地球那麼大的望遠鏡，見過沒？
熟悉光學的人一定都知道，望遠鏡越大，解析度就越高。然而為了觀測銀河中心的黑洞，所需要的望遠鏡大小遠遠超出了實際的製造能力。不過科學家們可以通過組合世界各地的望遠鏡，形成望遠鏡陣列，其效果相當於一個地球大小的望遠鏡！本文介紹了視界望遠鏡的一些細節。
觀測銀河系的中心十分困難。銀河系的中心和我們之間隔著大量的塵埃和氣體，只有很少一部分光能從那裡到達地球。我們可以通過採集X射線、紅外線以及無線電波來透過塵埃和氣體窺視銀河中心。即使如此，分辨包含銀河系中心黑洞的那一小片宇宙，看清黑洞的影子還是太難了。
要想實現這一目標，你需要一台大概地球那麼大的天文望遠鏡才行。這聽起來不切實際，不過幸運的是，我們可以通過協調世界各地現存的射電望遠鏡是可能模擬這樣一台地球大小的望遠鏡的。
這正是EHT的基本原理。如果一切順利，到明年年底，EHT將是一個相互配合的射電望遠鏡陣列，分布在南極、夏威夷、智利、墨西哥以及其間的很多地點。EHT的天文學家們已經用一個較小的望遠鏡陣列進行了數年的觀測。2007年一個三個站點版的EHT觀測到了銀河系中央的黑洞——人馬座A*。科學家們以前所未有的精度檢測到了一些東西（更合適的術語是「結構」），就其尺度來看，是通常被認為能在黑洞視界附近觀察到的。該結果意義重大，因為這是人類目前對黑洞這個「聖地」最詳細的觀測。人們當前的目標是將EHT變得更加強大，從而能夠拍攝到黑洞的照片。
舍普·多門（Shep Doeleman）是一名同時任職於麻省理工學院與哈佛-史密森天體物理中心的天文學家，他領導的國際科研團隊正致力於改進EHT。項目包括了來自美國、日本、中國台灣、智利、墨西哥以及一些歐洲國家的科學家。
EHT會將世界上最先進的射電望遠鏡組合起來，包括：亞毫米波陣列、夏威夷的詹姆斯·克拉克·麥克斯韋望遠鏡、加利福尼亞州的毫米波天文學研究用組合陣列、亞利桑那州的亞毫米波望遠鏡、墨西哥普埃布拉附近的大型毫米波望遠鏡、智利北部的阿塔卡馬大型毫米波陣列和阿塔卡馬探路者實驗、南極望遠鏡、格陵蘭島望遠鏡、法國的布爾高原干涉儀以及西班牙貝萊塔峰的30米望遠鏡。一旦項目啟動，這些望遠鏡將在每年的幾個關鍵的夜晚，同時觀察同一個黑洞。通過這種方式，它們可以被看作是一個巨大的望遠鏡。
所有波都有著干涉的特性，而正是這一點讓組合不同的望遠鏡進行成像成為可能。如果不同波的相位相同，即波峰對波峰、波谷對波谷，那麼當它們疊加時波幅將變大。如果相位不同，疊加則會使波彼此抵消。EHT可以看成是一台超大的干涉儀，它運行所利用的技術叫作甚長基線干涉測量（Very Long Baseline Interferometry，簡稱VLBI）。技術的關鍵在於「甚長基線」。EHT之所以能夠辨析人馬座A*所在的那一小塊區域，靠的正是它的尺寸。和任何望遠鏡一樣，EHT的衍射極限也是它所採集的光波波長比上它接收表面的直徑。對於EHT而言，「直徑」即不同望遠鏡之間的距離。由於EHT的望遠鏡之間相距甚遠，當它採集波長為1.3毫米的光線時，它的角解析度可達到25微弧秒（譯註：弧度單位，microarcsecond）。直觀地理解，1微弧秒是1弧秒的一百萬分之一。而人眼的衍射極限，即裸眼所能分辨出的最小角度是16弧秒。這說明EHT的解析度幾乎達到了人眼的一百萬倍，足以看清楚月球上的一個柚子，或是從紐約看清楚洛杉磯的一枚五分硬幣上的文字。
實現VLBI需要各個天文台進行的協調工作細密龐雜。在觀測當晚，天文學家們要將各自的望遠鏡對準人馬座A*。整個晚上他們都得跟蹤監測黑洞，利用地球的自轉從不同角度觀察它。他們將收集到的數據存在普通的硬碟上，然後運到最近的城鎮，再通過快遞送回麻省理工學院的海斯塔克天文台（Haystack Observatory），各個望遠鏡的結果將在那裡的超級計算機上計算。
打個比方：假設你和一群朋友圍繞在一個池塘的四周，每個人都有一個秒錶和筆記本。每個人也都準確地知道自己在岸邊的位置。假如有個人往池塘中央扔了一塊石頭，然後每個人都記下波紋的形狀以及它到達自己岸邊的準確時間。接著大家聚到一起將記錄匯總。多門解釋道，利用大家收集到的信息你可以對朋友們這樣說：「既然我精確地知道你們每個人記錄波峰波谷的地點和時刻，那麼我基本上能確定波陣面的形狀了。」
到底是怎樣將不同望遠鏡的數據結合起來的呢？這些數據能告訴我們什麼？我們關於黑洞本身了解多少？要將這個話題講清楚，唯一的方法是用好幾篇博客的篇幅來展開分析。我們很快將談到必須對每個望遠鏡做什麼設置才能讓它參加EHT，在EHT得到人馬座A*的圖像之前還有多少事需要做，以及我們對銀河中心的黑洞知道些什麼。（作者：賽斯·弗萊徹；譯者：斑馬線；審校：李想）
※世界辣么大！為啥感冒病毒招惹的總是你？
※心如憂惶，談何健康？
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