長久以來在電腦上模擬得到的黑洞形象，第一次真實地呈現在我們的眼前。在這張來自視界面望遠鏡的照片裡，M87中心黑洞如同電影《指環王》中索倫的魔眼，在溫暖而神秘的紅色光環中間，是一片深黑的無底之洞。
這個圓環的一側亮一些，另一側暗一些，原因在於吸積盤的運動效應——朝向我們視線運動的區域因為都卜勒效應而變得更亮，遠離我們視線運動的區域會變暗。中間黑色的區域就是黑洞本身——光線無法逃離之處。
從1968年美國天體物理學家約翰·惠勒提出「黑洞」的概念，到100多年前德國物理學家卡爾·史瓦西為黑洞做出精確解，再到今天我們收穫了第一張黑洞的照片，人類對黑洞和宇宙的認識又邁出了關鍵一步。
在2017年4月全球8個射電望遠鏡陣列組成虛擬望遠鏡網絡」事件視界望遠鏡」（EHT）並拍下第一張黑洞照片之時，我們就曾寫到（點擊可查看原文）：「人類第一次看到黑洞的視界面，無論我們最終得到的黑洞圖像是什麼樣子——是像電影畫面一般壯觀恢弘，或者只有幾個模糊的像素點——事件視界望遠鏡都意義非凡，這是我們在黑洞觀測史上邁出的重要一步。觀測結果不僅僅是一張照片那麼簡單，它一方面呼應著愛因斯坦的廣義相對論，一方面也將幫助我們回答星系中的壯觀噴流是如何產生並影響星系演化的。我們將成為有史以來第一批『看見』黑洞的人類，真是好運氣。」
兩年之後，這張寶貴的照片為幸運的我們解答同時也提出了更多的問題。
問題1：這張值得全世界六地同時興師動眾發布的照片，究竟是怎麼拍出來的？
在過去10多年時間裡，麻省理工學院（MIT）的科學家們聯合了其它研究機構的科研人員，開展了激動人心的「事件視界望遠鏡」項目，全球多地的8個亞毫米射電望遠鏡同時對黑洞展開觀測。
事件視界望遠鏡由位於四大洲的8臺射電望遠鏡所組成，圖中的黃色線條為連接這些望遠鏡的「基線」，由此構成了一架和地球大小相當的望遠鏡。（圖片來源：EHT）
它們北至西班牙，南至南極，向選定的目標（兩年前視界面望遠鏡選定了兩個觀測目標，一是銀河系中心黑洞SgrA*，二是位於星系M87中心的黑洞）撒出一條大網，撈回海量數據，以勾勒出黑洞的模樣。
事實上，亞毫米波段和我們非常熟悉的可見光有著天壤之別。這個波段我們是無法直接看到的，所以，利用亞毫米波段給黑洞拍照，其實就是得到黑洞周圍輻射的空間分布圖。
對於我們日常接觸的光學照片來說，它反映的是光學波段不同顏色或者頻率的光子在不同空間位置上的分布情況。明白了這一點以後，我們就很容易理解亞毫米波段「黑洞照相館」的原理了。
儘管是在單個頻率進行亞毫米波段觀測，但因為黑洞周圍不同區域的光子所產生的輻射強度不同，我們於是可以得到一個光子強度分布圖，然後我們假定不同的強度對應著不同的顏色，就能夠得到一幅「偽色圖」——圖中的顏色很可能是科學家根據個人喜好自行設定的顏色——這也可以解釋M87的照片為什麼是魔眼色，而不是電影《星際穿越》中黑洞「卡岡圖雅」的亮黃色。
問題2：電影《星際穿越》中的「卡岡圖雅」黑洞有著深不見底的黑色中心與立體清晰的氣體圓環，此次發布的照片裡的M87為何模糊許多？
電影《星際穿越》，中的「卡岡圖雅」黑洞（圖片來源：《星際穿越》）
和光學照片的清晰度問題一樣，根源在於解析度。
根據天文學家所了解的知識，要想提高望遠鏡的解析度，我們可以做兩方面的努力：一是降低觀測頻段光子的波長（等價於增強能量），二是增加望遠鏡的有效口徑。這一次，通過VLBI技術對全球8個不同地方的望遠鏡進行聯網，我們得到了一個口徑達1萬公裡的望遠鏡，在VLBI技術相對成熟的射電波段之內，科學家們選擇了能量最高的區域——毫米和亞毫米波段。
值得注意的是，此處的有效口徑，其實取決於望遠鏡網絡當中相距最遠的兩個望遠鏡之間的距離。2017年有8個亞毫米波望遠鏡加入了觀測，2018年北極圈之內格陵蘭島的亞毫米波望遠鏡也加入其中，基線長度進一步增加，也進一步改善瞭望遠鏡的解析度。
