终于！银河系中心黑洞首张照片发布，天文学重大突破

摘要： 监制：中国科普博览3年前，人类拍摄的首张黑洞照片亮相。而今天，我们看到了第二张黑洞照片，这个黑洞，离我们更近。北京时间2022年5月12日晚9点...

监制：中国科普博览

3年前，人类拍摄的首张黑洞照片亮相。

而今天，我们看到了第二张黑洞照片，这个黑洞，离我们更近。

2022年5月12日晚上9点，按照北京时间，事件视界望远镜的联合团队公布了银河系中心黑洞人马座A*的第一张影像资料，如图1所示。这标志着该合作机构在黑洞观测领域取得了新的进展，继2019年发布人类首张黑洞图像，并成功拍摄了位于M87星系中心的超大质量黑洞之后。

图1：呈现了银河系中心超大质量黑洞的首次影像资料，该图片由EHT合作组织发布

先前，诺贝尔物理学奖授予了“银河系中心黑洞的确认”。现在，EHT公布的图像证实了这一超大质量黑洞的真实存在。

几十年前，银河系中心黑洞被“发现”了

上世纪五十年代末期，在全面探测天空射电源的过程中，天文学家们注意到一种特殊射电源，其可见天体伙伴呈现出类似恒星的特征，然而其光学光谱却令人费解，这类天体最终被命名为类星体。1963年，Schmidt（Schmidt 1963）在类星体3C 273的光谱里，探测到了高红移的氢巴尔末线，从而攻克了这一难题，他得出的判断是：3C 273并非恒星，而是一颗位于极遥远星系的非常耀眼的中心区域。

许多类星体因为拥有极大的红移值，所以离我们极为遥远，加之它们的光芒强度与银河系里的一般恒星相差无几，因而释放出惊人的能量，其辐射能力能够达到一个普通星系总辐射能量的成千上万倍。不过，这些天体的亮度却会在短短几天至几周的时间内出现明显波动，这说明它们的实际体积仅相当于几光天到几光周的尺度。那么问题来了，类星体的巨大能量来自哪里呢？

类星体被发现以来，人们不断构想不同学说来阐明其能量产生方式，超大质量黑洞吞食物质后释放的光芒，最终演变为被普遍认可的说明。

上世纪六十年代末，Lynden-Bell指出，众多星系的核心部位，存在着体积庞大且质量相当于百万至数十亿颗太阳的巨型黑洞，这种黑洞的形成，源于它们在往昔经历过的活跃“类星体时期”所遗留下来的痕迹（Lynden-Bell 1969）。银河系内部，同样应当包含此类天体。两年之后, Lynden-Bell与Rees（1971）阐述银河系核心部位存在一个质量极为庞大的黑洞, 并且指出超长基线干涉测量法在不久的将来就能测算出银河系中心黑洞的具体体积。

人类对类星体的认识更加深入了，然而，要发现与银河系中心黑洞相关的致密射电源，却走了一段充满挑战又颇具探索乐趣的历程，想要了解更多细节，可以参考Goss, Brown & Lo 2003的研究。

1974年 2月，Balick & Brown借助美国的绿岸射电干涉仪，首次识别出银河系核心黑洞关联的致密射电信号源。此后，对于这个致密射电信号源，人们提出了多种不同的称谓，不过最终只有Sgr A* 这一叫法经受住了岁月的检验，被大家普遍认可（Brown 1982）。Brown的说明指出，这种命名方法借鉴了原子物理里激发态原子命名的规则。

可以说，人类意识到了“Sgr A*就是对应于银河系中心四百多万倍太阳质量的黑洞的射电源”，这标志着我们对星系核的认识实现了根本性的飞跃，此后几十年间，人们直接探测该黑洞的愿望持续推动着技术进步，让人类得以逐步“靠近”黑洞的边界。

从厘米波到毫米波，用VLBI接近Sgr A*

Sgr A*的初次发现并非一蹴而就，而是历经多次试验才得以实现，这主要是因为银河系核心区域存在显著的星际光散射现象（Davies, Walsh & Booth 1976）。

散射现象占主导地位，Sgr A*在厘米波段及更长的波长上呈现出的形态，是一个东西向的椭圆高斯，其尺寸与观测波长平方值成正比关系。在甚长基线干涉测量技术尚处起步阶段时，受限于射电望远镜数量不多，必须确保在恰当的观测波长范围，并且选用处于适宜距离的射电望远镜，才能够探测到Sgr A*。

散射现象会随探测波长变短而急剧减弱，所以，只有在亚毫米或毫米波段才能消除散射干扰，从而辨识Sgr A*的实际形态。

实际上，当波长超过几厘米，看到的Sgr A*构造主要受散射控制。在约1厘米及以下波长测量时，该天体的固有构造才逐步清晰。波长持续缩短至（亚）毫米范围，一方面干涉仪的解析能力会持续提升，另一方面也能更有效地消除同步辐射自吸收造成的不透明效应。这些因素有助于逐步揭示，随着不断接近黑洞，其引力作用导致形成的环状（亚）毫米波辐射形态，也就是所谓的“黑洞阴影”。

