您可能看过这样的电视广告：一位手机技术员前往偏远地区，并在电话中问道：“您现在能听到我说话吗？” 想象一下，这位技术员前往我们银河系中心，那里潜伏着一个巨大的黑洞，人马座 A* (Sgr A*)，重量相当于 450 万个太阳。当技术员接近黑洞 1000 万公里范围内时，我们会听到他的语调变慢，声音变得低沉而微弱，最终变成单调的耳语，接收效果也越来越差。如果我们去看，我们会看到他的图像变得越来越红和暗淡，因为他似乎在黑洞边界附近的时间中被冻结，这个边界被称为事件视界。
然而，技术员本人不会感觉到时间变慢，也不会在事件视界的位置看到任何奇怪的东西。只有当他听到我们说“不，我们听不太清楚！”时，他才会意识到自己已经越过了视界。他将无法与我们分享他的最后印象——任何东西，甚至光，都无法逃脱事件视界内极端引力的拉力。在他越过视界一分钟后，黑洞深处的引力会将他撕成碎片。
在现实生活中，我们无法派遣技术员进行这样的旅程。但天文学家已经开发出技术，让他们很快就能首次生成黑洞黑暗轮廓在炽热发光气体背景下的图像。
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等等，您说。天文学家不是已经报告了很多关于黑洞的观测结果，包括各种图片吗？ 这是真的，但这些图片一直是黑洞附近的气体或其他物质的图片，黑洞本身是一个看不见的斑点，或者是假定来自黑洞的巨大能量爆发。事实上，我们甚至不确定黑洞是否真的存在[参见卡洛斯·巴塞洛、斯特凡诺·利贝拉蒂、塞巴斯蒂亚诺·索内戈和马特·维瑟的“黑星，而非黑洞”，第 82 页]。
天文学家已经探测到天空中足够巨大和致密的天体，如果爱因斯坦的广义相对论是正确的，它们一定是黑洞，而且习惯上将它们当作黑洞来谈论（就像我们在本文中所做的那样）。但直到现在，我们还无法判断这些天体是否具有黑洞的决定性特征——一个物质只能单向流动的视界。这个问题不仅仅是一个深奥的好奇心，因为这样的视界是理论物理学中最深刻的谜题之一的核心。而显示黑洞事件视界黑暗轮廓的图像将帮助我们理解其附近发生的非凡天体物理过程。
驱动问题
事件视界之所以令人着迷，是因为它们代表了 20 世纪物理学两大成就之间的根本不一致性：量子力学和广义相对论。时间可逆性是物理系统量子力学描述的基本特征；每个量子过程都有一个逆过程，原则上，该逆过程可用于恢复原始过程可能扰乱的任何信息。相比之下，广义相对论——它将引力解释为由空间曲率引起，并预测黑洞的存在——不允许任何逆过程来恢复落入黑洞的东西。
解决量子力学和引力之间这种不一致性的需求一直是弦理论家寻求引力量子理论的主要动机之一——该理论将预测引力的性质，即引力是由遵循量子力学定律的相互作用产生的。
在更基本的层面上，物理学家想知道爱因斯坦的广义相对论是否真的是引力的理论，即使它预测了与经典牛顿理论的惊人偏差——例如事件视界的存在。黑洞具有双重优点，即对应于爱因斯坦引力方程的非常简单的解（一个黑洞完全由三个数字来表征——它的质量、电荷和自旋），并且是引力与牛顿理论差异最大的地方。因此，黑洞是寻找爱因斯坦方程在极端条件下偏差证据的主要场所，这可能为引力的量子理论提供线索。相反，方程在黑洞附近的成功将极大地扩展我们已知广义相对论适用的范围。
关于黑洞附近发生什么事情的紧迫天体物理学问题也需要解答。黑洞以气体和尘埃等下落物质为食。当物质落得离黑洞视界更近时，会获得大量能量，产生的热量是核聚变（下一个已知的最强大的能量发生器）的 20 倍。来自炽热螺旋气体的辐射使黑洞附近的环境成为宇宙中最亮的天体。
天体物理学家可以在一定程度上模拟吸积物质，但尚不清楚吸积流中的气体如何从大半径轨道迁移到靠近视界的轨道，以及它最终如何精确地落入黑洞。由吸积流中运动的带电粒子产生的磁场必须在吸积流的行为中发挥非常重要的作用。然而，我们对这些场的结构以及该结构如何影响黑洞的观测特性知之甚少。尽管整个吸积区域的计算机模拟正变得可行，但我们理论家离真正的从头算起计算还有几十年的路要走。来自观测的输入对于激发新想法和在竞争模型之间做出决定至关重要。
