M87黑洞：人類首張黑洞照片。圖源：EHT官網(wǎng)[1]。
撰文 | 吳寅昊
責編 | 陳曉雪
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“光照在黑暗里，黑暗卻不接受光?！?——《圣經(jīng)》
北京時間2019年4月10日晚9點，就在我樓下的上海天文臺天文大廈的報告廳里，人類通過EHT（Event Horizon Telescope，事件視界望遠鏡）拍攝的首張黑洞的“照片”公布了。
這不是我親歷的第一場新聞發(fā)布會，但無疑是最讓人澎湃的。就好像一年多以前在網(wǎng)絡上看的那場在紫金山天文臺舉行的關于觀測到的雙中子星合并引力波事件GW170817的發(fā)布會，也好像2016年初LIGO關于引力波的那一次發(fā)布會。
在發(fā)布會之前，我已經(jīng)從參與EHT項目的老師口中或多或少地窺探到了照片的芳影，比如所謂的“一個光圈”，比如所謂的“Shadow”。用老師的一句話來說就是，“和理論預期的幾乎一模一樣”。
當時聽到這句話時，我腦海里第一時間浮現(xiàn)出來的就是《星際穿越》里的那個超大質(zhì)量黑洞“卡岡圖雅”。圖源：《星際穿越》[2]。
從左至右依次為黑洞觀測圖像、廣義相對論框架下磁流體數(shù)值模擬（GRMHD）得到的圖像、GRMHD得到的圖像換算到觀測精度之后得到的圖像[3]。圖源：The Event Horizon Telescope Collaboration。
此前，天文學及物理學研究者都知道，黑洞是存在的，只是由于廣義相對論效應，我們看不到它而已。
那么，既然看不到黑洞，我們是怎么知道它的存在的呢？
黑洞簡史
故事要從1783年，英國地質(zhì)學家米歇爾向英國皇家學會提交的一篇論文說起。在這篇論文中，米歇爾利用牛頓力學估算了一種很奇妙的情況：如果一個星體半徑是太陽的500倍，而密度和太陽一樣，那么光線就無逃脫該星體的引力束縛，這個星體就是“暗星”（Dark Star）。13年后，也就是1796年，法國數(shù)學家拉普拉斯在其著名的《宇宙體系論》一書的最初兩版中提出了類似的想法。
一百多年后，1915年，愛因斯坦提出了廣義相對論。一年后，1916年，卡爾·史瓦西在一戰(zhàn)的戰(zhàn)壕中找出了廣義相對論的一個沒有自旋的球對稱天體的引力場方程的解。史瓦西認為，對于一個給定質(zhì)量的星球，存在一個臨界半徑，從這半徑處發(fā)出的光將具有無窮大的引力紅移，以致于在其外部任何地方的觀測者都無法接收到。這就是我們現(xiàn)在常提到的史瓦西黑洞的穩(wěn)定靜態(tài)解，證明廣義相對論在理論上是預言了黑洞的存在。
巧合的是，史瓦西解的視界半徑和牛頓力學預言的“暗星”的解相吻合。又過了五十多年，約翰·惠勒在1967年為史瓦西預言的天體命名，“黑洞”（Black Hole）就此誕生了。在這之前，人們用“凍結星”（Frozen Star）、“暗星”、“塌縮星”（Collapsed Star）來形容這類天體。
阿爾伯特·愛因斯坦。圖源：維基百科。
如何尋找黑洞
對于黑洞，我們可以簡單地理解為，因為連光也無法逃出它的魔爪，這也就意味著在光學上我們沒辦法看到黑洞的模樣。
那么，基于無法看到黑洞，很多人跳出來表示“黑洞不存在”“科學家都是騙子”。
但是，看不見不意味著不存在。
長久以來，天文學家們都抱著極大的熱情來搜尋黑洞這一看不見的怪物。
下面，我將通過對恒星級黑洞的搜尋來簡單介紹一下如何尋找黑洞 [4]。
天文學家估計，在宇宙中應該存在著相當數(shù)量的黑洞，但估計畢竟只是估計，在完全看到他們之前我們也不敢保證就是對的，因為目前對黑洞的搜尋效果甚微。
其中主要有兩個原因。
首先，確定一個天體是否為黑洞就必須要知道這個天體的兩個量，質(zhì)量和半徑，然后把天體半徑與視界半徑相比較，當半徑小于視界半徑時，才可以確認其為黑洞。質(zhì)量可以通過雙星系統(tǒng)的軌道運動來測量，但是半徑的測量側面臨著許多困難。我們知道，黑洞視界半徑很小，遠小于星系之間的距離，在這種情況下分辨黑洞難度過大。
其次，由于黑洞強大的引力效應，黑洞周圍都會存在著大量的星際物質(zhì)（例如吸積盤），而這些星際物質(zhì)往往會產(chǎn)生大量的輻射，從而在光學變得可見（例如《星際穿越》中的卡岡圖雅黑洞周圍就有一圈明亮的光環(huán)），而這會影響我們判斷黑洞的實際大小。
以上兩個原因也就斷了我們直接看到黑洞的念想，但是給天文學家留下了通過間接測量看到黑洞的希望。
