M87黑洞：人类首张黑洞照片。图源：EHT官网[1]。
撰文 | 吴寅昊
责编 | 陈晓雪
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“光照在黑暗里，黑暗却不接受光。” ——《圣经》
北京时间2019年4月10日晚9点，就在我楼下的上海天文台天文大厦的报告厅里，人类通过EHT（Event Horizon Telescope，事件视界望远镜）拍摄的首张黑洞的“照片”公布了。
这不是我亲历的第一场新闻发布会，但无疑是最让人澎湃的。就好像一年多以前在网络上看的那场在紫金山天文台举行的关于观测到的双中子星合并引力波事件GW170817的发布会，也好像2016年初LIGO关于引力波的那一次发布会。
在发布会之前，我已经从参与EHT项目的老师口中或多或少地窥探到了照片的芳影，比如所谓的“一个光圈”，比如所谓的“Shadow”。用老师的一句话来说就是，“和理论预期的几乎一模一样”。
当时听到这句话时，我脑海里第一时间浮现出来的就是《星际穿越》里的那个超大质量黑洞“卡冈图雅”。图源：《星际穿越》[2]。
从左至右依次为黑洞观测图像、广义相对论框架下磁流体数值模拟（GRMHD）得到的图像、GRMHD得到的图像换算到观测精度之后得到的图像[3]。图源：The Event Horizon Telescope Collaboration。
此前，天文学及物理学研究者都知道，黑洞是存在的，只是由于广义相对论效应，我们看不到它而已。
那么，既然看不到黑洞，我们是怎么知道它的存在的呢？
黑洞简史
故事要从1783年，英国地质学家米歇尔向英国皇家学会提交的一篇论文说起。在这篇论文中，米歇尔利用牛顿力学估算了一种很奇妙的情况：如果一个星体半径是太阳的500倍，而密度和太阳一样，那么光线就无逃脱该星体的引力束缚，这个星体就是“暗星”（Dark Star）。13年后，也就是1796年，法国数学家拉普拉斯在其著名的《宇宙体系论》一书的最初两版中提出了类似的想法。
一百多年后，1915年，爱因斯坦提出了广义相对论。一年后，1916年，卡尔·史瓦西在一战的战壕中找出了广义相对论的一个没有自旋的球对称天体的引力场方程的解。史瓦西认为，对于一个给定质量的星球，存在一个临界半径，从这半径处发出的光将具有无穷大的引力红移，以致于在其外部任何地方的观测者都无法接收到。这就是我们现在常提到的史瓦西黑洞的稳定静态解，证明广义相对论在理论上是预言了黑洞的存在。
巧合的是，史瓦西解的视界半径和牛顿力学预言的“暗星”的解相吻合。又过了五十多年，约翰·惠勒在1967年为史瓦西预言的天体命名，“黑洞”（Black Hole）就此诞生了。在这之前，人们用“冻结星”（Frozen Star）、“暗星”、“塌缩星”（Collapsed Star）来形容这类天体。
阿尔伯特·爱因斯坦。图源：维基百科。
如何寻找黑洞
对于黑洞，我们可以简单地理解为，因为连光也无法逃出它的魔爪，这也就意味着在光学上我们没办法看到黑洞的模样。
那么，基于无法看到黑洞，很多人跳出来表示“黑洞不存在”“科学家都是骗子”。
但是，看不见不意味着不存在。
长久以来，天文学家们都抱着极大的热情来搜寻黑洞这一看不见的怪物。
下面，我将通过对恒星级黑洞的搜寻来简单介绍一下如何寻找黑洞 [4]。
天文学家估计，在宇宙中应该存在着相当数量的黑洞，但估计毕竟只是估计，在完全看到他们之前我们也不敢保证就是对的，因为目前对黑洞的搜寻效果甚微。
其中主要有两个原因。
首先，确定一个天体是否为黑洞就必须要知道这个天体的两个量，质量和半径，然后把天体半径与视界半径相比较，当半径小于视界半径时，才可以确认其为黑洞。质量可以通过双星系统的轨道运动来测量，但是半径的测量侧面临着许多困难。我们知道，黑洞视界半径很小，远小于星系之间的距离，在这种情况下分辨黑洞难度过大。
