您可能看過電視廣告，其中一位手機技術員前往偏遠地區，並在電話中問道：“您現在能聽到我說話嗎？” 想象一下這位技術員前往我們銀河系中心，那裡潛伏著一個巨大的黑洞，人馬座 A*（Sgr A*），其質量相當於 450 萬個太陽。當技術員接近黑洞 1000 萬公里以內時，我們會聽到他的語速變慢，聲音變得低沉和微弱，最終變成單調的耳語，接收效果也越來越差。如果我們觀看，我們會看到他的影像變得越來越紅和暗淡，因為他在黑洞邊界附近的時間被凍結，這個邊界被稱為事件視界。
然而，技術員本人不會感受到時間變慢，也不會在事件視界的位置看到任何奇怪的東西。只有當他聽到我們說“不，我們聽不太清楚！”時，他才會意識到自己已經越過視界。他將無法與我們分享他的最後印象——任何東西，甚至光，都無法逃脫事件視界內極端引力的束縛。在他越過視界一分鐘後，黑洞深處的引力會將他撕成碎片。
在現實生活中，我們無法派遣技術員進行這樣的旅程。但是天文學家已經開發出技術，這將很快使他們能夠首次製作出黑洞黑暗輪廓的影像，背景是熾熱發光的氣體。
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等等，您說。天文學家不是已經報告了許多關於黑洞的觀測結果，包括各種圖片嗎？ 這是真的，但是這些圖片是黑洞附近的氣體或其他物質，黑洞本身是一個看不見的斑點，或者是假定來自黑洞的大量能量噴發。 事實上，我們甚至不確定黑洞是否真的存在 [請參閱卡洛斯·巴塞洛、斯特法諾·利貝拉蒂、塞巴斯蒂亞諾·索內戈和馬特·維瑟的《黑星，而非黑洞》；大眾科學，十月]。
天文學家已經探測到天空中足夠巨大和緊湊的物體，如果愛因斯坦的廣義相對論是正確的，它們必定是黑洞，而且習慣上將它們視為黑洞（就像我們在本文中所做的那樣）。 但是直到現在，我們還無法判斷這些物體是否具有黑洞的定義特徵——一個物質只能單向流動的視界。 這個問題不僅僅是深奧的好奇心，因為這樣的視界是理論物理學中最深刻的謎題之一的核心。 顯示黑洞事件視界的黑暗輪廓的影像將幫助我們理解其附近發生的非凡天體物理過程。
驅動性問題
事件視界之所以令人著迷，是因為它們代表了 20 世紀物理學兩項偉大成就之間的根本不一致：量子力學和廣義相對論。 時間可逆性是物理系統量子力學描述的基本特徵； 每個量子過程都有一個逆過程，原則上可以用來恢復原始過程可能擾亂的任何資訊。 相比之下，廣義相對論——它將引力解釋為由空間曲率引起，並預測黑洞的存在——不承認任何逆過程來帶回掉入黑洞的東西。 解決量子力學和引力之間這種不一致性的需求一直是弦理論家尋求量子引力理論的主要動機之一——該理論將預測引力的性質，因為引力是由遵循量子力學定律的相互作用產生的。
在更基本的層面上，物理學家想知道愛因斯坦的廣義相對論是否真的是引力理論，即使它預測了與經典牛頓理論的驚人偏差——例如事件視界的存在。 黑洞具有雙重優點，即對應於愛因斯坦引力方程的異常簡單的解（一個黑洞完全由三個數字來表徵——它的質量、電荷和自旋），以及引力與牛頓理論差異最大的地方。 因此，黑洞是尋找在極端條件下偏離愛因斯坦方程的證據的主要場所，這可以為量子引力理論提供線索。 相反，這些方程在黑洞附近的成功將大大擴充套件我們已知廣義相對論有效的範圍。
