你昨天看到的人类首张黑洞照片，其实是 100 年前爱因斯坦埋下的彩蛋
题图：刘博洋/知乎
北京时间 2019 年 4 月 10 日晚，全球科学家联合发布了人类拍摄的第一张黑洞照片。
这个照片不仅帮助我们直接确认了黑洞的存在，同时也通过模拟观测数据对爱因斯坦的广义相对论做出了验证。
一个世纪过去了，科学家们发现，所观测到的黑洞阴影和相对论所预言的几乎完全一致，令人不禁再次感叹爱因斯坦的伟大。
人类首张黑洞照片正式发布，有哪些重要意义？
知友：刘博洋（27,000+ 赞同，国家天文台/西澳大学天体物理学博士在读，天文学、天体物理学话题的优秀回答者，知乎编辑推荐）
100 年前的 1919 年，爱丁顿远征西非观测日全食，验证了爱因斯坦的预言：质量确实可以令时空弯曲。
52 年前的 1967 年，惠勒第一次提出「黑洞」一词，用以指称一种只在理论上存在的，极端致密、令时空无限弯曲的天体。
2019 年 4 月 10 日，我们终于亲眼目睹黑洞存在的直接证据：横跨地球直径的 8 台望远镜强强联手，组成史诗般的「视界面望远镜」，奉上了人类的第一张黑洞照片——
视界面望远镜拍到的 M87 星系中心黑洞照片
一个世纪的求索，我们终于等到了今天。
轻舟既过万重山，犹忆往昔峥嵘岁月稠。
——现在请让我们一同回顾，这张必将载入史册的珍贵影像，经历了怎样漫长的百年酝酿。
目录：
爱因斯坦叕对了
黑洞真的存在吗
给黑洞画张素描
给黑洞拍张照片
意中意外视界面
爱因斯坦叕对了
1915 年，爱因斯坦用他天才的物理直觉，提出广义相对论，颠覆了人类对时空本质的认知。
我们可以借惠勒之言概括广义相对论的精髓：「时空决定物质如何运动，物质决定时空如何弯曲。」
宇宙万物，原本被认为只是广袤时空舞台上的演员，在广相的世界里，却成为舞台本身的建构师。
广义相对论给出很多重要的预言，其中很多在刚问世时，都显得过分光怪陆离，让人不敢相信。
然而 100 年来，这些预言逐一获得实验和观测的证实，让爱氏取得物理学史中至高无上的地位：
广义相对论预言，大质量天体会让周围的时空发生显著弯曲，背景星光行经此处，会随着时空的弯曲而被偏折。
1919 年，英国天文学家亚瑟·爱丁顿和同事，分别率领一支远征队赶赴巴西和西非，利用日全食的宝贵时机，测量太阳附近恒星的位置——对比星图，他们发现这些恒星的位置似乎稍微远离了日面，而且远离的幅度符合广义相对论的预言。
Memoirs of the Royal Astronomical Society LXII, Appendix Plate 1
这是爱因斯坦提出广义相对论之后，第一个专门为验证广相预言而实施的重要观测。结果一出，立刻让爱因斯坦名声大噪。
当天体质量更大、弯曲星光的效应更明显，中间的大质量天体就仿佛一个汇聚光线的凸透镜，让背景光源呈现扭曲、放大的多个虚像。广义相对论预言的这种现象，被称为「引力透镜」效应。
而引力透镜成像在宇宙中已经被广泛发现：
形形色色的强引力透镜效应现象「爱因斯坦环」（哈勃望远镜拍摄）
1974 年，美国天文学家拉塞尔·赫尔斯和约瑟夫·泰勒，使用当时世界上最大的单口径射电望远镜，位于美国波多黎各的 305 米阿雷西博望远镜，发现了一颗位于双星中的毫秒脉冲星。
广义相对论预言，两个天体相互绕转时，会由于搅动时空、发出引力波而损失轨道能量，让两颗星之间的距离趋于衰减。
两位天文学家发现，这颗脉冲星的脉冲到达时间系统性地逐步偏移，而这种偏移刚好符合广义相对论预言中，双体系统因发出引力波而产生轨道衰减的情况。
这是对广义相对论的一次严格检验。赫尔斯、泰勒二人凭借这一发现获得了 1993 年诺贝尔物理学奖。
2015 年，美国激光干涉引力波天文台（LIGO）更是第一次直接探测到双黑洞并合事件产生的引力波：
促成这一发现的几位物理学家几乎立即斩获了 2017 年诺贝尔物理学奖。
