愛因斯坦的引力理論在黑洞附近仍然成立嗎？

一個世紀以來，科學家們一直試圖 推翻阿爾伯特·愛因斯坦的廣義相對論，但均未成功。然而，到目前為止，愛因斯坦的理論一直都很輕鬆。迄今為止的每一次評估都是在相當弱的引力場中進行的。為了對廣義相對論進行最嚴格的檢驗，我們需要看看它在引力極強的地方是否仍然成立。而在當今宇宙中，沒有哪個地方的引力比黑洞邊緣——事件視界——更強，事件視界是邊界，一旦越過這個邊界，引力就會變得勢不可擋，以至於穿過它的光和物質永遠無法逃脫。

黑洞的內部是無法觀測的，但這些物體周圍的引力場會導致靠近視界的物質產生大量的電磁輻射，望遠鏡可以探測到這些輻射。在黑洞附近，巨大的引力將流入的物質（稱為吸積流）壓縮到越來越小的體積中。這導致下落的物質達到數十億度的溫度——具有諷刺意味的是，這使得黑洞周圍的區域成為宇宙中最亮的 spot 之一。

如果我們能用一臺放大倍數足夠分辨事件視界的望遠鏡觀測黑洞，我們就可以跟蹤物質螺旋式下降到不歸路的過程，並觀察它的行為是否符合廣義相對論的預測。當然，這裡有一個問題：開發一臺能夠分辨黑洞視界的望遠鏡會帶來幾個挑戰。值得注意的是，我們必須應對從地球上觀察到的黑洞的微小尺寸。即使是現在認為存在於大多數星系中心的超大質量黑洞，其質量是太陽質量的數百萬或數十億倍，在某些情況下直徑大於我們的太陽系，但它們離地球太遠了，以至於在天空中所張的角度非常小。最近的例子是人馬座 A*，它是銀河系中心的四百萬太陽質量黑洞；它的事件視界看起來只有 50 微角秒寬，大約相當於在月球上看到的 DVD 的大小。為了分辨如此小的物體，望遠鏡必須具有比哈勃太空望遠鏡所達到的角解析度精細 2000 多倍的角解析度。

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更重要的是，這種黑洞在兩個方面被我們的視線所遮蔽。首先，它們出現在星系的中心，深藏在濃密的 газовых 和 пылевых облаках 之中，這些 газовых 和 пылевых облаках 阻擋了大部分電磁 спектра。其次，即使是發出我們想要探測的光的物質——那團發光的漩渦狀碎裂物質螺旋式地向視界內旋——本身對大多數波長的光也是不透明的。因此，只有少數波長的光可以從黑洞的邊緣逃逸出來，被我們在地球上觀測到。

事件視界望遠鏡 (EHT) 專案是一項國際努力，旨在克服這些障礙，並對黑洞進行詳細觀測。為了從地球表面獲得儘可能高的角解析度，EHT 利用了一種稱為甚長基線干涉測量 (VLBI) 的技術，在這種技術中，全球各地的射電望遠鏡中的天文學家同時觀測同一目標，將他們收集的資料記錄在硬碟驅動器上，然後在之後使用超級計算機將所有這些資料組合起來，形成一個單一的影像。透過這樣做，位於不同大陸的許多望遠鏡可以形成一個虛擬的地球尺寸的望遠鏡。望遠鏡的解析度由它觀測到的光的波長與其尺寸之比給出，因此 VLBI 經常生成細節遠遠超過任何光學望遠鏡放大倍數的射電天空影像。

透過改進 VLBI 中使用的技術，以便可以在最短的射電波長下進行觀測，EHT 將很快能夠應對黑洞成像的所有挑戰。在這些波長（接近一毫米大小）下，銀河系基本上是透明的，這使得 EHT 能夠以最小的來自中間氣體造成的模糊來觀測人馬座 A*。這些相同的波長也能夠穿透落向黑洞的物質，從而能夠訪問人馬座 A* 事件視界周圍的最內部區域。而且，在一個真正的“金髮姑娘”巧合中，全球範圍的毫米波 VLBI 陣列的放大倍數非常適合分辨最近的超大質量黑洞的事件視界。

