題圖：劉博洋/知乎
北京時間 2019 年 4 月 10 日晚，全球科學家聯合發布了人類拍攝的第一張黑洞照片。
這個照片不僅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。
一個世紀過去了，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。
人類首張黑洞照片正式發布，有哪些重要意義？
知友：劉博洋（27,000+ 贊同，國家天文臺/西澳大學天體物理學博士在讀，天文學、天體物理學話題的優秀回答者，知乎編輯推薦）
100 年前的 1919 年，愛丁頓遠徵西非觀測日全食，驗證了愛因斯坦的預言：質量確實可以令時空彎曲。
52 年前的 1967 年，惠勒第一次提出「黑洞」一詞，用以指稱一種只在理論上存在的，極端緻密、令時空無限彎曲的天體。
2019 年 4 月 10 日，我們終於親眼目睹黑洞存在的直接證據：橫跨地球直徑的 8 臺望遠鏡強強聯手，組成史詩般的「視界面望遠鏡」，奉上了人類的第一張黑洞照片——
視界面望遠鏡拍到的 M87 星系中心黑洞照片
一個世紀的求索，我們終於等到了今天。
輕舟既過萬重山，猶憶往昔崢嶸歲月稠。
——現在請讓我們一同回顧，這張必將載入史冊的珍貴影像，經歷了怎樣漫長的百年醞釀。
目錄：
愛因斯坦叕對了
黑洞真的存在嗎
給黑洞畫張素描
給黑洞拍張照片
意中意外視界面
1915 年，愛因斯坦用他天才的物理直覺，提出廣義相對論，顛覆了人類對時空本質的認知。
我們可以借惠勒之言概括廣義相對論的精髓：「時空決定物質如何運動，物質決定時空如何彎曲。」
宇宙萬物，原本被認為只是廣袤時空舞臺上的演員，在廣相的世界裡，卻成為舞臺本身的建構師。
廣義相對論給出很多重要的預言，其中很多在剛問世時，都顯得過分光怪陸離，讓人不敢相信。
然而 100 年來，這些預言逐一獲得實驗和觀測的證實，讓愛氏取得物理學史中至高無上的地位：
廣義相對論預言，大質量天體會讓周圍的時空發生顯著彎曲，背景星光行經此處，會隨著時空的彎曲而被偏折。
1919 年，英國天文學家亞瑟·愛丁頓和同事，分別率領一支遠徵隊趕赴巴西和西非，利用日全食的寶貴時機，測量太陽附近恆星的位置——對比星圖，他們發現這些恆星的位置似乎稍微遠離了日面，而且遠離的幅度符合廣義相對論的預言。
Memoirs of the Royal Astronomical Society LXII, Appendix Plate 1
這是愛因斯坦提出廣義相對論之後，第一個專門為驗證廣相預言而實施的重要觀測。結果一出，立刻讓愛因斯坦名聲大噪。
當天體質量更大、彎曲星光的效應更明顯，中間的大質量天體就仿佛一個匯聚光線的凸透鏡，讓背景光源呈現扭曲、放大的多個虛像。廣義相對論預言的這種現象，被稱為「引力透鏡」效應。
而引力透鏡成像在宇宙中已經被廣泛發現：
形形色色的強引力透鏡效應現象「愛因斯坦環」（哈勃望遠鏡拍攝）
1974 年，美國天文學家拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒，使用當時世界上最大的單口徑射電望遠鏡，位於美國波多黎各的 305 米阿雷西博望遠鏡，發現了一顆位於雙星中的毫秒脈衝星。