更不用说，我们每个人手中应用着卫星定位系统的电子设备，全都受益于广义相对论：如果不对地球引力及卫星运动的广义相对论时延效应进行改正，卫星定位系统将完全无法给出正确位置。
祝贺你，已经多次成功参与广义相对论的实验检验。
黑洞真的存在吗？
1916 年，广义相对论提出仅仅一年之后。
一个名叫卡尔·史瓦西的德国天文学家，在第一次世界大战的前线战地医院卧病时，写下一篇探索广义相对论的论文。
他给出广义相对论中描述时空性质的「爱因斯坦场方程」的第一个精确解。
他指出，对于任何物体，都有一个与其质量相对应的半径，如果将其全部质量压缩到这个半径内，这些物质就将无止尽的向中心掉落，形成一个时空极端弯曲的奇点。
这个半径，后来被称作「史瓦西半径」。任何物质，包括光，都无法从史瓦西半径内逃出。
如果这个极端不可思议的预言也能得到证明，无疑将会是广义相对论的又一座丰碑。
但一开始，天文学家不相信自然界可以产生那么致密的天体。
1931 年，印度裔天文学家钱德拉塞卡指出，小恒星演化的遗骸、靠电子简并压维持存在的致密天体白矮星，一旦质量超过 1.4 倍太阳质量，就无法继续依靠电子简并压而维持存在，势必继续坍缩为中子星。
1939 年，美国理论物理学家奥本海默等人又指出，当中子星的质量超过某一极限（根据 LIGO 引力波观测的结果，这个极限目前被认为是 2.17 倍太阳质量），就连中子简并压也无法维持中子星的存在，超重的中子星也必然继续坍缩下去——而且似乎没有什么力量可以再阻挡这种坍缩。
看来宇宙似乎有办法把物质压进史瓦西半径以内。
但「奇点」这个让物理学失效的地方，却让一些理论物理学家寝食难安。惠勒一度质疑，形成奇点之后，原先的物质为何可以变成一个无物质的几何点。
随着理论研究的深入，物理学界逐渐廓清疑虑、建立了对这种极端天体各项性质的共识，它也于 1967 年被惠勒正式命名为「黑洞」；但来自一些非主流科学家的异议也始终存在，他们不断试图用黑洞之外的理论描述致密天体的结局。
随着一系列简介天文观测证据的出现，黑洞学说的事实基础逐渐坚实起来：
1972 年，美国天文学家使用探空火箭搭载的 X 射线探测器，发现了位于天鹅座的一个强X射线源，天鹅座 X-1。
发现天鹅座 X-1 时使用的空蜂（Aerobee）火箭结构示意图
黑洞成为解释宇宙中强 X 射线源形成机制的一把钥匙：
如果黑洞这样的致密天体位于一对密近双星中，它将掠食伴星的物质。来自伴星的物质在掉进黑洞的过程中，会形成一个旋进下落的「吸积盘」。
由于物质在吸积盘的不同半径处公转速度不同，相邻物质团块之间会产生剧烈摩擦，使吸积盘达到极高的温度，从而释放出强烈的 X 射线。
正在蚕食伴星的黑洞吸积盘
由于磁场的作用，一部分吸积盘上的物质会被从垂直于吸积盘的方向上向两侧喷出。
黑洞的极端致密，让吸积盘物质掉落进黑洞之前，有机会把自身引力势能的很大比例转化成其他形式的能量释放出来：
核聚变的质能利用率只有 1% 左右，而黑洞吸积盘释放出的引力势能折合成质量，则相当于掉落物质总质量的 30% 多。这既是吸积盘上极高温度的成因，也让吸积盘喷流得以加速到接近光速。
因此除了 X 射线双星，很多迸发出近光速喷流的星系中心，也被认为寄居有超大质量黑洞。
例如室女座星系团中心的大质量椭圆星系 M87：
在这张图上，我们只能看到一侧的喷流，是因为以接近光速喷出的喷流具有强烈的相对论性多普勒集束效应——朝向我们而来的物质显得明显更亮，背离我们而去的物质显得极为暗淡。
再比如，有人连续跟踪银河系中心恒星运动十多年，从其轨道计算出，中心天体拥有巨大的质量并且限制在非常小的尺度内，结论同样指向超大质量黑洞。
以下是使用真实测量数据制作，并包含未来十几年预测的模拟动画：
但上面这些，归根结底只是间接证据。
