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2019年4月10日，全世界爱好天文的人们都沸腾了。这一天北京时间晚上10点钟，号称人类第一张黑洞“照片”对外公布。国内外的社交网络瞬时间都被那张甜甜圈模样的照片刷了屏，来自天文专家和资深天文科普专家的种种解读也第一时间占领了微博、推特、脸谱和微信。 专家们的解读固然准确详尽，但读者水平参差不齐，所以难免还是有一些漏掉的知识点妨碍大家理解相关的知识，这里我就以问答形式把我看到的一些普通读者的常见疑问做些解答，不确之处还请专家指出以便修正。 第 1 则 什么是黑洞？ 简单的说，黑洞就是宇宙里的某些引力特别强的区域，在这些区域里连光都飞不出去，黑咕隆咚，所以天文学家给这些区域取了形象的名字：黑洞。 我们都知道，大科学家牛顿在17世纪末提出了万有引力定律，指出宇宙中任何有质量的物体都会产生引力，吸引它周围的其他物体朝它降落，只有那些具备一定速度的物体才能挣脱它的引力束缚而不掉落在它的表面，这个速度叫做“逃逸速度”。 根据万有引力定律，利用高中物理知识我们就知道，逃逸速度除了跟中心物体的质量有关，还跟逃逸物体与中心物体的距离有关，逃逸物距离中心物体越近，所需的逃逸速度就越高。 如果逃逸速度达到光速会怎么样？ 1783年11月27日英国科学家约翰·米歇尔在写给另一个英国科学家卡文迪许的信里指出：一个和太阳同等质量的天体，如果半径只有3千米，那么这个天体是不可见的，因为光无法逃离天体表面。 米歇尔称之为暗星。1796年，法国天文学家皮埃尔·西蒙·拉普拉斯也预言：“一个质量如250个太阳，而直径为地球直径的发光恒星，由于其引力的作用，将不允许任何光线离开它。 由于这个原因，宇宙中最大的发光天体，却不会让我们看见”。科学史研究人员据此认定，尽管“黑洞”这个词是20世纪60年代才出现的，但追根溯源，米歇尔和拉普拉斯才是黑洞最早的预言者。 但是拉普拉斯等人只是把黑洞当成一种纯理论的东西，因为按照他们的计算，这样的天体密度高得可怕，似乎是根本不可能存在的东西，根本没必要为它伤脑筋。 无独有偶，爱因斯坦的广义相对论问世之后，1915年12月一位名叫卡尔·施瓦西的德国天文学家在战壕里（当时是第一次世界大战时期，这位天文学家正在服兵役）通过数学计算给出了爱因斯坦引力场方程的精确解，也同样预言：如果某天体全部质量都压缩到很小的“引力半径”范围之内，所有物质、能量（包括光线）都被引力囚禁在内，从外界看，这天体就是绝对黑暗的。 论文指出的这个半径被称作“施瓦西半径”，位于中心天体施瓦西半径处的一个假想球面，被称作“视界”。和拉普拉斯等人一样，不论爱因斯坦还是施瓦西，都没有把这样一个理论计算结果当回事，特别是爱因斯坦，因为黑洞的概念暗示了引力奇点的存在，这与爱因斯坦的一些观念冲突，所以他很不喜欢这个概念。 随着天体物理学的发展，一些研究恒星演化理论的学者通过计算发现，大质量恒星演化到末期很有可能产生大量非常致密的物质，黑洞的概念突然不再可有可无。 1934年，德国天文学家沃尔特·巴德和瑞士天文学家弗里茨·兹威基提出系统的中子星理论，指出大质量恒星的演化结局就是一个中子星或黑洞。 1939年，美国物理学家罗伯特·奥本海默（美国原子弹之父）更计算出，一颗质量超过太阳质量3倍而又没有任何热核反应的“冷恒星”，一定会在自身引力的作用下坍缩成为黑洞。 这些理论一开始并没有引起人们的特别注意，只有研究宇宙大爆炸理论的学者对黑洞理论感兴趣。 然而1967年英国剑桥大学的天文学研究生乔丝琳·贝尔小姐意外发现了脉冲星（她的导师因此拿到了1974年诺贝尔物理学奖），很快脉冲星被证认为中子星。这一重大发现立刻提升了人们对黑洞的兴趣（中子星都发现了，黑洞也完全有可能存在，一般人都会这样想），“黑洞”在这一时期得到了命名。 写出《时间简史》的英国物理学家斯蒂芬·霍金也正是因为在这一时期研究黑洞的理论成果而大放异彩的。 不过要观测黑洞极其困难。 当初人们对中子星和黑洞的概念不感兴趣也就是因为觉得一个又小又暗的天体以人类掌握的观测手段根本发现不了，但是中子星的意外发现证明可以通过它们对周围环境产生的物理效应来间接证实它们的存在。 