VLBI观测时，需要解析并阐明接收到的“可见度”信息，通常采用两种技术手段，分别是，第一种，第二种。

对可见度数据直接进行模型适配，一般会选用一些几何模型，例如圆形、椭圆形的高斯形态，环形构造，盘状构造或月牙状构造等模型。这种模型的繁简程度，依据数据的具体特征来决定。

对可见度信息进行成像处理，然后对成像结果进行模型化研究，获得相应的模型参数，进而对观测到的辐射构造进行定量说明。

两种方法互有长短，模型拟合较为简便，特别是在望远镜数量有限、基线跨度不够用于成像的场合，依然能够获得部分确凿的依据，例如Whitney等（1971）在仅靠两台望远镜（一条基线）的资料时，便运用模型拟合的技术在3C 279中察觉到了视超光速的迹象，这也是众多早期研究选择此法的缘由。这种做法常常因为系统过于粗略而牺牲了部分信息，图像却显得直截了当，不过成像环节又增添了一些变数，许多研究同时采用这两种手段，目的是得到最可信的结论，这些步骤通常还和数据调整配套进行。

VLBI技术不断进步，观测设备持续更新，使得人们得以对Sgr A*实施众多高分辨率观测，特别是在毫米波频段，近二十年的观测活动尤为突出。

在7毫米的频段上，Krichbaum及其同事于1993年率先完成了图像的获取工作，不过由于当时投入使用的望远镜台站数量不多，因此这些观测数据带有显著的不确定因素。后续虽然多次在此波段进行观测，但数据校准方面始终存在显著误差，因此人们一直无法精确识别并消除散射现象带来的干扰，也就无法探明Sgr A*的真实构造。造成这一困境的关键因素在于，参与观测的绝大部分望远镜并非为毫米波探测而设计，而且它们大多分布在北半球，当观测位于南天的Sgr A*时，会受到严重的大气阻碍。2004年，Bower及其团队借助闭合幅度的技术手段，排除了数据校准环节的误差，在识别并抵消了散射现象之后，测定了Sgr A*的固有尺寸（Bower等 2004）。

在3毫米的频段上，Rogers于1994年首次发现了Sgr A*。中国科学院上海天文台的沈志强研究员带领的跨国研究小组，在2002年借助美国的甚长基线干涉阵列VLBA，首次对Sgr A*进行了高清晰度图像探测，如图2所示，并测算出该天体在3毫米尺度上的固有尺寸，从而找到了银河系核心区域存在一个超大质量黑洞的充分依据，相关成果由沈志强等人于2005年发表。

图二：Sgr A*在3毫米的CLEAN图像呈现，左侧图像采用椭圆方式重建，右侧图像则运用圆形波束重建，该资料源自沈等人2005年的研究

借助南半球毫米波望远镜的配备，例如大型毫米波望远镜LMT和阿卡塔玛大型毫米亚毫米阵列ALMA，近年来的观测已能更精确地约束Sgr A*的平面形态以及星际散射的特征，正如Issaoun等人于2019年和2021年所展示的成果。

在1毫米频段，因为毫米波望远镜数量不足，始终无法完成真正的VLBI成像工作。1998年，Krichbaum等人（1998）首次尝试在法国和西班牙的IRAM望远镜之间进行探测，目标是对SgrA*进行1毫米波段条纹观测，并且成功获取了该天体在1毫米的角尺度信息。Doeleman等人于2008年借助一个由三座站点组成的阵列进行了1毫米波段的观测工作，结果显示出Sgr A*在事件视界尺度范围内存在致密结构分布，该结构呈现出圆形高斯形态。进一步拟合分析表明，这种结构的空间尺度大约为37微角秒。不过考虑到当前数据条件的制约，这些观测结果尚不足以用来验证比圆形高斯模型更复杂的结构形态。鱼类等（2011）通过后续相仿的观测表明，尽管人马座A*的辐射通量密度在数日内出现显著波动，但该天体的大小随时间推移却无明显变化，这种情形令人感到意外。约翰逊等（2015）进一步揭示，人马座A*的致密构造展现出鲜明的线性偏振现象，暗示银河系核心的巨大质量黑洞区域附近，存在着某种有规则的磁场排列。研究团队对VLBI数据里闭合相位信息进行考察，Fish等人（2016年）揭示出Sgr A*在1毫米波长辐射构造上呈现非对称特征。阿塔卡马探路者实验望远镜（APEX）部署在智利后，接入1毫米VLBI观测网络，路如森团队（2018年）指出Sgr A*的观测记录无法通过单一高斯函数来描述。研究更复杂的模型时发现，在整体五十微角秒的构造中，存在着更为密集的次级构造，这种次级构造的发现，是基于对复杂模型的深入分析。特别是那个与观测资料最为契合的新月形态模型，如图3所示，它的直径达到五十二微角秒，这个数值与广义相对论所预测的黑洞轮廓结果，呈现出惊人的吻合。这一发现，也是在进行银河系中心黑洞成像的前期，通过一毫米的VLBI观测所获得的最新成果。