更令天体物理学家尴尬的是，我们对黑洞喷流的理解不足——在黑洞喷流现象中，超大质量黑洞附近的力量以某种方式合谋喷射出速度超相对论的物质（高达光速的 99.98%）。这些惊人的外流穿越的距离大于星系，但它们起源于黑洞附近，是如此强烈的光束，准直到足以穿过太阳系——银河系针的眼睛。我们不知道是什么将这些喷流加速到如此高的速度，甚至不知道喷流是由什么组成的——它们是电子和质子还是电子和正电子，或者它们主要是电磁场？为了回答这些和其他问题，天文学家迫切需要直接观测黑洞附近的气体。
从远处跟踪巨兽
不幸的是，由于以下几个原因，此类观测非常困难。首先，按照任何天文尺度衡量，黑洞都非常小。它们似乎主要有两种类型：恒星质量黑洞，即死亡大质量恒星的残余物，典型质量为 5 到 15 个太阳质量；以及超大质量黑洞，位于星系中心，重量为数百万到 100 亿个太阳质量。一个 15 个太阳质量的黑洞的事件视界直径仅为 90 公里——在星际距离上太小而无法分辨。即使是十亿个太阳质量的怪物也能舒适地容纳在海王星的轨道内。
其次，黑洞的小尺寸和强引力导致极快的运动——非常靠近恒星质量黑洞的物质可以在不到一毫秒的时间内完成一次轨道运行。需要高度灵敏的仪器才能观测到如此快速的现象。最后，只有一小部分拥有大量附近气体可供吸积的黑洞是可见的；银河系中绝大多数黑洞尚未被发现。
为了应对这些挑战，天文学家开发了各种技术，这些技术在无法提供直接图像的情况下，提供了有关围绕疑似黑洞运行的物质的特性和行为的信息。例如，天文学家可以通过观测超大质量黑洞附近的恒星来称量其质量，就像使用行星的轨道来称量太阳的质量一样。在遥远的星系中，超大质量黑洞附近的单个恒星无法分辨，但它们的光谱表明它们的速度分布，从而得出黑洞的质量。银河系中心的超大质量黑洞人马座 A* 足够近，望远镜可以分辨出附近的单个恒星，从而产生迄今为止任何黑洞的最佳质量估计值[参见下一页的方框]。不幸的是，这些恒星都远离我们最感兴趣的区域，在这些区域，广义相对论效应变得显着。
天文学家还在黑洞附近发射的辐射随时间变化的方式中寻找广义相对论的特征。例如，一些恒星质量黑洞的 X 射线发射的亮度以近乎周期性的方式波动，周期类似于预期靠近吸积盘内边缘的轨道的周期。
到目前为止，探测超大质量黑洞最富有成效的途径是利用吸积盘表面铁原子的荧光。携带铁原子的吸积盘的快速运动和黑洞的强引力结合起来，改变了荧光特征波长，将其分散在一个波长带上。在快速旋转的黑洞附近，吸积盘本身围绕黑洞旋转得更快（这要归功于广义相对论效应，它将空间拖曳到黑洞的旋转周围），并且发射将具有明显的非对称性。日本卫星 ASCA 和 Suzaku 观测到了此类发射，天文学家将其解释为快速旋转黑洞的直接证据，吸积盘中的轨道速度高达光速的三分之一。
关于恒星质量黑洞自旋多少的信息来自双星系统，在双星系统中，黑洞和一颗普通恒星彼此轨道运行得足够近，以至于黑洞可以缓慢地吞噬其伴星。对少数此类系统的 X 射线光谱和轨道参数的分析表明，黑洞的自旋占给定质量黑洞广义相对论允许的最大自旋的 65% 到 100%；非常高的自旋似乎是常态。
光（从无线电波到 X 射线）和高能喷流不是黑洞发射的唯一东西。当两个黑洞碰撞时，它们会震动周围的时空结构，产生引力波，引力波像池塘中的涟漪一样向外传播。这些时空的涟漪应该可以在很远的距离上被探测到，尽管需要极其灵敏的仪器。尽管已经运行的天文台尚未探测到任何引力波，但该方法为研究黑洞提供了一种革命性的新方法。
一扇可以看到风景的窗户