廣義相對論預言，兩個天體相互繞轉時，會由於攪動時空、發出引力波而損失軌道能量，讓兩顆星之間的距離趨於衰減。
兩位天文學家發現，這顆脈衝星的脈衝到達時間系統性地逐步偏移，而這種偏移剛好符合廣義相對論預言中，雙體系統因發出引力波而產生軌道衰減的情況。
這是對廣義相對論的一次嚴格檢驗。赫爾斯、泰勒二人憑藉這一發現獲得了 1993 年諾貝爾物理學獎。
2015 年，美國雷射幹涉引力波天文臺（LIGO）更是第一次直接探測到雙黑洞併合事件產生的引力波：
促成這一發現的幾位物理學家幾乎立即斬獲了 2017 年諾貝爾物理學獎。
更不用說，我們每個人手中應用著衛星定位系統的電子設備，全都受益於廣義相對論：如果不對地球引力及衛星運動的廣義相對論時延效應進行改正，衛星定位系統將完全無法給出正確位置。
祝賀你，已經多次成功參與廣義相對論的實驗檢驗。
1916 年，廣義相對論提出僅僅一年之後。
一個名叫卡爾·史瓦西的德國天文學家，在第一次世界大戰的前線戰地醫院臥病時，寫下一篇探索廣義相對論的論文。
他給出廣義相對論中描述時空性質的「愛因斯坦場方程」的第一個精確解。
他指出，對於任何物體，都有一個與其質量相對應的半徑，如果將其全部質量壓縮到這個半徑內，這些物質就將無止盡的向中心掉落，形成一個時空極端彎曲的奇點。
這個半徑，後來被稱作「史瓦西半徑」。任何物質，包括光，都無法從史瓦西半徑內逃出。
如果這個極端不可思議的預言也能得到證明，無疑將會是廣義相對論的又一座豐碑。
但一開始，天文學家不相信自然界可以產生那麼緻密的天體。
1931 年，印度裔天文學家錢德拉塞卡指出，小恆星演化的遺骸、靠電子簡併壓維持存在的緻密天體白矮星，一旦質量超過 1.4 倍太陽質量，就無法繼續依靠電子簡併壓而維持存在，勢必繼續坍縮為中子星。
1939 年，美國理論物理學家奧本海默等人又指出，當中子星的質量超過某一極限（根據 LIGO 引力波觀測的結果，這個極限目前被認為是 2.17 倍太陽質量），就連中子簡併壓也無法維持中子星的存在，超重的中子星也必然繼續坍縮下去——而且似乎沒有什麼力量可以再阻擋這種坍縮。
看來宇宙似乎有辦法把物質壓進史瓦西半徑以內。
但「奇點」這個讓物理學失效的地方，卻讓一些理論物理學家寢食難安。惠勒一度質疑，形成奇點之後，原先的物質為何可以變成一個無物質的幾何點。
隨著理論研究的深入，物理學界逐漸廓清疑慮、建立了對這種極端天體各項性質的共識，它也於 1967 年被惠勒正式命名為「黑洞」；但來自一些非主流科學家的異議也始終存在，他們不斷試圖用黑洞之外的理論描述緻密天體的結局。
隨著一系列簡介天文觀測證據的出現，黑洞學說的事實基礎逐漸堅實起來：
1972 年，美國天文學家使用探空火箭搭載的 X 射線探測器，發現了位於天鵝座的一個強X射線源，天鵝座 X-1。
發現天鵝座 X-1 時使用的空蜂（Aerobee）火箭結構示意圖
黑洞成為解釋宇宙中強 X 射線源形成機制的一把鑰匙：
如果黑洞這樣的緻密天體位於一對密近雙星中，它將掠食伴星的物質。來自伴星的物質在掉進黑洞的過程中，會形成一個旋進下落的「吸積盤」。