關於黑洞附近發生什麼的天體物理學迫切問題也需要解答。 黑洞由氣體和塵埃等落入的物質供給。 物質在靠近黑洞視界時獲得大量能量，產生的熱量比核聚變高 20 倍，核聚變是已知的下一個最強大的能量發生器。 來自熾熱螺旋氣體的輻射使黑洞附近的環境成為宇宙中最亮的物體。
天體物理學家可以在一定程度上模擬吸積物質，但不清楚吸積流中的氣體是如何從較大半徑的軌道遷移到靠近視界的軌道的，以及它是如何精確地落入黑洞的。 由吸積流中移動的帶電粒子產生的磁場，必須在吸積流的行為方式中發揮非常重要的作用。 然而，我們對這些場的結構以及該結構如何影響黑洞的觀測特性知之甚少。 儘管整個吸積區域的計算機模擬正在變得可行，但我們理論家仍然離真正的從頭計算還有幾十年的路程。 來自觀測的輸入對於激發新想法和在競爭模型之間做出決定至關重要。
更令天體物理學家尷尬的是，我們對黑洞噴流的缺乏理解——在黑洞噴流現象中，超大質量黑洞附近的力量以某種方式共同作用，以超相對論速度（高達光速的 99.98%）噴射出物質。 這些驚人的外流跨越大於星系的距離，但它們起源於黑洞附近，是強度極高的光束，準直到足以穿過太陽系——銀河系針的眼睛。 我們不知道是什麼加速了這些噴流達到如此高的速度，甚至不知道噴流是由什麼組成的——它們是電子和質子還是電子和正電子，或者它們主要是電磁場？ 為了回答這些和其他問題，天文學家迫切需要直接觀測黑洞附近的氣體。
從遠處跟蹤龐然大物
不幸的是，由於幾個原因，這樣的觀測很困難。 首先，按照任何天文尺度衡量，黑洞都非常小。 它們似乎主要有兩種型別：恆星質量黑洞，即死亡大質量恆星的殘骸，典型質量為 5 到 15 個太陽質量；以及超大質量黑洞，位於星系中心，質量為數百萬到 100 億個太陽質量。 一個 15 個太陽質量的黑洞的事件視界直徑僅為 90 公里——太小了，無法在星際距離上分辨出來。 即使是 10 億個太陽質量的怪物也能舒適地容納在海王星的軌道內。
其次，黑洞的小尺寸和強引力導致極快的運動——非常靠近恆星質量黑洞的物質可以在不到一微秒的時間內完成一次軌道執行。 需要高度靈敏的儀器才能觀測到如此快速的現象。 最後，只有少數具有大量附近氣體可供吸積的黑洞是可見的； 銀河系中絕大多數黑洞尚未被發現。
為了應對這些挑戰，天文學家開發了各種技術，這些技術在沒有提供直接影像的情況下，提供了關於圍繞疑似黑洞執行的物質的特性和行為的資訊。 例如，天文學家可以透過觀察超大質量黑洞附近的恆星來稱量它的質量，很像使用行星的軌道來稱量太陽的質量。 在遙遠的星系中，超大質量黑洞附近的單個恆星無法分辨，但是它們的光譜表明瞭它們的速度分佈，從而得出了黑洞的質量。 銀河系中心超大質量黑洞 Sgr A* 足夠近，望遠鏡可以分辨出它附近的單個恆星，從而產生了迄今為止對任何黑洞的最佳質量估計。 不幸的是，這些恆星遠在最讓我們感興趣的區域之外，在那裡廣義相對論效應變得顯著。
天文學家還在黑洞附近發射的輻射隨時間變化的方式中尋找廣義相對論的特徵。 例如，一些恆星質量黑洞的 X 射線輻射以接近週期性的方式在亮度上波動，週期類似於預期在吸積盤內邊緣附近的軌道週期。