LIGO 发现双黑洞并合产生的引力波，可以视为黑洞确实存在的一个准直接证据——但毕竟我们只是「听」到了黑洞并合的时空涟漪——不亲眼「看」见，总还是不太踏实。
由于黑洞吸积盘能够释放出强大的辐射，星系中央大质量黑洞的存在与否还对星系演化有着极为关键的影响，可以说当代天文学对星系演化的理解，严重依赖于确实存在星系中心超大质量黑洞这个假设。
如果最终居然证实没有黑洞的话，现在的天文教科书就要全部重写了。
给黑洞画张素描
黑洞如果确实存在，它看上去什么样？
你可能会说，《星际穿越》已经把答案泄了，长这样——
《星际穿越》剧照
这个答案，对一半，错一半。
在批评《星际穿越》哪里错了之前，让我们一起看看，黑洞是怎样被看到的。
想象一下我们有一个能发出理想平行光的手电，以及四个小球：
一个黑体、一个拥有理想漫反射表面、一个拥有理想镜面反射表面，和一个黑洞。
当我们用手电照射这四个小球，并在与入射光线呈 90° 角的方向暗中观察，我们将看到什么？
答案是这样：
对黑体，我们什么都看不到，因为光全都被吸收了（虽然会以黑体辐射的形式放出来，但是如果温度不高，处于可见光波段的黑体辐射少到可以忽略）；
对于漫反射表面，我们会看到它的一半被照亮了，就像上弦月那样；
对于镜面，我们会看到凸起的球面上，形成一个小小的虚像。
对于黑洞，情况就复杂一些：直接打到史瓦西半径里面的光，当然直接就掉进黑洞了；即使是稍微靠外一些的光，也会被黑洞引力弯曲，绕过一些角度之后落入黑洞；
在距离黑洞足够远处的某个地方，光线被黑洞引力偏折了 90°，拐向我们的眼睛，这将允许我们看到，黑洞左侧，出现一个光源的像；
同理，也会有光线从另一侧，绕着黑洞转过 270° 之后，拐向我们的眼睛、形成另一个像，诸如此类，可以形成一系列像。
你可能找到一点感觉了。
那么再来一个问题：如果我们站在手电背后，视线沿着入射方向看过去，又会看到什么？
答案是这样：
所有落入约 2.6 倍史瓦西半径范围内的光线，都会落入黑洞（有些经过了一些挣扎）；
在 2.67 倍史瓦西半径处，从一侧入射的光线，可以在黑洞引力弯曲下，绕黑洞转半圈、从另一侧射出，被我们看到；
在 2.67 到 2.6 倍史瓦西半径之间，光线也可以绕 1.5、2.5、3.5 等圈，从另一侧射出，被我们看到。
所以我们最终看到的是 2.6 到 2.67 倍史瓦西半径之间一系列同心圆环——因为他们彼此离的很近，总的来说我们看到的是黑洞周围有一个环状亮晕。
也可以说这是黑洞「反射」回来的光。惠勒曾经指出，这种反射光甚至可以用来帮助我们发现闯入太阳附近的黑洞——但只有当黑洞质量足够大（数十个太阳质量以上）、离太阳系足够近（几个光年以内），并且动用比现有光学望远镜大得多的设备去观测才能发现这种反射光。
知道了光线可以绕黑洞转圈，我们可以开始考虑一个更接近真实宇宙的情况：如果黑洞有一个薄吸积盘，我们将看到怎样的景象？
没错，这正是《星际穿越》给我们展示的情形：
由于我们所处的观测点稍微高于吸积盘盘面，吸积盘对我们而言，有上、下表面之分。
我们将看到，吸积盘上表面发出的斜向上方的光，有一部分会被黑洞的引力拉回来，拉向我们的视线方向，从而让我们看到原本应该被黑洞遮挡掉的那部分吸积盘；
而本应该完全被吸积盘自身遮挡的吸积盘下表面，其斜向下发出的光也可以被黑洞拉回来，进入我们的眼睛，让我们可以同时看到一部分吸积盘的下表面。
当然，还有一些光线可以围着黑洞多绕几圈再出来，但是它们产生的像不如前两种显著，不再讨论。
这就是《星际穿越》中为我们描绘的大草帽形黑洞吸积盘的由来。
那为什么说《星际穿越》错了一半呢？
正如前文提到的，以接近光速运动的物质将有强烈的多普勒集束效应——吸积盘的一边朝向我们运动，另一边背离我们运动，因此我们应该看到，其一侧很亮、另一侧很暗。
也就是这样：