首先恒星級黑洞指的是質(zhì)量在3倍的太陽質(zhì)量到20倍的太陽質(zhì)量之間的黑洞，這種黑洞不同于目前成因未知的超大質(zhì)量黑洞，它們是某些恒星“星生”的終點。
目前天文學家一般是通過致密星的質(zhì)量來區(qū)分的。天文學通過計算發(fā)現(xiàn)，中子星的質(zhì)量上限是 3倍的太陽質(zhì)量，如果致密星超過這一上限，那么必為黑洞。
黑洞（上）、中子星（中）與白矮星（下，由于太大所以只畫了一部分），在同是1.2倍太陽質(zhì)量的情況下的大小對比。圖源：《星際穿越》[2]。
這時候可能又有人要問了，既然這么容易區(qū)分，那為什么開頭還說“效果甚微”呢？
很簡單，我們不可能直接測定雙星系統(tǒng)中的致密星質(zhì)量，只能利用可見子星的譜線移動來得到其軌道參數(shù)，然后通過開普勒定律來計算雙星的總質(zhì)量，最后通過一系列的比較來估計致密星的質(zhì)量，操作存在著很大的誤差，而且之前提到致密星周圍通常會有明亮的吸積盤，這也就意味著可見子星的光譜容易被吸積盤的光譜所掩蓋。這也是為什么理論上黑洞很多，但是被確定為黑洞的天體卻很少的原因。
以上都是關于恒星級黑洞的尋找方法，然而這次發(fā)布會EHT公布的是M87星系中心的超大質(zhì)量黑洞的照片，超大質(zhì)量黑洞在哪里呢？
近些年的觀測表明，基本上每個星系的中心都存在一個超大質(zhì)量的黑洞，我們的銀河系也不例外，銀心存在一個名為Sgr A*的超大質(zhì)量黑洞。
EHT的觀測實際上就是以M87和Sgr A*為首要目標的，因為在宇宙中這兩個黑洞的角尺度是最大的。但是因為觀測以及數(shù)據(jù)處理上更加困難，現(xiàn)在還沒有完成對Sgr A*的處理，因此本次發(fā)布會沒有公布Sgr A*的照片。相信在不遠的將來我們會看到它的芳容的。
觀測到的恒星環(huán)繞Sgr A*的運行軌道。圖源：《星際穿越》[2]。
順便說一句，最近著名的預印本論文網(wǎng)站Arxiv上貼出了一篇Sgr A*的GRMHD模擬的論文 [4]，如圖所示，通過這篇文章，我們對Sgr A*的芳容有了一個預期。
利用GRMHD模擬出來的Sgr A*的概念圖。圖源：Roelofs et al. (2019)[5]
到這里，也許你又要發(fā)問了：“既然黑洞是看不見的，那這次公布的照片是怎么回事呢？”
從這次發(fā)布會上EHT公布的照片中，我們可以看到，有一圈光環(huán)，光環(huán)內(nèi)部是一團陰影。
這個光圈并不是對應著EHT的名稱中的“EH”——黑洞事件視界面，而是黑洞的光子捕獲半徑（Photon Capture Radius ）。
光子捕獲半徑
很多人（包括很多天文學家），都會把光子捕獲半徑這個概念與另一個概念相混淆，這個概念叫做最內(nèi)穩(wěn)定圓軌道（Innermost Stable Circular Orbit）。
該半徑指的是在黑洞引力場中的實驗粒子能夠做穩(wěn)定圓運動的最小半徑。在此半徑之內(nèi)，粒子無法做穩(wěn)定的圓周運動。
最內(nèi)穩(wěn)定圓軌道示意圖。黃色實線為最內(nèi)穩(wěn)定圓軌道，虛線為視界，黑色實線為黑洞吸積盤內(nèi)流體運動軌跡。圖源：Abramowicz et al. (2010)[6]
根據(jù)廣義相對論的計算，最內(nèi)穩(wěn)定圓軌道半徑應該等于3倍的視界半徑。
然而，光子捕獲半徑的概念與最內(nèi)穩(wěn)定圓軌道半徑的概念是完全不一樣的。
那么究竟什么是光子捕獲半徑呢？
按照廣義相對論，盡管光子的靜質(zhì)量為零，但是光子的動質(zhì)量是不為零的，因此光子應具有引力質(zhì)量，也就是說光子能產(chǎn)生引力場，也必然會受到其他物體的引力作用。
因此，當一束平行光從無窮遠處射向黑洞周圍時，平行光與黑洞的最短距離我們稱之為瞄準半徑。如圖所示，當瞄準半徑足夠小時，光子會回旋地落向黑洞視界因此無法到達觀測者；當瞄準半徑足夠大時，光子會被散射回無窮遠處，因此光線會在黑洞的引力作用下發(fā)生偏折，也就是所謂的“引力透鏡”效應。因此，自然而然的我們可以得出，當瞄準半徑處于一個臨界值時，光子會形成一個環(huán)，在這個環(huán)上，光子既不會產(chǎn)生偏折，也不會落入黑洞。這個臨界值就是光子捕獲半徑。
黃色部分即為光子捕獲半徑。圖源：作者。
舉個例子，一束平行光打在黑洞上，很顯然當光子離黑洞足夠近的時候，它就再也出不去了這個足夠近的位置，就是光子捕獲半徑。
