首张黑洞照片诞生！霍金黑洞理论终获证实
几十年来，天文学家已经公布了一大堆有关黑洞的观测数据和各种各样的照片，但那些照片拍到的都是黑洞周围的气体或其他物质，黑洞本身只是一个不可分辨的斑点；还有些照片拍到的只是从某个天体中倾泄而出的巨大能量，天文学家推测这个天体应该是黑洞。事实上，仅凭这些证据，我们甚至不能确定黑洞是否真的存在。
天文学家已经在天空中发现了一些质量足够大、密度足够高的天体，如果爱因斯坦的广义相对论是正确的，它们就必定是黑洞。不过此前，我们始终无法确定这些天体是否拥有一个让物质只进不出的视界——这个视界才是定义黑洞的最重要特征。提出这一问题并非只为满足纯粹的好奇心，而是因为这样的视界涉及理论物理学中一个最深层次谜题的核心。显示黑洞事件视界黑暗剪影的照片，能帮助我们理解发生在黑洞周围的异乎寻常的天体物理过程。
直接观测黑洞，为什么这么难？
在很长一段时间里，直接观测黑洞困难重重。
一个显著的问题是，黑洞对于地球上的观测者而言实在太小了。现在天文学家认为，绝大多数星系的中心都存在超大质量黑洞，这些黑洞的质量可达数百万甚至数十亿倍太阳质量，有些黑洞的直径甚至超过我们的太阳系，而即使是它们，由于距离地球非常遥远，在天空中占据的角尺度也极小。距离最近的超大质量黑洞是人马座A*，位于银河系的中心，质量大约相当于400万个太阳。它的视界在天空中的张角只有50微角秒，大约相当于月球上的一张DVD。要想分辨角尺度这样小的天体，我们需要一架分辨能力比哈勃空间望远镜还要高2000倍的望远镜。
其次，只有很小一部分黑洞周围拥有大量气体可供吸积，因此能够被我们看到；银河系中的绝大多数黑洞迄今仍然未被发现。
不仅如此，我们到黑洞的视线还会因两种不同原因而被遮挡。首先，目标位于星系的正中心，在这里由气体和尘埃组成的稠密云团会封堵住大部分电磁波段。其次，我们想要探测的发光物体是由旋转着落向视界的高度压缩物质组成的灼热漩涡，这些物质本身对大部分波长的电磁辐射也是不透明的。因此，只有极狭窄的波长范围内的辐射，能够从黑洞边缘逃离，被地球上的观测者看到。
不过，在直接拍下疑似黑洞的直接影像之前，天文学家已经开发出多种技术，揭露了紧紧围绕疑似黑洞旋转的物质的种种性质及行为方式。
比方说，通过观察附近恒星的运行方式，天文学家就能称量出一个超大质量黑洞的重量，就像利用行星的轨道来给太阳称重一样。在遥远的星系里，超大质量黑洞附近的单个恒星无法分辨，但那些恒星的光谱能够揭示它们的速度分布，从而得出这个黑洞的质量。
天文学家还在黑洞附近发出的辐射随时间变化的模式当中，寻找广义相对论留下的记号。比如说，一些恒星质量的黑洞发出的X射线辐射，在亮度上会发生准周期变化，这一变化周期又与黑洞吸积盘最内侧附近理论预计的轨道周期十分接近。
在此之前，探测超大质量黑洞最富有成效的方法，是观测吸积盘表面铁原子发出的荧光。吸积盘携带着铁原子快速转动，再加上黑洞本身强大引力的作用，会使铁原子荧光的特征波长发生偏移，并扩散到某个波段范围。在快速自转的黑洞附近，吸积盘本身围绕黑洞旋转的速度会加快，因此这种辐射会展现出一种不对称性，从而泄露天机。
日本的“宇宙学及天体物理学高新卫星”（ASCA）和“朱雀”（Suzaku）X射线天文卫星已经观测到了这样的辐射，天文学家把这些观测解读为高速自转黑洞的直接证据，那些吸积盘中的轨道速度高达光速的1/3。
图中数值模拟结果显示，落向黑洞的物质应会产生能用来验证爱因斯坦引力理论的现象。
事件视界望远镜——直视黑洞的窗口
而要直接观测到黑洞，我们必须寻求口径更大的射电望远镜。事件视界望远镜（event horizon telescope，EHT）项目的目标正是通过国际合作来克服这些困难，对黑洞进行细致的观测。为了实现在地球表面观测所能达到的最高角分辨率，EHT采用了一项被称为“甚长基线干涉测量”（VLBI）的技术——天文学家利用位于地球不同位置的射电望远镜同时对同一目标进行观测，将采集到的数据分别记录在硬盘上，之后再利用超级计算机整合这些数据，得到一张图像。通过这项技术，分布在地球上不同大洲的许多望远镜组成了一架虚拟的、地球尺寸的望远镜。而望远镜的分辨能力由观测波长与望远镜尺寸的比值决定，所以VLBI通常可以在射电波段对天空进行高分辨率成像观测，分辨能力远超所有光学望远镜。
这次观测银河系中心黑洞的事件视界望远镜由8个射电望远镜或阵列组成，它们分别是：南极望远镜（SPT）、智利的阿塔卡马大型毫米波阵（ALMA）、智利的阿塔卡马探路者实验望远镜（APEX）、墨西哥的大型毫米波望远镜（LMT）、美国亚利桑那州的亚毫米望远镜（SMT）、美国夏威夷的亚毫米望远镜（SMA）、美国夏威夷的麦克斯韦望远镜（JCMT），以及西班牙射电天文台的30米口径毫米波望远镜（IRAM）。
