在過去10多年,麻省理工學(xué)院的科學(xué)家們聯(lián)合了其它研究機構(gòu)的科研人員,開展了“事件視界望遠(yuǎn)鏡”項目,全球8個亞毫米射電望遠(yuǎn)鏡同時對黑洞展開觀測。
事件視界望遠(yuǎn)鏡由位于四大洲的8臺射電望遠(yuǎn)鏡所組成,它們北至西班牙,南至南極,向選定的目標(biāo)(兩年前視界面望遠(yuǎn)鏡選定了兩個觀測目標(biāo),一是銀河系中心黑洞Sgr A*,二是位于星系M87中心的黑洞)撒出一張大網(wǎng),撈回海量數(shù)據(jù),以勾勒出黑洞的模樣。
事實上,亞毫米波段和我們非常熟悉的可見光有著天壤之別。這個波段我們無法直接看到的,所以,利用亞毫米波段給黑洞拍照,其實就是得到黑洞周圍輻射的空間分布圖。
對于我們?nèi)粘=佑|的光學(xué)照片來說,它反映的是光學(xué)波段不同顏色或者頻率的光子在不同空間位置上的分布情況。明白了這一點以后,我們就很容易理解亞毫米波段“黑洞照相館”的原理了。
盡管是在單個頻率進(jìn)行亞毫米波段觀測,但因為黑洞周圍不同區(qū)域的光子所產(chǎn)生的輻射強度不同,于是我們可以得到一個光子強度分布圖,然后假定不同的強度對應(yīng)著不同的顏色,就能夠得到一幅“偽色圖”——圖中的顏色很可能是科學(xué)家根據(jù)個人喜好自行設(shè)定的顏色——這也可以解釋M87的照片為什么是魔眼色,而不是電影《星際穿越》中黑洞“卡岡圖雅”的亮黃色。
電影《星際穿越》中的“卡岡圖雅”黑洞和光學(xué)照片的清晰度問題一樣,根源在于分辨率。
根據(jù)天文學(xué)家所了解的知識,要想提高望遠(yuǎn)鏡的分辨率,可以做兩方面的努力:一是降低觀測頻段光子的波長(等價于增強能量),二是增加望遠(yuǎn)鏡的有效口徑。這一次,通過VLBI技術(shù)對全球8個不同地方的望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行聯(lián)網(wǎng),得到了一個口徑達(dá)1萬公里的望遠(yuǎn)鏡,在VLBI技術(shù)相對成熟的射電波段之內(nèi),科學(xué)家們選擇了能量最高的區(qū)域——毫米和亞毫米波段。
值得注意的是,此處的有效口徑,其實取決于望遠(yuǎn)鏡網(wǎng)絡(luò)當(dāng)中相距最遠(yuǎn)的兩個望遠(yuǎn)鏡之間的距離。2017年有8個亞毫米波望遠(yuǎn)鏡加入了觀測,2018年北極圈之內(nèi)格陵蘭島的亞毫米波望遠(yuǎn)鏡也加入其中,基線長度進(jìn)一步增加,也進(jìn)一步改善了望遠(yuǎn)鏡的分辨率。
然而,盡管我們現(xiàn)在的亞毫米望遠(yuǎn)鏡基線已經(jīng)達(dá)到了1萬公里,但空間分辨率剛達(dá)到黑洞視界面的尺寸,所以在科學(xué)家們觀測的有限區(qū)域內(nèi),就相當(dāng)于只有有限的幾個像素。在《星際穿越》電影當(dāng)中,天文學(xué)家基普·索恩設(shè)想的黑洞形象——包括吸積盤的許多具體細(xì)節(jié)——都通過技術(shù)手段呈現(xiàn)了出來,然而在真實的情況下,我們在照片中只能看到吸積盤上的幾個亮斑而已。
隨之而來的一個問題是,既然我們可以將兩個望遠(yuǎn)鏡放置得很遠(yuǎn)從而實現(xiàn)更高的分辨率,那么我們能否只用兩個望遠(yuǎn)鏡來完成黑洞照片呢?
