（这张糊糊的黑洞照为啥冲洗了两年）

这是人类第一次凝视曾经只存在于理论中的天体 —— 黑洞，一种体积极小、质量极大的天体，如同一个宇宙“吞噬之口”，连光也无法逃逸。

从 18 世纪末“暗星”概念的诞生，到爱因斯坦场方程的推理，再到美国物理学家罗伯特 ⋅ 奥本海默发表第一篇关于黑洞的学术论文 …… 正因人类仰望星空的努力从未停止，我们才能站在无数巨人的肩膀上，看到当初他们奋力想看却无法企及的景象。

据新华社电 北京时间 10 日晚 9 时许，包括中国在内，全球多地天文学家同步公布首张黑洞真容。这一由 200 多名科研人员历时 10 余年、从四大洲 8 个观测点“捕获”的视觉证据，有望证实爱因斯坦广义相对论在极端条件下仍然成立。

首张黑洞真容

露出真容的黑洞，位于室女座一个巨椭圆星系 M87 的中心，距离地球 5500 万光年，质量约为太阳的 65 亿倍。它的核心区域存在一个阴影，周围环绕一个新月状光环。

百余年前，爱因斯坦的广义相对论率先对黑洞作出预言，从此成为许多科幻电影的灵感源泉。这次通过分布全球的观测点组成一个口径如地球大小的虚拟望远镜 —— 黑洞事件视界望远镜，顺利实现在 1.3 毫米波长的观测，并经过长期的数据分析，成功“捕获”黑洞的影像。

黑洞照片为何有点糊

湖南师范大学物理与电子科学学院陈松柏教授向潇湘晨报记者介绍，模糊的原因有：望远镜的分辨率、星际气体的消光效应等。

另外，照片中黑洞周围光的颜色是科学家根据光的强度分布添加上去的。由于多普勒效应，远离我们运动的物质发的光亮度偏暗，向我们运动的物质发的光偏亮。正如火车向我们驶来时其汽笛声的声调变高，而离开时其声调变低。因此，由此可以判断黑洞周围物质绕黑洞的运动方向。

银河系中心黑洞周围气体的活动没有 M87 的强，产生的射电电磁波没有 M87 的强，从而影响了它的成像，此外，银河系的星际气体的消光效应也比较强。

“由于黑洞阴影的精细结构没有拍出来，因而尽管可以初步估测出黑洞的一些参数（如质量和旋转参数）和爱因斯坦的广义相对论预测的一致，但为其它引力理论留下了一些存在的空间。”陈松柏表示，黑洞照片主要价值在于拍到黑洞视界的形状和大小，进而可以判断确定黑洞的参数（如旋转参数、质量）以及黑洞周围的磁场等，可以揭秘黑洞从吸积盘吞噬物质的过程以及黑洞喷流的直观图像，还可帮助我们鉴别不同的引力理论，加深对宇宙的起源、演化及其加速膨胀等问题的理解，有助于人们揭开宇宙起源这一谜团。

照片为何要“冲洗”近两年

天文学家们根本“看不到”黑洞，他们是怎么确定“黑洞就在那里”的呢？

科学家们只能够采用一些间接方式来探测黑洞 —— 比如观察吸积盘和喷流。

在某些时候，恒星量级（从 3 个太阳质量到 100 个太阳质量大小）的黑洞会存在于一个恒星周围，将恒星的气体撕扯到它自己身边，产生一个围绕黑洞旋转的气体盘，即吸积盘。当吸积气体过多，一部分气体在掉入黑洞视界面之前，在磁场的作用下被沿转动方向抛射出去，形成喷流。吸积盘和喷流两种现象都因气体摩擦而产生了明亮的光与大量辐射，所以很容易被科学家探测到，黑洞的藏身之处也就暴露了。

为黑洞拍摄照片的仪器叫视界望远镜，它是由位于美国、墨西哥、智利、法国、格陵兰岛和南极的天线组成观测阵列，包括 8 处独立的大型天文望远镜阵列。

这 8 个阵列构成的望远镜网络相当于一个口径很大的望远镜，因而整体上提高了分辨率。

项目组的科研团队对望远镜阵列收集到的关于黑洞的海量数据信息进行分析和汇总，勾勒出黑洞的图像。

在每一个观测中心，科学家们将利用提前校对好的原子钟时间，对每一个电磁波到达的时间进行分别标定和存盘，等到观测结束之后再汇总比较。举例子，很多小伙伴，每人手里拿一面小镜子分散开，用镜子把反射太阳光的那个光斑汇聚到一点上，这时候，所有的镜子其实就是组成了一个巨大的抛物面，只要协调好时间，调整好每一架望远镜的接收角度，把收到的数据最后汇总起来即可。

“其成像原理与光学望远镜相似，只是它的工作波段在射电毫米波段，保证了望远镜的灵敏度。”陈松柏说。

陈松柏告诉记者，用望远镜观测黑洞就跟站在地球上看放在月球表面的苹果一样，分辨率要求很高。

此外，视界望远镜的观测数据是非常庞大的。

一个望远镜每晚产生的数据为 2PB（200 万 GB），8 处独立的大型天文望远镜阵列的观测数据更加巨大，位于美国和德国的两个数据中心的大型计算机集群再对其进行分析和处理、最终合成并得出黑洞的照片，这一分析所需的时间少则半年，长则数年。

陈松柏称，视界面望远镜目前是地面上最先进的观测望远镜，它还可用于其它更多宇宙事件的观测，将提升人类对宇宙的直接观测能力，也会带来更多前所未有的科学成果。

为何选中本次亮相的黑洞

陈松柏称，以我们的银河系为例，根据理论推算，银河系中应该存在着上千万个恒星量级的黑洞，可到目前为止，我们只确认了 20 多个黑洞的存在，此外，还有四五十个黑洞候选体。亮相的两个黑洞分别来自于银河系中心黑洞 SgrA* 及位于星系 M87 中的黑洞。之所以选择这两个目标，而不是银河系中更近的恒星级黑洞，是因为它们的视界从地球上看足够大。

