首張「黑洞照片」背後的天文學知識

源 | 科學公園 作者 | 飛蠓

2019年4月10日北京時間晚上10點鐘，萬眾矚目的人類第一張黑洞「照片」對外公布。

國內外的社交網路瞬間就被那張甜甜圈模樣的照片刷了屏，來自天文專家和資深天文科普專家的種種解讀也第一時間佔領了微博、推特、臉譜和微信。

不過很多讀者表示，那些專業解讀看起來還是有些深奧，所以特別希望有人能夠對那些解讀再進行一些深入淺出的解讀，此外還有一些網友對這張照片本身表示了一些疑問，為此我寫了《關於「人類首張黑洞照片」的五問五答》，這篇科普文公開發表後反響不錯，之後又收到一些反饋意見，因此我計劃對這篇文章進行一些增補和修改（原標題已經不合時宜了，所以更改為現名），再次發表出來，希望能夠幫助普通讀者解決一些疑惑，也敬請專業讀者就本文不足之處不吝賜教。

01

什麼是黑洞？

簡單的說，黑洞就是宇宙里某些引力特彆強的區域，在這些區域里連光都飛不出去，在我們看來就是黑咕隆咚的，所以天文學家給這些區域取了形象的名字：黑洞。

我們都知道，大科學家牛頓在17世紀末提出了萬有引力定律，指出宇宙中任何有質量的物體都會產生引力，吸引它周圍的其他物體朝它降落，只有那些具備一定速度的物體才能掙脫它的引力束縛而不掉落在它的表面，這個速度叫做「逃逸速度」。

根據萬有引力定律，利用高中物理知識我們就知道，逃逸速度除了跟中心物體的質量有關，還跟逃逸物體與中心物體的距離有關，逃逸物距離中心物體越近，所需的逃逸速度就越高。

如果逃逸速度達到光速會怎麼樣？1783年11月27日英國科學家約翰·米歇爾在寫給另一個英國科學家卡文迪許的信里就指出：一個和太陽同等質量的天體，如果半徑只有3千米，那麼這個天體是不可見的，因為光無法逃離天體表面。

米歇爾稱之為暗星。1796年，法國天文學家皮埃爾·西蒙·拉普拉斯在《世界體系》這本書里也預言：「一個質量如250個太陽，而直徑為地球的發光恆星，由於其引力的作用，將不允許任何光線離開它。

由於這個原因，宇宙中最大的發光天體，卻不會讓我們看見」。科學史研究人員據此認定，儘管「黑洞」這個詞是20世紀60年代才出現的，但追根溯源，米歇爾和拉普拉斯才是黑洞這個概念最早的預言者。

但是拉普拉斯等人只是把黑洞當成一種純理論的東西，因為按照他們的計算，這樣的天體密度高得可怕，似乎是根本不可能存在的東西，根本沒必要為它傷腦筋，此外，他們做出這樣的預言時，依據的是牛頓主張的「光是一種微粒」的假說，但不久「光是一種波」的觀念就取代了這一假說，牛頓力學是否適用於光波，誰也說不準，所以拉普拉斯在自己的書的第二次修訂版里乾脆刪去了自己的黑洞預言。

1915年11月愛因斯坦的廣義相對論問世之後，由於數學能力不足（你看，大科學家也有短處），他只給出了他的引力場方程的近似解。

論文發表20天後一位名叫卡爾·施瓦西的德國天文學家在戰壕里（當時是第一次世界大戰時期，這位天文學家正在東線服兵役，1916年5月11日因病去世）通過數學計算給出了愛因斯坦引力場方程的一個精確解，並寫成論文發給了愛因斯坦，在論文里他根據自己的計算預言：如果某天體全部質量都壓縮到很小的「引力半徑」範圍之內，所有物質、能量（包括光）都被引力囚禁在內，從外界看，這天體就是絕對黑暗的。

論文指出的這個半徑被稱作「施瓦西半徑」，位於中心天體施瓦西半徑處的一個假想球面，被稱作「視界」。

和拉普拉斯等人一樣，愛因斯坦等物理學家也沒有把這樣一個理論預言太當回事，特別是愛因斯坦，因為黑洞的概念暗示了引力奇點的存在，這與愛因斯坦的一些觀念衝突，所以他很排斥這個概念。

隨著天體物理學的發展，一些研究恆星演化理論的學者通過計算髮現，普通恆星演化到末期，由於內部核反應熄火，沒有辦法對抗自身的引力，將被迫收縮，這就會產生大量非常緻密的物質。阻礙人們接受黑洞概念的一個思想障礙就這樣被克服了，黑洞的概念突然不再可有可無。

1934年，德國天文學家沃爾特·巴德和瑞士天文學家弗里茨·茲威基提出中子星理論，指出大質量恆星的演化結局就是一個中子星或黑洞。

1939年，美國物理學家羅伯特·奧本海默（美國原子彈之父）更精確計算出，一顆質量超過太陽質量3倍而又內部沒有任何熱核反應的「冷恆星」，一定會在自身引力的作用下坍縮成為黑洞。

