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一百多年前的愛因斯坦廣義相對論預言，宇宙中可能存在黑洞，其體積無限小而密度無限大，強大的引力場引起時空扭曲，形成光也無法逃逸的“事件視界”面（有關“事件視界”，詳見系列文章和相關論文）。天文學家相信黑洞確實存在，并認為幾乎所有的星系中央都存在黑洞，在那里其“體重”可以成長到幾百萬或數(shù)十億倍太陽質(zhì)量。

盡管有理論和越來越多天文觀測的佐證，但我們還從未直接見過黑洞?！笆录暯纭蓖h鏡（Event Horizon Telescope，EHT）是第一個專為獲取黑洞影像的實驗計劃。它選取了我們銀河系中央和室女系M87中央這兩個“事件視界”半徑最大的黑洞作為首要目標來驗證愛因斯坦的廣義相對論。EHT拍攝的不是黑洞本身的圖像，而是這兩個黑洞在光子捕獲半徑處（光子捕獲半徑稍大于“事件視界”半徑）所呈現(xiàn)的光圈和內(nèi)部“事件視界”及引力透鏡下產(chǎn)生的陰影，以及快速旋轉(zhuǎn)和相對論波束效應形成的看起來像月牙形狀的圖像。目前，拍攝黑洞圖像的最佳波長是在EHT工作的1毫米波段，這個觀測波段可以拍攝到靠近黑洞周圍的區(qū)域而不受同步自吸收產(chǎn)生的遮擋。工作在1毫米波段，口徑如地球直徑大小的望遠鏡才可以用來拍攝黑洞的圖像。而位于上海的65米天馬射電望遠鏡則工作在長毫米波以上波段，在EHT觀測期間也聯(lián)合其他望遠鏡主要對黑洞外圍大尺度結構如噴流等進行監(jiān)視。

欲善其事，先利其器

天文望遠鏡的兩個重要參數(shù)是靈敏度和分辨率，通俗一點講就是“看得見”和“看得清”的本領，這兩者都與望遠鏡的尺寸或者說口徑正相關。提高兩者水平的常規(guī)做法就是往大里做，比如我國的FAST（Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope） 500米射電望遠鏡和正在參與籌建的TMT（Thirty Meter Telescope）30米光學望遠鏡。但受到建設成本和制造工藝等方面的限制，單臺望遠鏡的最大尺寸存在上限，往往觀測頻率越高，最大尺寸就越小。

此外也有獨辟蹊徑的方法，比如EHT采用的干涉測量技術。它可以將分布在不同地方相距很遠的望遠鏡聯(lián)合起來，組成一個口徑相當于望遠鏡之間距離（天文專業(yè)術語叫做“基線”）而不單是單臺望遠鏡口徑的超大望遠鏡。其基本原理可以追溯到邁克爾遜干涉儀。簡單地講，頻率相同、振動方向相同且相位差恒定（即滿足干涉條件）的兩束光（電磁波）交匯在一起就能夠發(fā)生干涉。兩束光經(jīng)過不同的路程和介質(zhì)（光程差）就會產(chǎn)生不同的干涉圖樣，從而可以根據(jù)干涉圖樣反演光源的特性。

天文學上典型的應用包括射電波段的干涉儀，它又細分為綜合孔徑和甚長基線干涉儀；而光學波段有著名的探測到引力波的激光干涉儀。射電波段和光學波段的干涉儀曾分別現(xiàn)身于1974年和2017年的諾貝爾物理學獎。本文講述的黑洞“事件視界”望遠鏡是射電波段干涉儀中的一種甚長基線干涉儀（Very Long Baseline Interferometer， VLBI），也是目前世界上射電毫米波段觀測頻率最高、分辨本領最好的干涉儀。眾所周知，觀測頻率越高，對望遠鏡的要求和建設難度就越高。因為角分辨率（即空間分辨率）可以用波長除以基線長度表示，頻率越高波長越短，角分辨率也越高，此時遠處很小的物體也能辨別出來。EHT的分辨本領強到什么程度？可以打個比方，月球上放一個乒乓球都可以看得很清楚。所以，即使距離我們很遠的銀河系中央的黑洞（8 kpc，合2.6萬光年；光年是長度單位，指光走一年的距離）和室女系M87中央黑洞（16.8 Mpc，合5480萬光年），也能看清楚它們黑洞周圍“事件視界”尺度的形態(tài)，這也是“事件視界”望遠鏡名字的由來。

談到天文觀測就不得不提及大氣窗口。我們知道，地球的大氣是我們?nèi)祟愘囈陨娴幕A，比如大氣保證了地球上氧氣和水循環(huán)的存在，并阻擋了外界物質(zhì)（大部分紫外線、太陽風和隕石等）的侵擾，但同時也阻擋了部分有用的電磁波到達地表，如圖1所示。

圖1  地球“大氣窗口”