互动科普

黑洞的内部是无法观测的。但是，这类天体周围的引力场会使靠近视界的物质发射出大量的、可被望远镜捕获的电磁辐射。在黑洞周围，引力将落进去的物质，即吸积流压缩到极小的体积内。这使得下落物质的温度会达到数十亿度，由此，反倒使得邻近黑洞周边的区域成为宇宙中最亮的地方。

如果我们能够用一个放大能力足以分辨视界的望远镜观测黑洞，就可以跟踪物质旋转下落直至越过视界的全过程，并检验这一过程是否与广义相对论的预言一致。当然，要建成一个足以分辨黑洞视界的望远镜会面临多项挑战。一个显著的问题是，黑洞对于地球上的观测者而言实在太小了。现在天文学家认为，绝大多数星系的中心都存在超大质量黑洞，这些黑洞的质量可达数百万甚至数十亿倍太阳质量，有些黑洞的直径甚至超过我们的太阳系，而即使是它们，由于距离地球非常遥远，在天空中占据的角尺度也极小。距离最近的超大质量黑洞即人马座A*，位于银河系的中心，质量大约相当于400万个太阳。它的视界在天空中的张角只有50微角秒，大约相当于月球上的一张DVD。要想分辨角尺度这样小的天体，我们需要一架分辨能力比哈勃空间望远镜还要高2000倍的望远镜。

不仅如此，我们到黑洞的视线还会因两种不同原因而被遮挡。首先，目标位于星系的正中心，在这里由气体和尘埃组成的稠密云团会封堵住大部分电磁波段。其次，我们想要探测的发光物体是由旋转着落向视界的高度压缩物质组成的灼热漩涡，这些物质本身对大部分波长的电磁辐射也是不透明的。因此，只有极狭窄的波长范围内的辐射，能够从黑洞边缘逃离，被地球上的观测者看到。

事件视界望远镜（EHT）项目的目标是通过国际合作来克服这些困难，对黑洞进行细致的观测。为了实现在地球表面观测所能达到的最高角分辨率，EHT采用了一项被称为“甚长基线干涉测量”（VLBI）的技术——天文学家利用位于地球不同位置的射电望远镜同时对同一目标进行观测，将采集到的数据分别记录在硬盘上，之后再利用超级计算机整合这些数据，得到一张图像。通过这项技术，分布在地球上不同大洲的许多望远镜组成了一架虚拟的、地球尺寸的望远镜。而望远镜的分辨能力由观测波长与望远镜尺寸的比值决定，所以VLBI通常可以在射电波段对天空进行高分辨率成像观测，分辨能力远超所有光学望远镜。

通过技术革新，在波长最短的射电波段实现VLBI观测，EHT即将有能力克服黑洞成像观测上的所有挑战。在这些波长上（接近于1毫米），银河系几乎是“透明的”，因此在观测人马座A*时，EHT在视线方向上受到的气体干扰是最小的。相同波长的电磁波还能够穿透落向黑洞的物质，让我们能够深入到人马座A*视界周围最靠近内部的区域。而且非常巧合的是，一架地球尺寸的望远镜在毫米波段的分辨能力刚好能够分辨距离我们最近的超大质量黑洞的视界。

与此同时，理论天体物理学家也通过建立数学模型和一些计算机模拟手段，对一系列可能的观测结果进行了探讨，并寻求方法来解释结果。利用新的超级计算机算法，他们模拟了紧贴黑洞视界边缘的物质的扰动。所有这些数值模拟的结果都显示，黑洞会在吸积流发出的光上投下一片“阴影”。

华盛顿大学的物理学家詹姆斯·巴丁（James Bardeen）在1973年预言了黑洞“阴影”的存在。根据定义，所有进入视界内的光子都无法返回。巴丁发现，在视界之外存在一条可让光子稳定绕行的轨道。如果一束光线跨过这一轨道向内传播，它将被黑洞永久俘获并沿螺旋轨道落向视界。在视界与这一轨道之间产生的光线有可能逃出黑洞，但这仅限于它近乎笔直地径向冲出黑洞的情况。否则，该光束仍将被引力所俘获，其轨迹将折返回黑洞视界。巴丁发现的这一边界被称作光子轨道。

对于光线来说，黑洞就像一个由光子轨道圈出来的不透明物体。光子轨道形成的亮环与在它以内的黑暗区域间的鲜明对比就形成了“阴影”。根据理论预言，在地球上观测到的“阴影”大小实际上会略大于光子轨道。这是因为黑洞周围的强引力场通过引力透镜效应将“阴影”的尺寸“放大”了。（更多关于“引力透镜”的内容请参阅本期文章《爱因斯坦的四大错误》。）