這些理論一開始並沒有引起人們的特別注意，只有研究宇宙大爆炸理論的學者對黑洞理論感興趣。

然而1967年英國劍橋大學的天文學研究生喬絲琳·貝爾小姐意外發現了脈衝星（她的導師因此拿到了1974年諾貝爾物理學獎），隨後脈衝星被證認為中子星。

這一重大發現立刻提升了人們對黑洞的興趣（中子星都發現了，黑洞也完全有可能存在，一般人都會這樣想），「黑洞」在這一時期得到了命名。寫出《時間簡史》的英國物理學家斯蒂芬·霍金也正是因為在這一時期研究黑洞的理論成果而大放異彩的。

不過要觀測黑洞極其困難。當初人們對中子星和黑洞的概念不感興趣也就是因為覺得一個又小又暗的天體以人類掌握的觀測手段根本發現不了，但是中子星的意外發現證明可以通過它們對周圍環境產生的物理效應來間接證實它們的存在。

人們首先想到了雙星，如果雙星系統中一顆是黑洞，另一顆是普通恆星，那麼黑洞的強大引力會導致它的伴星的物質不斷流向黑洞所在區域，當這些物質被黑洞吞噬時，會激發出X射線，因此探測X射線源就有望發現黑洞。

1964年探空火箭發現了後來很著名的X射線源「天鵝座X-1」，通過仔細的測量研究，現在估計其對應的天體質量為太陽質量的8.7倍（排除中子星可能），而其體積又極小（說明是緻密星），所以天文學家普遍認同天鵝座X-1就是一個黑洞。

有趣的是1975年斯蒂芬·霍金和基普·索恩拿天鵝座X-1打賭：如果它被證實是一個黑洞，霍金就給後者訂1年成人雜誌，否則後者將送給霍金4年的《偵探》雜誌，不過在1990年霍金愉快地認輸了。

此外，如果兩個黑洞發生合併，會產生強大的引力波，因此通過探測引力波也能發現黑洞的存在。

2016年2月11日，致力於探測引力波的兩個科學團隊LIGO和VIRGO共同宣布，他們已經於2015年9月14日探測到兩個距離地球13億光年的大質量黑洞合併引發的引力波。

之後研究引力波的團隊又多次探測到雙黑洞合併現象。這些引力波信號都強有力的支持黑洞的存在性。

LIGO探測到的引力波事件，其中大部分是黑洞合併時產生的 圖據LIGO網站

但是天文學家們並不滿足，畢竟靠觀測雙星系統或者雙黑洞合併來確認黑洞還是太被動了。

黑洞雖然不會發光，但它並不是處在真空之中，它的強大引力會把周圍的星際物質（主要是氣體和塵埃）吸引過來，從而形成一個尺寸比視界大好幾倍的吸積盤，吸積盤裡的物質在下落過程中會由於相互摩擦而升溫從而放出各種輻射，這些輻射處在視界之外，是我們可以探測到的。

如果我們能夠直接獲得吸積盤的照片，那就能擺脫此前對黑洞觀測的種種不必要限制，我們對黑洞的了解也能因此進入一個新的境界。

從這個角度來說，此次公布的首張黑洞照片具有里程碑式的意義。

02

M87究竟是什麼？

關於首張黑洞照片的新聞稿里有一個名詞頻繁出現：M87，但是很少有媒體對這個詞進行說明。

這個對天文愛好者來說是常識的名詞，對普通讀者來說就如同「天王蓋地虎」之類的黑話，下面我就簡單解釋一下。這事要從彗星說起。

晚上我們在沒有光害的地方眺望星空，只能看到點點繁星，間或能看到流星和人造衛星劃破夜空。

很長一段時間以來，人們也都認為天上只有恆星、行星和流星，但偶爾夜空里會有拖著長尾巴的彗星出現在天際，那不尋常的外形讓人驚恐萬分。

直到1705年英國天文學家愛德蒙·哈雷發表了《天文學對彗星的簡介》，運用剛問世不久的牛頓引力理論研究了1682年出現的一顆大彗星，發現它與1531年、1607年出現的彗星的軌道根數相近，因此大膽預計這是同一顆彗星在不同年份的回歸，並預報它將在1758年回歸。

1758年這顆彗星果然回歸併於12月25日被德國的業餘天文學家約翰·帕利奇觀測到，從而證實了哈雷的預測，這顆彗星後來就命名為哈雷彗星。

既然確認了彗星和行星一樣是繞太陽運動的天體，這種一度奇怪到沒有朋友的天體就除魅了，之後不斷發現和確認新的周期彗星和非周期彗星，發現者都獲得了很高的榮譽，因此就產生了一個新的業餘天文愛好者群體：彗星獵手。