由於物質在吸積盤的不同半徑處公轉速度不同，相鄰物質團塊之間會產生劇烈摩擦，使吸積盤達到極高的溫度，從而釋放出強烈的 X 射線。
正在蠶食伴星的黑洞吸積盤
由於磁場的作用，一部分吸積盤上的物質會被從垂直於吸積盤的方向上向兩側噴出。
黑洞的極端緻密，讓吸積盤物質掉落進黑洞之前，有機會把自身引力勢能的很大比例轉化成其他形式的能量釋放出來：
核聚變的質能利用率只有 1% 左右，而黑洞吸積盤釋放出的引力勢能折合成質量，則相當於掉落物質總質量的 30% 多。這既是吸積盤上極高溫度的成因，也讓吸積盤噴流得以加速到接近光速。
因此除了 X 射線雙星，很多迸發出近光速噴流的星系中心，也被認為寄居有超大質量黑洞。
例如室女座星系團中心的大質量橢圓星系 M87：
在這張圖上，我們只能看到一側的噴流，是因為以接近光速噴出的噴流具有強烈的相對論性都卜勒集束效應——朝向我們而來的物質顯得明顯更亮，背離我們而去的物質顯得極為暗淡。
再比如，有人連續跟蹤銀河系中心恆星運動十多年，從其軌道計算出，中心天體擁有巨大的質量並且限制在非常小的尺度內，結論同樣指向超大質量黑洞。
以下是使用真實測量數據製作，並包含未來十幾年預測的模擬動畫：
但上面這些，歸根結底只是間接證據。
LIGO 發現雙黑洞併合產生的引力波，可以視為黑洞確實存在的一個準直接證據——但畢竟我們只是「聽」到了黑洞併合的時空漣漪——不親眼「看」見，總還是不太踏實。
由於黑洞吸積盤能夠釋放出強大的輻射，星系中央大質量黑洞的存在與否還對星系演化有著極為關鍵的影響，可以說當代天文學對星系演化的理解，嚴重依賴於確實存在星系中心超大質量黑洞這個假設。
如果最終居然證實沒有黑洞的話，現在的天文教科書就要全部重寫了。
黑洞如果確實存在，它看上去什麼樣？
你可能會說，《星際穿越》已經把答案洩了，長這樣——
《星際穿越》劇照
這個答案，對一半，錯一半。
在批評《星際穿越》哪裡錯了之前，讓我們一起看看，黑洞是怎樣被看到的。
想像一下我們有一個能發出理想平行光的手電，以及四個小球：
一個黑體、一個擁有理想漫反射表面、一個擁有理想鏡面反射表面，和一個黑洞。
當我們用手電照射這四個小球，並在與入射光線呈 90° 角的方向暗中觀察，我們將看到什麼？
答案是這樣：
對黑體，我們什麼都看不到，因為光全都被吸收了（雖然會以黑體輻射的形式放出來，但是如果溫度不高，處於可見光波段的黑體輻射少到可以忽略）；
對於漫反射表面，我們會看到它的一半被照亮了，就像上弦月那樣；
對於鏡面，我們會看到凸起的球面上，形成一個小小的虛像。
對於黑洞，情況就複雜一些：直接打到史瓦西半徑裡面的光，當然直接就掉進黑洞了；即使是稍微靠外一些的光，也會被黑洞引力彎曲，繞過一些角度之後落入黑洞；
在距離黑洞足夠遠處的某個地方，光線被黑洞引力偏折了 90°，拐向我們的眼睛，這將允許我們看到，黑洞左側，出現一個光源的像；
同理，也會有光線從另一側，繞著黑洞轉過 270° 之後，拐向我們的眼睛、形成另一個像，諸如此類，可以形成一系列像。
你可能找到一點感覺了。
那麼再來一個問題：如果我們站在手電背後，視線沿著入射方向看過去，又會看到什麼？
答案是這樣：
所有落入約 2.6 倍史瓦西半徑範圍內的光線，都會落入黑洞（有些經過了一些掙扎）；
