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一百多年前的愛因斯坦廣義相對論預言，宇宙中可能存在黑洞，其體積無限小而密度無限大，強大的引力場引起時空扭曲，形成光也無法逃逸的“事件視界”面（有關“事件視界”，詳見系列文章和相關論文）。天文學家相信黑洞確實存在，并認為幾乎所有的星系中央都存在黑洞，在那里其“體重”可以成長到幾百萬或數十億倍太陽質量。

盡管有理論和越來越多天文觀測的佐證，但我們還從未直接見過黑洞?！笆录暯纭蓖h鏡（Event Horizon Telescope，EHT）是第一個專為獲取黑洞影像的實驗計劃。它選取了我們銀河系中央和室女系M87中央這兩個“事件視界”半徑最大的黑洞作為首要目標來驗證愛因斯坦的廣義相對論。EHT拍攝的不是黑洞本身的圖像，而是這兩個黑洞在光子捕獲半徑處（光子捕獲半徑稍大于“事件視界”半徑）所呈現的光圈和內部“事件視界”及引力透鏡下產生的陰影，以及快速旋轉和相對論波束效應形成的看起來像月牙形狀的圖像。目前，拍攝黑洞圖像的最佳波長是在EHT工作的1毫米波段，這個觀測波段可以拍攝到靠近黑洞周圍的區域而不受同步自吸收產生的遮擋。工作在1毫米波段，口徑如地球直徑大小的望遠鏡才可以用來拍攝黑洞的圖像。而位于上海的65米天馬射電望遠鏡則工作在長毫米波以上波段，在EHT觀測期間也聯合其他望遠鏡主要對黑洞外圍大尺度結構如噴流等進行監視。

欲善其事，先利其器

天文望遠鏡的兩個重要參數是靈敏度和分辨率，通俗一點講就是“看得見”和“看得清”的本領，這兩者都與望遠鏡的尺寸或者說口徑正相關。提高兩者水平的常規做法就是往大里做，比如我國的FAST（Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope） 500米射電望遠鏡和正在參與籌建的TMT（Thirty Meter Telescope）30米光學望遠鏡。但受到建設成本和制造工藝等方面的限制，單臺望遠鏡的最大尺寸存在上限，往往觀測頻率越高，最大尺寸就越小。

此外也有獨辟蹊徑的方法，比如EHT采用的干涉測量技術。它可以將分布在不同地方相距很遠的望遠鏡聯合起來，組成一個口徑相當于望遠鏡之間距離（天文專業術語叫做“基線”）而不單是單臺望遠鏡口徑的超大望遠鏡。其基本原理可以追溯到邁克爾遜干涉儀。簡單地講，頻率相同、振動方向相同且相位差恒定（即滿足干涉條件）的兩束光（電磁波）交匯在一起就能夠發生干涉。兩束光經過不同的路程和介質（光程差）就會產生不同的干涉圖樣，從而可以根據干涉圖樣反演光源的特性。

天文學上典型的應用包括射電波段的干涉儀，它又細分為綜合孔徑和甚長基線干涉儀；而光學波段有著名的探測到引力波的激光干涉儀。射電波段和光學波段的干涉儀曾分別現身于1974年和2017年的諾貝爾物理學獎。本文講述的黑洞“事件視界”望遠鏡是射電波段干涉儀中的一種甚長基線干涉儀（Very Long Baseline Interferometer， VLBI），也是目前世界上射電毫米波段觀測頻率最高、分辨本領最好的干涉儀。眾所周知，觀測頻率越高，對望遠鏡的要求和建設難度就越高。因為角分辨率（即空間分辨率）可以用波長除以基線長度表示，頻率越高波長越短，角分辨率也越高，此時遠處很小的物體也能辨別出來。EHT的分辨本領強到什么程度？可以打個比方，月球上放一個乒乓球都可以看得很清楚。所以，即使距離我們很遠的銀河系中央的黑洞（8 kpc，合2.6萬光年；光年是長度單位，指光走一年的距離）和室女系M87中央黑洞（16.8 Mpc，合5480萬光年），也能看清楚它們黑洞周圍“事件視界”尺度的形態，這也是“事件視界”望遠鏡名字的由來。

談到天文觀測就不得不提及大氣窗口。我們知道，地球的大氣是我們人類賴以生存的基礎，比如大氣保證了地球上氧氣和水循環的存在，并阻擋了外界物質（大部分紫外線、太陽風和隕石等）的侵擾，但同時也阻擋了部分有用的電磁波到達地表，如圖1所示。

圖1  地球“大氣窗口”