他們整夜整夜的觀察夜空，搜尋任何一個可能是彗星的移動目標，期待自己能成為新彗星的發現者，從而把自己的名字和某個彗星聯繫起來被後人銘記。

法國天文學家夏爾·梅西耶（Charles Messier，1730年6月26日－1817年4月12日）就是這樣一個著名的彗星獵手，他一生共發現了13顆彗星。

他在長時間的尋彗過程中注意到，夜空中繁星之間並非完全漆黑，從望遠鏡里看過去，到處都是一團團雲霧狀的天體，很容易和彗星混在一起，因此他使用一架10厘米口徑的小望遠鏡觀測，系統地記錄下前人描述過及他能看到的那些明顯的雲霧狀天體的位置，並整理成表格公布出來，以免彗星獵手們在這些雲霧狀天體上浪費時間。

這個表被稱為「梅西耶星團星雲表」，加上後世補充的，一共有110個深空天體，從M1一直編號到M110，統稱為「梅西耶天體」。

梅西耶觀測這些深空天體的時候，對這些天體的距離和物理性質一無所知，所以梅西耶天體里實際包含了五類性質各不相同的深空天體，它們分別是：瀰漫星雲，行星狀星雲，疏散星團，球狀星團和星系，其中除了星系之外，其他四類都屬於銀河系內的天體。

全部110個梅西耶天體，皆由天文愛好者Michael Phillips攝得

新聞稿里提到的M87就是一個星系，它是梅西耶星團星雲表裡第87號深空天體，位於室女座，視直徑8′.3 × 6′.6（和日常生活用米、千米等長度單位表示物體大小不同，天文學上用角度單位表示天體「看上去」的大小。

從頭頂開始在天空中沿垂直方向任意劃一道圓弧到地平線，這段圓弧是90°，把1°等分60份，每一份就是1』，把1『等分60份，每一份就是1″，這裡的′、″都是天文學上用的角度單位，念做分、秒，也有人念做角分、角秒。

太陽、月亮、行星、星雲這樣的天體和恆星不同，它們在天空中佔據了一小塊面積，有可以用測角儀器測出來的大小，所以天文學家就用角度單位來度量它們的尺寸。

月面的視直徑大約是30′，所以M87的長邊看上去大概有1/4個月面那麼大），是一個龐大的橢圓星系，但沒有旋臂。

1918年美國天文學家希伯·柯蒂斯用大口徑望遠鏡發現從它的核心有一道奇怪的射流向外噴出，百思不得其解，現在我們知道那是因為它的核心有一個超大型黑洞，記作「M87*」。

M87星系距離地球5350萬光年（那道射流的長度大約是5000光年），屬於室女座星系團。

室女座星系團是一個包括了1300到2000個星系的大型星系團，和我們銀河系所在的「本星系群」一起隸屬於一個叫「室女座超星系團」的天體集團，只不過室女座星系團位於這個超星系團的中心，而本星系群位於超星系團的外圍。

M87星系的核心非常活躍，早在射電天文學剛剛誕生之初的1947年，射電天文學家就發現室女座方向有一個強烈的無線電信號源，當時命名為「室女座A」，隨後證明室女座A就是M87，強烈的無線電信號跟M87核心那道噴流有關。

除了光學波段和無線電波段，後來又在X射線波段和伽馬射線波段發現了M87核心區的強烈信號。

這一切足以讓天文學家對它產生濃厚的興趣，相信這次選擇它的核心作為拍攝對象將大大拓展我們對它的了解。

順便提一下，梅西耶星團星雲表只包含110個深空天體，這與梅西耶當時所用的望遠鏡口徑太小有關，隨著天文學家所用的望遠鏡口徑越來越大，他們發現了更多更暗的深空天體，為此威廉·赫歇爾（發現了天王星的那位著名天文學家）和他的觀測助手卡羅琳·赫歇爾（威廉的妹妹，彗星獵手之一）發表了「星雲和星團表」。

威廉的兒子約翰·赫歇爾發表了擴充的「星雲和星團總表」，最終由約翰·德雷爾編纂出版了「星團星雲新總表」（縮寫NGC，包含7840個深空天體）和後人增補的「索引星表」（縮寫IC，包含5387個深空天體）。

「星團星雲新總表」包含了梅西耶的星團星雲表，所以梅西耶天體往往有兩個編號，一個是梅西耶天體編號，一個是NGC編號。M87的NGC編號是4486。

現在當天文學家和天文愛好者說M1或者NGC224或者IC434的時候，你就知道他們在談論什麼了 。

「哈勃」空間望遠鏡拍攝到的M87，射流清晰可辨

03

黑洞的密度很大嗎？

黑洞的密度大小與你如何定義黑洞的密度有關。黑洞的核心區域質量奇高，體積奇小，因此那裡的密度必定很大很大，但當我們說黑洞的密度時，我們指的往往是黑洞視界範圍內的平均密度，這個就和黑洞的質量密切相關了。