尽管迄今为止我们描述的技术提供了丰富的信息，但没有一项技术能够提供黑洞事件视界的图像。然而，现在，由于技术的最新进展，黑洞视界的直接成像即将成为现实。要成像的黑洞是我们后院的巨兽人马座 A*。人马座 A* 距离仅 24,000 光年，在已知的所有黑洞中，它在天空中占据最大的圆盘。一个 10 个太阳质量的黑洞必须是离我们最近的恒星的 1/100 远才能显得如此之大。虽然存在比人马座 A* 大得多的超大质量黑洞，但它们都在数百万光年之外。
由于黑洞引力对光线的弯曲，遥远黑洞的黑暗轮廓在视在尺寸上增加了一倍以上。即便如此，人马座 A* 的视界也仅跨越 55 微角秒——就像从纽约市看到的洛杉矶的罂粟籽一样小。
所有现代望远镜的分辨率，尽管令人印象深刻，但从根本上受到衍射的限制，衍射是一种波动光学效应，当光线穿过望远镜尺寸呈现的有限孔径时，就会发生衍射。通常，可以通过使望远镜更大或捕获更短波长的光来减小望远镜可分辨的最小角尺度。在红外波长（方便的是，红外波长可以穿过遮蔽人马座 A* 可见波长的尘埃云）下，55 微角秒的角尺度将需要一个直径为 7 公里的望远镜。
可见光或紫外光的较短波长将有助于在一定程度上减少这种巨大的需求，但不足以减少到不那么荒谬的程度。考虑更长的波长似乎毫无意义——例如，毫米无线电波将需要一个 5,000 公里宽的望远镜。但恰好地球大小的射电望远镜已经在运行。
一种称为甚长基线干涉测量 (VLBI) 的技术结合了全球分布的射电望远镜阵列检测到的信号，以实现地球大小的射电天线将实现的角分辨率。两个这样的望远镜阵列已经运行了十多年——甚长基线阵列 (VLBA)，在美国设有天线，远至夏威夷和新罕布什尔州，以及欧洲甚长基线干涉测量网络 (EVN)，在中国、南非和波多黎各以及欧洲设有天线。您可能还记得在《超时空接触》和《2010》等电影中看到的一个小得多的系统，即新墨西哥州的甚大阵列。
不幸的是，VLBA 和 EVN 仅适用于 3.5 毫米以上的无线电波长，对应于最佳分辨率为 100 微角秒，这对于分辨人马座 A* 的视界来说太大了。此外，在这些波长下，星际气体模糊了人马座 A* 的图像，就像浓雾模糊了头顶的街灯一样。解决方案是在毫米和以下更短的波长下实施干涉仪。
然而，这些较短的波长又遇到了另一个问题：大气水蒸气的吸收。因此，毫米和亚毫米望远镜被放置在最高、最干燥的地点，例如夏威夷莫纳克亚山顶、智利阿塔卡玛沙漠和南极洲。总而言之，通常仍然有两个有用的窗口是开放的，即 1.3 毫米和 0.87 毫米。在这些波长下的地球大小的阵列将分别提供约 26 和 17 微角秒的分辨率，足以分辨人马座 A* 的视界。
许多毫米和亚毫米望远镜可以并入这样的阵列，这些望远镜已经存在——在夏威夷、遍布美国西南部以及智利、墨西哥和欧洲。由于天文学家建造这些望远镜是为了其他目的，因此将它们用于 VLBI 涉及许多技术挑战，包括开发超低噪声电子设备和超高带宽数字记录仪。
尽管如此，由麻省理工学院的谢泼德·S·多尔曼领导的合作组织在 2008 年解决了这些问题。该小组使用仅由三架望远镜组成的阵列（分别位于亚利桑那州、加利福尼亚州和莫纳克亚山）研究了 1.3 毫米波长下的人马座 A*。如此少量的望远镜不足以生成图像，但研究人员成功地分辨出了人马座 A*，因为他们的数据表明它具有仅 37 微角秒大小的明亮区域，是视界大小的三分之二。更多的望远镜将有可能生成事件视界黑暗轮廓的图像。它们共同构成了事件视界望远镜，以上述三个地点为核心。
事件视界望远镜的观测结果已经让人马座 A* 极难没有视界。吸积到黑洞和吸积到无视界天体上的方式存在根本差异。在这两种情况下，吸积物质在下落过程中都会积累大量能量。在没有视界的情况下，这种能量会被转换为热量，吸积物质最终会沉降下来，随后以辐射形式发射出来，产生外部观察者可见的特征热谱。相比之下，对于黑洞，下落的物质可以将任何数量的能量携带到视界之外，这将永远隐藏它。
