中科院上海天文台：“黑洞照相館”的下一步是“黑洞小視頻”

3年前，人類拍攝的首張黑洞照片亮相。而今天，我們看到了第二張黑洞照片，這個黑洞，離我們更近。北京時間2022年5月12日晚9點，事件視界望遠鏡（EHT）合作組織正式發布了銀河系中心黑洞人馬座A*（Sgr A*）的首張照片（圖1）。這是EHT合作組織繼2019年發布人類第一張黑洞照片，捕獲了位於更遙遠星系M87中央黑洞之後的又一重大突破。

圖一：銀河系中心黑洞的首張照片

（圖片來源：由EHT合作組織提供）

此前，諾貝爾物理學獎頒給了“銀河系中心黑洞的發現”。今天EHT發布的照片提供了該超大質量黑洞存在的直接視覺證據。

1.幾十年前，銀河系中心黑洞被“發現”了

上世紀50年代後期，隨着全天射電源普查的開展，人們發現有一類強烈射電源的光學對應體看起來似乎是恆星，但是卻有着讓人難以理解的光學光譜，它們被天文學家稱為類星體。1963年，Schmidt（Schmidt 1963）通過在類星體3C 273的光譜中識別出強紅移的氫的巴爾末線，一舉解決了這個難題, 他的結論是：3C 273不是恆星，而是一個遙遠星系的極其明亮的核。

由於大多數類星體具有非常大的紅移，距離人類非常遙遠，並且由於這些類星體的亮度與銀河系中的普通恆星差別不大, 因此它們有着巨大的能量，其輻射的功率可超過一個普通星系輻射總功率的成千上萬倍。然而，它們的光度卻能在幾天到幾周內就會發生顯著的變化，表明類星體的尺度只有幾光天到幾光周的大小。那麼問題來了，類星體的巨大能量來自哪裡呢？

類星體發現后, 人們陸續提出各種模型來解釋類星體的產能機制。在這些模型中，超大質量黑洞吸積物質產生的輻射逐漸成為被廣為接受的解釋。

上世紀60年代末，Lynden-Bell提出，許多星系在其中心都有一個質量高達百萬倍到幾十億倍太陽質量的超大質量黑洞。他斷言這樣一個超大質量的黑洞是過去活躍的 “類星體階段”的殘餘物（Lynden-Bell 1969）。同樣，銀河系也不應例外。兩年後, Lynden-Bell和Rees（1971）論證了銀河系中心存在一個超大質量的黑洞, 並提出甚長基線干涉測量（VLBI）技術很快就能確定銀河系中心黑洞的大小。

人們進一步理解了類星體的本質，不過探測與銀河系中心黑洞相聯繫的緻密射電源卻經歷了一個艱難而又妙趣橫生的過程。（感興趣的讀者可以參閱Goss, Brown & Lo 2003）

1974年2月，Balick & Brown用美國的綠岸射電干涉儀正式探測到對應銀河系中心黑洞的緻密射電源。此後，人們對該緻密射電源提出了不同的命名，但最終只有Sgr A* 這一名稱經受住了時間的考驗而被人們接受（Brown 1982）。Brown給出的解釋是，這一命名類比了原子物理學中激發態原子的命名方式。

毫不誇張的說，人類認識到“Sgr A*就是對應於銀河系中心四百多萬倍太陽質量的黑洞的射電源”代表着我們對星系核理解有了一次根本性的進步。此後的幾十年間，人們直接探測該黑洞的渴望不斷地助推技術的發展，使人類能夠一步步地“接近”黑洞的邊緣。

2.從厘米波到毫米波，用VLBI接近Sgr A*

對Sgr A*的首次探測經歷了很多次嘗試才成功，主要因為銀河系中心受到強烈的星際散射的影響（Davies, Walsh & Booth 1976）。由於散射效應的主導，Sgr A*在厘米及更長的波段所觀測到的形狀呈現為一個東西方向的橢圓高斯，其大小跟觀測波長的平方成正比。在VLBI技術發展的初期，由於當時射電望遠鏡的數目非常有限，需要在“正確”的觀測波長並在“合適”距離的射電望遠鏡之間才能夠探測到Sgr A*。

由於散射效應會隨着觀測頻率的升高迅速減小，因而只有在（亞）毫米波段才能夠擺脫散射的影響，看清Sgr A*的真面目。實際上，在波長長於幾厘米時，觀測到的Sgr A*的結構完全是由散射主導的。在大約1厘米及更短的波長觀測時，Sgr A*的內稟結構才逐漸顯現出來。隨着觀測波長不斷減小到（亞）毫米波段，一方面干涉儀的分辨本領會不斷增加，另一方面更容易克服同步輻射自吸收引起的不透明度影響。這些都有利於逐漸看清越來越靠近黑洞並由其引力彎曲所決定的環狀的（亞）毫米波輻射結構（即“黑洞陰影”）。