我們知道，黑洞的質量越大，它的施瓦西半徑也成比例增大，但黑洞的視界體積和它的施瓦西半徑又是三次方的比例關係，根據初中物理對密度的定義公式我們知道，物體的密度與質量成正比，與體積成反比，代入上述比例關係可知，黑洞的密度和它的質量呈平方反比關係。

也就是說，當發生黑洞合併的時候，黑洞的質量每增至原來的2倍，它的密度會迅速減少到原來的1/4。

通過上述方式可以計算出，質量超過1.5億個太陽質量的黑洞的平均密度就低於水的密度了，這樣的黑洞天文學家叫它「超大質量黑洞」。

04

首張黑洞照片是怎麼拍出來的？

如上所述，我們目前還只能拍到黑洞吸積盤的照片，並通過研究黑洞的吸積盤來增加對黑洞本身的了解。那麼這樣的照片是怎麼拍出來的？

首先要說明的是，這張照片和我們日常生活中理解的照片完全不同，我們日常生活中的照片是用鏡頭把遠處物體的像成在感光材料（銀鹽膠片或者電荷耦合器件）上，再通過化學工藝或者電子技術把圖像翻印或者列印出來，但目前公布的這張黑洞照片嚴格意義上講只是把黑洞區域的探測數據用可視化的方法展示出來，因為目前我們還沒有辦法直接獲取黑洞吸積盤的光學圖像。

事件視界望遠鏡和全球mm-VLBI陣列（GMVA）參與望遠鏡的位置（圖據維基百科）

我們已經知道執行這次拍照任務的天文裝置（事件視界望遠鏡，英文叫Event Horizon Telescope，縮寫EHT）並不是一台望遠鏡，而是多台毫米波射電望遠鏡組成的一個甚長基線干涉儀（Very Long Baseline Interferometer， 縮寫VLBI，不理解這個縮寫詞沒關係，下面我會解釋）。

和我們日常用的相機接收可見光不同，它接收的是波長為1毫米左右的無線電波（毫米波）。

為什麼要用毫米波探測呢？因為研究認為在這個波段黑洞吸積盤的輻射會比較強，同時一個叫「同步輻射自吸收」的效應的影響較小，此外地球大氣層中的水蒸氣對毫米波的吸收比較弱，更重要的是，要拍照的黑洞位於星系中央，從星系中央到我們地球之間充斥著恆星以及氣體、塵埃等星際物質，這些物質對黑洞吸積盤的輻射會產生遮擋和吸收，但恰好是在毫米波這個波段，來自這方面的影響比較微弱。

打個比方，黑洞吸積盤好比人體，中間的恆星和星際物質好比人穿的衣服，用可見光我們無法隔著衣服看到人體，但通過紅外線就可以看的一清二楚，所以該怎麼選不言而喻。

那為什麼不能用一台毫米波射電望遠鏡來獲取黑洞吸積盤的圖像呢？這就要從光的波動性談起了。

我們常見的凸透鏡成像示意圖裡，兩條平行光線經過凸透鏡之後，相交於光軸上的凸透鏡焦點處。

但在實際的光學系統里，一束平行光經過凸透鏡後匯聚在一個有尺寸的光斑里，這裡面當然有各種像差的影響，但即便是最理想的光學系統，它也依然是一個光斑，原因很簡單，光是一種有波長的電磁波，會發生衍射，所以無論怎麼改進光學系統，它都不會匯聚成點，而只會形成光斑。

根據波動光學理論的研究，光斑的尺寸和兩個因素有關，一個是透鏡的直徑，一個是所用光的波長。具體講就是，透鏡直徑越大，光斑越小，所用的光波長越短，光斑越小，反之亦然。夜空中兩個靠得很近的星點，經過凸透鏡之後會產生兩個像斑，當它們靠得很近的時候，兩個像斑會大部分重合，這時候我們就沒有辦法區分它們了。

但如果這個時候我們改用更短的波長的光成像，或者改用更大直徑的凸透鏡，那麼兩個像斑相應縮小，我們就依然能夠將其區分開來。

像斑示意圖，最後一圖表明兩個物點靠的太近，像斑已經無法區分（圖據維基百科）

同樣的原理也適用於射電望遠鏡。不同的是射電望遠鏡工作波長一般都是可見光波長的幾千倍乃至上萬倍，根據上面介紹的原理，要達到普通光學望遠鏡的解析度，它們的天線直徑要比光學望遠鏡鏡頭的直徑大幾千倍到幾萬倍。

但工程上的限制使我們無法把射電望遠鏡的天線做得更大，機智的無線電工程師和射電天文學家想到了一個巧妙的辦法：射電干涉。這項技術受晶體學家研究晶體結構的辦法啟發，最早出現在1946年。

工程師們用兩個射電望遠鏡天線同時對準同一個射電源，收到的信號用電纜連接後發生了干涉，對獲得的干涉信號進行數學運算，就可以獲得射電源的信號強度分布情況，換句話說，就是可以讓射電源成像，其圖像解析度等效於用相當於兩個天線距離那麼大的單個天線所能得到的解析度。

