原標(biāo)題：黑洞照片怎么拍的 今晚首張黑洞照片將出爐
事件視界望遠(yuǎn)鏡（地平線實(shí)錄望遠(yuǎn)鏡）將成為有史以來有著 分辨率的望遠(yuǎn)鏡。
要了解它是如何運(yùn)作的，可參考以下一些背景知識(shí)。該望遠(yuǎn)鏡的分辨率是由θ=1.22λ/D所給出，其中θ是 該望遠(yuǎn)鏡可用來區(qū)分的最小角度，而λ是是波長，D則是望遠(yuǎn)鏡的直徑。
插圖示意的是M87中心的超大質(zhì)量黑洞及其周遭吸積盤。
目前，我們需要是使得θ盡可能地更小一些，這樣我們便可解決人馬座A*的黑洞拍攝問題。（或者M(jìn)87的黑洞，那也是EHT的目標(biāo)）。
顯然這也意味著要讓λ變小，或者讓D變大。通過連接全球各地的多個(gè)望遠(yuǎn)鏡，EHT（事件視界望遠(yuǎn)鏡）將基本上使D與地球一樣大。
藝術(shù)家筆下黑洞的概念圖。周圍環(huán)繞黑洞的盤狀物質(zhì)即為吸積盤、上方條狀物為噴流。該圖未考慮黑洞自身造成的重力透鏡效應(yīng)對(duì)影像的影響。
然問題變成了：你要使λ多小才合適？
這純粹就是一個(gè)技術(shù)問題—要到達(dá)這些遙遠(yuǎn)的地方的信號(hào)，它們必須要相互關(guān)聯(lián)。同時(shí)，這需要非常穩(wěn)定，依靠時(shí)間同步接收器，確保它們之間可快速連接。
黑洞的模擬圖片，由電腦合成制作，非直接拍攝
在EHT之前，這只能在厘米范圍之內(nèi)的波長（無線電波）下進(jìn)行。理想的情況下，我們?cè)撛诠鈱W(xué)波長（納米波長）下進(jìn)行此項(xiàng)操作，這樣我們才能在明面上拍攝照片，截至目前，我們?cè)谠擁?xiàng)技術(shù)上還遠(yuǎn)遠(yuǎn)不夠。而EHT（事件視界望遠(yuǎn)鏡）的技術(shù)則至少使得λ 推至1.3毫米，較之以前這是一個(gè)數(shù)量級(jí)的推進(jìn)。
這可使EHT（事件視界望遠(yuǎn)鏡）降低至幾十弧秒。而這個(gè)人馬座A*黑洞的施瓦氏半徑距離地球約為10弧秒。所以這意味著EHT（事件視界望遠(yuǎn)鏡）將能夠拍攝人馬座A*周圍的吸盤，而不是黑洞本身的照片，但這肯定比我們以前所做的更接近了。
核光譜望遠(yuǎn)鏡陣列用高能X射線捕捉到了銀河系中心的超大質(zhì)量黑洞的第一張聚焦照片
1. 射電天文學(xué)是如何運(yùn)作？
無線電波僅僅只是一種長波長的光，而它需要與我們通常認(rèn)為的光不同的裝置捕取。也就是說，這種望遠(yuǎn)鏡基本上是——天線。
這種望遠(yuǎn)鏡的其中一種是極長基線陣列。
望遠(yuǎn)鏡可獲得的分辨率會(huì)受到光圈直徑和觀測到的波長的限制。無線電波的波長太長，因此無法獲得良好的分辨率，但是您可以通過孔徑合成技術(shù)來彌補(bǔ)這點(diǎn)不足。
當(dāng)你制作一幅圖像時(shí)，基本上你所做的正是對(duì)視界的博里葉變換*進(jìn)行采樣（可想象的是這就像是當(dāng)你通過一個(gè)洞向一個(gè)屏幕發(fā)送光線時(shí)獲得的衍生圖像）。
對(duì)于普通光線，你可使用一堆緊湊的像素就輕松完成此項(xiàng)操作，但這并不適用于無線電波。相反，你需要?jiǎng)?chuàng)建一組天線陣列，每一組天線（稱為“基線”）將采樣天空的不同部分。他們是通過使用到達(dá)每組天線的波之間的干擾來測量相位來實(shí)現(xiàn)這一點(diǎn)的…因此，對(duì)于此項(xiàng)技術(shù)，有個(gè)術(shù)語叫“干擾測量”。