人们首先想到了双星，如果双星系统中一颗是黑洞，另一颗是普通恒星，那么黑洞的强大引力会导致它的伴星的物质不断流向黑洞所在区域，当这些物质被黑洞吞噬时，会激发出X射线，因此探测X射线源就有望发现黑洞。 1964年探空火箭发现了后来很著名的X射线源天鹅座X-1，通过仔细的测量研究，现在估计其对应的天体质量为太阳质量的8.7倍（排除中子星可能），而其体积又极小（说明是致密星），所以天文学家普遍认同天鹅座X-1就是一颗黑洞。 有趣的是，1975年斯蒂芬·霍金和基普·索恩拿天鹅座X-1打赌：如果它被证实是一颗黑洞，霍金就给后者订1年成人杂志，否则后者将送给霍金4年的《侦探》杂志，不过在1990年霍金愉快地认输了。 此外，如果两个黑洞发生合并，会产生强大的引力波，因此通过探测引力波也能发现黑洞的存在。 2016年2月11日，致力于探测引力波的两个科学团队LIGO和VIRGO共同宣布，他们已经于2015年9月14日探测到两个距离地球13亿光年的大质量黑洞合并引发的引力波。 之后研究引力波的团队又探测到多次双黑洞合并现象。这些引力波信号都强有力的支持黑洞的存在性。 LIGO探测到的引力波事件，其中大部分是黑洞合并时产生的 图据LIGO网站 但是天文学家们并不满足，毕竟靠观测双星系统或者双黑洞合并来确认黑洞还是太被动了。 黑洞虽然不会发光，但它并不是处在真空之中，它的强大引力会把周围的星际物质（主要是气体和尘埃）吸引过来，从而形成一个尺寸比视界大好几倍的吸积盘，吸积盘里的物质在下落过程中会由于相互摩擦而升温从而放出各种辐射，这些辐射是我们可以探测到的，如果我们能够直接获得吸积盘的照片，那就能摆脱此前对黑洞观测的种种不必要限制，我们对黑洞的了解也能因此进入一个新的境界。从这个角度来说，此次公布的首张黑洞照片具有里程碑意义。 第 2 则 M87是什么东东？ 关于首张黑洞照片的新闻稿里有一个名词频繁出现：M87，但是很少有媒体对这个词进行说明。这个对天文爱好者来说是常识的名词，对普通读者来说就如同“天王盖地虎”之类的黑话，下面我就简单解释一下。这事要从彗星说起。 晚上我们在没有光害的地方眺望星空，只能看到点点繁星，间或能看到流星和人造卫星划破夜空。 很长一段时间以来，人们也都认为天上只有恒星、行星和流星，但偶尔夜空里会有拖着长尾巴的彗星出现在天际，那不寻常的外形让人惊恐万分。 直到1705年英国天文学家爱德蒙·哈雷发表了《天文学对彗星的简介》，运用刚问世不久的牛顿引力理论研究了1682年出现的一颗大彗星，发现它与1531年、1607年出现的彗星的轨道根数相近，因此大胆预计这是同一颗彗星在不同年份的回归，并预报它将在1758年回归。 1758年这颗彗星果然回归并于12月25日被德国的业余天文学家约翰·帕利奇观测到，从而证实了哈雷的预测，这颗彗星后来就命名为哈雷彗星。 既然确认了彗星和行星一样是绕太阳运动的天体，这种一度奇怪到没有朋友的天体就除魅了，之后不断发现和确认新的周期彗星和非周期彗星，发现者都获得了很高的荣誉，因此就产生了一个新的业余天文爱好者群体：彗星猎手。 他们整夜整夜的观察夜空，搜寻任何一个可能是彗星的移动目标，期待自己能成为新彗星的发现者，从而把自己的名字和某个彗星联系起来被后人铭记。 法国天文学家夏尔·梅西耶（Charles Messier，1730年6月26日－1817年4月12日）就是这样一个著名的彗星猎手，他一生共发现了13颗彗星。 他在长时间的寻彗过程中注意到，夜空中繁星之间并非完全漆黑，从望远镜里看过去，到处都是一团团云雾状的天体，很容易和彗星混在一起，因此他使用一架10厘米口径的小望远镜观测，系统地记录下前人描述过及他能看到的那些明显的云雾状天体的位置，并整理成表格公布出来，这个表被称为“梅西耶星团星云表”，加上后世补充的，一共有110个深空天体，从M1一直编号到M110，统称为“梅西耶天体”。 梅西耶观测这些深空天体的时候，对这些天体的距离和物理性质一无所知，所以梅西耶天体里包含了五类深空天体，它们分别是：弥漫星云，行星状星云，疏散星团，球状星团和星系，其中除了星系之外，其他四类都属于银河系内的天体。 