用多個射電望遠鏡組成的望遠鏡陣的觀測效果更好，這種望遠鏡陣叫做綜合孔徑射電望遠鏡（英國射電天文學家賴爾因為發明了這種望遠鏡而獲得了1974年諾貝爾物理學獎）。

目前世界上最大的綜合孔徑射電望遠鏡是美國新墨西哥州的甚大天線陣（Very Large Array，縮寫為VLA），它由27台25米口徑的拋物面天線組成，最長等效基線是36千米，最高解析度可以達到0.05″。

VLA的天線陣，圖據維基百科

綜合孔徑射電望遠鏡的缺點是天線之間必須用電纜連接，這就限制了它的規模，因為你不可能越過高山跨過平原布上幾千千米的電纜，所以能拋開電纜的VLBI技術就應運而生。

相距很遠的兩個觀測站用天線觀測同一目標得到的信號並不直接互聯干涉，而是分別記錄在各自的磁帶上，同時記錄下各自觀測站時鐘的高精度時標信號，把兩盤磁帶送到數據處理中心後回放，再用回放信號進行相關處理。

用這種辦法，只要兩個觀測站能同時觀測到同一個射電源，二者之間的距離可以不受任何限制。

VLBI技術的應用非常廣泛，從觀測射電源的精細結構到研究大地板塊運動，科學家運用它做出了很多重要的發現。我們國家也用VLBI技術對嫦娥系列月球探測器進行了精確定軌。

在此基礎上，2006年，包括中國科學家在內的一些射電天文學家們提出了EHT計劃。

這是一個運用VLBI技術搭建起來的天文觀測平台，經過多年的籌備，它能夠調度分布在全球的8台毫米波或亞毫米波射電望遠鏡，組成一個等效直徑約12000千米、與地球直徑相當的虛擬天線，在這樣的口徑下，使用毫米波波段能達到的解析度是空前的0.00002″。

根據媒體報道，2017年4月5日開始的10天內，全球參與EHT計劃的8台望遠鏡在統一調度下開始觀測M87和半人馬座A這兩個目標，對每個目標的觀測都進行了四次，每天產生了2PB觀測數據，這些數據能裝滿1000個容量為2TB的硬碟，而且它們也真的就存儲在硬碟里。

8個月後總重約半噸的這些硬碟通過航空等各種運輸手段彙集到分別位於美國麻省理工學院和德國馬克斯·普朗克射電天文研究所的兩個數據中心（本來用一個數據中心就可以，用兩個數據中心分別處理是為了相互校驗計算結果），用超級計算機讀取硬碟里的數據並用事先設計好的演算法進行複雜艱難的運算，通過一年夜以繼日的努力，從海量的原始觀測數據中過濾掉干擾信號，並反算出M87核心區域1.33毫米無線電波的輻射強度的分布，再用不同的顏色表示不同的強度（好比我們用不同的顏色表示不同的海拔高度最終繪出的地形圖），最終得到了4張M87*吸積盤的實景圖像（半人馬座A的數據還在處理之中），媒體把這個處理過程比喻成「沖洗照片」，還是比較形象的。

05

這種照片為什麼以前拍不出來？

有朋友問，為什麼這種照片以前拍不出來？近地軌道上不是有一台很厲害的哈勃空間望遠鏡嗎？哈勃空間望遠鏡自1990年發射之後，一直是天文新聞的主角，對普通讀者來說是如雷貫耳。

它的口徑是2.4米，質量是11噸，在距離地面559千米的高度上繞地球運動。由於主反射鏡在拋光時的一個愚蠢錯誤，它在升空後最初3年內一直是「近視眼」，1994年美國航宇局（NASA）對它進行了在軌維修後，它達到了最初的設計目標。這戲劇性的一幕無疑大大增加了哈勃望遠鏡的知名度。

在軌運行20多年來，哈勃空間望遠鏡不但給天文學家提供了大量的科學數據，同時也拍攝了大量精美的天體照片，吸引了普通公眾的目光。因此讀者期望它能在黑洞研究上大顯身手的心情是可以理解的。

但是，讀者有所不知的是，哈勃空間望遠鏡的工作波段主要是可見光和紅外波段，根據它的口徑可以計算出，它的極限解析度是0.1″，這與拍攝黑洞吸積盤要求的最低0.00005″解析度相差好幾個數量級。更不要說可見光根本無法穿過星系核心區域濃厚的星際物質，所以用哈勃望遠鏡拍攝黑洞吸積盤根本不現實。

那麼中國建造的500米口徑的FAST射電望遠鏡能否一試身手？500米口徑球面射電望遠鏡（Five hundred meters Aperture Spherical Radio Telescope，簡稱FAST）是目前世界上最大口徑的單天線射電望遠鏡，也是目前世界上靈敏度最高的望遠鏡，能夠探測137億光年以內的無線電信號，是研究中子星、中性氫和分子譜線的利器。

