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作者：中國科普博覽；左文文（中科院上海天文臺）

來源：知乎整理

相信大家的朋友圈都被這張黑洞照片刷屏了，宇宙的魅力總是無法抵擋的，一張小小的照片，竟然需要兩年時間，這究竟是為什么？原因只有一個字“難”！那么究竟難在哪呢？

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——黑洞附近的氣體處于一種極端環境當中，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。

最后，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。全世界范圍內設立了兩個數據中心，一個是位于美國的麻省理工學院，另外一個是位于德國的馬普射電所，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。

而具體到技術問題：

在這個過程中，有三座難以逾越的大山：黑洞陰影的“小”、技術要求極高的觀測波段、復雜的數據處理。而面對這些難點，天文學家們發揮智慧，拿出了不少應對的妙招。

解決黑洞陰影的“小”，需要兩個靠譜選擇

為了解決這個問題，需要保證兩個“靠譜”——拍照模特靠譜、望遠鏡的實力靠譜。

選擇哪些黑洞當拍照模特

黑洞陰影實際看起來的大小主要與兩個因素有關——實際的大小、黑洞到地球的距離。

1個1米之外的乒乓球（直徑40毫米）和1個百米之外的4米長桿看起來一樣高。所以在望遠鏡拍照能力有限的情況下，想要拍攝一張好照片，一定要找一個“靠譜”的拍照模特，它的角尺寸看起來很大。

而黑洞陰影的實際大小與黑洞的質量有關，黑洞質量越大，黑洞陰影越大；再綜合距離因素，你會發現選擇臨近的超大質量黑洞是個明智之選。銀河系中心的黑洞Sgr?A*和星系M87的中心黑洞便是兩個好模特。

Sgr?A*是地球上能夠觀測到的最大的黑洞，質量是400多萬倍太陽質量，對應的視界半徑是1300多萬千米，“視邊界”的半徑約3300多萬千米，它到地球的距離是26000光年，“視邊界”看起來的角尺寸約為0.00005角秒（50微角秒，1角秒相當于100萬微角秒）。要知道，從地球上看滿月的尺寸約為30角分（1角分等于60角秒），50微角秒就相當于從地球上看月球上一個橘子大小的物體。

銀心附近恒星的運動視頻，圖片來源：Keck/UCLA?Galactic?Center?Group

而黑洞M87*，盡管質量比Sgr?A*質量大了約1500倍，但距離卻遠了2000多倍，使其成為第二大黑洞，黑洞陰影的大小約為40微角秒。

值得一提的是，由于對M87中央黑洞質量的不同測量方法（氣體動力學vs.恒星動力學）所得結果差了近2倍，意味著黑洞陰影的大小有可能小于40微角秒，甚至低于此次EHT所能分辨的能力極限。因此從這個角度看，M87*的陰影拍攝成功，真是幸運，并為M87*黑洞的質量提供了限制。

給黑洞拍照：VLBI功不可沒，望遠鏡實力不凡

拍攝黑洞照片所用到的望遠鏡的靈敏度和分辨本領很重要，這也是描述望遠鏡實力的兩大要素。靈敏度強調探測微弱射電源的能力；而分辨本領反映了區分天球上兩個靠得很近的射電點源的能力，用剛剛能分辨的兩點間張角theta來表示，theta與觀測波長和望遠鏡口徑有關，theta越小，表示分辨本領越高。

兩者均對射電望遠鏡的口徑提出了要求，望遠鏡的口徑越大，其靈敏度越高，分辨本領越高。除了與望遠鏡的口徑有關，分辨本領還和而觀測波段有關。同樣口徑的望遠鏡，觀測波長波長越長，theta越大，對應的分辨本領越低。

由于射電望遠鏡所接收光的波長是可見光波長的上千成萬倍，為了達到同樣的分辨率，射電望遠鏡得比光學望遠鏡大上上千萬倍。因此，口徑為百米級的射電望遠鏡所能達到的分辨率甚至還遠不及愛好者們使用的光學望遠鏡。

天文學家對高分辨率的渴求，并沒有止步于射電望遠鏡單天線。甚長基線干涉測量（Very?Long?Baseline?Interferometry;?VLBI）技術解決了射電望遠鏡實現高分辨本領的難題。

所謂VLBI技術，就是當相隔兩地的兩架射電望遠鏡同時觀測來自同一天體的射電波，根據各自獨立的時間標準，將天體的射電波記錄下來，然后再將這兩個記錄一起送入處理機進行相關處理，最終分析獲取該天體的射電輻射強度和位置。