光子捕獲半徑示意圖。圖源：Luminet (1979)[7]。
EHT是在射電波段對黑洞進行的“拍攝”，而射電輻射主要是從光子環(huán)上發(fā)出來的，所以我們可以看到一個明亮的光圈。而光圈內(nèi)部的黑影，就是黑洞本尊所處的位置。
黑洞“Shadow”概念圖。圖源：Luminet (1979)[7]。
按照EHT在發(fā)布會同一時刻發(fā)布的文章中的計算，從無窮遠處進行觀察，光子捕獲半徑大約是倍的黑洞引力半徑，即“2.5倍視界半徑”。
2017年4月觀測得到的M87黑洞圖像的對比[8]。圖源：The Event Horizon Telescope Collaboration。
中國貢獻
發(fā)布會上沈志強臺長介紹說是有16位中國（大陸）科學家參與了EHT項目，從EHT發(fā)表于The Astrophysical Journal Letters（ApJL）上的六篇文章的作者列表里，我們可以看到這16位中國科學家分別是（排名按文章順序）：
Yongjun Chen(陳永軍，上海天文臺)，
Minfeng Gu (顧敏峰，上海天文臺)，
Luis C. Ho(何子山，北京大學)，
Lei Huang(黃磊，上海天文臺)，
Wu Jiang(江悟，上海天文臺)，
Yan-Rong Li(李彥榮，高能物理所)，
Zhiyuan Li(李志遠，南京大學)，
Ru-Sen Lu(路如森，上海天文臺&馬克思·普朗克射電天文所)，
Jirong Mao(毛基榮，云南天文臺)，
Lijing Shao（邵立晶，北京大學），
Zhiqiang Shen(沈志強，上海天文臺)，
Qingwen Wu(吳慶文，華中科技大學)，
Feng Yuan(袁峰，上海天文臺)，
Ye-Fei Yuan(袁業(yè)飛，中國科學技術大學)，
Shan-Shan Zhao（趙杉杉，南京大學&內(nèi)梅亨大學），
Feng Gao（高峰，上海天文臺&馬克思·普朗克地外物理研究所）。
本次EHT的觀測是利用全球8個大型射電天文望遠鏡組成的 VLBI（Very Long Baseline Interferometry，甚長基線干涉測量）技術進行的觀測，并且在觀測結果出來前后通過各種分辨率的GRMHD數(shù)值模擬與觀測結果進行比對，以檢驗觀測結果與理論的符合情況。
以上16位中國學者均是天體物理觀測或VLBI技術及理論或數(shù)值模擬領域的專家。
出席了此次在上海天文臺舉行的新聞發(fā)布會的中國科學家。圖源：作者。
從EHT計劃的雛形開始，他們便著手推動EHT的國際合作，并且在對相關望遠鏡的觀測申請、后期的數(shù)據(jù)處理及觀測結果的理論分析等方面做出了突出貢獻。
其中，上海天文臺的袁峰研究員更是論文發(fā)表工作組 (Publication Working Group) 的五成員之一。該工作組的職責，簡單的說就是負責協(xié)調(diào)研究者之間的合作、各個課題組論文初稿的把關、內(nèi)部審稿、直至最終投稿的全部過程。
可能讀者會覺得這個工作組的作用類似于期刊、雜志社的科學編輯，但實際上，他們的作用遠不止于此。
EHT團隊中有著來自不同國家、不同課題組的二百多名天文學家，在研究過程中，自然而然的會產(chǎn)生一些不同的意見，彼此之間都希望自己的觀點可以被接受。
比如在觀測數(shù)據(jù)的處理過程中，由于EHT采用的VLBI技術是全球多個射電望遠鏡共同作用的結果，為了增加工作效率，各個望遠鏡的觀測數(shù)據(jù)被送到不同的課題組進行處理，然后匯總在一起。在這個過程中，不同課題組可能會因為數(shù)據(jù)處理的細節(jié)問題而展開爭論、甚至相同課題組內(nèi)組長和副組長之間都不能互相說服的現(xiàn)象（據(jù)說Sgr A*的照片遲遲無法公布，就是因為這個原因）。甚至當數(shù)據(jù)處理完成之后，對數(shù)據(jù)結果進行分析和理論討論的過程中，也不能避免這種情況。
這時候，就需要一些在該領域具有話語權的專家來協(xié)調(diào)各方意見，依靠自己的經(jīng)驗和學識，說服各方，從而達成共識。這就是論文發(fā)表工作組。
對于這種二百多人參與的大型國際合作項目，可以說這個領域的國際上的專家大部分都參與了，所以團隊內(nèi)部把關非常重要。
此外，有人可能會問：“有沒有中國的望遠鏡參與？”
答案是有的，但是不是大眾所熟知的上海65米射電望遠鏡（天馬望遠鏡）或者500米口徑球面射電望遠鏡（FAST），而是麥克斯韋望遠鏡（JCMT）。