在並行發展中，理論天體物理學家開發了數學模型和計算機模擬，以探索這些觀測的各種可能結果，並開發解釋這些結果的工具。他們使用新穎的超級計算機演算法，模擬了黑洞事件視界之外的物質的攪動，並且在所有模擬中，他們都發現黑洞在吸積流發出的光上投射了一個“陰影”。

華盛頓大學物理學家詹姆斯·巴丁在 1973 年預測了黑洞陰影的存在。根據定義，任何穿過事件視界的光都永遠無法返回。巴丁確定了光子將圍繞黑洞執行的視界外部的點。如果光線穿過這個軌道向內移動，它將被永遠捕獲並螺旋式地向事件視界內旋。起源於事件視界和這個軌道之間的光線可以逃逸，但它們必須幾乎徑向向外指向，否則它們也有被黑洞的引力捕獲並使其軌跡向後彎曲朝向事件視界的風險。我們稱這個邊界為光子軌道。

就光而言，黑洞就像一個不透明的物體，光子軌道定義了它的邊界。光子軌道明亮的環與較暗的內部之間的對比就是所謂的陰影。地球上的觀測者看到的這個陰影的視大小實際上預計會比光子軌道大得多。發生這種情況是因為黑洞周圍強烈的引力場透過引力透鏡“放大”了陰影。

EHT 現在準備好觀測這個陰影和黑洞的其他特徵。在 2007 年和 2009 年的觀測中，透過對人馬座 A* 和室女座 A 星系（也稱為 M87）中心的另一個超大質量黑洞進行觀測，驗證了技術方法是合理的——並且最終的科學目標是可以實現的。這些早期觀測將夏威夷、亞利桑那州和加利福尼亞州的站點連線起來，成功地測量了來自這兩個源的 1.3 毫米波長射電輻射的範圍。在這兩種情況下，測量結果都與預期的黑洞陰影大小相符。

計劃使用完整的、行星範圍的射電望遠鏡網路進行的觀測將產生足夠的資料，使我們能夠構建這些黑洞的完整影像。另一組同等重要的觀測將使用 VLBI 資料來搜尋和追蹤區域性活動區域（“熱點”）在黑洞周圍環繞的軌跡。由於廣義相對論既預測了這些黑洞應該是什麼樣子，也預測了物質應該如何圍繞它們執行，因此這些觀測將使我們能夠在廣義相對論的最極端預測顯現的地方對愛因斯坦的相對論進行一系列測試。

檢查宇宙審查

EHT 將使我們能夠回答一個基本問題：人馬座 A* 是黑洞嗎？所有可用的證據都表明答案是肯定的，但沒有人直接觀測到黑洞，其他可能性也與廣義相對論相符。例如，人馬座 A* 可能是某種稱為裸奇點的東西。

物理學中的奇點是指方程的解未定義且我們理解的自然規律不再適用的地方。廣義相對論預測宇宙起源於一個奇點——一個初始時刻，當時宇宙的所有內容都集中到一個無限密度的單點中。該理論還告訴我們，奇點（引力變得無限大，物質被壓縮到無限密度的地方）位於每個黑洞的中心。

在黑洞中，事件視界將奇點隱藏在我們的宇宙之外。然而，廣義相對論並不要求所有奇點都必須被視界“包裹”。愛因斯坦方程有無數個解，其中奇點是“裸露的”。其中一些解描述了正常黑洞旋轉得如此之快，以至於它們的視界“開啟”以顯露出內部的奇點；另一些解描述了沒有事件視界的黑洞。

