M87 黑洞全景照，是怎么“拍”出来的？

北京时间 2023 年 4 月 26 日晚，一个由中国科学家领导的国际研究团队公布了在 " 新频道 " 拍摄的黑洞 " 全景照 "，即对首次被人类抓拍到定妆照的 " 明星黑洞 " —— M87 黑洞在新的观测频段的拍摄结果，如图 1 所示。

这一拍摄首次将 M87 黑洞的阴影以及其周围的吸积流和喷流形成区呈现在同一张照片之中 [ 1 ] 。这张新照片能够帮助天文学家分解和分析 M87 黑洞周围环境中的不同物理过程并进而了解其全貌。这一工作发表在本期出版的《自然》杂志上。

图 1: 全球毫米波 VLBI 阵列（GMVA）联合阿塔卡玛大型毫米波 / 亚毫米波阵列（ALMA）及格陵兰望远镜（GLT）在 3.5 毫米所观测到的 M87 的喷流结构（其中颜色以对数刻度标出），其致密的核心首次在该波段被分解并在高分辨率条件下呈现为环状结构（内嵌图，其中颜色以线性刻度标出）。该环状结构的角直径比事件视界望远镜（EHT）在 1.3 毫米处所观测到的环状结构大了近 50%。 [ 图片来源：R.-S.Lu ( SHAO ) ， E.Ros ( MPIfR ) ， and S.Dagnello ( NRAO/AUI/NSF ) ]

【资料图】

在 " 新频道 " 上拍黑洞的 " 尾巴 "

2019 年 4 月 10 日，事件视界望远镜（EHT）合作组宣布在 M87 星系的中心捕获人类首张黑洞照片，使得 M87 黑洞在全球一夜间 " 爆红 "，成为了黑洞中人尽皆知的 " 明星大咖 " [ 2 ] 。

然而，熟悉 M87 观测历史的人都知道，早在 100 多年前，人们便发现 M87 星系中有一条奇特的准直光束 "curious straight ray"（即喷流）从其中心发出并延伸至 5000 光年之外 [ 3 ] ，这就是M87 的喷流。

实际上，到目前为止，M87 中的喷流已经在所有电磁辐射波段——从低能的射电波段到高能的伽马射线波段，都进行了充分的成像研究，如图 2 所示。但奇怪的是，EHT 前期拍摄的黑洞图像中却没有看到喷流。此外，理论认为黑洞周围存在着吸积流，它是 " 点亮 " 喷流的能源，此前也没有对吸积流的直接成像探测。

图 2: M87 星系中心在不同尺度上的图像 [ 4 ] 。

那么问题来了，为什么 EHT 没有拍到喷流？这有两个可能的原因。一个是望远镜分布的原因：EHT 是全球 8 台射电望远镜组成的阵列，其中望远镜间的距离都过远，由该阵列所形成的虚拟望远镜的 " 视野 " 会被限制在黑洞周围的一个很小的区域内，因此对拍摄黑洞外面的喷流力有不逮。

另一个是喷流本身的原因。喷流在较短观测波长上看起来更暗一些，因而变得难以探测。尤其在 EHT 工作的 1.3 毫米波段上，由于受到强烈的黑洞引力透镜效应影响，来自吸积流和喷流的光线都会被弯曲成大小差不多的环状结构。所以即使 EHT 拍摄到了喷流，它也很可能隐藏在阴影周围的亮环之中。由此，这也意味着单纯通过黑洞周围亮环在 1.3 毫米的图像并无法区分其是由吸积流还是喷流所产生的 [ 5 ] 。

为了拍摄到 EHT 没有拍到的初始喷流形成区，以及对 M87 黑洞周围吸积流进行成像探测，探索黑洞和吸积流、喷流的联系，我们在前期工作的基础上 [ 6，7 ] 于 2018 年 4 月首次利用 16 台望远镜组成等效于地球直径大小的射电望远镜在 3.5 毫米波段对 M87 开展了成像观测，观测阵列示意图如图 3 所示。