在VLBI觀測中，為分析並解釋所觀測到的“可見度（visibility）”數據，經常用到兩種方法：

對可見度數據直接進行模型擬合，通常採用一些幾何模型，比如二維的圓或橢圓高斯形狀、環狀、盤狀或新月狀模型等。這裡模型的複雜程度由數據的特徵來決定。

對可見度數據進行成像，再對圖像進行模型化分析，得出相關的模型參數，從而對所觀測的輻射結構進行量化描述。

兩種方法各有優劣，模型擬合比較直接，尤其在望遠鏡數目不多、基線覆蓋不足以成像的情況下就能得出一些比較可靠的結論，典型的案例是Whitney等（1971）在只有兩個望遠鏡（一條望遠鏡基線）的觀測數據的情況下，就採用了模型擬合的方法發現了3C 279中的視超光速現象。這也是很多早期觀測採用此方法的原因。但這往往會由於模型比較簡單而損失了細節。相反，成像的結果會比較直觀，但成像過程又會帶來一些額外的不確定性。在很多工作中，這兩種方法會同時使用，以便獲得最可靠的結果，這些過程往往又與數據的校準結合在一起。

隨着VLBI技術及觀測設備的發展，人們對Sgr A*開展了一系列的高辨率觀測，尤其是近二十多年來在毫米波段開展的觀測。

在7毫米波段，首次的成像結果由Krichbaum等於1993年獲得（Krichbaum等1993），但由於參與觀測的望遠鏡數目較少，這些結果仍存在較大不確定性。儘管後續有不少在該波段的觀測，但由於數據校準中存在較大不確定性，人們一直未能準確地確定並扣除散射效應的影響，進而無法獲知Sgr A*的內稟結構。其中一個主要原因是，參加觀測的絕大多數望遠鏡不是專門為毫米波觀測而建造，且多位於北半球，在觀測位於南天的Sgr A*時受到嚴重的大氣影響。2004年，Bower等通過利用閉合幅度的方法消除數據校準中的不確定性，在確定並扣除散射效應之後測量了Sgr A*的內稟大小（Bower等2004）。

在3毫米波段，Rogers等於1994年首次探測到Sgr A*。中科院上海天文台研究員沈志強牽頭的國際團隊於2002年利用美國的甚長基線干涉陣列VLBA對Sgr A*開展了首次的高分辨率成像觀測（如圖2所示），並測量到Sgr A*在3毫米的內稟大小，發現了支持銀河系中心存在超大質量黑洞的令人信服的證據（沈志強等2005）。

圖二：Sgr A*在3毫米的CLEAN圖像,左右兩圖分別對應使用橢圓和圓狀潔束重建的圖像（圖片來源：沈志強等2005）

隨着位於南半球的毫米波望遠鏡的加入（例如，大型毫米波望遠鏡LMT，阿卡塔瑪大型毫米亞毫米陣列ALMA），近年來的觀測已能夠更好地限制Sgr A*的二維內稟結構及星際散射的性質（如Issaoun等人2019, 2021）。

在1毫米波段，由於毫米波望遠鏡數目的限制一直未能實現真正的VLBI成像。1998年，Krichbaum等（1998）首次在位於法國和西班牙的兩個IRAM的望遠鏡間實現了針對SgrA*的1毫米條紋探測，並獲得了其在1毫米的角大小。Doeleman等（2008）利用一個三台站的陣列開展了1毫米觀測，發現Sgr A*存在事件視界尺度上的緻密結構。通過擬合一個圓高斯狀的幾何模型，發現該結構的大小為37微角秒。由於數據的限制，這些觀測尚不能用來確定比一個圓高斯更複雜的模型。Fish等（2011）利用後來類似的觀測發現儘管Sgr A*的流量密度在幾天內發生了明顯改變，但其大小隨時間的變化卻並不明顯。Johnson等（2015）發現Sgr A*的緻密結構具有明顯的線偏振特徵，意味着銀河系中心黑洞的周圍存在有序的磁場結構。通過對VLBI數據中閉合相位信息的分析，Fish等（2016）發現Sgr A*在1毫米的輻射結構具有不對稱性。位於智利的阿塔卡馬探路者實驗望遠鏡（APEX）加入到1毫米VLBI陣列后，路如森等（2018）於2018年發現Sgr A*的觀測數據已不能再用單一的高斯模型來解釋。通過考慮較此稍複雜的模型，發現在總體為50微角秒的結構內存在更為緻密的亞結構。尤其是與觀測數據最符合的新月狀模型（圖3），其直徑為52微角秒，與廣義相對論預言的黑洞陰影的結果出奇地一致。這也是此次銀河系中心黑洞成像之前1毫米VLBI觀測的最新結果。