JCMT全稱是James clerk Maxwell Telescope，顧名思義，是為了紀念偉大的詹姆斯·克拉克·麥克斯韋的。JCMT沒有位于中國大陸，而是位于夏威夷莫納克亞山頂。是一座亞毫米波段的望遠鏡，它的拋物面天線直徑為15米，由英國、荷蘭和加拿大合作研制，于1986年底投入運行。
麥克斯韋望遠鏡（中）。圖源：維基百科。
自2015年2月起，JCMT由東亞核心天文臺聯(lián)盟（East Asian Core Observatories Association，簡稱EACOA）管理運行。東亞核心天文臺聯(lián)盟成立于2014年底，由中國科學院天文大科學中心（由國家天文臺、上海天文臺和紫金山天文臺共同組成）、日本國立天文臺、中國臺灣中央研究院天文及天文物理研究所及韓國天文學與空間科學研究所共同組成，這也是為什么上海、東京及臺灣可以舉行此次新聞發(fā)布會的一個重要原因。
東亞核心天文臺聯(lián)盟的標志。圖源：東亞核心天文臺官網(wǎng)[9]。
黑洞就在那里
EHT項目帶給我們的遠非一張照片那么簡單。
這張照片的背后是十幾個國家和地區(qū)、二百多名科學家共同奮斗兩年的成果，是自米歇爾開始三百多年對“暗星”的求索，是全球八臺射電陣列、共計10PB（1PB=1024TB）的數(shù)據(jù)，是無數(shù)人類對未知的好奇。
誠然，EHT的這張照片也許無法為我們帶來一個新的學科，但它帶給我們了一份無與倫比的感動。
就像《天龍八部》里的虛竹第一次看到西夏公主面紗下的樣子一樣，科學家們也第一次看到了自己夢中情人的臉龐。
愛因斯坦和輪椅上的斯蒂芬·霍金，相信愛因斯坦手里的蘋果是屬于伊薩克·牛頓的。圖源：DeluceArt。
通過一張照片，EHT讓我們知道了黑洞的樣子。最重要的，它也讓我們知道，只要有一個共同的理想，不分膚色、不分國籍、不分性別，我們可以放下成見走到一起，為了共同的目標而揮灑汗水。今天的EHT如此，明天的SKA如是。
聽說，有人曾經(jīng)問斯蒂芬·霍金，“你為什么要研究黑洞？”
霍金回答說，“因為黑洞就在那里?！?
參考文獻：
[1] http://www.eventhorizontelescope.org/
[2] 基普·索恩. 星際穿越[M]. 浙江人民出版社, 2015.
[3] The Event Horizon Telescope Collaboration. First M87 Event Horizon Telescope Results. V. Physical Origin of the Asymmetric Ring[J]. The Astrophysical Journal Letters, 2019, 875.
[4] 陸埮. 現(xiàn)代天體物理[M]. 北京大學出版社, 2014.
[5] Roelofs F, Falcke H, et al. Simulations of imaging the event horizon of Sagittarius A* from space[J]. Astronomy & Astrophysics, arXiv:1904.04934.
[6] Abramowicz M A , Jaroszynski M , Kato S , et al. Leaving the innermost stable circular orbit: The inner edge of a black-hole accretion disk at various luminosities[J]. Astronomy and Astrophysics, 2010, 521(2).
[7] Luminet J P . Image of a spherical black hole with thin accretion disk[J]. Astronomy & Astrophysics, 1979, 75:228-235.
[8] The Event Horizon Telescope Collaboration. First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole[J]. The Astrophysical Journal Letters, 2019, 875.
[9] http://www.eacoa.net/
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