在 2.67 倍史瓦西半徑處，從一側入射的光線，可以在黑洞引力彎曲下，繞黑洞轉半圈、從另一側射出，被我們看到；
在 2.67 到 2.6 倍史瓦西半徑之間，光線也可以繞 1.5、2.5、3.5 等圈，從另一側射出，被我們看到。
所以我們最終看到的是 2.6 到 2.67 倍史瓦西半徑之間一系列同心圓環——因為他們彼此離的很近，總的來說我們看到的是黑洞周圍有一個環狀亮暈。
也可以說這是黑洞「反射」回來的光。惠勒曾經指出，這種反射光甚至可以用來幫助我們發現闖入太陽附近的黑洞——但只有當黑洞質量足夠大（數十個太陽質量以上）、離太陽系足夠近（幾個光年以內），並且動用比現有光學望遠鏡大得多的設備去觀測才能發現這種反射光。
知道了光線可以繞黑洞轉圈，我們可以開始考慮一個更接近真實宇宙的情況：如果黑洞有一個薄吸積盤，我們將看到怎樣的景象？
沒錯，這正是《星際穿越》給我們展示的情形：
由於我們所處的觀測點稍微高於吸積盤盤面，吸積盤對我們而言，有上、下表面之分。
我們將看到，吸積盤上表面發出的斜向上方的光，有一部分會被黑洞的引力拉回來，拉向我們的視線方向，從而讓我們看到原本應該被黑洞遮擋掉的那部分吸積盤；
而本應該完全被吸積盤自身遮擋的吸積盤下表面，其斜向下發出的光也可以被黑洞拉回來，進入我們的眼睛，讓我們可以同時看到一部分吸積盤的下表面。
當然，還有一些光線可以圍著黑洞多繞幾圈再出來，但是它們產生的像不如前兩種顯著，不再討論。
這就是《星際穿越》中為我們描繪的大草帽形黑洞吸積盤的由來。
那為什麼說《星際穿越》錯了一半呢？
正如前文提到的，以接近光速運動的物質將有強烈的都卜勒集束效應——吸積盤的一邊朝向我們運動，另一邊背離我們運動，因此我們應該看到，其一側很亮、另一側很暗。
也就是這樣：
這是 1979 年，法國天文學家讓-皮埃爾·盧米涅利用一臺運算能力只有 10 年前主流手機（以水果 4 為例）萬分之一的電晶體計算機計算得到光強等高線圖之後，按照等高線圖的指示，親自動手、用一個個墨點繪製在一張照相紙上的圖像。
這也是人類第一張利用計算機數值模擬得到的黑洞模擬圖像——距今剛好 40 周年。
《星際穿越》的科學顧問、2017 年諾貝爾獎得主基普·索恩，曾經給電影導演建議過採用考慮了集束效應的可視化方案——導演表示，如果不對稱的話，觀眾會很困惑，於是依然採用了錯誤的畫法。
儘管《星際穿越》已經擁有通俗作品中史上最佳的黑洞影像，但這個錯誤仍然讓物理學界的老爺子們感到遺憾。
1990年 代，盧米涅的同事讓-阿蘭·馬克為紀錄片《無限彎曲》（Infinitely Curved）製作了另一個華麗的黑洞可視化視頻：
如前文所述，從準確性來說，這段視頻超過《星際穿越》。而且這段視頻甚至展示了進入黑洞之後回看視界面之外的景象，可謂無限眷戀世界了。
這裡還有一段「視界面望遠鏡」團隊博士生安德魯·切爾製作的黑洞吸積盤模擬動畫：
那麼，要怎樣才能用望遠鏡，而非計算機，看到這樣的景象呢？
2000 年，德國天文學家 Heino Falcke 對怎樣觀測黑洞視界面做了一番分析：
首先，恆星級黑洞實在是太小：距離我們最近的一個恆星質量黑洞、X射線雙星 A0620-00，距離 3500 光年，大小 40 千米。