然而，儘管我們現在的亞毫米望遠鏡基線已經達到了1萬公裡，但空間解析度剛達到黑洞視界面的尺寸，所以在科學家們觀測的有限區域內，就相當於只有有限的幾個像素。在《星際穿越》電影當中，天文學家基普·索恩設想的黑洞形象——包括吸積盤的許多具體細節——都通過技術手段呈現了出來，然而在真實的情況下，我們在照片中只能看到吸積盤上的幾個亮斑而已。
隨之而來的一個問題是，既然我們可以將兩個望遠鏡放置得很遠從而實現更高的解析度，那麼我們能否只用兩個望遠鏡來完成黑洞照片呢？
很遺憾，不行。觀測要求的不僅僅是解析度，還有靈敏度——高解析度可以讓我們看到更多的細節，而高靈敏度則能夠讓我們看到更暗的天體。
位於南極的SPT望遠鏡（圖片來源：SPT）
在視界面望遠鏡的陣列中，位於南極的SPT望遠鏡在增加基線長度或者說再提高望遠鏡的解析度方面起到了非常大的作用，而位於智利的ALMA望遠鏡陣列對於提高靈敏度非常重要——望遠鏡真實的有效面積越大，靈敏度也就越高，ALMA望遠鏡陣列將視界面望遠鏡的靈敏度提高了10倍以上，這也就意味著我們能夠探測到更弱的天體。
位於智利的阿塔卡馬大型毫米波陣ALMA望遠鏡（圖片來源：ALMA）
如果未來將更多望遠鏡加入到這個陣列，我們就能探測到更弱的輻射區域，看到更多的細節，得到一張更加清晰的黑洞照片。
問題3：視界面望遠鏡2017年開始給黑洞拍照片，2019年才發布成果，為什麼這張簡單而「模糊」的照片「衝洗」了兩年之久？
第一，望遠鏡觀測到的數據量非常龐大。2017年時8個望遠鏡的數據量達到了10PB（=10240TB），2018年又增加了格陵蘭島望遠鏡，數據量繼續增加。龐大的數據量為處理讓數據處理的難度不斷加大。
另外，在數據處理的過程當中，科學家也遭遇了不少技術難題——黑洞附近的氣體處於一種極端環境當中，其運動有著非常多的不確定性——為了解決這些問題，科學家們還專門開發了特定的程序和工具。
最後，為了保證結果的準確性，在最終數據處理的時候，嚴謹的科學家們在兩個不同的地方分別處理、分別驗證。全世界範圍內設立了兩個數據中心，一個是位於美國的麻省理工學院，另外一個是位於德國的馬普射電所，二者彼此獨立地處理數據，也彼此驗證和校對，保證了最終結果的準確可靠。
問題4：黑洞研究歷時已久，四年前引力波已經讓我們「聽」到了來自黑洞合併的聲音，為什麼直到今天我們才「看」到黑洞的照片？
簡單地說，是因為黑洞區域實在太小了——而之前望遠鏡的角解析度或者放大倍數不夠大，在過去的幾年中，我們才真正實現了能夠看到黑洞附近區域的分辨能力。
其實，早在2017年進行全球聯網觀測之前，全球很多科學家已經為此努力了十多年的時間，並且利用8個望遠鏡陣列當中的幾個進行了聯網嘗試，探測了銀河系黑洞附近的區域，結果確實在亞毫米波段探測到了周圍的一些輻射，這給了團隊很大的信心。
在此之前，儘管科學家們已經掌握了很多證明黑洞確實存在的電磁觀測數據，但是這些證據都是間接的——少數科學家會提出一些怪異的理論來作為黑洞的替代物，因為我們並沒有直接觀測到黑洞的模樣。
2016年探測到的雙黑洞合併產生的引力波，更是讓人們愈加相信黑洞的存在。但引力波是類似於聲波的「聽」的方式，而電磁方式是一種「看」的方式，對於更傾向於「眼見為實」、「有圖有真相」的人類而言，以直觀的電磁方式探測到黑洞還是非常讓人期待的。所以，在2016年初引力波被直接探測到之後，視界面望遠鏡並沒有放棄觀測，反而以全球聯網的方式，把這一探測技術推向了極致。
問題5：如此大費周章，除了滿足人們「眼見為實」的心願，黑洞照片對於驗證相對論、揭秘星系演化有何意義？