但是FAST的工作波長在10厘米 至 4.3米之間，根據我們上面介紹的相關知識，它的解析度最高只能達到約3′，連人眼的解析度都不如（人眼的解析度約1′），所以單靠FAST是擔當不了觀測射電源精細結構的任務的。當然，FAST具備參與VLBI的能力，今年1月底它就和位於上海的「天馬」65米射電望遠鏡進行了聯合觀測，獲得了干涉條紋，為正式參與VLBI組網奠定了基礎。

不過因為工作波長的緣故，FAST即便參與VLBI聯網觀測，也只能在其他觀測目標的精細結構上大展身手，研究不了輻射主要集中在毫米波波段上的黑洞吸積盤。

這裡我兩次提到了解析度。

解析度是天文觀測儀器非常重要的一個指標。

我們自己從日常生活中能得到這樣的經驗：在手機上或者電腦上可以通過放大照片來看清楚自己感興趣的細節，但照片不能無限制放大，放大到一定程度，我們看到的就只是一個個像素塊，這時候什麼細節都看不清楚了。

用術語來說，這叫解析度不夠。解析度跟很多因素有關，鏡頭是一個，感光設備也是一個。

鏡頭解析度很高，但明明可以分開的兩個像點，因為底片解析度不夠，落到同一個感光顆粒/像素點上，你就沒法把它們區分開；或者感光顆粒/像素點非常細膩，但鏡頭的解析度不足以把兩個像點分開，結果兩個像點糊在了一起，你怎麼放大圖片也看不出那是兩個像點。生活中我們常遇到的是前者的情況，對天文學家來說，常遇到的是後者的情況。

所以天文學家要拚命增加觀測設備的解析度，只有解析度到了，你放大照片的局部才有意義，你才能看到黑洞的吸積盤是什麼樣子。

目前天文學家掌握的觀測技術中，只有基於毫米波波段的VLBI才能夠提供研究黑洞吸積盤所需的解析度精度。

之所以現在才能拍到黑洞吸積盤照片，是因為此前尚未有足夠的毫米波射電望遠鏡參與VLBI聯網。

根據EHT的介紹，2006年它們開始嘗試聯合觀測，當時只有三台毫米波射電望遠鏡參與，在取得了必要的經驗之後，2015年兩台最關鍵的毫米波望遠鏡（位於智利的ALMA和位於南極的SPT）參與了聯網，大幅度提升了EHT的觀測靈敏度和解析度，又經過兩年精心準備，直到2017年EHT才正式開始對預定觀測目標進行觀測。之後的事情，現在大家都知道了。

06

照片中黑洞周圍的吸積盤為什麼半邊亮半邊暗？

4月10日發布的黑洞吸積盤照片最引人矚目的就是吸積盤下部明亮的亮斑，和吸積盤上部暗紅的部分形成強烈的反差，自然有不少朋友對這個奇怪的現象感興趣。新聞發布會上天文學家簡單地解釋說，這是因為多普勒效應（Doppler Effect）的緣故：發亮的部分朝向我們運動，而較暗的部分背向我們運動。

多普勒效應是我們日常生活中常見的一種物理效應。

例如我們站在鐵軌旁邊，遠處火車一邊鳴笛一邊高速開過來，我們能明顯感覺到火車經過我們前後汽笛的聲調發生了變化：火車開過來時聲音尖銳，開過去時迅速變得低沉。

這是因為聲源朝向我們運動時聲速不會改變，而波長變短，相應的聲音的頻率就增高了，我們聽到的聲音就會比聲源靜止時尖銳，反之則聲音頻率降低，我們聽到的聲音就會比聲源靜止時沉悶。這種效應是奧地利物理學家克里斯蒂安·A·多普勒於1842年發現的，對所有的波都適用。

如果我們知道波源所發出波的固有頻率，再測出接收到的波的新頻率，通過相應的公式就可以輕鬆地計算出波源相對我們的速度。交通警察常用的測速雷達就是對多普勒效應的應用，我們常用的手持GPS設備中的測速功能也是對多普勒效應的應用，只不過這裡使用的是無線電波而不是聲波。

波源朝左運動，左側接收者收到的波長變短 圖據維基百科

眼光敏銳的朋友或許會注意到，上文我們提到多普勒效應時說它影響頻率，怎麼在這張照片里竟然會影響到毫米波的輻射強度？對此有人猜測說M87*吸積盤的輻射集中在稍長於1.3毫米（EHT的工作波長）的波段，這樣吸積盤朝向我們運動的那部分的輻射由於多普勒效應波長變短，恰好來到EHT工作波長附近，從而被我們探測到，而背向我們運動的那部分輻射則波長變得更長，更遠離EHT工作波長，所以顯得暗淡。

這種可能性不能說不存在，畢竟我們現在還沒探測黑洞吸積盤其他波長的強度分布情況，但實際上，這種方式的增亮效果對於EHT這種窄頻觀測方式來說並不是特別明顯，更明顯的增亮效應是多普勒集束（Doppler beaming）效應，又稱相對論性射束（Relativistic beaming）效應：當光源向觀察者高速運動的時候，本來均勻四散的光線會有一種向運動軸線方向集中的傾向，從而提高了觀察者看到的光源亮度。