這樣其視直徑只有萬分之一個微角秒（10 的-10 次方角秒）數量級，遠遠超出了任何觀測手段的能力。
前文已經提到，黑洞按質量可以分為兩類：恆星級黑洞和星系中心的超大質量黑洞。
後者的質量往往可以達到數百萬到數十億倍太陽質量。由於黑洞的史瓦西半徑大小與質量成正比，因此要直視超大質量黑洞，比恆星級黑洞要容易很多。
最容易想到的兩個超大質量黑洞目標是銀河系中心的人馬 A*（Sgr A*）和室女座星系團中心星系 M87 核心的黑洞 M87*。
前者距離大約 26000 光年，包含 430 萬太陽質量；後者距離 5500 萬光年，大約 60~70 億太陽質量。
按照史瓦西半徑公式可以計算出，前者直徑約為 2500 萬千米，後者約為 360 億千米。
銀河系中央黑洞附近區域的 X 射線偽彩色圖像（錢德拉 X 射線望遠鏡拍攝）
前文提到，黑洞「輪廓」（或者叫「影子」）的大小大約是史瓦西半徑的 5.2 倍，可以計算發現這兩個超大質量黑洞的大小均達到了 50 微角秒數量級——要分辨出其輪廓細節，相當於要在地球上看清月球上的一個蘋果。
如果用光學望遠鏡，這需要口徑達 2 千米的一個巨型望遠鏡。目前主流大型光學望遠鏡口徑在 10 米左右，即使採用幹涉技術讓幾臺光學望遠鏡「聯網發電」，目前也只能做到 100 米左右的基線長度（等效口徑）。
何況星系中央處在層層星際塵埃遮擋之中，光學波段根本看不到。
而在波長更長的射電波段，塵埃遮擋問題迎刃而解了。
尤其是 90 年代末期的天文觀測已經發現，銀河系中心黑洞在 1 毫米多波長處有一個輻射峰值，這既說明那裡存在一個活躍的吸積盤，也提示我們可以使用這一波段對其進行觀測。
幸運的是，這也正好是地球大氣水汽吸收「光顧」不到的一個毫米波觀測窗口。
但如果使用 1 毫米左右的波長，所需的望遠鏡口徑將達到 5000 千米以上——接近地球半徑。
在這個尺度上把多臺望遠鏡聯合起來觀測，已經不能只用「幹涉技術」來描述——這叫做「甚長基線幹涉技術」。
Falcke 的這個腦洞雖然開的跟地球一樣大，還是得到了天文學家同行們的信服。經過十幾年的協調，8 臺全球頂尖的毫米波望遠鏡加入了解析黑洞輪廓的行列。
這就是今天的主角，視界面望遠鏡。
但要順利完成對黑洞的「拍照」，還有很多困難要克服：
首先要把各家望遠鏡可用時間協調到一塊就不是易事，尤其這其中還動用了阿塔卡馬毫米亞毫米波陣列（ALMA）這樣極度被天文學家渴求的世界頂級忙碌望遠鏡。
ALMA
何況在毫米波，地球大氣的水汽非常影響觀測，觀測時不能有雲。要讓這些望遠鏡所在地同時晴天，難度堪比要一群人大合影時沒人眨眼。
對位於南極點的南極望遠鏡（SPT），工作人員每年只有一次進入和離開的機會。這也增加了數據處理的難度：觀測時，每天產生的數據量高達 2PB，超過 LHC 一年的數據量。
這些數據必須裝在硬碟上，對 SPT 來說，漫漫冬夜中得到的觀測數據，不得不等待半年才能在南極的夏天運出。
南極望遠鏡（SPT）
最終，在 2017 年 4 月的 4 個觀測夜，「視界面」望遠鏡對銀河系和 M87 中央黑洞進行了觀測。經過兩年的數據處理，我們終於等到了文首的那張照片：
完美。