很遺憾,不行。觀測要求的不僅僅是分辨率,還有靈敏度——高分辨率可以讓我們看到更多的細(xì)節(jié),而高靈敏度則能夠讓我們看到更暗的天體。
在視界面望遠(yuǎn)鏡的陣列中,位于南極的SPT望遠(yuǎn)鏡在增加基線長度或者說再提高望遠(yuǎn)鏡的分辨率方面起到了非常大的作用,而位于智利的ALMA望遠(yuǎn)鏡陣列對于提高靈敏度非常重要——望遠(yuǎn)鏡真實的有效面積越大,靈敏度也就越高,ALMA望遠(yuǎn)鏡陣列將視界面望遠(yuǎn)鏡的靈敏度提高了10倍以上,這也就意味著我們能夠探測到更弱的天體。
如果未來將更多望遠(yuǎn)鏡加入到這個陣列,我們就能探測到更弱的輻射區(qū)域,看到更多的細(xì)節(jié),得到一張更加清晰的黑洞照片。
第一,望遠(yuǎn)鏡觀測到的數(shù)據(jù)量非常龐大。2017年8個望遠(yuǎn)鏡的數(shù)據(jù)量達(dá)到了10PB(=10240TB),2018年又增加了格陵蘭島望遠(yuǎn)鏡,數(shù)據(jù)量繼續(xù)增加。龐大的數(shù)據(jù)量讓數(shù)據(jù)處理的難度不斷加大。
另外,在數(shù)據(jù)處理的過程當(dāng)中,科學(xué)家也遭遇了不少技術(shù)難題——黑洞附近的氣體處于一種極端環(huán)境當(dāng)中,其運動有著非常多的不確定性——為了解決這些問題,科學(xué)家們還專門開發(fā)了特定的程序和工具。
最后,為了保證結(jié)果的準(zhǔn)確性,在最終數(shù)據(jù)處理的時候,嚴(yán)謹(jǐn)?shù)目茖W(xué)家們在兩個不同的地方分別處理、分別驗證。全世界范圍內(nèi)設(shè)立了兩個數(shù)據(jù)中心,一個是位于美國的麻省理工學(xué)院,另外一個是位于德國的馬普射電所,二者彼此獨立地處理數(shù)據(jù),也彼此驗證和校對,保證了最終結(jié)果的準(zhǔn)確可靠。
簡單地說,是因為黑洞區(qū)域?qū)嵲谔×恕巴h(yuǎn)鏡的角分辨率或者放大倍數(shù)不夠大,在過去的幾年中,我們才真正實現(xiàn)了能夠看到黑洞附近區(qū)域的分辨能力。
其實,早在2017年進(jìn)行全球聯(lián)網(wǎng)觀測之前,全球很多科學(xué)家已經(jīng)為此努力了十多年的時間,并且利用8個望遠(yuǎn)鏡陣列當(dāng)中的幾個進(jìn)行了聯(lián)網(wǎng)嘗試,探測了銀河系黑洞附近的區(qū)域,結(jié)果確實在亞毫米波段探測到了周圍的一些輻射,這給了團(tuán)隊很大的信心。
在此之前,盡管科學(xué)家們已經(jīng)掌握了很多證明黑洞確實存在的電磁觀測數(shù)據(jù),但是這些證據(jù)都是間接的——少數(shù)科學(xué)家會提出一些怪異的理論來作為黑洞的替代物,因為我們并沒有直接觀測到黑洞的模樣。
2016年探測到的雙黑洞合并產(chǎn)生的引力波,更是讓人們愈加相信黑洞的存在。但引力波是類似于聲波的“聽”的方式,而電磁方式是一種“看”的方式,對于更傾向于“眼見為實”、“有圖有真相”的人類而言,以直觀的電磁方式探測到黑洞還是非常讓人期待的。所以,在2016年初引力波被直接探測到之后,視界面望遠(yuǎn)鏡并沒有放棄觀測,反而以全球聯(lián)網(wǎng)的方式,把這一探測技術(shù)推向了極致。
這次的直接成像除了幫助我們直接確認(rèn)了黑洞的存在,同時也通過模擬觀測數(shù)據(jù)對愛因斯坦的廣義相對論做出了驗證。在視界面望遠(yuǎn)鏡的工作過程和后來的數(shù)據(jù)分析過程中,科學(xué)家們發(fā)現(xiàn),所觀測到的黑洞陰影和相對論所預(yù)言的幾乎完全一致,令人不禁再次感嘆愛因斯坦的偉大。