多普勒集束效應圖示 動圖作者：LePtC（萌狸）

「相對論性射束」這個術語出現在1970年，由英國天文學家弗朗西斯·格雷厄姆·史密斯爵士提出，用來解釋脈衝星輻射的某些特點，現在廣泛用於解釋X射線雙星、伽馬射線暴以及活動星系核（AGN）等的某些輻射特徵。根據相關英文資料介紹，它把光行差原理、多普勒頻移效應和狹義相對論效應這三個因素融合在一起來解釋高速運動光源增亮的原因。關於光行差我可以多說兩句 ：）

假設天上正在下雨，沒有風，這時雨滴垂直下落，而我們運氣不錯，可以打著雨傘站在雨里，如果我們靜止，傘的方嚮應該是垂直向上，如果我們往前跑，我們會感覺到雨滴走斜線向我們撲來，為此我們需要傾斜雨傘來擋住雨滴，傾斜的角度和我們奔跑的速度有關。光行差的原理與此近似，遙遠的恆星在天球上有一個真實位置，倘若地球也靜止不動，恆星在天空中的視位置也將紋絲不動，然而地球是運動的，所以接收星光的望遠鏡就好比雨傘，也需要傾斜一個角度才能收到，由於地球公轉軌跡是橢圓，所以望遠鏡傾斜的方向會在一年內轉一個橢圓，在地球上看去，就是所有的恆星都會在天上劃一個小小的或扁或圓的橢圓軌跡。

這個現象是1725年由英國天文學家詹姆斯·布拉德雷發現的，他一開始百思不得其解，幾年後悟出來這是地球公轉引起的，隨後用上述雨傘的例子做比喻介紹了出來（順便說一句這是支持地球公轉的一個強有力證據，是地靜說完全沒有預料到的）。

光行差原理示意圖，真實位置為S，但看上去位置在S』 （圖據維基百科）

光行差是地球運動造成的視錯覺，那麼若光源高速運動也會給觀察者造成視錯覺，1966年天文學家馬丁·里斯就預言了視超光速現象，後來被觀測證實。

當光源以接近光速運動時，在稍微偏離運動方向的觀察者看來，光源在兩個不同位置上發出光的時間差小於其真實的時間差，這會導致從觀察者看來光源在天球上移動的速度高於其真實的速度，甚至會超過光速（已經發現的超光速源有的視速度是光速的10倍乃至20倍）。

可能是受馬丁·里斯的啟發，弗朗西斯·格雷厄姆·史密斯推導出相對論性射束的基本公式，通俗的理解就是高速運動的光源在稍微偏離其運動方向的觀察者看來，會多接收到一些從光源發出來的稍微偏離真實視線的光子，就好像光線朝其運動方向發生了匯聚一樣。

用來解釋視超光速現象的圖 公式我沒放出來 作者：Rybicki

看到這裡，如果你還沒有懵圈，想必已經和我一樣理解了黑洞周圍的吸積盤一半亮一半暗的原因了。（對公式推導感興趣的同志可以看看這個鏈接：https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept04/Kellermann2/Kellermann3_7.html）

07

對一些陰謀論觀點的批評

我上面介紹的天文學知識，大部分距離我們的日常生活經驗比較遙遠，因此很多讀者表示此前完全不了解。

不了解很正常，只要抱著學習的心態，慢慢地總會理解的。但也有極少數人，從陰謀論的一貫立場出發，一口咬定「黑洞照片造假」，說是什麼「又一場世紀騙局」，這種謬論本來可以一笑而過，但他們闡發自己觀點的過程中所暴露出的一些知識盲區，倒是值得我們好好科普一下。

例如，有人質問為什麼科學家不用雷達來研究黑洞，還說「如果黑洞『照片』是用雷達原理拍出來的，我可以認為它是真實可信的」。

這一句話暴露出他既不懂雷達也不懂射電望遠鏡的工作原理。實際上射電望遠鏡和雷達技術是父與子的關係，射電望遠鏡技術是雷達技術的基礎。

從歷史上看，射電望遠鏡要早於雷達出現，從原理上講，雷達和射電望遠鏡相比只是多了個發射器單元，這就好比射電望遠鏡自帶了一個用來照亮的手電筒，當探測對象不發出無線電信號或者發出的無線電信號比較微弱的時候，可以通過主動發射高強度無線電信號把它「照亮」。

