本文发表于《大众科学》的前博客网络，反映作者的观点，不一定代表《大众科学》的观点
观察银河系的中心非常困难。在我们和银河系中心之间存在着大量的尘埃和气体，从那里发出的可见光很少能到达我们这里。我们可以通过收集X射线、红外辐射和无线电波来穿透那些尘埃和气体。即便如此，要以足够的清晰度来分辨包含银河系中心黑洞的微小天空区域，以看到黑洞的阴影，仍然极其困难。
你需要一个大约地球大小的望远镜才能做到这一点。这听起来可能不切实际。幸运的是，通过协调散布在世界各地的现有射电望远镜，有可能模拟地球大小望远镜的性能。
这就是事件视界望远镜（EHT）背后的想法。如果一切顺利，到明年年底，EHT将成为一个协调的射电望远镜阵列，从南极延伸到夏威夷，再到智利和墨西哥，以及中间的许多点。EHT背后的天文学家多年来一直使用较小的望远镜阵列进行观测。2007年，EHT的一个三站版本以前所未有的清晰度解析了银河系中心的黑洞人马座 A*，探测到了我们期望从黑洞事件视界看到的某种东西（“结构”是正确的术语）。这是一个大事件，是迄今为止任何人所见过的最深入黑洞内部的景象。现在的目标是使EHT足够强大，能够拍摄黑洞的照片。
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麻省理工学院和哈佛-史密森天体物理中心的兼职天文学家谢普·多尔曼领导着致力于实现这一目标的国际研究人员小组。来自美国、日本、台湾、智利、墨西哥和几个欧洲国家的科学家参与了这个项目。
EHT将结合世界上许多最先进的射电望远镜：夏威夷的亚毫米波阵列（SMA）和詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）；加利福尼亚的毫米波天文学联合阵列研究（CARMA）；亚利桑那州的亚毫米波望远镜（SMT）；墨西哥普埃布拉附近的大型毫米波望远镜（LMT）；智利北部的阿塔卡玛大型毫米波阵列（ALMA）和阿塔卡玛探路者实验（APEX）；南极望远镜（SPT）；格陵兰望远镜（GLT）；法国的布尔高原干涉仪；以及西班牙皮科维莱塔的 30 米碟形天线。一旦装备完毕，这些望远镜每年将在几个关键夜晚同时观测同一个黑洞。它们将共同作为一个巨大的望远镜发挥作用。
之所以可以将不同望远镜的观测结果组合成一张照片，是因为干涉，这是所有波的便利特性。如果将波相乘并且它们是同相的——波峰与波峰相遇，波谷与波谷相遇——它们会产生更大的波。组合异相的波，它们会相互抵消。EHT是干涉仪的一个极端例子；它使用一种称为超长基线干涉（VLBI）的技术进行操作。“超长基线”部分是关键。EHT能够解析人马座 A*所在的小片天空的原因在于它的大小。与任何望远镜一样，其衍射极限表示为它收集的光的波长除以其收集表面的直径——在本例中，是望远镜之间的距离。EHT 的望远镜之间的距离非常大。因此，当 EHT 收集波长为 1.3 毫米的光时，它将具有 25 微弧秒的角分辨率。为了说明这一点，一微弧秒是一弧秒的百万分之一。人眼的衍射极限——我们用肉眼可以分辨的最小天空区域——约为 16 弧秒。这意味着 EHT 的清晰度比人眼高出近一百万倍——足以在月球表面发现一个葡萄柚，或者从纽约读到洛杉矶硬币上的文字。
实际上进行 VLBI 需要每个站点的天文学家之间进行大量令人紧张的协调。在观测之夜，每个望远镜的研究人员将其天线指向人马座 A*。他们整夜跟踪黑洞，利用地球的自转从不同的角度观察它。他们将收集到的数据存储在现成的硬盘驱动器上。然后，有人将硬盘驱动器运到最近的城镇，并通过联邦快递将其运回麻省理工学院的干草堆天文台，在那里，结果在超级计算机上进行关联。
这里有一个比喻：想象一下你和十几个朋友站在池塘边。每个人都有一块秒表和一个记事本。每个人都非常清楚自己在池塘岸上的位置。现在有人在池塘中间扔了一块石头。每个人都会记录下产生的波在到达岸边时那一刻的形状。然后大家聚在一起，合并他们的笔记。“你对每个朋友说，我知道你记录波峰和波谷时的确切位置，”多尔曼说。通过小组收集的信息，“你基本上可以展示波阵面的样子。”
究竟如何才能合并在不同站点收集的数据？这些数据可以告诉我们什么？我们对黑洞本身了解多少？要正确处理这个主题，唯一的方法是将其分布在多个博客文章中。很快，我们将讨论每个望远镜如何参与EHT；在EHT拍摄人马座A*的照片之前需要做多少工作；以及我们对星系中心黑洞的了解。