全部110个梅西耶天体，皆由天文爱好者Michael Phillips摄得 新闻稿里提到的M87就是一个星系，它是梅西耶星团星云表里第87号深空天体，位于室女座，视直径8′.3 × 6′.6（和日常生活用米、千米等长度单位表示物体大小不同，天文学上用角度单位表示天体“看上去”的大小。从头顶开始在天空中沿垂直方向任意划一道圆弧到地平线，这段圆弧是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″，这里的′、″都是天文学上用的角度单位，念做分、秒，也有人念做角分、角秒。 太阳、月亮、行星、星云这样的天体和恒星不同，它们在天空中占据了一小块面积，有可以用测角仪器测出来的大小，所以天文学家就用角度单位来度量它们的尺寸。月面的视直径大约是30′，所以M87的长边看上去大概有1/4个月面那么大），是一个庞大的椭圆星系，但没有旋臂。 1918年美国天文学家希伯·柯蒂斯用大口径望远镜发现从它的核心有一道奇怪的射流向外喷出，百思不得其解，现在我们知道那是因为它的核心有一个超大型黑洞，记作M87*。 M87星系距离地球5350万光年（那道射流的长度大约是5000光年），属于室女座星系团。 室女座星系团是一个包括了1300到2000个星系的大型星系团，和我们银河系所在的“本星系群”一起隶属于一个叫“室女座超星系团”的天体集团，只不过室女座星系团位于这个超星系团的中心，而本星系群位于超星系团的外围。 M87星系的核心非常活跃，早在射电天文学刚刚诞生之初的1947年，射电天文学家就发现室女座方向有一个强烈的无线电信号源，当时命名为“室女座A”，随后证明室女座A就是M87，强烈的无线电信号跟M87核心那道喷流有关。除了光学波段和无线电波段，后来又在X射线波段和伽马射线波段发现了M87核心区的强烈信号。 这一切足以让天文学家对它产生浓厚的兴趣，相信这次选择它的核心作为拍摄对象将大大拓展我们对它的了解。 顺便提一下，梅西耶星团星云表只包含110个深空天体，这与梅西耶当时所用的望远镜口径太小有关，随着天文学家所用的望远镜口径越来越大，他们发现了更多更暗的深空天体，为此威廉·赫歇尔（发现了天王星的那位著名天文学家）和他的观测助手卡罗琳·赫歇尔（威廉的妹妹，彗星猎手之一）发表了“星云和星团表”，威廉的儿子约翰·赫歇尔发表了扩充的“星云和星团总表”，最终由约翰·德雷尔编纂出版了“星团星云新总表”（缩写NGC，包含7840个深空天体）和后人增补的“索引星表”（缩写IC，包含5387个深空天体）。 “星团星云新总表”包含了梅西耶的星团星云表，所以梅西耶天体往往有两个编号，一个是梅西耶天体编号，一个是NGC编号。M87的NGC编号是4486。 现在当天文学家和天文爱好者说M1或者NGC224或者IC434的时候，你就知道他们在谈论什么了 ：） “哈勃”空间望远镜拍摄到的M87，射流清晰可辨 第 3 则 黑洞的密度很大吗？ 黑洞的密度大小与你如何定义黑洞的密度有关。黑洞的核心区域质量奇高，体积奇小，因此那里的密度必定很大很大，但当我们说黑洞的密度时，我们指的往往是黑洞视界范围内的平均密度，这个就和黑洞的质量密切相关了。 我们知道，黑洞的质量越大，它的施瓦西半径也成比例增大，但黑洞的视界体积和它的施瓦西半径又是三次方的比例关系，根据初中物理对密度的定义公式我们知道，物体的密度与质量成正比，与体积成反比，代入上述比例关系可知，黑洞的密度和它的质量呈平方反比关系。也就是说，当发生黑洞合并的时候，黑洞的质量增大，它的密度会迅速减少。 通过上述方式可以计算出，质量超过1.5亿个太阳质量的黑洞的平均密度就低于水的密度了，这样的黑洞天文学家叫它“超大质量黑洞”。 第 4 则 首张黑洞照片是怎么拍出来的？ 如上所述，我们目前还只能拍到黑洞吸积盘的照片，并通过研究黑洞的吸积盘来增加对黑洞本身的了解。那么这样的照片是怎么拍出来的？ 