但是像M87這樣的天體，距離地球5350萬光年，信號一去一回就是1億多年，就算你的雷達信號很強，1億年後地球都不知道跑到哪裡去了，怎麼接收反射回來的信號？

遭到駁斥後，他們又開始狡辯，說之所以提雷達，是因為從黑洞天體到地球之間有無數的干擾，而雷達是發出信號的，「可以識別那是它自己發出的信號。

故而，把其他干擾排除才成為可能。」 且不說雷達其實也沒有能力識別接收到的是不是自己發出的信號（雷達干擾機就是利用這一點發明出來的），他們根本就沒意識到，天文現象本來就不是以一種非常純粹的形式呈現給觀測者的，往往伴隨著各種各樣普通人難以想像的干擾，不要說從M87到地球之間這5000萬光年的空間里有很多天體穿過，不要說光或者無線電波從M87到地球跑5000萬年會經歷各種事件，就算是它們穿過地球大氣層這短短几百千米，也會有大量的干擾，隨便舉一下：大氣抖動、塵埃、日月光、雲朵、電離層擾動、流星甚至天文台的微波爐……照他們的論調，那我們從地面上拍到的一切天體照片，大部分天文學觀測成果，也都因為沒有按照他們嘴裡的雷達原理搞出來，所以是假的了？

事實上，搞觀測的天文學家的重要工作內容就是盡一切可能排除一切對正常觀測的干擾，要把這些排除干擾的手段詳細寫出來，就是厚厚一本書，而且有些方法很無奈有些方法很巧妙，例如，為了克服日光干擾，天文學家會把觀測時間安排到太陽下山兩小時之後為此工作時不惜晝伏夜出；再如為了克服大氣抖動的影響，業餘天文學家會把很多張月面或者行星表面的照片用軟體疊加起來。

有人問，假如來自M87的光傳到地球上的時候被一個星雲擋住了怎麼辦？這個問題很好回答，我們現在還沒觀測到M87核心被星雲遮擋，所以這樣的事情還沒發生。

一旦發生，我們會觀測到M87核心區被星雲遮擋，這就意味著M87不是一個合適的觀測對象，我們就得另尋其他星系進行觀測。就好像正在觀測日食時，突然有一片烏雲遮住了太陽，這時候你就得放棄觀測，或者趕快轉移到日食帶上的其他地點一樣。

陰謀論者最後的救命稻草就是所謂「對準論」。

有人說「地球距離那個黑洞5500萬光年，非常非常遠，所以『望遠鏡』要做的特別大，接收其信號要對得特別特別准，偏一點點，就謬以千里了」那麼天文學家「如何讓望遠鏡精準地對準5500萬光年以外的黑洞的？」

乍一看似乎很有道理，所以他的很多擁躉也以為抓住了天文學家的軟肋，大肆鼓噪。其實他們都不知道天文觀測儀器有個重要的概念：視場。視場通俗的講就是天文儀器一次觀測能看到的範圍，假設我們通過一台望遠鏡的目鏡剛好能看到完整的月面，那麼這時候這台望遠鏡的視場就是30′。

我們轉動望遠鏡指向天空中不同的方向，只要天體在視場範圍內，也就是說即便望遠鏡不是精確地指向它，偏差量只要不超過視場，理論上我們都能看到（當然實際能不能看到，還要取決於望遠鏡能不能把它增亮到我們能看到的程度，以及望遠鏡的解析度能否讓我們把它和它旁邊的天體區分開）。

打個比方就是，陰謀論者以為我們拿的是激光槍，想要殺死誰只能筆直地瞄準誰，但實際上我們拿的是原子彈，只要要炸的目標在殺傷範圍內，瞄準點偏幾百米也無所謂。

陰謀論者還說天文學家並沒拍到黑洞照片，因為錢花了沒法交代，所以P了一張圖交差。對這種論調的回應和科普沒有關係，本來不必多說，不過我們可以藉此多介紹一下EHT的情況。EHT是天文學家之間聯合觀測的一個計劃，這個計劃啟動於2006年，從那一年開始，相關天文學家每年都用能參加計劃的毫米波望遠鏡進行聯合觀測，觀測結果主要用於磨合設備和驗證可行性，2012年天文學家們首次正式舉行EHT會議，確立該計劃的科學目標、技術計劃和組織架構等，之後逐漸從一個鬆散的、資金不足的團隊，成長為由來自12個國家的30多所大學、天文觀測站等研究單位與政府機構參與的包括中國在內的國際合作組織。

2017年預計的必要觀測設備就位，他們開始了第一次正式觀測，其首批觀測結果就是4張M87*吸積盤實景圖象，其他天文學家已經用這4張圖片和相關計算數據寫出了好幾篇重要論文。

隨著參加聯合測試的設備逐年增加，他們還會不斷獲得新的觀測結果，擴大我們對黑洞這種神秘天體的了解程度。EHT的高解析度和它對黑洞和其他射電源的觀測，其重要程度和歷史意義怎麼評價都不嫌過分，我們能生活在這樣一個激動人心的新發現層出不窮的時代，何其有幸，至於那些喋喋不休的陰謀論者，則正如中國唐代詩人杜甫的一首古詩所說的那樣：爾曹身與名俱滅，不廢江河萬古流。

-完-

版權聲明：本文轉載自飛蠓微博，經科學公園整理編輯。

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