图三：展示Sgr A*中心区域密集形态的模拟图，依据路如森等人2018年研究绘制完成

合作方故意留有余地，为首次黑洞成像结果预留了位置，因此原论文中无法刊登模型拟合的最佳图像，只能采用灰色的示意图来呈现

）。

它的第一张照片，为什么“拍”了五年？

早在2019年，EHT合作就公布了首次对M87黑洞的成像成果（路如森&左文文 2019），因此这次银河系中心黑洞的首次成像便备受瞩目。但人们不禁疑惑，既然EHT在2017年4月几乎同时观测了M87*和Sgr A*，为何后者成像如此漫长？

因为“冲洗”这张照片的技术难度更大。

另一方面，星际介质中的散射现象除了导致前面提及的衍射效应造成角度分辨率下降外，还存在显著的折射现象，这种现象会产生一种特定的干扰信号，这种干扰信号被称为“折射干扰”，它会与Sgr A*源产生的实际可见度幅度信息混合在一起。

另有个更关键的理由在于，Sgr A*在黑洞附近的射电辐射形态与强度会迅速波动，其典型波动周期仅几分钟，这远远少于常规VLBI成像所需的观测时长，通常要持续数小时。所以，试图对这类变源实施VLBI图像构建，便违背了地球自转孔径综合成像的核心前提，这一点路如森等人于2016年已有论述。

当前望远镜之间的距离分布尚不密集，加之上述限制，共同导致在视界层级上复原Sgr A*的图像极为困难，EHT合作方因而着手设计更为精密的设备，用以抵消扰动效应及结构变动对观测造成的干扰。VLBI生成的图像往往存在多种可能性，EHT联合研究集体借助符合观测数据特性的模拟信息来测试各类成像技术，借此筛选出效果最佳的参数组合，通过这些最佳参数组合，我们观察到多数成像结果呈现环状形态，其大小、厚度以及核心的暗淡程度在不同技术方案和参数配置下保持稳定。[id_2133698929]

但是，重制的图画在细节构造上呈现出不同样貌，尤其体现在环状方向上的亮度散布。这种差异源于EHT当前尚不充分的观测设备间距，以及Sgr A*自身形态的演变。

重建的图像能够依据形态划分成四个类别，三个类别里的图像具备环状构造，只是环的明暗程度随角度变化各异，第四类别图像数量较少，虽然也能符合数据，但外观并非环形。

最后，把成千上万张由各种成像技术拍下的照片加在一起，得到了Sgr A*的一张典型照片，如图4展示的那样。

图四：最上方那张图是EHT依据2017年4月7日观测数据绘制的Sgr A*典型影像。其余四幅图从左至右分别呈现三个带有环状特征的图组平均效果以及一个无环状特征的图组平均效果。每个图组中竖条的高度表示该组图像在总数据中的占比，也反映了其对应最终图像的相对重要性。（资料源自EHT合作组织）

根据望远镜基线分布状况、时间变化规律以及星际散射特性等认识，并参考模拟结果，可以说EHT获取的观测资料明确显示Sgr A*的影像主要由直径50微角秒的环状构造构成，这种尺寸与质量达400万倍太阳质量、距离地球8千秒差距的黑洞所产生的“暗影”预期值高度吻合。

这项观测结果证实了银河系核心区域存在一个超大质量黑洞，并且首次将千至十万倍引力半径范围内的恒星运行规律预测，与事件视界层面的影像以及亮度变化关联了起来。通过将超大质量黑洞M87∗的EHT观测图像与之对照，可以确认广义相对论的预测，在涉及三个不同质量等级的天体系统中均保持精确有效，这有力地印证了所有黑洞本质上具有相同的物理特性这一结论。

“黑洞照相馆”的下一步是“黑洞小视频”

Sgr A*是距离人类最近的超大质量黑洞，它为验证广义相对论和探究黑洞天体物理创造了绝佳条件。这张银河系中心黑洞的首张照片发布之后，接下来的任务将借助偏振观测资料，分析该黑洞附近的磁场特征，同时深入考察X-射线耀斑现象与周围结构变动之间的关系。

2017年以后，由于新设备的投入使用和数据传输容量的持续扩大，EHT系统的探测本领逐步增强，对Sgr A*这类变星的观测水平日益提高。

未来随着更多亚毫米波望远镜陆续投入使用，有望达成对其全天候不间断的轮流观测，我们将最终能够完成对那黑洞周边物理状况的实时监测。这方面，若中国建设亚毫米波VLBI望远镜并参与相关观测，将发挥极为重要的作用。