首先要说明的是，这张照片和我们日常生活中理解的照片完全不同，我们日常生活中的照片是用镜头把远处物体的像成在感光材料（银盐胶片或者电荷耦合器件）上，再通过化学工艺或者电子技术把图像翻印或者打印出来，但目前公布的这张黑洞照片严格意义上讲只是把黑洞区域的探测数据用可视化的方法展示出来，因为目前我们还没有办法直接获取黑洞吸积盘的光学图像。 事件视界望远镜和全球mm-VLBI阵列（GMVA）参与望远镜的位置（图据维基百科） 我们已经知道执行这次拍照任务的天文装置（事件视界望远镜，英文叫Event Horizon Telescope，缩写EHT）并不是一台望远镜，而是多台毫米波射电望远镜组成的一个甚长基线干涉仪（Very Long Baseline Interferometer， 缩写VLBI，不理解这个缩写词没关系，下面我会解释）。 和我们日常用的相机接收可见光不同，它接收的是波长为1毫米左右的无线电信号（毫米波），为什么要用毫米波探测呢？ 因为研究认为在这个波段黑洞吸积盘的辐射会比较强，同时一个叫“同步辐射自吸收”的效应的影响较小，此外地球大气层中的水蒸气对毫米波的吸收比较弱，更重要的是，要拍照的黑洞位于星系中央，从星系中央到我们地球之间充斥着恒星以及气体、尘埃等星际物质，这些物质对黑洞吸积盘的辐射会产生遮挡和吸收，但恰好是在毫米波这个波段，来自这方面的影响比较微弱。 打个比方，黑洞吸积盘好比人体，中间的恒星和星际物质好比人穿的衣服，用可见光我们无法隔着衣服看到人体，但通过红外线就可以看的一清二楚，所以该怎么选不言而喻。 那为什么不能用一台毫米波射电望远镜来获取黑洞吸积盘的图像呢？这就要从光的波动性谈起了。 我们常见的凸透镜成像示意图里，两条平行光线经过凸透镜之后，相交于光轴上的凸透镜焦点处。 但在实际的光学系统里，一束平行光经过凸透镜后汇聚在一个有尺寸的光斑里，这里面当然有各种像差的影响，但即便是最理想的光学系统，它也依然是一个光斑，原因很简单，光是一种有波长的电磁波，会发生衍射，所以无论怎么改进光学系统，它都不会汇聚成点，而只会形成光斑。 根据波动光学理论的研究，光斑的尺寸和两个因素有关，一个是透镜的直径，一个是所用光的波长。 具体讲就是，透镜直径越大，光斑越小，所用的光波长越短，光斑越小，反之亦然。夜空中两个靠得很近的星点，经过凸透镜之后会产生两个像斑，当它们靠得很近的时候，两个像斑会大部分重合，这时候我们就没有办法区分它们了。 但如果这个时候我们改用更短的波长的光成像，或者改用更大直径的凸透镜，那么两个像斑相应缩小，我们就依然能够将其区分开来。 像斑示意图，最后一图表明两个物点靠的太近，像斑已经无法区分（图据维基百科） 同样的原理也适用于射电望远镜。不同的是射电望远镜工作波长一般都是可见光波长的几千倍乃至上万倍，根据上面介绍的原理，要达到普通光学望远镜的分辨率，它们的天线直径要比光学望远镜镜头的直径大几千倍到几万倍。 但工程上的限制使我们无法把射电望远镜的天线做得更大，机智的无线电工程师和射电天文学家想到了一个巧妙的办法：射电干涉。 这项技术最早出现在1946年，工程师们用两个射电望远镜天线同时对准同一个射电源，获得的信号用电缆连接后发生了干涉，对获得的干涉信号进行数学运算，就可以获得射电源的强度分布情况，其分辨率等效于用相当于两个天线距离那么大的单个天线所能得到的分辨率。 用多个射电望远镜组成的望远镜阵的观测效果更好，这种叫做综合孔径射电望远镜。目前世界上最大的综合孔径射电望远镜是美国新墨西哥州的甚大天线阵（Very Large Array，缩写为VLA），它由27台25米口径的抛物面天线组成，最长等效基线是36千米，最高分辨率可以达到0.05″。