EHT现在已经为观测黑洞的“阴影”以及其他特征做好了准备。2007和2009年的观测已经证实这一项目在技术上是可行的，所以其终极科学目标是可以实现的。观测的目标分别是人马座A*和室女座A星系（M87）中心的另一个超大质量黑洞。这些早期观测联合了夏威夷、亚利桑那和加利福尼亚的台站，成功测量出上述两个天体在1.3毫米波段射电辐射的延伸范围。两次观测的结果均与理论预言的“阴影”大小一致。

未来，我们计划利用遍布全球各地的完整射电望远镜网络进行观测，获得的数据足可供我们构建出黑洞的精细图像。另一个同样重要的观测计划将利用VLBI数据搜寻局部的活跃区域（“热斑”），追踪它们在黑洞周围绕行的轨迹。因为广义相对论同时预言了黑洞的外观和黑洞周围物质的绕转方式，这些观测将提供一系列难得的机会，让我们可以在强引力条件下测试爱因斯坦的广义相对论。在强引力场中，相对论预言的一些极端现象会变得更加明显。

检验宇宙审查假说

EHT将帮助我们回答一个基本问题：人马座A*究竟是不是一个黑洞？目前所有能收集到的证据都支持肯定的答案。然而，还没有人直接观测黑洞，而且仍然有其他符合广义相对论的可能性存在。例如，人马座A*可能是一个所谓的裸奇点。

物理学中的奇点指的是这样的一个地方，在这里方程的解是无意义的，并且所有已知自然规律均告无效。广义相对论预言，宇宙起源于一个奇点——在这个初始时刻，宇宙的所有组成成分均聚集在一个密度无限大的点上。该理论同时告诉我们，每个黑洞的中心均存在一个奇点——此处引力无穷大，所有物质均被压缩至密度无穷大。

在黑洞中，视界将奇点与我们的宇宙隔绝开来。然而，广义相对论并不要求每一个奇点都被视界包裹。爱因斯坦方程组有无穷多个允许“裸”奇点存在的解。有些解描述的是这样的情况：当普通黑洞以极快的速度自转时，视界会“张开”，露出里面的奇点。也有一些解描述的黑洞本身就没有视界。

与黑洞不同，裸奇点目前仍仅存在于理论研究之中：尚没有人建立起让裸奇点在真实世界中形成的机制。当前，所有符合天体物理学规律的、针对恒星引力塌缩所做的计算机模拟得出的结果都是有视界的黑洞。因此，罗杰·彭罗斯（Roger Penrose）于1969年提出了宇宙审查假说：自然界会以某种机制审查每一个奇点的裸性，使其总是包裹在视界之内。

1991年9月，加州理工学院的物理学家约翰·普雷斯基（John Preskill）和基普·索恩（Kip Thorne）与剑桥大学的物理学家斯蒂芬·霍金（Stephen Hawking）就宇宙审查假说的正确性和裸奇点的存在打了个赌。二十几年过去了，赌局仍然悬而未决，物理学家也热切期待着一个能让这场赌局分出胜负的实验。即使证实人马座A*有一个视界，也不能断言裸奇点在宇宙其他地方不存在，但是，如能确定银河系中心的黑洞是一个裸奇点，那么我们就能直接观测到，在现代物理规律失效的环境下，有哪些奇异的现象。

寻找黑洞的“毛发”

推翻宇宙审查假说并不能给广义相对论致命一击，因为相对论方程也允许裸奇点存在。但我们仍可以期待EHT对另一个长期存在的观点进行验证，即黑洞无毛定理。如果无毛定理是错的，广义相对论至少需要得到修正。对这一定理的数学证明没有留下任何回旋的余地。

根据这一定理，任意被视界包裹的黑洞都可以被三个物理量完整地描述：质量、自旋和电荷。换言之，任意两个黑洞，只要质量、自旋和电荷都相等，那么这两个黑洞应该是完全一样的，就像两个电子一样是不可区分的。根据该定理的描述，黑洞是没有“毛发”的，没有任何几何上的不规则性或其他可区分的性质。

最初考虑利用VLBI对黑洞进行成像观测的时候，我们认为可以利用黑洞“阴影”的形状及尺寸来了解黑洞的自转速度及其自转轴的方向。然而，数值模拟却给我们带来了一个意外的惊喜：在模拟中，无论我们如何改变黑洞的自转速度以及虚拟观测者的位置，黑洞的“阴影”总是呈现为近似圆形，并且其尺寸大约为5倍视界半径的大小。由于某一幸运的巧合——或者有某一尚未被我们发现的深层次物理规律，不管我们如何改变模型中的参数，黑洞“阴影”的大小和形状都保持不变。这一巧合对于我们验证爱因斯坦的理论是极有利的，因为它仅在相对论成立的前提下出现（见前页图示）。如果人马座A*有一个视界，并且其“阴影”的大小或形状与我们的预言有偏差，那么这就违背了无毛定理——进而也违背了广义相对论。