对于人马座 A*，我们可以使用其总亮度来估计吸积物质的下落速率。毫米波 VLBI 观测对吸积流内边缘的最大可能尺寸施加了严格的限制，从而对吸积流下降到该点所释放的能量施加了严格的限制。如果人马座 A* 没有视界（因此不是黑洞），则剩余能量必须在吸积物质静止时辐射出来，主要在红外线中发射出来。尽管进行了仔细的观测，但天文学家尚未发现来自人马座 A* 的任何热红外辐射。在没有视界的情况下调和这种差异的唯一方法是让物质在向内坠落时辐射掉所有多余的能量，但这将需要荒谬的高辐射效率。
怪兽肖像
我们和其他理论家一直非常忙于分析人马座 A* 的首次事件视界望远镜观测结果，识别其基本性质的线索。一般来说，黑洞会在附近吸积气体的发射壁纸上投下阴影。这种“阴影”的出现是因为黑洞吞噬了从正后方朝观察者方向射来的光线。同时，“阴影”周围的明亮区域得到了来自黑洞后方的其他光波的补充，这些光波恰好错过了视界。强引力透镜效应弯曲了光线，因此即使是黑洞正后方的物质也会对黑暗区域周围的光线做出贡献。由此产生的轮廓就是“黑洞肖像”的含义，这是一幅合适的画面，其中黑洞真正是黑色的。
这个阴影不会是一个圆形圆盘，主要是因为气体的极端轨道速度接近光速。来自如此快速运动物质的发射会发生多普勒频移，并集中在运动方向的狭窄锥体中，这大大增强了来自轨道气体接近侧的发射，并使后退侧变暗，从而产生明亮的月牙形，而不是围绕圆盘状轮廓的完整明亮环。只有当我们恰好沿着圆盘的旋转轴观察时，这种不对称才会消失。
黑洞自身的自旋（其旋转轴可能与吸积盘的旋转轴不同）具有类似的效果。因此，这些图像将使天文学家能够确定黑洞自旋的方向以及吸积盘相对于它的倾角。同样重要的是对于天体物理学而言，这些数据将为吸积理论提供宝贵的观测输入，最终确定气体的密度和吸积流内边缘的几何形状。
其他超大质量黑洞也应该在 VLBI 的范围内，并且可以与人马座 A* 进行比较。几年前，我们表明，第二好的目标是据信位于巨型椭圆星系 M87 中心的黑洞。这个黑洞距离我们 5500 万光年，其质量估计约为 66 亿个太阳质量，这使其预期轮廓与人马座 A* 的大小相当。
在许多方面，M87 比人马座 A* 更有趣，也更有希望成为目标。它有一个强劲的喷流，延伸 5,000 光年；分辨喷流发射区域将为理论家努力理解这些超相对论外流提供关键信息。与人马座 A* 不同，M87 位于北半球天空，这使得它更适合使用现有天文台进行 VLBI，而现有天文台中相对较少位于南半球。此外，由于 M87 黑洞是人马座 A* 的 2,000 倍大小，因此动态变化将发生在几天而不是几分钟的时间尺度上，因此获取展开事件的图像序列应该容易得多。（M87 吸积盘内边缘附近的轨道周期为 0.5 到 5 周，具体取决于黑洞的自旋。）最后，高分辨率图像很可能受到星际气体（在我们和人马座 A* 之间）造成的模糊影响较小。早在 2012 年底发布的关于 M87 的最新 VLBI 数据就显示，喷流的基部非常紧凑（宽度仅为 40 微角秒），以至于它可能起源于一个旋转的黑洞。这是第一个经验证据，表明喷流产生和黑洞自旋是相关的，这在理论上长期以来一直被怀疑。
对于人马座 A* 和 M87 而言，从长远来看，一个令人兴奋的前景将是能够对它们不时出现的发射闪光进行成像。如果其中一些闪光是由吸积流中的亮点引起的（正如大多数理论家所预期的那样），那么它们可以被用来更详细地绘制视界周围的时空图。每个亮点的主要图像都将伴随着额外的图像，这些图像对应于通过黑洞周围曲折路径到达观察者的光线[参见左侧方框]。这些更高阶图像的形状和位置编码了黑洞附近的时空结构。实际上，它们将为每个图像光束束穿过的不同位置的时空结构提供独立的测量。总而言之，这些数据将严格检验广义相对论对黑洞附近强引力行为的预测。
黑洞观测正在进入一个新的黄金时代。在爱因斯坦构思广义相对论近一个世纪后，我们终于能够检验该理论是否正确描述了黑洞极端环境中的引力。黑洞的直接成像将为将爱因斯坦的理论与其替代理论进行比较提供一个新的试验平台。当人马座 A* 和 M87 的图像可用时，我们将能够详细研究黑洞附近的时空，而无需牺牲手机技术员。