VLA的天线阵，图据维基百科 综合孔径射电望远镜的缺点是天线之间必须用电缆连接，这就限制了它的规模，因为你不可能越过高山跨过平原布上几千千米的电缆，所以能抛开电缆的VLBI技术就应运而生。 相距很远的两个观测站用天线观测同一目标得到的信号并不直接互联干涉，而是分别记录在各自的磁带上，同时记录下各自观测站时钟的高精度时标信号，把两盘磁带送到数据处理中心后回放，再用回放信号进行相关处理，用这种办法，只要两个观测站能同时观测到同一个射电源，二者之间的距离可以不受任何限制。 EHT就是运用VLBI技术搭建起来的天文观测平台，它使用分布在全球的8台毫米波或亚毫米波射电望远镜，组成了一个等效直径约12000千米、与地球直径相当的虚拟天线，在这样的口径下，使用毫米波波段能达到的分辨率是空前的0.00002″。 根据媒体报道，2017年4月5日，全球参与EHT的8台望远镜在统一调度下开始观测M87和半人马座A这两个目标，观测进行了四天，每天产生了2PB观测数据，能装满1000个容量为2TB的硬盘，而且它们也真的就存储在总重约半吨的硬盘里，8个月后这些硬盘通过航空等各种运输手段汇集到分别位于麻省理工学院和马克斯普朗克射电天文研究所的两个数据中心（本来用一个数据中心就可以，用两个数据中心分别处理是为了相互校验计算结果），用超级计算机读取硬盘里的数据并用事先设计好的算法进行复杂艰难的运算，通过一年夜以继日的努力，从原始数据中反算出M87核心区域毫米波波段的辐射强度的分布，再用不同的颜色表示不同的强度（好比我们用不同的颜色表示不同的海拔高度最终绘出的地形图），最终得到了M87*吸积盘的实景照片，媒体把这个处理过程比喻成“冲洗照片”，还是比较形象的。 第 5 则 这种照片为什么以前拍不出来？ 有朋友问，为什么这种照片以前拍不出来？近地轨道上不是有一台很厉害的哈勃空间望远镜吗？哈勃空间望远镜自1990年发射之后，一直是天文新闻的主角，对普通读者来说是如雷贯耳。它的口径是2.4米，质量是11吨，在距离地面559千米的高度上绕地球运动。 由于主反射镜在抛光时的一个愚蠢错误，它在升空后最初3年内一直是“近视眼”，1994年美国航宇局对它进行了在轨维修后，它达到了最初的设计目标。这戏剧性的一幕无疑大大增加了哈勃望远镜的知名度。
在轨运行20多年来，哈勃空间望远镜不但给天文学家提供了大量的科学数据，同时也拍摄了大量精美的天体照片，吸引了普通公众的目光。因此读者期望它能在黑洞研究上大显身手的心情是可以理解的。 但是，读者有所不知的是，哈勃空间望远镜的工作波段主要是可见光和红外波段，根据它的口径可以计算出，它的极限分辨率是0.1″，这与拍摄黑洞吸积盘要求的最低0.00005″分辨率相差好几个数量级。更不要说可见光根本无法穿过星系核心区域浓厚的星际物质，所以用哈勃望远镜拍摄黑洞吸积盘根本不现实。
那么中国建造的500米口径的FAST射电望远镜能否一试身手？ 500米口径球面射电望远镜（Five hundred meters Aperture Spherical Radio Telescope，简称FAST）是目前世界上最大口径的单天线射电望远镜，也是目前世界上灵敏度最高的望远镜，能够探测137亿光年以内的无线电信号，是研究中子星、中性氢和分子谱线的利器。 但是FAST的工作波长在10厘米 至 4.3米之间，根据我们上面介绍的相关知识，它的分辨率最高只能达到约3′，连人眼的分辨率都不如（人眼的分辨率约1′），所以单靠FAST是担当不了观测射电源精细结构的任务的。 当然，FAST具备参与VLBI的能力，今年1月底它就和位于上海的“天马”65米射电望远镜进行了联合观测，获得了干涉条纹，为正式参与VLBI组网奠定了基础。不过因为工作波长的缘故，FAST即便参与VLBI联网观测，也只能在其他观测目标的精细结构上大展身手，研究不了毫米波波段上的黑洞吸积盘。 实际上，目前天文学家掌握的观测技术中，只有基于毫米波波段的VLBI才能够提供研究黑洞吸积盘所需的分辨率精度。 之所以现在才能拍到黑洞吸积盘照片，是因为此前尚未有足够的毫米波射电望远镜参与VLBI联网。 根据EHT的介绍，2006年它们开始尝试联合观测，当时只有三台毫米波射电望远镜参与，在取得了必要的经验之后，2015年两台最关键的毫米波望远镜（位于智利的ALMA和位于南极的SPT）参与了联网，大幅度提升了EHT的观测灵敏度和分辨率，又经过两年精心准备，直到2017年EHT才正式开始对预定观测目标进行观测。 之后的事情，现在大家都知道了。
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