追踪吸积流

EHT的观测数据所提供的远不只是黑洞的图像。每根天线都将记录黑洞辐射的全部偏振信息。这些信息将为我们提供黑洞视界附近的磁场分布地图。这些地图能帮助我们了解自某些星系 （如M87）中心发射出的强大喷流背后的物理机制。喷流由速度接近光速的极高能粒子束组成，其长度可达数千光年。天体物理学家相信，是超大质量黑洞视界附近的磁场驱动着这些喷流，研究磁场的分布将有助于对这一假说进行验证。

通过观察黑洞周围物质的运动，我们可以获得其他一些信息。围绕在黑洞周围的吸积流被认为是高度湍动和变化的。计算机模拟经常显示，吸积流中存在着局部的、短暂的磁活跃区域——“热斑”，跟太阳表面的磁暴类似。这些热斑可以解释在人马座A*中经常探测到的亮度变化，热斑与周围的吸积流一起以接近光速的速度绕黑洞旋转，在不到半小时的时间内即可完成一周。在某些情况下，当热斑运动到黑洞的背面时，它们会受到引力透镜效应影响而产生一个近乎完整的“爱因斯坦环”——一个被引力扭曲的明亮圆环，与哈勃空间望远镜在其他遥远的类星体中拍摄到的一样。在其他情况下，热斑在绕行黑洞一段时间后会因失去能量而消失。

热斑的存在使得对黑洞成像的过程变得更为复杂，因为VLBI技术中望远镜的工作方式与延时摄影类似——虚拟快门在整个观测过程中一直处于开启状态，并利用地球的自转从尽可能多的角度拍摄黑洞。这期间，如果吸积流上有一个热斑在黑洞附近绕行，它的出现将使图像变得模糊，就如同照相机的快门开启时间过长时拍到的短跑运动员照片会变得模糊一样。

然而，热斑的存在又使我们能够对广义相对论进行一项完全不同的测试。利用一种名为“闭合相位变化追踪”的技术，EHT可以追踪热斑的轨道。这一技术首先测量来自热斑的同一束光线到达三个不同台站的时间延迟，然后利用基本的三角测量的方法推断热斑在天空中的位置。绕转的热斑将在望远镜收集的原始数据上产生独有的信号特征。与爱因斯坦方程组预测黑洞“阴影”的大小和形状的情况几乎一样，这些方程同样预言了所有我们需要知道的描述热斑轨道的物理量。热斑的理论模型可能有些过于简略，而现实情况要更为复杂。不过，完全状态的EHT能在吸积流绕黑洞旋转的过程中，对吸积流的结构进行监测，并提供另一种方法，来检验广义相对论的预言在黑洞边缘附近是否成立。

非凡的证据

如果我们的观测结果与爱因斯坦的理论不一致会有什么后果呢？用卡尔·萨根（Carl Sagan）的名言来回答：非凡的主张需要非凡的证据。在自然科学领域，非凡的证据通常意味着利用独立的方法对某个主张进行一次或多次证明。在接下来的数年中，通过监测超大质量黑洞周围的恒星、中子星（大质量恒星引力塌缩后形成的极致密的微小天体）以及其他天体的轨道，强有力的光学和射电望远镜以及空间引力波探测器或许能提供这类证明。

为欧洲南方天文台（ESO）的甚大望远镜（VLT）和下一代30米级的光学望远镜而建造的光学干涉仪GRAVITY，将会追踪银河系中心人马座A*视界附近恒星的轨道运动，这些恒星到黑洞视界的距离仅为视界半径的几百倍；正在南非和澳大利亚建造的射电干涉阵——平方千米天线阵（SKA）建成之后，将马上开始监测该黑洞附近的脉冲星（快速旋转的中子星）的轨道；还有，经过改进后的空间激光干涉天线（eLISA）将探测近邻星系中围绕超大质量黑洞旋转的致密天体所辐射出的引力波。

因为黑洞的引力场非常强，上述这些天体的椭圆轨道会快速进动；并且进动效应会非常显著，以至于轨道上距离黑洞最远的点将会在几个轨道周期内沿圆形轨迹移动一周。同时，黑洞将拖拽周围的时空，使得该时空中天体的轨道平面也产生进动。通过测量到黑洞不同距离处的天体的轨道进动速率，我们可以对黑洞周围的时空进行完整的三维重构，由此可以用很多方法，在极强引力场下对广义相对论进行验证。

上述所有设备联合起来，将帮助我们确认爱因斯坦的广义相对论——特别是它关于黑洞的预言——是会毫发无损地再存在一个世纪，还是会被献祭在科学进步的祭坛上。