圖三：Sgr A*的緻密結構的模型示意圖（圖片來源：路如森等2018 [註：由於合作者作梗為首次黑洞成像結果預留空間，原論文中無法發表模型擬合的最優圖像，只能使用灰色示意圖。]）。

3.它的第一張照片，為什麼“拍”了五年？

由於EHT合作早在2019年就公布了首次M87黑洞成像的結果（路如森&左文文2019），此次對銀河系中心黑洞的首次成像可以說是人們期待已久的。然而人們不禁會問，既然EHT在2017年4月幾乎同時觀測了M87* 和Sgr A*, 後者的“照片”為什麼如此耗時呢？

因為“沖洗”這張照片的技術難度更大。

一方面，除了前面提到的星際散射中的衍射效應造成的角致寬之外，還存在折射散射的效應，其結果是引入所謂的“折射噪聲”會疊加在Sgr A*本身所對應的可見度幅度信息上。

另一方面，更加重要的原因是，Sgr A*靠近黑洞處的射電輻射的圖案和亮度會表現出快速變化（典型的變化時標為幾分鐘），遠遠短於通常VLBI成像所需要的觀測時間（幾個小時）。因此對這樣的變源進行VLBI圖像重建違反了地球自轉孔徑綜合成像的基本假設（路如森等2016）。

加之目前的望遠鏡基線覆蓋仍然比較稀疏，這些因素一起使得重建Sgr A*在事件視界尺度上的圖像面臨巨大挑戰，EHT合作團隊不得不開發更複雜的工具來消除散射以及這種結構變化對成像所帶來的影響。

由於VLBI重建的圖像通常不具有唯一性，EHT合作團隊利用與觀測數據的特徵相一致的仿真數據來“訓練”各種成像方法，從而選取成像所需的最優參數集。利用這些最優參數集，我們發現所得到成像中的絕大多數顯示了環狀結構，其直徑、寬度和中心黑暗程度在不同的成像方法和參數選擇中是一致的。然而，重建的圖像在其具體形態上顯示出了多樣性，特別是沿着環的方位角的強度分佈。這種多樣性是由於EHT目前仍然有限的望遠鏡基線覆蓋再加上Sgr A*的結構變化所造成的。

所有重建的圖像可根據其形態分為四個子集，其中三個子集中的圖像呈現出環狀的結構，只是環的亮度沿方位角的分佈不同，而第四個子集中包含了相對數目較小的圖像，儘管它們也能與數據吻合，但看起來不像環形。最終，通過將數千張使用不同成像方法得到的圖像平均起來生成了一幅Sgr A*的代表性圖像（如圖4所示）。基於對望遠鏡基線覆蓋的情況、時變特徵、以及星際散射性質的理解，並結合仿真數據，我們可以說EHT觀測數據有力地證明了Sgr A*的圖像確實由一個直徑為50微角秒的環狀結構主導，這與質量為4百萬倍太陽質量，距離地球為8kpc的黑洞所預期的“陰影”的大小非常一致。

此次成像結果為銀河系中心超大質量黑洞的存在提供了直接證據，並首次將103-105個引力半徑尺度上的恆星軌道動力學測量的預言與事件視界尺度上的圖像和時變聯繫起來。更進一步地，與超大質量黑洞M87∗的EHT成像結果比較，表明了廣義相對論的預言在跨越三個質量量級系統中的一致性，充分證明了“天下黑洞一般黑”！

圖四：上方為EHT從2017年4月7日的觀測中獲得的Sgr A*的代表性圖像。下方四個圖從左到右展示了三個呈現環狀結構的圖像子集的平均圖像和一個非環狀結構的圖像子集的平均圖像。圖中的柱狀圖顯示了屬於每個子集的圖像的相對數量，其高度代表了每個子集對最終照片的相對貢獻。（圖片來源：EHT合作組織）

4.“黑洞照相館”的下一步是“黑洞小視頻”

作為離人類最近的超大質量黑洞，Sgr A*為我們提供了一個檢驗廣義相對論和探索黑洞天體物理的獨特實驗室。隨着此次首張銀河系中心黑洞照片的發布，後續的工作將通過偏振觀測數據來研究該黑洞周圍的磁場，並近一步研究與觀測到的X-射線耀斑活動有關的結構變化。

2017年之後，隨着新望遠鏡的加入以及數據記錄帶寬的不斷增加，EHT陣列的靈敏度也在不斷得到提升，對Sgr A*這一變源的成像能力在不斷增強。未來隨着更多亞毫米波望遠鏡的加入，有望實現對其24小時不間斷的接力成像觀測，我們將最終能夠實現對該黑洞周圍物理環境的動態攝像。在這一方面，若建設位於中國的亞毫米波VLBI望遠鏡並參加相關觀測，將會起到很關鍵的作用。

參考文獻

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