8架射电望远镜或干涉阵参与了此次观测。（图中IRAM布雷高原干涉仪未参与此次观测）每架望远镜都位于高海拔处，以保证地球大气对信号的吸收降到最低。利用全球范围的设备以及在毫米波段进行观测，该天线阵的有效角分辨率将达到数百万分之一角秒——足以看清月球上一张DVD。
我们银河系里的庞然大物人马座A*是EHT的第一个观测目标。这个黑洞距离我们“仅有”24 000光年，是天空中所有已知黑洞里看上去圆面最大的一个。一个10倍太阳质量的黑洞，距离我们必须比最靠近太阳的恒星还近100倍时，看起来才会跟人马座A*一样大。尽管宇宙中还存在着比人马座A*更大的超大质量黑洞，但它们都远在几百万光年以外。
在VLBI观测的波长上（接近于1毫米），银河系几乎是“透明的”，因此在观测人马座A*时，EHT在视线方向上受到的气体干扰是最小的。相同波长的电磁波还能够穿透落向黑洞的物质，让我们能够深入到人马座A*视界周围最靠近内部的区域。而且非常巧合的是，一架地球尺寸的望远镜在毫米波段的分辨能力刚好能够分辨距离我们最近的超大质量黑洞的视界。
甚长基线干涉测量技术拍摄的第二个目标，是据信位于巨椭圆星系M87中心的黑洞。这个黑洞距离地球5500万光年，2009年6月，美国得克萨斯大学奥斯汀分校的卡尔·格布哈特（Karl Gebhardt）和德国加尔兴马普地外物理研究所的延斯·托马斯（Jens Thomas）合作，测定出这个黑洞的质量相当于64亿颗太阳——足以使它剪影的直径“膨胀”到人马座A*剪影的3/4。
黑洞及周围结构图
黑洞剪影
EHT此次公布的发现，来自梅西耶87（M87）黑洞。黑洞会在周围吸积气体的辐射构成的“背景墙”上投下一个剪影。之所以会形成这样一个“阴影”，是因为黑洞会把从它背后发出并射向观测者的光线全部吞噬。与此同时，从黑洞背后发出又刚好擦过视界的其他光线，会使“阴影”周围增亮而形成一片明亮区域。强大的引力透镜效应会弯折光线，就连处在黑洞正后方的物质发出的光线，都能被弯折到黑暗区域的周围贡献一部分“光亮”。
由此产生的黑色剪影就是所谓的“黑洞大头照”——在这张照片上，黑洞完全是一团漆黑，可谓名副其实。这个阴影不会是一个对称的圆盘，这主要是因为周围气体的旋转速度极高，几乎要接近光速。如此高速运动的物质发出的辐射会发生多普勒频移，辐射方向也会向物质运动的方向汇聚而形成一个狭窄的光锥。因此，在旋转气体朝向我们运动的一侧，辐射会大大增强，而在背向我们运动的另一侧，辐射会大幅减弱。这样一来，出现在圆盘状黑暗剪影周围的就不会是一个完整的亮环，而是一个新月状亮弧。只有在我们的视线恰好与吸积盘旋转轴重合的情况下，这样的不对称才会消失。
黑洞本身的自转也会产生类似效果，但自转方向可能与吸积盘旋转的方向不同。因此这样的照片能让天文学家确定这个黑洞自转的方向，以及吸积盘相对于黑洞自转的倾斜角。这两个参数对天体物理学来说同等重要，这些数据将为吸积理论提供无价的观测输入，彻底解决气体密度和吸积流内边缘几何结构的问题。
验证广义相对论
这次发现，让我们在黑洞边缘这样引力极强的环境下验证广义相对论。
1973年，霍金等人提出了黑洞无毛定理。根据这一定理，任意被视界包裹的黑洞都可以被三个物理量完整地描述：质量、自旋和电荷。换言之，任意两个黑洞，只要质量、自旋和电荷都相等，那么这两个黑洞应该是完全一样的，就像两个电子一样是不可区分的。根据该定理的描述，黑洞是没有“毛发”的，没有任何几何上的不规则性或其他可区分的性质。
如果无毛定理是错的，广义相对论至少需要得到修正。对这一定理的数学证明没有留下任何回旋的余地。
最初考虑利用VLBI对黑洞进行成像观测的时候，我们认为可以利用黑洞“阴影”的形状及尺寸来了解黑洞的自转速度及其自转轴的方向。然而，数值模拟却给了我们一个意外的惊喜：在模拟中，无论我们如何改变黑洞的自转速度以及虚拟观测者的位置，黑洞的“阴影”总是呈现为近似圆形，并且其尺寸大约为视界半径的5倍。由于某一幸运的巧合——或者有某一尚未被我们发现的深层次物理规律，不管我们如何改变模型中的参数，黑洞“阴影”的大小和形状都保持不变。
这一巧合对于我们验证爱因斯坦的理论是极有利的，因为它仅在相对论成立的前提下出现（见下图）。而对人马座A*的观测结果显示，其“阴影”的大小或形状与我们的预言相吻合，这进一步印证了无毛定理——进而也验证了广义相对论。
这次发现无疑帮助我们确认，爱因斯坦的广义相对论——特别是它关于黑洞的预言——将毫发无损地再成立一个世纪。