其次，由于黑洞强大的引力效应，黑洞周围都会存在着大量的星际物质（例如吸积盘），而这些星际物质往往会产生大量的辐射，从而在光学变得可见（例如《星际穿越》中的卡冈图雅黑洞周围就有一圈明亮的光环），而这会影响我们判断黑洞的实际大小。
以上两个原因也就断了我们直接看到黑洞的念想，但是给天文学家留下了通过间接测量看到黑洞的希望。
首先恒星级黑洞指的是质量在3倍的太阳质量到20倍的太阳质量之间的黑洞，这种黑洞不同于目前成因未知的超大质量黑洞，它们是某些恒星“星生”的终点。
目前天文学家一般是通过致密星的质量来区分的。天文学通过计算发现，中子星的质量上限是 3倍的太阳质量，如果致密星超过这一上限，那么必为黑洞。
黑洞（上）、中子星（中）与白矮星（下，由于太大所以只画了一部分），在同是1.2倍太阳质量的情况下的大小对比。图源：《星际穿越》[2]。
这时候可能又有人要问了，既然这么容易区分，那为什么开头还说“效果甚微”呢？
很简单，我们不可能直接测定双星系统中的致密星质量，只能利用可见子星的谱线移动来得到其轨道参数，然后通过开普勒定律来计算双星的总质量，最后通过一系列的比较来估计致密星的质量，操作存在着很大的误差，而且之前提到致密星周围通常会有明亮的吸积盘，这也就意味着可见子星的光谱容易被吸积盘的光谱所掩盖。这也是为什么理论上黑洞很多，但是被确定为黑洞的天体却很少的原因。
以上都是关于恒星级黑洞的寻找方法，然而这次发布会EHT公布的是M87星系中心的超大质量黑洞的照片，超大质量黑洞在哪里呢？
近些年的观测表明，基本上每个星系的中心都存在一个超大质量的黑洞，我们的银河系也不例外，银心存在一个名为Sgr A*的超大质量黑洞。
EHT的观测实际上就是以M87和Sgr A*为首要目标的，因为在宇宙中这两个黑洞的角尺度是最大的。但是因为观测以及数据处理上更加困难，现在还没有完成对Sgr A*的处理，因此本次发布会没有公布Sgr A*的照片。相信在不远的将来我们会看到它的芳容的。
观测到的恒星环绕Sgr A*的运行轨道。图源：《星际穿越》[2]。
顺便说一句，最近著名的预印本论文网站Arxiv上贴出了一篇Sgr A*的GRMHD模拟的论文 [4]，如图所示，通过这篇文章，我们对Sgr A*的芳容有了一个预期。
利用GRMHD模拟出来的Sgr A*的概念图。图源：Roelofs et al. (2019)[5]
到这里，也许你又要发问了：“既然黑洞是看不见的，那这次公布的照片是怎么回事呢？”
从这次发布会上EHT公布的照片中，我们可以看到，有一圈光环，光环内部是一团阴影。
这个光圈并不是对应着EHT的名称中的“EH”——黑洞事件视界面，而是黑洞的光子捕获半径（Photon Capture Radius ）。
光子捕获半径
很多人（包括很多天文学家），都会把光子捕获半径这个概念与另一个概念相混淆，这个概念叫做最内稳定圆轨道（Innermost Stable Circular Orbit）。
该半径指的是在黑洞引力场中的实验粒子能够做稳定圆运动的最小半径。在此半径之内，粒子无法做稳定的圆周运动。
最内稳定圆轨道示意图。黄色实线为最内稳定圆轨道，虚线为视界，黑色实线为黑洞吸积盘内流体运动轨迹。图源：Abramowicz et al. (2010)[6]
根据广义相对论的计算，最内稳定圆轨道半径应该等于3倍的视界半径。
然而，光子捕获半径的概念与最内稳定圆轨道半径的概念是完全不一样的。
那么究竟什么是光子捕获半径呢？
按照广义相对论，尽管光子的静质量为零，但是光子的动质量是不为零的，因此光子应具有引力质量，也就是说光子能产生引力场，也必然会受到其他物体的引力作用。