另外一個重要意義在于,科學(xué)家們可以通過黑洞陰影的尺寸限制中心黑洞的質(zhì)量了。這次就對M87中心的黑洞質(zhì)量做出了一個獨立的測量。在此之前,精確測量黑洞質(zhì)量的手段非常復(fù)雜。
受限于觀測分辨率和靈敏度等因素,目前的黑洞細(xì)節(jié)分析還不完善。未來隨著更多望遠(yuǎn)鏡加入,我們期望看到黑洞周圍更多更豐富的細(xì)節(jié),從而更深入地了解黑洞周圍的氣體運動、區(qū)分噴流的產(chǎn)生和集束機制,完善我們對于星系演化的認(rèn)知與理解。
科學(xué)家之前探測黑洞,是通過探測黑洞周圍的吸積盤或者黑洞噴流產(chǎn)生的輻射,來間接地探測黑洞的存在。
從理論上來講,任何能夠產(chǎn)生輻射的黑洞都是適合拍照的,但受技術(shù)限制,我們只能選擇拍攝到那些看起來非常大的黑洞,這樣才有可能看到黑洞周圍的一些細(xì)節(jié)。
視界面望遠(yuǎn)鏡此次觀測其實選定了兩個目標(biāo):一個是我們銀河系中心的超大質(zhì)量黑洞,質(zhì)量為450萬倍的太陽質(zhì)量,距離地球2.6萬光年;另外一個是位于M87星系中心的黑洞,其質(zhì)量為65億倍的太陽質(zhì)量,距離地球5300萬光年。
黑洞半徑通常以史瓦西半徑來描述,與黑洞質(zhì)量成唯一正比關(guān)系,如果我們將視界大小定義為黑洞直徑和黑洞距離的比值,那么我們可以知道,銀河系中心黑洞的視界大小約為M87中心黑洞視界大小的1.4倍。這是我們知道的最大的兩個黑洞,而那些質(zhì)量只有幾十個太陽質(zhì)量的恒星級黑洞,盡管距離相對比較近,但是因為其質(zhì)量過小,視界大小更小,就更難被我們的望遠(yuǎn)鏡看到了。
M87中心黑洞附近氣體活動比較劇烈,我們之前已經(jīng)觀測到了它所產(chǎn)生的強烈噴流,相較之下,銀河系黑洞的活動不那么劇烈。
另外一個很重要的原因是,我們的太陽系處在銀河系的銀盤上,在我們試圖利用視界面望遠(yuǎn)鏡探測來自于黑洞周圍的輻射或光子的時候,這些光子會受到傳播路徑上星際氣體的影響——氣體會散射這些光子,將觀測結(jié)果模糊化。
而M87是一個包含氣體很少的橢圓星系,受到的氣體干擾相對少很多,科學(xué)家們可以比較順利地進(jìn)行觀測。我們在大氣層之內(nèi)觀測天體時也會有類似情況,因為大氣擾動的緣故,望遠(yuǎn)鏡的分辨率有時很難達(dá)到理想狀況。消除星際氣體散射的效應(yīng)是科學(xué)家接下來需要克服的一個重要難題。
中國大陸的望遠(yuǎn)鏡并沒有直接參與到視界面望遠(yuǎn)鏡的觀測當(dāng)中,最直接的一個原因在于,中國大陸兩個建好的亞毫米波望遠(yuǎn)鏡(一個是位于青海德林哈的13.7米望遠(yuǎn)鏡,另一個是位于西藏的CCOSMA望遠(yuǎn)鏡)不具備VLBI聯(lián)網(wǎng)功能。但即使它們可以實現(xiàn)聯(lián)網(wǎng),同步觀測也無法實現(xiàn),因為我們的兩個望遠(yuǎn)鏡正好位于靈敏度非常高的ALMA陣列的背面位置。
廣為人知的中國FAST天眼望遠(yuǎn)鏡也沒有機會參與到視界面望遠(yuǎn)鏡的觀測行列。首先其工作波段不同,另外,亞毫米波光子很容易被大氣中的水蒸氣所吸收,所以視界面望遠(yuǎn)鏡都位于海拔比較高而且干燥的地方,比如ALMA望遠(yuǎn)鏡就位于海拔5000多米的acatama沙漠當(dāng)中。
但是,位于夏威夷的麥克斯韋望遠(yuǎn)鏡(JCMT)是EHT聯(lián)合觀測網(wǎng)絡(luò)節(jié)點之一,由中國科研機構(gòu)參與,為視界面望遠(yuǎn)鏡提供了必不可少的觀測保障。
此外,部分中國科學(xué)家也參與了后期的數(shù)據(jù)分析和討論,為世界上第一張黑洞照片做出了貢獻(xiàn)。(編輯/任偉)