與黑洞不同，裸奇點仍然是高度理論化的：沒有人提出任何可以導致其形成的真實世界配方。每個天體物理學上合理的恆星引力坍縮計算機模擬都會導致形成一個帶有視界的黑洞。事實上，在 1969 年，羅傑·彭羅斯提出了宇宙審查假說：即物理學以某種方式審查了奇點的裸露性，始終用視界將其包裹起來。

1991 年 9 月，加州理工學院物理學家約翰·普雷斯基爾和基普·索恩與劍橋大學物理學家斯蒂芬·霍金打賭，宇宙審查假說是錯誤的，裸奇點確實存在。即使在霍金去世 27 年後，這個賭注仍然存在，等待著一個可以解決它的實驗。證明人馬座 A* 具有事件視界並不能最終反駁其他地方存在裸奇點。然而，確定我們銀河系中心的黑洞是裸奇點將使我們能夠直接觀察到現代物理學崩潰的條件下的現象。

尋找“毛髮”

否定宇宙審查不會對廣義相對論造成致命打擊；畢竟，它的方程允許存在裸奇點。然而，我們也期望 EHT 檢驗一個關於黑洞的長期存在的想法，稱為“無毛定理”。如果無毛定理是錯誤的，那麼至少必須修改廣義相對論；這個定理的數學證明沒有留下任何迴旋餘地。

該定理說，任何被事件視界包圍的黑洞都可以僅使用三個屬性來完全描述：質量、自旋和電荷。換句話說，任何兩個具有相同質量、自旋和電荷的黑洞都是完全相同的，就像任何兩個電子都是無法區分的一樣。該定理指出，黑洞沒有“毛髮”——沒有幾何不規則性或區分特徵。

當我們剛開始考慮使用 VLBI 對黑洞進行成像時，我們認為可以使用黑洞陰影的形狀和大小來了解產生它們的黑洞的自旋和方向。但我們的模擬給我們帶來了一個意想不到的，並且最終非常令人愉快的驚喜。無論我們在模擬中讓黑洞旋轉得有多快，無論我們將模擬觀測者放置在哪裡，黑洞陰影總是看起來幾乎是圓形的，視大小大約等於事件視界半徑的五倍。由於一些幸運的巧合——如果這背後有深刻的物理原因，我們仍然沒有發現——無論我們如何在模型中更改引數，黑洞陰影的大小和形狀都幾乎保持不變。如果我們的目標是檢驗愛因斯坦的理論，那麼這個巧合是一個極好的訊息，因為它只有在廣義相對論成立的情況下才會發生 [見上方框]。如果人馬座 A* 具有事件視界，並且如果其陰影的大小或形狀偏離我們的預測，那將構成對無毛定理的違反——從而也違反了廣義相對論。

追蹤軌道等等

EHT 觀測將產生比用於製作影像的資料多得多的資料。天線將記錄黑洞發射的輻射的完整偏振，這將使我們能夠建立事件視界附近磁場的地圖。這些地圖可以幫助我們理解 M87 等星系中心發出的強大“噴流”背後的物理原理——這些噴流是由超高能量物質以接近光速的速度傳播，距離長達數千光年。天體物理學家認為，超大質量黑洞事件視界附近的磁場為這些噴流提供動力；繪製磁場圖可以幫助我們檢驗這個假設。

我們可以透過觀察黑洞周圍物質的運動來了解其他事情。黑洞周圍的吸積流預計是高度湍流和可變的。計算機模擬經常顯示其中存在區域性的、短暫的、磁性活躍的區域——“熱點”，類似於太陽表面的磁性爆發。這些熱點可能解釋了人馬座 A* 中經常看到的亮度變化，它們將與底層的吸積流一起以接近光速的速度圍繞黑洞旋轉，在不到半小時的時間內完成完整的軌道。在某些情況下，當它們移動到黑洞後面時，它們會發生引力透鏡效應，併產生幾乎完整的愛因斯坦環——明亮的、引力彎曲的光環，就像哈勃太空望遠鏡從遙遠的類星體探測到的那些光環一樣。在其他情況下，它們會在黑洞周圍軌道執行幾次，然後失去能量並消散。