到目前為止，探測超大質量黑洞最富有成效的途徑是利用吸積盤表面鐵原子的熒光。 攜帶鐵原子的吸積盤的快速運動和黑洞的強引力共同作用，使熒光的特徵波長髮生偏移，並將其擴充套件到波長帶上。 在快速旋轉的黑洞附近，吸積盤本身圍繞黑洞旋轉得更快（這要歸功於廣義相對論效應，即空間隨著黑洞的旋轉而拖動），並且發射將具有明顯的非對稱性。 日本衛星 ASCA 和 Suzaku 觀測到了這樣的發射，天文學家將其解釋為快速旋轉黑洞的直接證據，吸積盤中的軌道速度高達光速的三分之一。
關於恆星質量黑洞自旋有多大的資訊來自雙星系統，在這些系統中，黑洞和一顆普通恆星彼此足夠靠近地相互繞軌道執行，以至於黑洞可以緩慢地吞噬其伴星。 對少數此類系統的 X 射線光譜和軌道引數的分析表明，這些黑洞的自旋達到了給定質量黑洞的廣義相對論允許的最大自旋的 65% 到 100%； 極高的自旋似乎是常態。
光（從無線電波到 X 射線）和高能噴流不是黑洞發出的唯一東西。 當兩個黑洞碰撞時，它們會震動周圍時空結構，產生引力波，像池塘中的漣漪一樣向外傳播。 這些時空漣漪應該可以在遙遠的距離上被探測到，儘管需要極其靈敏的儀器。 儘管已經執行的觀測站尚未探測到任何引力波，但該方法提供了一種研究黑洞的革命性新方法。 [請參閱 W. 韋特·吉布斯的《時空漣漪》；大眾科學，2002 年 4 月]。
一扇可以看到風景的窗戶
儘管我們迄今為止描述的技術提供了豐富的資訊，但沒有一種技術能夠提供黑洞事件視界的影像。 然而，現在，由於技術的最新進展，直接成像黑洞視界即將成為現實。 要成像的黑洞是我們後院的龐然大物 Sgr A*。 Sgr A* 距離僅有 24,000 光年，在已知的所有黑洞中，它佔據了天空中最大的圓面。 一個 10 個太陽質量的黑洞必須是離我們最近的恆星距離的 1/100 才能顯得這麼大。 儘管存在比 Sgr A* 大得多的超大質量黑洞，但它們距離我們數百萬光年。
由於黑洞引力對光線的彎曲，遙遠黑洞的黑暗輪廓在視大小上增加了一倍以上。 即使如此，Sgr A* 的視界也只會跨越區區 55 微角秒——就像從紐約市看到的洛杉磯的一粒罌粟籽一樣小。
所有現代望遠鏡的解析度，儘管令人印象深刻，但從根本上受到衍射的限制，衍射是一種波動光學效應，當光線穿過望遠鏡尺寸呈現的有限孔徑時會發生衍射。 通常，可以透過增大望遠鏡尺寸或捕獲更短波長的光來減小望遠鏡可分辨的最小角尺度。 在紅外波長（方便的是，紅外波長可以穿過隱藏 Sgr A* 可見波長的塵埃雲）下，55 微角秒的角尺度將需要一個 7 公里寬的望遠鏡。 可見光或紫外光的較短波長會在某種程度上減少這種龐大的需求，但不足以使其變得不那麼荒謬。 考慮更長的波長似乎毫無意義——例如，毫米無線電波將需要一個 5,000 公里寬的望遠鏡。 但恰恰是地球大小的射電望遠鏡已經在執行。
一種稱為甚長基線干涉測量 (VLBI) 的技術結合了全球各地射電望遠鏡陣列探測到的訊號，以實現地球大小的射電天線所能達到的角解析度。 兩個這樣的望遠鏡陣列已經運行了十多年——甚長基線陣列 (VLBA)，在美國擁有遠至夏威夷和新罕布什爾州的射電望遠鏡，以及歐洲 VLBI 網路 (EVN)，在中國、南非和波多黎各以及歐洲擁有射電望遠鏡。 您可能記得在電影《超時空接觸》和《2010》中看到過一個更小的系統，即新墨西哥州的甚大陣列。