这是 1979 年，法国天文学家让-皮埃尔·卢米涅利用一台运算能力只有 10 年前主流手机（以水果 4 为例）万分之一的晶体管计算机计算得到光强等高线图之后，按照等高线图的指示，亲自动手、用一个个墨点绘制在一张照相纸上的图像。
这也是人类第一张利用计算机数值模拟得到的黑洞模拟图像——距今刚好 40 周年。
《星际穿越》的科学顾问、2017 年诺贝尔奖得主基普·索恩，曾经给电影导演建议过采用考虑了集束效应的可视化方案——导演表示，如果不对称的话，观众会很困惑，于是依然采用了错误的画法。
尽管《星际穿越》已经拥有通俗作品中史上最佳的黑洞影像，但这个错误仍然让物理学界的老爷子们感到遗憾。
1990年 代，卢米涅的同事让-阿兰·马克为纪录片《无限弯曲》（Infinitely Curved）制作了另一个华丽的黑洞可视化视频：
如前文所述，从准确性来说，这段视频超过《星际穿越》。而且这段视频甚至展示了进入黑洞之后回看视界面之外的景象，可谓无限眷恋世界了。
这里还有一段「视界面望远镜」团队博士生安德鲁·切尔制作的黑洞吸积盘模拟动画：
那么，要怎样才能用望远镜，而非计算机，看到这样的景象呢？
给黑洞拍张照片
2000 年，德国天文学家 Heino Falcke 对怎样观测黑洞视界面做了一番分析：
首先，恒星级黑洞实在是太小：距离我们最近的一个恒星质量黑洞、X射线双星 A0620-00，距离 3500 光年，大小 40 千米。
这样其视直径只有万分之一个微角秒（10 的-10 次方角秒）数量级，远远超出了任何观测手段的能力。
前文已经提到，黑洞按质量可以分为两类：恒星级黑洞和星系中心的超大质量黑洞。
后者的质量往往可以达到数百万到数十亿倍太阳质量。由于黑洞的史瓦西半径大小与质量成正比，因此要直视超大质量黑洞，比恒星级黑洞要容易很多。
最容易想到的两个超大质量黑洞目标是银河系中心的人马 A*（Sgr A*）和室女座星系团中心星系 M87 核心的黑洞 M87*。
前者距离大约 26000 光年，包含 430 万太阳质量；后者距离 5500 万光年，大约 60~70 亿太阳质量。
按照史瓦西半径公式可以计算出，前者直径约为 2500 万千米，后者约为 360 亿千米。
银河系中央黑洞附近区域的 X 射线伪彩色图像（钱德拉 X 射线望远镜拍摄）
前文提到，黑洞「轮廓」（或者叫「影子」）的大小大约是史瓦西半径的 5.2 倍，可以计算发现这两个超大质量黑洞的大小均达到了 50 微角秒数量级——要分辨出其轮廓细节，相当于要在地球上看清月球上的一个苹果。
如果用光学望远镜，这需要口径达 2 千米的一个巨型望远镜。目前主流大型光学望远镜口径在 10 米左右，即使采用干涉技术让几台光学望远镜「联网发电」，目前也只能做到 100 米左右的基线长度（等效口径）。
何况星系中央处在层层星际尘埃遮挡之中，光学波段根本看不到。
而在波长更长的射电波段，尘埃遮挡问题迎刃而解了。
尤其是 90 年代末期的天文观测已经发现，银河系中心黑洞在 1 毫米多波长处有一个辐射峰值，这既说明那里存在一个活跃的吸积盘，也提示我们可以使用这一波段对其进行观测。
幸运的是，这也正好是地球大气水汽吸收「光顾」不到的一个毫米波观测窗口。
但如果使用 1 毫米左右的波长，所需的望远镜口径将达到 5000 千米以上——接近地球半径。
在这个尺度上把多台望远镜联合起来观测，已经不能只用「干涉技术」来描述——这叫做「甚长基线干涉技术」。
Falcke 的这个脑洞虽然开的跟地球一样大，还是得到了天文学家同行们的信服。经过十几年的协调，8 台全球顶尖的毫米波望远镜加入了解析黑洞轮廓的行列。
这就是今天的主角，视界面望远镜。
但要顺利完成对黑洞的「拍照」，还有很多困难要克服：
首先要把各家望远镜可用时间协调到一块就不是易事，尤其这其中还动用了阿塔卡马毫米亚毫米波阵列（ALMA）这样极度被天文学家渴求的世界顶级忙碌望远镜。
