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　　为了捕获第一张黑洞图像，过去的十年多时间里，麻省理工学院的天文学家们联合了其他机构的同行们，让全球八个天文台同时对银河系中心的黑洞Sgr A*和M87星系中的黑洞M87*展开亚毫米波段观测，这些望远镜统称为“事件视界望远镜”(Event Horizon Telescope，EHT)。

　　由于EHT此次观测的波段在1.3毫米，容易受地球大气的水汽影响，因此这些亚毫米波望远镜分布在高海拔地区，包括夏威夷和墨西哥的火山、亚利桑那州的山脉、西班牙的内华达山脉、智利的阿塔卡马沙漠以及南极点。

　　参与此次观测的包括位于世界六个地点的八个台站。其中由于位置的限制，位于南极的SPT望远镜无法观测到M87*。所以参与观测M87*的望远镜实际上是七台。

　　给黑洞拍写真真的太难了

　　给黑洞拍照难不难？肯定难。不然我们不会到今天才拍出第一张照片。

　　在这个过程中，有三座难以逾越的大山：黑洞阴影的“小”、技术要求极高的观测波段、复杂的数据处理。而面对这些难点，天文学家们发挥智慧，拿出了不少应对的妙招。

　　解决黑洞阴影的“小”需要两个靠谱选择

　　为了解决这个问题，需要保证两个“靠谱”——拍照模特靠谱、望远镜的实力靠谱。

　　黑洞阴影实际看起来的大小主要与两个因素有关——实际的大小、黑洞到地球的距离。

　　一个1米之外的乒乓球（直径40毫米）和一个百米之外的4米长杆看起来一样高。所以在望远镜拍照能力有限的情况下，想要拍摄一张好照片，一定要找一个“靠谱”的拍照模特，它的角尺寸看起来很大。

　　而黑洞阴影的实际大小与黑洞的质量有关，黑洞质量越大，黑洞阴影越大；再综合距离因素，你会发现选择临近的超大质量黑洞是个明智之选。银河系中心的黑洞Sgr A*和星系M87的中心黑洞便是两个好模特。

　　Sgr A*是地球上能够观测到的最大的黑洞，质量是400多万倍太阳质量，对应的视界半径是1300多万千米，“视边界”的半径约3300多万千米，它到地球的距离是26000光年，“视边界”看起来的角尺寸约为0.00005角秒（50微角秒，1角秒相当于100万微角秒）。要知道，从地球上看满月的尺寸约为30角分（1角分等于60角秒），50微角秒就相当于从地球上看月球上一个橘子大小的物体。

　　而黑洞M87*，尽管质量比Sgr A*质量大了约1500倍，但距离却远了2000多倍，使其成为第二大黑洞，黑洞阴影的大小约为40微角秒。

　　值得一提的是，由于对M87中央黑洞质量的不同测量方法（气体动力学VS.恒星动力学）所得结果差了近两倍，意味着黑洞阴影的大小有可能小于40微角秒，甚至低于此次EHT所能分辨的能力极限。因此从这个角度看，M87*的阴影拍摄成功，真是幸运，并为M87*黑洞的质量提供了限制。

　　拍摄黑洞照片所用到的望远镜的灵敏度和分辨本领很重要，这也是描述望远镜实力的两大要素。两者均对射电望远镜的口径提出了要求，望远镜的口径越大，其灵敏度越高，分辨本领越高。此外，分辨本领还和观测波段有关。

　　由于射电望远镜所接收光的波长是可见光波长的上千成万倍，为了达到同样的分辨率，射电望远镜得比光学望远镜大上上千万倍。因此，口径为百米级的射电望远镜所能达到的分辨率甚至还远不及爱好者们使用的光学望远镜。

　　天文学家对高分辨率的渴求，并没有止步于射电望远镜单天线。甚长基线干涉测量（Very Long Baseline Interferometry; VLBI）技术解决了射电望远镜实现高分辨本领的难题。

　　所谓VLBI技术，就是当相隔两地的两架射电望远镜同时观测来自同一天体的射电波，根据各自独立的时间标准，将天体的射电波记录下来，然后再将这两个记录一起送入处理机进行相关处理，最终分析获取该天体的射电辐射强度和位置。

　　要成像成功必须要求所有望远镜在时间上完全同步，当EHT的每个望远镜都能在时间上同步时，记录到的信号就能被完美地修正聚焦。如果镜面不稳定，譬如会振动的话，反射的光线将无法准确聚焦。EHT利用氢原子钟来确保记录的稳定性。原子钟能精准到每数亿年才误差一秒。

　　值得一提的是，该VLBI技术也成功应用于我国嫦娥探月工程的探测器的测定位。