本文發表於《大眾科學》的前部落格網路，反映作者的觀點，不一定代表《大眾科學》的觀點
觀察銀河系的中心非常困難。在我們和銀河系中心之間存在著大量的塵埃和氣體，從那裡發出的可見光很少能到達我們這裡。我們可以透過收集X射線、紅外輻射和無線電波來穿透那些塵埃和氣體。即便如此，要以足夠的清晰度來分辨包含銀河系中心黑洞的微小天空區域，以看到黑洞的陰影，仍然極其困難。
你需要一個大約地球大小的望遠鏡才能做到這一點。這聽起來可能不切實際。幸運的是，透過協調散佈在世界各地的現有射電望遠鏡，有可能模擬地球大小望遠鏡的效能。
這就是事件視界望遠鏡（EHT）背後的想法。如果一切順利，到明年年底，EHT將成為一個協調的射電望遠鏡陣列，從南極延伸到夏威夷，再到智利和墨西哥，以及中間的許多點。EHT背後的天文學家多年來一直使用較小的望遠鏡陣列進行觀測。2007年，EHT的一個三站版本以前所未有的清晰度解析了銀河系中心的黑洞人馬座 A*，探測到了我們期望從黑洞事件視界看到的某種東西（“結構”是正確的術語）。這是一個大事件，是迄今為止任何人所見過的最深入黑洞內部的景象。現在的目標是使EHT足夠強大，能夠拍攝黑洞的照片。
關於支援科學新聞
如果您喜歡這篇文章，請考慮透過 訂閱來支援我們屢獲殊榮的新聞報道。透過購買訂閱，您將有助於確保未來關於塑造我們當今世界的發現和想法的具有影響力的故事。
麻省理工學院和哈佛-史密森天體物理中心的兼職天文學家謝普·多爾曼領導著致力於實現這一目標的國際研究人員小組。來自美國、日本、臺灣、智利、墨西哥和幾個歐洲國家的科學家參與了這個專案。
EHT將結合世界上許多最先進的射電望遠鏡：夏威夷的亞毫米波陣列（SMA）和詹姆斯·克拉克·麥克斯韋望遠鏡（JCMT）；加利福尼亞的毫米波天文學聯合陣列研究（CARMA）；亞利桑那州的亞毫米波望遠鏡（SMT）；墨西哥普埃布拉附近的大型毫米波望遠鏡（LMT）；智利北部的阿塔卡瑪大型毫米波陣列（ALMA）和阿塔卡瑪探路者實驗（APEX）；南極望遠鏡（SPT）；格陵蘭望遠鏡（GLT）；法國的布林高原干涉儀；以及西班牙皮科維萊塔的 30 米碟形天線。一旦裝備完畢，這些望遠鏡每年將在幾個關鍵夜晚同時觀測同一個黑洞。它們將共同作為一個巨大的望遠鏡發揮作用。
之所以可以將不同望遠鏡的觀測結果組合成一張照片，是因為干涉，這是所有波的便利特性。如果將波相乘並且它們是同相的——波峰與波峰相遇，波谷與波谷相遇——它們會產生更大的波。組合異相的波，它們會相互抵消。EHT是干涉儀的一個極端例子；它使用一種稱為超長基線干涉（VLBI）的技術進行操作。“超長基線”部分是關鍵。EHT能夠解析人馬座 A*所在的小片天空的原因在於它的大小。與任何望遠鏡一樣，其衍射極限表示為它收集的光的波長除以其收集表面的直徑——在本例中，是望遠鏡之間的距離。EHT 的望遠鏡之間的距離非常大。因此，當 EHT 收集波長為 1.3 毫米的光時，它將具有 25 微弧秒的角解析度。為了說明這一點，一微弧秒是一弧秒的百萬分之一。人眼的衍射極限——我們用肉眼可以分辨的最小天空區域——約為 16 弧秒。這意味著 EHT 的清晰度比人眼高出近一百萬倍——足以在月球表面發現一個葡萄柚，或者從紐約讀到洛杉磯硬幣上的文字。
實際上進行 VLBI 需要每個站點的天文學家之間進行大量令人緊張的協調。在觀測之夜，每個望遠鏡的研究人員將其天線指向人馬座 A*。他們整夜跟蹤黑洞，利用地球的自轉從不同的角度觀察它。他們將收集到的資料儲存在現成的硬碟驅動器上。然後，有人將硬碟驅動器運到最近的城鎮，並透過聯邦快遞將其運回麻省理工學院的乾草堆天文臺，在那裡，結果在超級計算機上進行關聯。
這裡有一個比喻：想象一下你和十幾個朋友站在池塘邊。每個人都有一塊秒錶和一個記事本。每個人都非常清楚自己在池塘岸上的位置。現在有人在池塘中間扔了一塊石頭。每個人都會記錄下產生的波在到達岸邊時那一刻的形狀。然後大家聚在一起，合併他們的筆記。“你對每個朋友說，我知道你記錄波峰和波谷時的確切位置，”多爾曼說。透過小組收集的資訊，“你基本上可以展示波陣面的樣子。”
究竟如何才能合併在不同站點收集的資料？這些資料可以告訴我們什麼？我們對黑洞本身瞭解多少？要正確處理這個主題，唯一的方法是將其分佈在多個部落格文章中。很快，我們將討論每個望遠鏡如何參與EHT；在EHT拍攝人馬座A*的照片之前需要做多少工作；以及我們對星系中心黑洞的瞭解。