對(duì)于單個(gè)基線，它檢測到的無線電波在天空中的合成投影看起來就像一個(gè)簡單的正弧曲線。但是如果你采用許多組不同長度的基線，它們便會(huì)相互加成而產(chǎn)生實(shí)際圖像的衍生圖像。
你最終獲得的圖像就如你擁有一個(gè)最長基線的巨型望遠(yuǎn)鏡（所拍攝的圖像）。
通過地球的旋轉(zhuǎn)使得望遠(yuǎn)鏡相對(duì)遙遠(yuǎn)的恒星在移動(dòng)，便可進(jìn)一步改善采樣：
地球旋轉(zhuǎn)時(shí)EHT（事件視界望遠(yuǎn)鏡）采用了射電望遠(yuǎn)鏡的軌跡，以及它們采用的傅里葉變換。
事件視界望遠(yuǎn)鏡所采用的特殊技術(shù)被稱之為“超長基線干涉測量法”（VLBI），因?yàn)樗婕暗饺蚍秶鷥?nèi)望遠(yuǎn)鏡的配對(duì)。這種技術(shù)使其可獲得比光學(xué)望遠(yuǎn)鏡更高的分辨率…使用的是厚實(shí)的無線電波。實(shí)在太棒了�。�
2. 我們?yōu)槭裁匆褂脽o線電？
我們對(duì)人馬座A*的觀察完全被螺旋臂和中心之間厚厚的塵埃帶所阻擋。只有非常長的波長（紅外線和更長波長的）和非常短的波長（X射線和更短波長的）可以穿透這些塵埃，X射線和伽馬射線更傾向于穿透一切物質(zhì)因?yàn)楹茈y聚焦，而紅外線望遠(yuǎn)鏡的分辨率卻與全球干涉儀的分辨率無法匹配。
人馬座（中心）的軟X射線圖像和最近爆炸的兩個(gè)光回波（帶圓圈）
3. 我們?nèi)绾螛?gòu)建圖像？
基本上，一旦你對(duì)傅里葉變換進(jìn)行采樣，你需要逆變換以獲得天空強(qiáng)度的分布。這需通過軟件來完成，也就是所謂的反褶積�；旧�，在你對(duì)任何東西求逆轉(zhuǎn)之前，你需要去除所有已經(jīng)混合到你想要的信號(hào)中（“卷積”）的外部信號(hào)源。
與簡單的光學(xué)成像相比，實(shí)際的過程極其耗時(shí)，因?yàn)樾枰罅康男?zhǔn)才可以在所有物體上獲得合適的相位（根據(jù)經(jīng)驗(yàn)，有時(shí)需要數(shù)月才能獲得實(shí)際圖像…）
所以基本上，當(dāng)EHT（事件視界望遠(yuǎn)鏡）的工作人員完成他們的數(shù)據(jù)時(shí)，先別太高興。他們還需要一段時(shí)間才能真正有所收獲！
*A傅里葉變換是一種將繼續(xù)時(shí)間信號(hào)轉(zhuǎn)換成一組頻率的數(shù)學(xué)方法。在這種情況下，我們正試圖將無線電信號(hào)之間的延遲轉(zhuǎn)變成為天空中的一組角頻率。
可以能是作者的原因，有一項(xiàng)重要的信息沒提及，在此我來補(bǔ)充
閱讀拓展：EHT想要得到最清晰的黑洞照片，那必須讓所有的單個(gè)望遠(yuǎn)鏡同步工作，而EHT的望遠(yuǎn)鏡遍布世界各地，且有一個(gè)在南極，他們是如何做到同步工作的呢？用原子鐘對(duì)各個(gè)望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行較準(zhǔn)就可以了。原子鐘的 度非常高，每過幾億年才誤差一秒。所以，就如果高的時(shí)間 度下就可以使各個(gè)望遠(yuǎn)鏡做到同步工作了。
圖片來源：
1. NRAO圖片庫
2.圖3.42來自NRAO的射電天文學(xué)基礎(chǔ)課程
3.圖.2 來自Ricarte, A. 和Dexter, J. 2015, MNRAS, 446, 1973.
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