因此，当一束平行光从无穷远处射向黑洞周围时，平行光与黑洞的最短距离我们称之为瞄准半径。如图所示，当瞄准半径足够小时，光子会回旋地落向黑洞视界因此无法到达观测者；当瞄准半径足够大时，光子会被散射回无穷远处，因此光线会在黑洞的引力作用下发生偏折，也就是所谓的“引力透镜”效应。因此，自然而然的我们可以得出，当瞄准半径处于一个临界值时，光子会形成一个环，在这个环上，光子既不会产生偏折，也不会落入黑洞。这个临界值就是光子捕获半径。
黄色部分即为光子捕获半径。图源：作者。
举个例子，一束平行光打在黑洞上，很显然当光子离黑洞足够近的时候，它就再也出不去了这个足够近的位置，就是光子捕获半径。
光子捕获半径示意图。图源：Luminet (1979)[7]。
EHT是在射电波段对黑洞进行的“拍摄”，而射电辐射主要是从光子环上发出来的，所以我们可以看到一个明亮的光圈。而光圈内部的黑影，就是黑洞本尊所处的位置。
黑洞“Shadow”概念图。图源：Luminet (1979)[7]。
按照EHT在发布会同一时刻发布的文章中的计算，从无穷远处进行观察，光子捕获半径大约是倍的黑洞引力半径，即“2.5倍视界半径”。
2017年4月观测得到的M87黑洞图像的对比[8]。图源：The Event Horizon Telescope Collaboration。
中国贡献
发布会上沈志强台长介绍说是有16位中国（大陆）科学家参与了EHT项目，从EHT发表于The Astrophysical Journal Letters（ApJL）上的六篇文章的作者列表里，我们可以看到这16位中国科学家分别是（排名按文章顺序）：
Yongjun Chen(陈永军，上海天文台)，
Minfeng Gu (顾敏峰，上海天文台)，
Luis C. Ho(何子山，北京大学)，
Lei Huang(黄磊，上海天文台)，
Wu Jiang(江悟，上海天文台)，
Yan-Rong Li(李彦荣，高能物理所)，
Zhiyuan Li(李志远，南京大学)，
Ru-Sen Lu(路如森，上海天文台&马克思·普朗克射电天文所)，
Jirong Mao(毛基荣，云南天文台)，
Lijing Shao（邵立晶，北京大学），
Zhiqiang Shen(沈志强，上海天文台)，
Qingwen Wu(吴庆文，华中科技大学)，
Feng Yuan(袁峰，上海天文台)，
Ye-Fei Yuan(袁业飞，中国科学技术大学)，
Shan-Shan Zhao（赵杉杉，南京大学&内梅亨大学），
Feng Gao（高峰，上海天文台&马克思·普朗克地外物理研究所）。
本次EHT的观测是利用全球8个大型射电天文望远镜组成的 VLBI（Very Long Baseline Interferometry，甚长基线干涉测量）技术进行的观测，并且在观测结果出来前后通过各种分辨率的GRMHD数值模拟与观测结果进行比对，以检验观测结果与理论的符合情况。
以上16位中国学者均是天体物理观测或VLBI技术及理论或数值模拟领域的专家。
出席了此次在上海天文台举行的新闻发布会的中国科学家。图源：作者。
从EHT计划的雏形开始，他们便着手推动EHT的国际合作，并且在对相关望远镜的观测申请、后期的数据处理及观测结果的理论分析等方面做出了突出贡献。
其中，上海天文台的袁峰研究员更是论文发表工作组 (Publication Working Group) 的五成员之一。该工作组的职责，简单的说就是负责协调研究者之间的合作、各个课题组论文初稿的把关、内部审稿、直至最终投稿的全部过程。
可能读者会觉得这个工作组的作用类似于期刊、杂志社的科学编辑，但实际上，他们的作用远不止于此。