熱點可能會使製作影像的過程複雜化，因為 VLBI 技術使用望遠鏡非常像延時相機，將虛擬快門保持開啟狀態以持續整個觀測過程，並利用地球的自然自轉來獲得儘可能多的黑洞不同角度。如果吸積流中的一個亮點圍繞黑洞執行，那麼它的外觀將會變得模糊，就像如果相機快門開啟時間過長，短跑運動員的照片會變得模糊一樣。

然而，熱點也可能使我們能夠對廣義相對論進行完全不同的測試。EHT 可以使用一種花哨的名字叫做閉合相位變異性跟蹤的技術來追蹤熱點的軌道。該方法包括測量來自熱點的光到達三個望遠鏡的時間延遲，然後使用基本的三角測量法來推斷熱點在天空中的位置。軌道執行的熱點將在望遠鏡收集的原始資料中產生獨特的特徵。正如愛因斯坦的方程預測了黑洞陰影的大小和形狀一樣，它們也揭示了我們需要了解的關於熱點應該追蹤的軌道的一切資訊。這種熱點模型在某種程度上是示意性的，現實情況可能更復雜。儘管如此，在完全靈敏度下，EHT 將能夠監測吸積流中的結構，因為它圍繞黑洞執行，這可以提供另一種方法來檢查廣義相對論的預測在黑洞邊緣附近是否仍然成立。

非凡的證據

如果我們的觀測結果似乎與愛因斯坦的理論不一致會發生什麼？用卡爾·薩根推廣的一種表達方式來說，非凡的主張需要非凡的證據。在自然科學中，非凡的證據通常意味著透過獨立方法對任何主張進行一次或多次驗證。在未來幾年，強大的光學和射電望遠鏡，以及天基引力波探測器，可能會透過監測恆星、中子星（由大質量恆星引力坍縮產生的微小、密度極高的物體）以及超大質量黑洞周圍的其他物體的軌道來提供這種驗證。

雷射干涉引力波天文臺 (LIGO) 探測到來自比星系中心發現的黑洞小得多的黑洞合併產生的引力波，並且隨著它將在不久的將來積累更多的探測結果，它將有助於解決這些小黑洞是否遵循愛因斯坦的預測的問題。歐洲南方天文臺甚大望遠鏡 (VLT) 上的光學干涉儀 GRAVITY 已經跟蹤了我們星系中相當靠近人馬座 A* 事件視界的恆星軌道——並且沒有發現在大約是黑洞半徑 1000 倍距離處的意外現象，同時繼續將這個極限推向更靠近事件視界本身的位置。一旦建成，平方公里陣列 (SKA)（一個正在南非和澳大利亞建造的射電干涉儀）將開始監測圍繞同一黑洞快速旋轉的中子星（稱為脈衝星）的軌道。最後，演化的雷射干涉儀空間天線 (eLISA) 將探測到當小型緻密物體圍繞附近星系中的超大質量黑洞執行時發射的引力波。

由於黑洞的引力場非常強，這些物體的橢圓軌道將快速移動（進動）；這種效應非常明顯，以至於距離黑洞最遠的點應該在僅僅幾個軌道內描繪出一個完整的圓圈。與此同時，黑洞將拖拽著它們周圍的時空一起旋轉，導致這些時空內的物體的軌道平面也發生進動。測量不同距離黑洞的物體的軌道進動率將導致對黑洞周圍時空的完整三維重建，從而在極強引力存在的情況下對廣義相對論進行多次檢驗。

所有這些儀器共同作用將有助於決定愛因斯坦的廣義相對論——特別是其關於黑洞的預測——是完好無損地再存在一個世紀，還是會在科學進步的祭壇上被犧牲。