ALMA
何况在毫米波，地球大气的水汽非常影响观测，观测时不能有云。要让这些望远镜所在地同时晴天，难度堪比要一群人大合影时没人眨眼。
对位于南极点的南极望远镜（SPT），工作人员每年只有一次进入和离开的机会。这也增加了数据处理的难度：观测时，每天产生的数据量高达 2PB，超过 LHC 一年的数据量。
这些数据必须装在硬盘上，对 SPT 来说，漫漫冬夜中得到的观测数据，不得不等待半年才能在南极的夏天运出。
南极望远镜（SPT）
最终，在 2017 年 4 月的 4 个观测夜，「视界面」望远镜对银河系和 M87 中央黑洞进行了观测。经过两年的数据处理，我们终于等到了文首的那张照片：
完美。
意中意外视界面
下面这张图，中间的是相对论性流体力学数值给出的模拟图像，右边的是将其模糊处理之后的结果——可以看到，左边的实际观测结果几乎就是高精度数值模拟在低分辨率下的样子。
所以未来分辨率进一步提升之后，可能我们能看到更加接近中间这张图的「照片」。
有人问，为什么我们看到这么明显的一个环，而不是《星际穿越》里面那种草帽形？多普勒集束效应导致的亮度偏差，好像也没有很大啊？
原因是：根据 M87 喷流的方向，我们可以计算出我们观看 M87 黑洞的视角：大约偏离吸积盘轴向 17°（根据 EHT 文章）。
这是一个非常接近从极区俯视的视角，这让我们看到的吸积盘喷流集束效应非常强（参考前面喷流照片），但也让吸积盘本身的多普勒集束效应被极大的弱化了。所以我们才看到吸积盘只是一侧稍亮，而没有严重到只能看到一半。
根据观测到的这张照片亮区的位置，我们可以推测这个黑洞的旋转方向。以下是不同旋转方向下的区别（黑色箭头表示黑洞自旋方向，蓝色箭头表示吸积盘转动方向）：
可以看到集束效应导致的亮、暗区只和黑洞自旋方向有关，和吸积盘转动方向无关。
据 @张建东 私聊表示，这可能是因为离黑洞很近的地方，所有东西都会被黑洞拖着一起转。
而黑洞的自旋方向和吸积盘转动方向不必严格一致——尽管会趋于相同。所以这也就可以解释，为什么这个环上亮度梯度的方向跟喷流方向不严格垂直：
这跟前面卢米涅那个模拟不见得相矛盾——卢米涅可能只考虑了黑洞自旋和吸积盘转动同向的情况（不太确定，有兴趣的读者可以仔细读相关文献查证）。
「视界面望远镜」团队发布的论文中，给出了连续 4 天观测中，每一天的 M87 图像：
发布会时有人问，为什么这四张图的细节看起来有各有一些区别？
回答的人表示，整个吸积盘大概是太阳系的尺度，以光速要走一天，因此我们并不期待在几天之内图像就会发生很明显的改变——图像明显改变的时标应在星期量级。
发布会之前，几个天文专业的朋友打了个赌：即将发布的，将会是银河系中心黑洞？M87 中心黑洞？还是二者都有？
我猜是两个一起发——答案揭晓，我错了。
一个幼稚的猜想：银河系作为富气体、尘埃的旋涡星系，而我们又从盘面的方向看过去，视线方向上星际「雾霾」严重，成像模糊不清，难以进行有意义的判读；
而 M87 星系主体的气体已经几乎耗尽，比较「干净」，因而后者的图像处理要更容易一些。
所以 M87 的图像率先得以发布，而银河系中心黑洞的数据处理和论文写作则需要更长的时间。
而且似乎目前对 Sgr A* 的观测还没有纳入 ALMA，这是 EHT 团队下一个阶段的目标：
如果下一季观测可以纳入 ALMA，则灵敏度和图像可靠度都会有所提升。
结语
未来视界面望远镜还有更多想象空间：如果把望远镜放到太空、放到月球以取得更长的基线，如果采用更高的频率，视界面望远镜对黑洞吸积盘细节的分辨能力还将得到进一步提升；而如果长时间连续观测，我们还可能获得黑洞吸积盘的小动画……
真让人有些迫不及待了呢。
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