您可能看过电视广告，其中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*），其质量相当于 450 万个太阳。当技术员接近黑洞 1000 万公里以内时，我们会听到他的语速变慢，声音变得低沉和微弱，最终变成单调的耳语，接收效果也越来越差。如果我们观看，我们会看到他的图像变得越来越红和暗淡，因为他在黑洞边界附近的时间被冻结，这个边界被称为事件视界。
然而，技术员本人不会感受到时间变慢，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束缚。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。但是天文学家已经开发出技术，这将很快使他们能够首次制作出黑洞黑暗轮廓的图像，背景是炽热发光的气体。
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等等，您说。天文学家不是已经报告了许多关于黑洞的观测结果，包括各种图片吗？ 这是真的，但是这些图片是黑洞附近的气体或其他物质，黑洞本身是一个看不见的斑点，或者是假定来自黑洞的大量能量喷发。 事实上，我们甚至不确定黑洞是否真的存在 [请参阅卡洛斯·巴塞洛、斯特法诺·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》；大众科学，十月]。
天文学家已经探测到天空中足够巨大和紧凑的物体，如果爱因斯坦的广义相对论是正确的，它们必定是黑洞，而且习惯上将它们视为黑洞（就像我们在本文中所做的那样）。 但是直到现在，我们还无法判断这些物体是否具有黑洞的定义特征——一个物质只能单向流动的视界。 这个问题不仅仅是深奥的好奇心，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。 显示黑洞事件视界的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。
驱动性问题
事件视界之所以令人着迷，是因为它们代表了 20 世纪物理学两项伟大成就之间的根本不一致：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，原则上可以用来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——不承认任何逆过程来带回掉入黑洞的东西。 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量子引力理论的主要动机之一——该理论将预测引力的性质，因为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异常简单的解（一个黑洞完全由三个数字来表征——它的质量、电荷和自旋），以及引力与牛顿理论差异最大的地方。 因此，黑洞是寻找在极端条件下偏离爱因斯坦方程的证据的主要场所，这可以为量子引力理论提供线索。 相反，这些方程在黑洞附近的成功将大大扩展我们已知广义相对论有效的范围。
关于黑洞附近发生什么的天体物理学迫切问题也需要解答。 黑洞由气体和尘埃等落入的物质供给。 物质在靠近黑洞视界时获得大量能量，产生的热量比核聚变高 20 倍，核聚变是已知的下一个最强大的能量发生器。 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物体。
天体物理学家可以在一定程度上模拟吸积物质，但不清楚吸积流中的气体是如何从较大半径的轨道迁移到靠近视界的轨道的，以及它是如何精确地落入黑洞的。 由吸积流中移动的带电粒子产生的磁场，必须在吸积流的行为方式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在变得可行，但我们理论家仍然离真正的从头计算还有几十年的路程。 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，我们对黑洞喷流的缺乏理解——在黑洞喷流现象中，超大质量黑洞附近的力量以某种方式共同作用，以超相对论速度（高达光速的 99.98%）喷射出物质。 这些惊人的外流跨越大于星系的距离，但它们起源于黑洞附近，是强度极高的光束，准直到足以穿过太阳系——银河系针的眼睛。 我们不知道是什么加速了这些喷流达到如此高的速度，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。
从远处跟踪庞然大物
不幸的是，由于几个原因，这样的观测很困难。 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骸，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，质量为数百万到 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——太小了，无法在星际距离上分辨出来。 即使是 10 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微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，只有少数具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，这些技术在没有提供直接图像的情况下，提供了关于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察超大质量黑洞附近的恒星来称量它的质量，很像使用行星的轨道来称量太阳的质量。 在遥远的星系中，超大质量黑洞附近的单个恒星无法分辨，但是它们的光谱表明了它们的速度分布，从而得出了黑洞的质量。 银河系中心超大质量黑洞 Sgr A* 足够近，望远镜可以分辨出它附近的单个恒星，从而产生了迄今为止对任何黑洞的最佳质量估计。 不幸的是，这些恒星远在最让我们感兴趣的区域之外，在那里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 射线辐射以接近周期性的方式在亮度上波动，周期类似于预期在吸积盘内边缘附近的轨道周期。
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共同作用，使荧光的特征波长发生偏移，并将其扩展到波长带上。 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，即空间随着黑洞的旋转而拖动），并且发射将具有明显的非对称性。 日本卫星 ASCA 和 Suzaku 观测到了这样的发射，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有多大的信息来自双星系统，在这些系统中，黑洞和一颗普通恒星彼此足够靠近地相互绕轨道运行，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，这些黑洞的自旋达到了给定质量黑洞的广义相对论允许的最大自旋的 65% 到 100%； 极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出的唯一东西。 当两个黑洞碰撞时，它们会震动周围时空结构，产生引力波，像池塘中的涟漪一样向外传播。 这些时空涟漪应该可以在遥远的距离上被探测到，尽管需要极其灵敏的仪器。 尽管已经运行的观测站尚未探测到任何引力波，但该方法提供了一种研究黑洞的革命性新方法。 [请参阅 W. 韦特·吉布斯的《时空涟漪》；大众科学，2002 年 4 月]。
一扇可以看到风景的窗户
尽管我们迄今为止描述的技术提供了丰富的信息，但没有一种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，直接成像黑洞视界即将成为现实。 要成像的黑洞是我们后院的庞然大物 Sgr A*。 Sgr A* 距离仅有 24,000 光年，在已知的所有黑洞中，它占据了天空中最大的圆面。 一个 10 个太阳质量的黑洞必须是离我们最近的恒星距离的 1/100 才能显得这么大。 尽管存在比 Sgr A* 大得多的超大质量黑洞，但它们距离我们数百万光年。