這次的直接成像除了幫助我們直接確認了黑洞的存在，同時也通過模擬觀測數據對愛因斯坦的廣義相對論做出了驗證。在視界面望遠鏡的工作過程和後來的數據分析過程中，科學家們發現，所觀測到的黑洞陰影和相對論所預言的幾乎完全一致，令人不禁再次感嘆愛因斯坦的偉大。
另外一個重要意義在於，科學家們可以通過黑洞陰影的尺寸限制中心黑洞的質量了。這次就對M87中心的黑洞質量做出了一個獨立的測量。在此之前，精確測量黑洞質量的手段非常複雜。
受限於觀測解析度和靈敏度等因素，目前的黑洞細節分析還不完善。未來隨著更多望遠鏡加入，我們期望看到黑洞周圍更多更豐富的細節，從而更深入地了解黑洞周圍的氣體運動、區分噴流的產生和集束機制，完善我們對於星系演化的認知與理解。
問題6：那麼，「黑洞照相館」可以給所有黑洞拍照片嗎？
科學家之前探測黑洞，是通過探測黑洞周圍的吸積盤或者黑洞噴流產生的輻射，來間接地探測黑洞的存在。
恆星級黑洞系統示意圖
從理論上來講，任何能夠產生輻射的黑洞都是適合拍照的，但受技術限制，我們只能選擇拍攝到那些看起來非常大的黑洞，這樣才有可能看到黑洞周圍的一些細節。
視界面望遠鏡此次觀測其實選定了兩個目標：一個是我們銀河系中心的超大質量黑洞，質量為450萬倍的太陽質量，距離地球2.6萬光年；另外一個是位於M87星系中心的黑洞，其質量為65億倍的太陽質量，距離地球5300萬光年。
黑洞半徑通常以史瓦西半徑來描述，與黑洞質量成唯一正比關係，如果我們將視界大小定義為黑洞直徑和黑洞距離的比值，那麼我們可以知道，銀河系中心黑洞的視界大小約為M87中心黑洞視界大小的1.4倍。這是我們知道的最大的兩個黑洞，而那些質量只有幾十個太陽質量的恆星級黑洞，儘管距離相對比較近，但是因為其質量過小，視界大小更小，就更難被我們的望遠鏡看到了。
問題7：既然銀河系中心的超大質量黑洞這麼大、距離這麼近，為什麼這一次只發布了更為遙遠的M87的照片，而沒有銀河系中心黑洞的照片呢？
M87中心黑洞附近氣體活動比較劇烈，我們之前已經觀測到了它所產生的強烈噴流，相較之下，銀河系黑洞的活動不那麼劇烈。
另外一個很重要的原因是，我們的太陽系處在銀河系的銀盤上，在我們試圖利用視界面望遠鏡探測來自於黑洞周圍的輻射或光子的時候，這些光子會受到傳播路徑上星際氣體的影響——氣體會散射這些光子，將觀測結果模糊化。
而M87是一個包含氣體很少的橢圓星系，受到的氣體幹擾相對少很多，科學家們可以比較順利地進行觀測。我們在大氣層之內觀測天體時也會有類似情況，因為大氣擾動的緣故，望遠鏡的解析度有時很難達到理想狀況。消除星際氣體散射的效應是科學家接下來需要克服的一個重要難題。
問題8：今晚中國上海的EHT項目和中國科學院也發布了這一重大成果。中國科學家在「黑洞照相館」中發揮了什麼作用？全球科學家是如何打配合戰的？
中國大陸的望遠鏡並沒有直接參與到視界面望遠鏡的觀測當中，最直接的一個原因在於，中國大陸兩個建好的亞毫米波望遠鏡（一個是位於青海德林哈的13.7米望遠鏡，另一個是位於西藏的CCOSMA望遠鏡）不具備VLBI聯網功能。但即使它們可以實現聯網，同步觀測也無法實現，因為我們的兩個望遠鏡正好位於靈敏度非常高的ALMA陣列的背面位置。
廣為人知的中國FAST天眼望遠鏡也沒有機會參與到視界面望遠鏡的觀測行列。首先其工作波段不同，另外，亞毫米波光子很容易被大氣中的水蒸氣所吸收，所以視界面望遠鏡都位於海拔比較高而且乾燥的地方，比如ALMA望遠鏡就位於海拔5000多米的acatama沙漠當中。
但是，位於夏威夷的麥克斯韋望遠鏡（JCMT）是EHT聯合觀測網絡節點之一，由中國科研機構參與，為視界面望遠鏡提供了必不可少的觀測保障。
此外，部分中國科學家也參與了後期的數據分析和討論，為世界上第一張黑洞照片做出了貢獻。