这 16 台望远镜通过甚长基线干涉（VLBI）技术组合成阵列，其中包含全球毫米波 VLBI 阵列（GMVA）中的 14 台望远镜和阿塔卡玛大型毫米波 / 亚毫米波阵列（ALMA）以及格陵兰望远镜（GLT）。相比之前单独利用 GMVA 开展的观测，ALMA 的加入大大提升了阵列的观测能力。它使我们在南北方向（即垂直于喷流的方向）的分辨本领提高 4 倍，并且凭借其超高的灵敏度 " 锚定 " 整个阵列。ALMA 就像目前毫米波 VLBI 观测阵列中真正的游戏规则改变者，因此，从获取 ALMA 观测项目的那一刻起，整个团队都兴奋了起来，因为大家都知道，真正的 " 王炸 " 要来了！

图 3: 由全球毫米波 VLBI 阵列（GMVA）联合阿塔卡玛大型毫米波 / 亚毫米波阵列（ALMA）及格陵兰望远镜（GLT）所组成的 2018 年的观测阵列示意图 [ 图片来源：MPIfR/Helge Rottmann ] 。

新阵列拍到的全新特征

要将一手好牌打赢并非易事。新组成的望远镜阵列联合工作，各种意料之外的事情时有发生。比如，此次加入阵列的格陵兰望远镜是一台新的望远镜，它参与工作时尚在调试阶段。在观测过程中，其基于波导的相位旋转器被错误地配置，使得后续的数据处理分析需要开发特别的算法来处理。像这类观测中的意外情况还有很多。为此，我们前后做了四次 VLBI 分析中的 "互相关处理"（cross-correlation）以及相应的 "相关后处理"（post-correlation processing）分析，才最终获得能够用来可靠成像的数据。

尽管这种反复的处理给人带来煎熬，但当笔者第一次初步处理完部分数据并进行检查确认时，还是第一眼就被其中有意思的特征惊艳到了。我们发现在一些由阵列中相距很远的三个望远镜所组成的基线三角形上测量到的 " 闭合相位 " 几乎是 180 度，这意味着 M87 的 " 射电核心 "（radio core）被分解开了！

同时，我们发现测量到的 " 可见度 "（visibility）的幅度随着基线长度的增加会先降低然后再升高，形成所谓的 " 零点 "（visibility null） [ 见下文及图 4 ] 。这些是以前在任何类似的 3.5 毫米观测中都未曾看到过的数据特征。

这种意想不到的特征不禁使人兴奋，也给了我们继续前行莫大的动力，团队成员都心照不宣，知道这一次应该肯定 " 有货 " 了。为了确保 " 出货 " 可靠，我们一方面通过不同团队成员分别进行独立的数据校准来互相验证结果，另一方面通过使用不同的数据校准方法对结果进行确认。

实际上，这些数据特征在成像之前就已经告诉我们很多 M87 黑洞结构的信息。比如，不论是 " 闭合相位 " 还是 " 可见度 " 的幅度特征都与预期的一个环状结构相一致，而且幅度信息中 " 零点 " 出现的位置还能够告诉我们环的大小。图 4 中显示了一个理想的圆环所对应的可见度幅度随着望远镜间的基线长度的变化。随着环的大小的变化，" 零点 " 的位置也会改变。

有意思的是，我们在 3.5 毫米测得的 " 零点 " 位置与 EHT 之前在 1.3 毫米所观测到的第一个 " 零点 " 的位置明显不同，表明两个环状结构的大小是不同的。由于我们测量到的 " 零点 " 所在位置对应的基线长度较短，意味着在 3.5 毫米所观测到的环更大！同时，我们也有充分且可靠的证据表明两个环的不同大小并非是由于观测时间的不同而造成的（黑洞并没有长胖）。

