

其實，天文學家們可以通過黑洞對周圍物質的引力影響來間接地判斷它的存在，就像我們雖然看不見風，但是可以通過樹葉的擺動判斷風的存在。

電影《星際穿越》中的黑洞

對于黑洞，這裡的“樹葉擺動”可以是周圍物質或氣體的運動、發出的輻射以及其它由強引力帶來的影響等。

但天文學家們還從未直接地看到過黑洞。

如果說黑洞的重要性質之一是視界半徑，能否直接看到視界半徑的存在呢?這其實正是天文學家們如今正在做的事情。

今年4月，給黑洞拍個照

給黑洞拍照?究竟是拍什麼呢?其實就是拍攝黑洞的“暗影”。那麼，什麼是“暗影”，就是指視界面以内看不見的區域嗎?它是純黑暗的嗎?

并非如此，“暗影”不純暗!今年4月5日至14日開展的拍照黑洞，就是希望能夠拍攝到黑洞的“暗影”。

2000年，Falcke等天文學家們首次基于廣義相對論下的光線追蹤程序，模拟出銀河系中心黑洞Sgr A*看起來的樣子。

根據他們的模拟結果，如果黑洞後面有一個類似于吸積盤的平面光源(planar-emitting source)，平面光源發出的光子，會受到黑洞的強引力場的影響。天空平面(與視線方向垂直的面)會被一個名為黑洞“視邊界”(apparent boundary)的圓環一分為二。

一邊是在視邊界圓環以内的光子，隻要在視界面以外，就能逃離黑洞，但受到很強的引力作用，亮度低;一邊是在視邊界圓環以外的光子，能繞着黑洞繞轉多圈，積累的亮度足夠高。

這樣的結果是，從視覺上，我們就會看到在視邊界内側的亮度明顯更弱，相比之下，看起來就像一個圓形的陰影，外面包圍着一個明亮的光環。故此得名黑洞的“暗影”(black hole shadow)。

廣義相對論預言，将會看到一個近似圓形的暗影被一圈光子圓環包圍。由于旋轉效應，黑洞左側更亮。圖片版權：D. Psaltis and A. Broderick

那麼，這個“視邊界”或者說“暗影”有多大呢?與什麼因素有關呢?

如果不自轉黑洞的視界半徑與史瓦西半徑大小相同，将其記為r，那麼它的視邊界就是2.6r;具有相同黑洞質量但自轉值最大的黑洞呢，視邊界半徑就約是2.3r。

這說明黑洞視邊界的尺寸與r有關，而與黑洞的自轉關系不大，而r又主要與黑洞質量有關，因此可以說，黑洞質量是決定 “視邊界”尺寸的主要因素。

那又為什麼要給黑洞拍照呢?

主要有三個目标。

第一，驗證廣義相對論。

廣義相對論預言了黑洞“暗影”的存在、尺寸和形狀。如果觀測結果與預言相符，那就驗證了廣義相對論;如果有所不一樣，則說明有一些新的方面需要改進。

第二，理解黑洞是如何吃東西的。

黑洞的“暗影”區域非常靠近黑洞吞噬物質形成的吸積盤的極内部區域，這裡的信息尤為關鍵，綜合之前觀測獲得的吸積盤更外側的信息，就能更好地重構黑洞吃東西的物理過程。

第三，理解噴流的産生和方向。

某些朝向黑洞下落的物質在被吞噬之前，會由于磁場的作用，沿着黑洞的轉動方向被噴出去。

以前收集的信息多是更大尺度上的，卻沒法知道在靠近噴流産生的源頭處發生了什麼，現在對黑洞暗影的拍攝，就能助科學家一臂之力。

拍的是哪些黑洞的暗影呢?

這次的拍攝目标，是銀河系中心的黑洞Sgr A*和星系M87的中心黑洞。

之所以選擇Sgr A*，因為它是地球上看過去最大的黑洞。而另一個M87裡的黑洞，盡管距離我們更遠——五千三百萬光年之外，但黑洞質量是60億倍太陽質量，這使其成為第二大黑洞。

Sgr A*的質量是430多萬倍太陽質量，對應的r是1300多萬千米，“視邊界”的半徑約3300多萬千米，綜合它到地球的距離26000光年，“視邊界”看起來的角尺寸約為0.00005角秒。

要知道，從地球上看滿月的尺寸約為30角分，0.00005角秒就相當于從地球上看橘子大小的物體(注：0.00005角秒約是30角分的3億分之一，月球直徑約3500多千米，其3億分之一約為11厘米)。

假設M87中心的黑洞也是個不自轉的黑洞，那麼從地球上看過去，M87的“暗影”角尺寸會略小些。

暗影這麼小，要怎麼看?

當然是用望遠鏡看啦!

天文學家們利用的是基于亞毫米波段的電磁波，由于分辨率與所基于的電磁波波長有關，波長越短，分辨率越高，但技術難度也更高，目前觀測基于的是波長為1.3毫米的電磁波，未來，天文學家們期望能基于0.8毫米的電磁波來拍攝黑洞暗影。

過去的十年多時間裡，麻省理工學院的天文學家們聯合了其他機構的同行，讓全球8個天文台計劃同時對銀河系中心的黑洞Sgr A*展開亞毫米波段觀測，這些望遠鏡統稱為“視界面望遠鏡”(Event Horizon Telescope)。

視界面望遠鏡包括：北美、南美、歐洲和南極的射電望遠鏡。

分辨率與幹涉臂長相關，臂長越長，分辨率越高。這些望遠鏡構成了一個幹涉陣列，所以視界面望遠鏡的特點之一就是分辨率(分辨能力)高。

這些射電望遠鏡Sgr A*的暗影尺寸是5r(r指史瓦西半徑)，如果視界面望遠鏡僅利用位于夏威夷、加州和亞利桑那州的射電望遠鏡，達到的分辨率是6r，即能将相距6r的兩個物體區分開。如果加上ALMA，分辨率達到3r，如果再加上南極的射電望遠鏡，分辨率将達到1.5r，絕對能分辨目标源的黑洞“暗影”。

這樣一比較，視界面望遠鏡陣列的分辨率比哈勃望遠鏡的分辨率還要高出1000倍多呢。

視界面望遠鏡的另一個特點是靈敏度高。為了得到更高的靈敏度，在觀測過程中，天文學家們采用了大望遠鏡和快速采集數據。

那麼，這些望遠鏡如何合作呢?

天文學家們采用射電幹涉技術，多台設備同時看和記錄，然後數據彙總到一起分析，每天晚上産生的數據達到2PB(1PB=1048576GB，相當于50%的全美學術研究圖書館藏書咨詢内容)。所以說，數據處理和理論分析是對天文學家提出的挑戰。

黑洞本身很簡單，但是從數據中挖掘出來的細節很大程度上取決于黑洞周圍複雜的環境，因此我們需要能建模重構出這些複雜的環境。

數據量之多，處理難度之大，造成黑洞暗影的照片被處理出來還需要近一年的時間，預期最快2018年上半年能看到處理結果。

盡管難度大，面臨挑戰多，但天文學家作出計劃，邁開合作觀測這一步。

讓我們等着黑洞暗影照片的出爐，更期待的是從照片講出的故事，是驗證了廣義相對論，還是發現廣義相對論有可改進之處?是否為黑洞吃東西、噴流等帶來新的前進契機?讓我們拭目以待!

來源：科普中央廚房

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