要成像成功必須要求所有望遠鏡在時間上完全同步，當EHT的每個望遠鏡都能在時間上同步時，記錄到的信號就能被完美地修正聚焦。如果鏡面不穩定，譬如會振動的話，反射的光線將無法準確聚焦。EHT利用氫原子鐘來確保紀錄的穩定性。原子鐘能精準到每數億年才誤差一秒。

VLBI原理，圖片來源：中國科普博覽

值得一提的是，該VLBI技術也成功應用于我國嫦娥探月工程的探測?器的測定位。

射電干涉技術的成功實施使得望遠鏡陣列的角分辨率相較于單獨每架望遠鏡更高，靈敏度也更高。VLBI網絡便是利用這一技術，讓處于不同地理位置的多個射電望遠鏡聯合起來，組成一個望遠鏡觀測網絡，同時對一個天體進行觀測，VLBI的角分辨率由望遠鏡間最大間距（最長基線）決定，相當于一個口徑為幾千千米的超級望遠鏡，從而取得天文研究中最高的分辨本領。假定在1毫米觀測，一個長度為1萬千米的基線能獲得約21微角秒的分辨本領。

實現高技術觀測波段：1毫米+高精度望遠鏡

根據理論預言，黑洞周圍氣體在1毫米附近的輻射強度最高，而且最關鍵的是，1毫米附近是個比較干凈的觀測窗口，被同步自吸收等的作用大大減弱，黑洞周圍氣體的輻射變得透明。2017年EHT觀測Sgr?A*和M87*所基于的窗口便是1.3毫米，未來還希望用0.8毫米。

既然理論預言甚至預言出的照片很早便存在，VLBI技術也并非近十年才有的，那為何黑洞照片現在才誕生呢？

主要瓶頸其實在觀測窗口——1毫米左右。這種對觀測波段的極高要求，其實就意味著對望遠鏡性能的極高要求。

要讓EHT實現最佳性能，除了要使用VLBI技術，還有一點很重要——每個望遠鏡必須性能足夠好。

EHT的每架射電望遠鏡本質上就是一架大口徑的拋物面天線，就像衛星天線鍋。為了保證射電望遠鏡的天線在觀測波段內正常觀測，天線在技術上有個門檻，加工精度必須足夠高，其偏離拋物面的程度最多只能與觀測波長相差5%。

因此，可以預想，觀測毫米波比觀測厘米波所要求的天線加工精度更高，加工難度更大。大家也不難發現，參與EHT的八臺望遠鏡有效口徑大多為十幾米，最大不過73米。

位于智利的阿塔卡瑪大毫米波陣列(ALMA)，擁有66座碟形天線，圖片來源：http://www.bingwallpaperhd.com/alma.html

由此可見，根據不同科學需求，望遠鏡必須在大和精上作出權衡，不能一味地追求大；如果你的科學需求是想在毫米波觀測天體，卻一味地追求口徑做大，但無法保證拋物面精度，結果根本就沒法實現毫米波信號的有效聚焦，這架望遠鏡就算不上成功的作品。

“沖洗”照片：復雜的后期數據處理分析

在這次拍攝黑洞照片的過程中，多臺設備同時觀測和記錄，然后將數據匯總到一起分析。2017年4月份的觀測中，8個臺站在5天觀測期間共記錄約3500?TB的數據（1TB等于1024GB，相當于500小時的高清電影）。

因為數據量龐大得不可能靠網絡傳遞，所以EHT用硬盤來紀錄每個望遠鏡的原始觀測數據，再把硬盤寄回數據處理中心。

超級計算機需要獲取相同的信號到達兩個望遠鏡的時刻差（時延）以及時延隨著時間的變化快慢（時延率），校正射電波抵達不同望遠鏡的時間差，最后綜合兩個望遠鏡的位置信息、信號的強度以及上述兩個參數——時延、時延率，就可以對該天體的射電輻射強度和位置進行分析。

這個過程中涉及數據量之多，處理難度之大都是前所未有的。即使現在人類的運算能力已經非常強大，這張照片還是花費了近兩年時間“沖洗”——從2017年4月開始，科學家們用了近兩年時間對這些數據進行后期處理和分析。終于，在今天發布了首張黑洞照片。

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真香，朕在看了！

總結

以上是生活随笔為你收集整理的为什么给黑洞拍照需要这么长时间？的全部內容，希望文章能夠幫你解決所遇到的問題。

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