由于黑洞引力对光线的弯曲，遥远黑洞的黑暗轮廓在视大小上增加了一倍以上。 即使如此，Sgr A* 的视界也只会跨越区区 55 微角秒——就像从纽约市看到的洛杉矶的一粒罂粟籽一样小。
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会发生衍射。 通常，可以通过增大望远镜尺寸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，红外波长可以穿过隐藏 Sgr A* 可见波长的尘埃云）下，55 微角秒的角尺度将需要一个 7 公里宽的望远镜。 可见光或紫外光的较短波长会在某种程度上减少这种庞大的需求，但不足以使其变得不那么荒谬。 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。 但恰恰是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) 的技术结合了全球各地射电望远镜阵列探测到的信号，以实现地球大小的射电天线所能达到的角分辨率。 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)，在美国拥有远至夏威夷和新罕布什尔州的射电望远镜，以及欧洲 VLBI 网络 (EVN)，在中国、南非和波多黎各以及欧洲拥有射电望远镜。 您可能记得在电影《超时空接触》和《2010》中看到过一个更小的系统，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 Sgr A* 的视界来说太大了。 此外，在这些波长下，星际气体模糊了 Sgr 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波长下实现干涉仪。
然而，这些更短的波长又遇到了另一个问题：大气水蒸气的吸收。 因此，毫米波和亚毫米波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，通常会保留两个有用的窗口，分别为 1.3 毫米和 0.87 毫米。 在这些波长下的地球大小阵列将分别提供约 26 和 17 微角秒的分辨率，足以分辨 Sgr A* 的视界。
许多毫米波和亚毫米波望远镜已经存在，可以纳入这样的阵列——在夏威夷、分散在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器。
尽管如此，由麻省理工学院的谢泼德·S·多尔曼领导的合作团队在 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 Sgr 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了 Sgr 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。 其他望远镜应该可以生成事件视界黑暗轮廓的图像。
最近的毫米波 VLBI 观测已经使 Sgr A* 不可能没有视界。 吸积到黑洞上和吸积到无视界物体上的方式在根本上有所不同。 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，这种能量会在吸积物质最终沉降的地方转化为热量，然后作为辐射发射出去，产生外部观察者可见的特征热谱。 相比之下，对于黑洞，落入的物质可以将任何数量的能量带过视界，这将永远隐藏它。
对于 Sgr A*，我们可以使用其总光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，从而对物质下落到该点所释放的能量施加了严格的限制。 如果 Sgr A* 没有视界（因此不是黑洞），则剩余的能量必须在吸积物质静止时辐射出去，主要以红外线发射。 尽管进行了仔细的观测，但天文学家尚未发现来自 Sgr 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，但这需要荒谬的高辐射效率。
怪兽肖像
我们和其他理论家一直在非常忙碌地尝试预测当 VLBI 在未来几年生成 Sgr A* 的图像时，观察者可能会看到什么。 通常，黑洞会在附近吸积气体的发射壁纸上投下阴影。 这种“阴影”的产生是因为黑洞吞噬了从它正后方向观察者射来的光线。 同时，“阴影”周围的明亮区域由来自黑洞后方的其他光波补充，这些光波恰好错过了视界。 强引力透镜效应会弯曲光线，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，这是一幅合适的图片，其中黑洞确实是黑色的。
这个阴影不会是一个圆形圆盘，这主要是因为气体的极端轨道速度接近光速。 来自如此快速移动的物质的发射将被多普勒频移，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亮度，并减弱了后退侧的亮度，从而产生了明亮的月牙形，而不是围绕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，这种不对称性才会消失。
黑洞本身的自旋，其旋转轴可能与吸积盘的旋转轴不同，也具有类似的效果。 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，从而一劳永逸地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 Sgr A* 进行比较。 我们最近表明，第二好的目标是据信位于巨椭圆星系 M87 中心黑洞。 这个黑洞距离我们 5500 万光年，直到最近，天文学家对其质量的标准估计约为 30 亿个太阳质量，这使其预期轮廓略小于 Sgr A* 的一半。 然而，在今年 6 月，德克萨斯大学奥斯汀分校的卡尔·格布哈特和德国加兴马克斯·普朗克地外物理研究所的延斯·托马斯使用了 M87 星星和暗物质分布的最新数据和更新模型，来确定黑洞质量为 64 亿个太阳质量——足以使其轮廓约为 Sgr A* 直径的四分之三。
在许多方面，M87 是比 Sgr A* 更有趣和更有希望的目标。 它有一个强大的喷流，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 Sgr 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 Sgr A* 的 2,000 倍大小，因此动力学变化将发生在几天而不是几分钟的时间尺度上。 吸积盘内边缘附近的轨道周期为 0.5 到 5 周（取决于黑洞的自旋）。 获取事件展开的图像序列应该比 M87 容易得多。 最后，高分辨率图像很可能受到较少的模糊影响，这种模糊是由我们和 Sgr A* 之间的星际气体造成的。 迄今为止，在 2 至 7 毫米波长下拍摄的 M87 最佳 VLBI 图像的分辨率约为 100 微角秒，是预期轮廓大小的两倍以上。
对于 Sgr A* 和 M87 来说，一个令人兴奋的长期前景将是对不时在其发射中看到的爆发进行成像的可能性。 如果其中一些爆发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，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将伴随其他图像，这些图像对应于通过黑洞周围迂回路径到达观察者的光线。 这些更高阶图像的形状和位置编码了黑洞附近时空的结构。 实际上，它们将提供对每个图像的光线束所穿过的不同位置的时空结构的独立测量。 综上所述，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。 在爱因斯坦提出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。 直接成像黑洞将为比较爱因斯坦理论及其替代方案提供一个新的试验平台。 当 Sgr 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。