命名一般以它所在的星系星座及其在星座中的位置命名，如：银河系人马座 A 星，室女座星系 M87 中心黑洞等。有时也以观测到的内容来命名，如 :GW150914 信号源黑洞等。

黑洞会吸收周围的物质，并与周围的星体发生碰撞合并成新的黑洞，同时向外喷射物质。但是，这些黑洞离地球非常遥远，照片中超大质量人马座 A* 黑洞距离地球 2.6 万光年，另一个黑洞距离我们 6 千万光年，因而对人类的生活目前没有危害。至于其直接的利用价值，目前还不清楚。

从何而来

黑洞如何形成

中国科学院国家天文台研究员陆由俊对记者说：“目前比较明确的是恒星级质量的黑洞是恒星塌缩的遗骸；而大质量黑洞则有可能由其它机制产生的中等质量黑洞吸积物质长大而成。”

所有的恒星都是核聚变反应炉，在其中，轻元素（主要是氢）聚合成重元素。核聚变过程提供了恒星一生的大部分能量。不过，最终，核燃料耗尽，由中心产生的能量再也无力对抗外壳巨大的重量，引力开始起主宰作用。

1928 年，印度研究生萨拉 ⋅ 玛尼安 ⋅ 钱德拉塞卡乘船来英国剑桥学习天文学。在来英途中，钱德拉塞卡算出在耗尽所有燃料之后，多大的恒星可以继续对抗自己的引力而维持自己 —— 这就是所谓的“钱德拉塞卡极限”，约为 1.44 倍太阳质量。

陆由俊解释说：“这一值对大质量恒星的最终归宿具有重大意义。一般来说，如果一颗恒星的质量不到太阳质量的 9 倍，最终会形成白矮星；9-25 个太阳质量左右的恒星会演化至超新星爆发，再最后塌缩为中子星；而约 25 个太阳质量之上的恒星会形成黑洞。”

当这一恒星收缩到某一临界半径（“史瓦西半径”，以德国物理学家、天文学家卡尔 ⋅ 史瓦西的名字命名，他是使用爱因斯坦广义相对论方程证明黑洞的确能够形成的第一人）时，其表面上的引力变得如此之强，以至于光线再也逃逸不出去。

根据相对论，没有东西能行进得比光还快。如果光都逃逸不出来，其他东西更不可能：所有东西都会被引力场拉回去。这样，就出现了一个事件的集合或时空区域，光或任何东西都不可能从该区域逃逸而到达远处的观察者 —— 我们将这一区域称谓黑洞，将其边界称作事件视界。

“饮食”习惯

有些来者不拒，有些很挑食

据物理学家组织网 4 月 6 日报道，一些黑洞是贪婪的贪食者，吸入大量气体和灰尘；而其他黑洞则很挑食。

比如，此次 EHT 任务的主要目标，位于银河系中央的“人马座 A* ”似乎就很挑食，尽管其质量为太阳质量的 400 万倍，但它的吸积盘却出人意料地暗淡。吸积盘由气体、弥散物质等组成，围绕黑洞或中子星转动，远远看去，就像一个扁平的盘子。

而此次 EHT 观察的另一个目标，即 M87 星系中的黑洞，则是一个贪婪的食客，其质量介于 35 亿至 72.2 亿太阳质量之间。它不仅拥有一个非常明亮的吸积盘，而且，它还喷射出明亮、快速的带电亚原子粒子流，这一粒子流延伸约 5000 光年。

同样是超大质量黑洞，为什么“贪吃”的程度差别如此巨大？这一问题一直以来都是困扰天体物理学家的难题。

陆由俊解释说：“原因是不同星系核心的环境不一样。有的星系的中心由于受到诸如星系碰撞过程等的扰动，气体沉积到中心黑洞附近，为黑洞提供了丰富的食物，以至于它们可以大快朵颐；而有的星系中心区域则比较平稳，只有少量气体能够到达黑洞附近，使得黑洞不得不浅斟慢酌。”

终极命运

或随时间蒸发殆尽

1973 年，霍金在研究中发现原来“黑洞不黑”。原本经典理论上“一毛不拔”的黑洞在黑洞量子力学中，也可以通过一定的机制发射黑体辐射，这就是霍金辐射。

但我们又知道，任何东西都不能从黑洞的事件视界之内逃逸出来，黑洞怎么可能发射粒子呢？

霍金在《时间简史》中解释称，黑洞中“空虚的”的空间充满虚粒子反粒子对。它们被一同创生，相互离开，然后再回到一起并且湮灭。如果黑洞存在，带有负能量的虚粒子落到黑洞里可能会变成实粒子或者反实粒子。这种情形下，它不再需要和它的伴侣相互湮灭了。它被抛弃的伴侣可以落到黑洞中去。或者由于它具有正能量，也可以作为实粒子或反实粒子从黑洞的邻近逃走。

而且，黑洞的质量越小，其温度就越高。这样，随着黑洞损失质量，它的温度和发射率增加，导致其质量损失得更快。因此，小质量的黑洞，霍金辐射强，它们很快就会蒸发掉，一个 10"15 克的黑洞被蒸发掉所需的时间与宇宙的年龄相仿。

由于逃离黑洞的辐射过于捉摸不定，因此“霍金辐射”很难得以证实。不过，据媒体报道，来自美国和以色列的两个独立研究团队称，他们发现了足以支持“霍金辐射”理论的明确证据。

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