EHT团队中有着来自不同国家、不同课题组的二百多名天文学家，在研究过程中，自然而然的会产生一些不同的意见，彼此之间都希望自己的观点可以被接受。
比如在观测数据的处理过程中，由于EHT采用的VLBI技术是全球多个射电望远镜共同作用的结果，为了增加工作效率，各个望远镜的观测数据被送到不同的课题组进行处理，然后汇总在一起。在这个过程中，不同课题组可能会因为数据处理的细节问题而展开争论、甚至相同课题组内组长和副组长之间都不能互相说服的现象（据说Sgr A*的照片迟迟无法公布，就是因为这个原因）。甚至当数据处理完成之后，对数据结果进行分析和理论讨论的过程中，也不能避免这种情况。
这时候，就需要一些在该领域具有话语权的专家来协调各方意见，依靠自己的经验和学识，说服各方，从而达成共识。这就是论文发表工作组。
对于这种二百多人参与的大型国际合作项目，可以说这个领域的国际上的专家大部分都参与了，所以团队内部把关非常重要。
此外，有人可能会问：“有没有中国的望远镜参与？”
答案是有的，但是不是大众所熟知的上海65米射电望远镜（天马望远镜）或者500米口径球面射电望远镜（FAST），而是麦克斯韦望远镜（JCMT）。
JCMT全称是James clerk Maxwell Telescope，顾名思义，是为了纪念伟大的詹姆斯·克拉克·麦克斯韦的。JCMT没有位于中国大陆，而是位于夏威夷莫纳克亚山顶。是一座亚毫米波段的望远镜，它的抛物面天线直径为15米，由英国、荷兰和加拿大合作研制，于1986年底投入运行。
麦克斯韦望远镜（中）。图源：维基百科。
自2015年2月起，JCMT由东亚核心天文台联盟（East Asian Core Observatories Association，简称EACOA）管理运行。东亚核心天文台联盟成立于2014年底，由中国科学院天文大科学中心（由国家天文台、上海天文台和紫金山天文台共同组成）、日本国立天文台、中国台湾中央研究院天文及天文物理研究所及韩国天文学与空间科学研究所共同组成，这也是为什么上海、东京及台湾可以举行此次新闻发布会的一个重要原因。
东亚核心天文台联盟的标志。图源：东亚核心天文台官网[9]。
黑洞就在那里
EHT项目带给我们的远非一张照片那么简单。
这张照片的背后是十几个国家和地区、二百多名科学家共同奋斗两年的成果，是自米歇尔开始三百多年对“暗星”的求索，是全球八台射电阵列、共计10PB（1PB=1024TB）的数据，是无数人类对未知的好奇。
诚然，EHT的这张照片也许无法为我们带来一个新的学科，但它带给我们了一份无与伦比的感动。
就像《天龙八部》里的虚竹第一次看到西夏公主面纱下的样子一样，科学家们也第一次看到了自己梦中情人的脸庞。
爱因斯坦和轮椅上的斯蒂芬·霍金，相信爱因斯坦手里的苹果是属于伊萨克·牛顿的。图源：DeluceArt。
通过一张照片，EHT让我们知道了黑洞的样子。最重要的，它也让我们知道，只要有一个共同的理想，不分肤色、不分国籍、不分性别，我们可以放下成见走到一起，为了共同的目标而挥洒汗水。今天的EHT如此，明天的SKA如是。
听说，有人曾经问斯蒂芬·霍金，“你为什么要研究黑洞？”
霍金回答说，“因为黑洞就在那里。”
参考文献：
[1] http://www.eventhorizontelescope.org/
[2] 基普·索恩. 星际穿越[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] 陆埮. 现代天体物理[M]. 北京大学出版社, 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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