不幸的是，VLBA 和 EVN 僅適用於 3.5 毫米以上的無線電波長，對應於最佳解析度為 100 微角秒，這對於分辨 Sgr A* 的視界來說太大了。 此外，在這些波長下，星際氣體模糊了 Sgr A* 的影像，就像濃霧模糊了頭頂的街燈一樣。 解決方案是在毫米和以下更短波長下實現干涉儀。
然而，這些更短的波長又遇到了另一個問題：大氣水蒸氣的吸收。 因此，毫米波和亞毫米波望遠鏡被放置在最高、最乾燥的地點，例如夏威夷莫納克亞山頂、智利阿塔卡瑪沙漠和南極洲。 總而言之，通常會保留兩個有用的視窗，分別為 1.3 毫米和 0.87 毫米。 在這些波長下的地球大小陣列將分別提供約 26 和 17 微角秒的解析度，足以分辨 Sgr A* 的視界。
許多毫米波和亞毫米波望遠鏡已經存在，可以納入這樣的陣列——在夏威夷、分散在美國西南部以及智利、墨西哥和歐洲。 由於天文學家建造這些望遠鏡是為了其他目的，因此將它們用於 VLBI 涉及許多技術挑戰，包括開發超低噪聲電子裝置和超高頻寬數字記錄器。
儘管如此，由麻省理工學院的謝潑德·S·多爾曼領導的合作團隊在 2008 年解決了這些問題。 該小組使用僅由三架望遠鏡組成的陣列（分別位於亞利桑那州、加利福尼亞州和莫納克亞山）研究了 1.3 毫米波長下的 Sgr A*。 如此少量的望遠鏡不足以生成影像，但研究人員成功地分辨了 Sgr A*，因為他們的資料表明它具有僅 37 微角秒大小的明亮區域，是視界大小的三分之二。 其他望遠鏡應該可以生成事件視界黑暗輪廓的影像。
最近的毫米波 VLBI 觀測已經使 Sgr A* 不可能沒有視界。 吸積到黑洞上和吸積到無視界物體上的方式在根本上有所不同。 在這兩種情況下，吸積物質在下落過程中都會積累大量能量。 在沒有視界的情況下，這種能量會在吸積物質最終沉降的地方轉化為熱量，然後作為輻射發射出去，產生外部觀察者可見的特徵熱譜。 相比之下，對於黑洞，落入的物質可以將任何數量的能量帶過視界，這將永遠隱藏它。
對於 Sgr A*，我們可以使用其總光度來估計吸積物質的下落速率。 毫米波 VLBI 觀測對吸積流內邊緣的最大可能尺寸施加了嚴格的限制，從而對物質下落到該點所釋放的能量施加了嚴格的限制。 如果 Sgr A* 沒有視界（因此不是黑洞），則剩餘的能量必須在吸積物質靜止時輻射出去，主要以紅外線發射。 儘管進行了仔細的觀測，但天文學家尚未發現來自 Sgr A* 的任何熱紅外輻射。 在沒有視界的情況下調和這種差異的唯一方法是讓物質在向內墜落時輻射掉所有多餘的能量，但這需要荒謬的高輻射效率。
怪獸肖像
我們和其他理論家一直在非常忙碌地嘗試預測當 VLBI 在未來幾年生成 Sgr A* 的影像時，觀察者可能會看到什麼。 通常，黑洞會在附近吸積氣體的發射桌布上投下陰影。 這種“陰影”的產生是因為黑洞吞噬了從它正後方向觀察者射來的光線。 同時，“陰影”周圍的明亮區域由來自黑洞後方的其他光波補充，這些光波恰好錯過了視界。 強引力透鏡效應會彎曲光線，因此即使是黑洞正後方的物質也會對黑暗區域周圍的光線做出貢獻。 由此產生的輪廓就是“黑洞肖像”的含義，這是一幅合適的圖片，其中黑洞確實是黑色的。