下面這張圖，中間的是相對論性流體力學數值給出的模擬圖像，右邊的是將其模糊處理之後的結果——可以看到，左邊的實際觀測結果幾乎就是高精度數值模擬在低解析度下的樣子。
所以未來解析度進一步提升之後，可能我們能看到更加接近中間這張圖的「照片」。
有人問，為什麼我們看到這麼明顯的一個環，而不是《星際穿越》裡面那種草帽形？都卜勒集束效應導致的亮度偏差，好像也沒有很大啊？
原因是：根據 M87 噴流的方向，我們可以計算出我們觀看 M87 黑洞的視角：大約偏離吸積盤軸向 17°（根據 EHT 文章）。
這是一個非常接近從極區俯視的視角，這讓我們看到的吸積盤噴流集束效應非常強（參考前面噴流照片），但也讓吸積盤本身的都卜勒集束效應被極大的弱化了。所以我們才看到吸積盤只是一側稍亮，而沒有嚴重到只能看到一半。
根據觀測到的這張照片亮區的位置，我們可以推測這個黑洞的旋轉方向。以下是不同旋轉方向下的區別（黑色箭頭表示黑洞自旋方向，藍色箭頭表示吸積盤轉動方向）：
可以看到集束效應導致的亮、暗區只和黑洞自旋方向有關，和吸積盤轉動方向無關。
據 @張建東 私聊表示，這可能是因為離黑洞很近的地方，所有東西都會被黑洞拖著一起轉。
而黑洞的自旋方向和吸積盤轉動方向不必嚴格一致——儘管會趨於相同。所以這也就可以解釋，為什麼這個環上亮度梯度的方向跟噴流方向不嚴格垂直：
這跟前面盧米涅那個模擬不見得相矛盾——盧米涅可能只考慮了黑洞自旋和吸積盤轉動同向的情況（不太確定，有興趣的讀者可以仔細讀相關文獻查證）。
「視界面望遠鏡」團隊發布的論文中，給出了連續 4 天觀測中，每一天的 M87 圖像：
發布會時有人問，為什麼這四張圖的細節看起來有各有一些區別？
回答的人表示，整個吸積盤大概是太陽系的尺度，以光速要走一天，因此我們並不期待在幾天之內圖像就會發生很明顯的改變——圖像明顯改變的時標應在星期量級。
發布會之前，幾個天文專業的朋友打了個賭：即將發布的，將會是銀河系中心黑洞？M87 中心黑洞？還是二者都有？
我猜是兩個一起發——答案揭曉，我錯了。
一個幼稚的猜想：銀河系作為富氣體、塵埃的旋渦星系，而我們又從盤面的方向看過去，視線方向上星際「霧霾」嚴重，成像模糊不清，難以進行有意義的判讀；
而 M87 星系主體的氣體已經幾乎耗盡，比較「乾淨」，因而後者的圖像處理要更容易一些。
所以 M87 的圖像率先得以發布，而銀河系中心黑洞的數據處理和論文寫作則需要更長的時間。
而且似乎目前對 Sgr A* 的觀測還沒有納入 ALMA，這是 EHT 團隊下一個階段的目標：
如果下一季觀測可以納入 ALMA，則靈敏度和圖像可靠度都會有所提升。
未來視界面望遠鏡還有更多想像空間：如果把望遠鏡放到太空、放到月球以取得更長的基線，如果採用更高的頻率，視界面望遠鏡對黑洞吸積盤細節的分辨能力還將得到進一步提升；而如果長時間連續觀測，我們還可能獲得黑洞吸積盤的小動畫……
真讓人有些迫不及待了呢。
更多關於黑洞照片的深度剖析，點擊「閱讀原文」參與知乎專題討論：人類首張黑洞照片 | 它是愛因斯坦埋下的彩蛋嗎？
知乎好問題：你見過哪些愚蠢的善良？
中國菜這麼油膩，為什麼胖人還是美國多？
厲害的人是怎麼分析問題的？4 個字，系統思考
為什麼很多人不護膚反而皮膚很好？
孕前這項功課沒做好，很可能會讓你後悔萬分