那么问题又来了，环的大小不同重要么？

图 4：理想的圆环模型所对应的可见度数据的幅度随着（投影的）望远镜间基线长度（以观测波长为单位）的变化。随着圆环直径的增大，其可见度的第一个 " 零点 " 位置会向着短基线方向移动。图中黑色竖线标出目前地面上全球 3.5 毫米阵列所能达到的最长基线长度（约 3×109 倍波长）。对于一个理想的，大小与之前 EHT 观测结果相一致的 42 个微角秒的圆环，地面阵列在 3.5 毫米难以探测到该标志性特征，因此难以将其分解开并确定其具体形状。然而，对于一个大小为 64 个微角秒的理想圆环，其对应的第一个 " 零点 " 却可以被地面的 3.5 毫米阵列所探测。

颠覆认知假设的大 " 甜甜圈 "

其实，起初根本就没有人想过地面的干涉阵列能在 3.5 毫米观测到一个环状的结构，或者说探测到可见度中的这个 " 零点 "！

这是因为 EHT 黑洞阴影图像中的 " 甜甜圈 " 如果对应于黑洞周围的那个无色的（achromatic）的光子环，那么它的大小（角直径）在 3.5 毫米应该与在 1.3 毫米一样也是 42 微角秒，其可见度幅度的第一个 " 零点 " 的位置将远超地球上 3.5 毫米阵列所能覆盖的范围（图 4 中黑线所示），所以将不可探测。

在这一根深蒂固的假设下，人们不相信地面阵列能在 3.5 毫米探测到一个环状结构。一个有意思的事情是为了维护这一假设，甚至有的合作者在我们提出新观测项目时，不允许使用 "ring" 或 "ring-like" 这类 " 特定 " 用来描述 EHT 图像中甜甜圈的词。

图 5: M87*（即 M87 的射电核心）在 3.5 毫米和 1.3 毫米的实际观测图像。

我们实际看到了比猜想更大的环，颠覆了先前的假设。

我们在从观测数据重建图像的过程中，进一步确认了这一结果。我们通过不同的 VLBI 成像方法均发现图像中存在一个环状的结构，与观测数据中发现的特征相符合。与前期开展的 EHT 工作 [ 8 ] 类似，我们也通过大量成像参数的搜索来确定最终的图像。此外，除了成像参数，我们还考虑数据中喷流成份对致密核区中环状结构成像的潜在影响。通过分析大量的图像以及阵列中望远镜的布局和各种成像参数对图像细节带来的可能影响，我们最终能够确定 M87 的核心中确实存在一个环状的结构。

最终，通过对大量图像中环状结构大小的测量以及通过对观测数据的直接模型拟合，我们能够确定在 3.5 毫米观测到的环状结构的大小为 64 微角秒，比 EHT 在 1.3 毫米测得的环状结构（42 微角秒）大了近 50% [ 图 5 ] ！

那么这个新的大甜甜圈意味着什么呢？

新图像揭示的物理

我们利用计算机模拟黑洞的吸积流和喷流，计算这些物理过程中产生的光线如何形成观测到的图像。我们想了解形成环结构的光线主要来自于吸积流还是喷流，于是对比了光线全部产生于吸积流和光线全部产生于喷流这两种情况（考虑光线主要产生于吸积流和光线主要产生于喷流的情况时并不会改变最后的结论）。

我们发现在 1.3 毫米，来自吸积流和喷流的光线都可以在引力透镜效应下形成和 EHT 观测相一致的环。但在 3.5 毫米，只有吸积流模型可以产生与我们观测相一致的较大的环。这是因为吸积流并不完全 " 透明 "，吸积流内区产生的光线在穿过外区时会被吸收掉一部分，而外区产生的光线则不会被吸收。这样一来，光线将更多来自吸积流的外区，形成一个较大的环结构图像。