這個陰影不會是一個圓形圓盤，這主要是因為氣體的極端軌道速度接近光速。 來自如此快速移動的物質的發射將被多普勒頻移，並集中在運動方向的狹窄錐體中，這大大增強了來自軌道氣體接近側的發射亮度，並減弱了後退側的亮度，從而產生了明亮的月牙形，而不是圍繞盤狀輪廓的完整明亮環。 只有當我們恰好沿著圓盤的旋轉軸觀察時，這種不對稱性才會消失。
黑洞本身的自旋，其旋轉軸可能與吸積盤的旋轉軸不同，也具有類似的效果。 因此，這些影像將使天文學家能夠確定黑洞自旋的方向以及吸積盤相對於它的傾角。 同樣重要的是對於天體物理學而言，這些資料將為吸積理論提供寶貴的觀測輸入，從而一勞永逸地確定氣體的密度和吸積流內邊緣的幾何形狀。
其他超大質量黑洞也應該在 VLBI 的範圍內，並且可以與 Sgr A* 進行比較。 我們最近表明，第二好的目標是據信位於巨橢圓星系 M87 中心黑洞。 這個黑洞距離我們 5500 萬光年，直到最近，天文學家對其質量的標準估計約為 30 億個太陽質量，這使其預期輪廓略小於 Sgr A* 的一半。 然而，在今年 6 月，德克薩斯大學奧斯汀分校的卡爾·格布哈特和德國加興馬克斯·普朗克地外物理研究所的延斯·托馬斯使用了 M87 星星和暗物質分佈的最新資料和更新模型，來確定黑洞質量為 64 億個太陽質量——足以使其輪廓約為 Sgr A* 直徑的四分之三。
在許多方面，M87 是比 Sgr A* 更有趣和更有希望的目標。 它有一個強大的噴流，延伸 5,000 光年； 分辨噴流發射區域將為理論家努力理解這些超相對論外流提供關鍵資訊。 與 Sgr A* 不同，M87 位於北半球天空，這使得它更適合使用現有天文臺進行 VLBI，而現有天文臺中相對較少位於南半球。 此外，由於 M87 黑洞是 Sgr A* 的 2,000 倍大小，因此動力學變化將發生在幾天而不是幾分鐘的時間尺度上。 吸積盤內邊緣附近的軌道週期為 0.5 到 5 周（取決於黑洞的自旋）。 獲取事件展開的影像序列應該比 M87 容易得多。 最後，高解析度影像很可能受到較少的模糊影響，這種模糊是由我們和 Sgr A* 之間的星際氣體造成的。 迄今為止，在 2 至 7 毫米波長下拍攝的 M87 最佳 VLBI 影像的解析度約為 100 微角秒，是預期輪廓大小的兩倍以上。
對於 Sgr A* 和 M87 來說，一個令人興奮的長期前景將是對不時在其發射中看到的爆發進行成像的可能性。 如果其中一些爆發是由吸積流中的亮點引起的，正如大多數理論家所預期的那樣，它們可以被用來更詳細地繪製視界周圍的時空圖。 每個亮點的主要影像將伴隨其他影像，這些影像對應於透過黑洞周圍迂迴路徑到達觀察者的光線。 這些更高階影像的形狀和位置編碼了黑洞附近時空的結構。 實際上，它們將提供對每個影像的光線束所穿過的不同位置的時空結構的獨立測量。 綜上所述，這些資料將嚴格檢驗廣義相對論對黑洞附近強引力行為的預測。
黑洞觀測正在進入一個新的黃金時代。 在愛因斯坦提出廣義相對論近一個世紀後，我們終於能夠檢驗該理論是否正確描述了黑洞極端環境中的引力。 直接成像黑洞將為比較愛因斯坦理論及其替代方案提供一個新的試驗平臺。 當 Sgr A* 和 M87 的影像可用時，我們將能夠詳細研究黑洞附近的時空，而無需犧牲手機技術員。