理论上，如果将黑洞周围的 " 甜甜圈 " 更进一步分解的话，它其实是由许多不同的子环组成的。受引力透镜的影响，部分光线会绕转黑洞数圈才达到观测者，形成很细的子环。若用 n 来表示子环的序号，则光线在到达观测者之前已经绕黑洞旋转了 n/2 圈。n=0 的环为光线发出后直接到达望远镜形成的图像，只有这个环的大小随观测波长变化。波长越长，吸积流越 " 不透明 "，n=0 的环也就越大 [ 图 6 ] 。

图 6：黑洞图像构成示意图。黑洞由于强大的引力会在周围明亮的物质上投下 " 阴影 "。该阴影以明亮的光环为界，对应于逃逸前经过黑洞附近的光子。该环是由越来越尖锐的子环叠加而成，第 n 个子环对应的光子在到达观察者之前绕黑洞旋转了 n/2 圈，其中 n=0 的子环是黑洞周围辐射区的 " 直接 " 图像。当观测波长增加时，由于受到辐射的不透明度影响，该 n=0 的环的直径会变大。

吸积流模型对观测的成功解释，也意味着此次观测首次对吸积流进行了直接的成像探测。

另一方面，新图像中的喷流结构也让我们得以进一步了解它的起源。

由于我们观测阵列中的台站（共 16 个）比 EHT 阵列多（EHT 首次黑洞成像只有分布于 5 地的 7 个台站），灵敏度高，而且由于喷流在该波段更亮，所以实现了对距黑洞～100 个史瓦西半径（Rs）以内的区域进行细致成像 [ 见图 1 和图 5 ] 。我们发现喷流确实是在黑洞的事件视界附近产生的并且存在一个边缘增亮的 "spine/sheath" 的三齿状结构。这种结构有可能是由于喷流中的速度分层造成的。通过测量喷流在不同位置处的宽度，我们发现 M87 喷流的宽度轮廓（即喷流宽度随黑洞距离的变化）与 Blandford – Znajek 机制 [ 9 ] 产生的喷流完全一致，即喷流是通过提取黑洞的自转能产生。然而，在黑洞边缘处（～20Rs 内），观测到的喷流却明显要比这一机制预言的喷流宽。这可能是由于吸积流中 " 风 " 的影响造成的。未来更长时间的观测将有望看到 " 风 " 影响喷流的动态过程。

图 7: 喷流宽度随着离黑洞距离的变化，详情参见 [ 1 ] 。

从 " 新 " 出发：拍摄黑洞 " 彩色 " 照片和电影

当前，不论是前期 EHT 在 1.3 毫米拍摄的黑洞图像还是此次拍摄的 3.5 毫米黑洞图像都是通过单一颜色的 " 射电光 " 拍摄的静态 " 黑白 " 照。在不远的将来，我们将有望通过多频的同时观测给黑洞拍摄 " 彩色 " 照片，甚至 " 彩色 " 电影。这样一来，我们就可以区分黑洞图像中由引力所致的 " 无色 " 的 " 永恒 " 结构和由天体物理过程所致的 " 有色 " 的 " 时变 " 结构，从而更深入地探索黑洞周围的时空，理解黑洞周围相关的天体物理过程。

前后历经近五年时间，我们利用全球毫米波 VLBI 阵列并联合 ALMA 和 GLT 望远镜，在不同于 EHT 的观测频段对 M87 黑洞及其周围的吸积流和喷流一同进行了成像探测，给黑洞拍摄了一张 " 全景照 "。整个工作的主要完成期间恰逢新冠疫情肆虐全球，但这并未阻隔团队成员间的密切沟通和协作。粗算下来，笔者组织了近百次电话会议讨论和通过近千封邮件的沟通，才最终顺利完成了这一工作。展望未来，通过对包括 M87 在内的近邻超大质量黑洞在多频率同时进行长期的监测，我们有望在不远的将来拍摄出黑洞的 " 彩色 " 电影。