地球那么大的望远镜，见过没？
熟悉光学的人一定都知道，望远镜越大，分辨率就越高。然而为了观测银河中心的黑洞，所需要的望远镜大小远远超出了实际的制造能力。不过科学家们可以通过组合世界各地的望远镜，形成望远镜阵列，其效果相当于一个地球大小的望远镜！本文介绍了视界望远镜的一些细节。
观测银河系的中心十分困难。银河系的中心和我们之间隔着大量的尘埃和气体，只有很少一部分光能从那里到达地球。我们可以通过采集X射线、红外线以及无线电波来透过尘埃和气体窥视银河中心。即使如此，分辨包含银河系中心黑洞的那一小片宇宙，看清黑洞的影子还是太难了。
要想实现这一目标，你需要一台大概地球那么大的天文望远镜才行。这听起来不切实际，不过幸运的是，我们可以通过协调世界各地现存的射电望远镜是可能模拟这样一台地球大小的望远镜的。
这正是EHT的基本原理。如果一切顺利，到明年年底，EHT将是一个相互配合的射电望远镜阵列，分布在南极、夏威夷、智利、墨西哥以及其间的很多地点。EHT的天文学家们已经用一个较小的望远镜阵列进行了数年的观测。2007年一个三个站点版的EHT观测到了银河系中央的黑洞——人马座A*。科学家们以前所未有的精度检测到了一些东西（更合适的术语是“结构”），就其尺度来看，是通常被认为能在黑洞视界附近观察到的。该结果意义重大，因为这是人类目前对黑洞这个“圣地”最详细的观测。人们当前的目标是将EHT变得更加强大，从而能够拍摄到黑洞的照片。
舍普·多门（Shep Doeleman）是一名同时任职于麻省理工学院与哈佛-史密森天体物理中心的天文学家，他领导的国际科研团队正致力于改进EHT。项目包括了来自美国、日本、中国台湾、智利、墨西哥以及一些欧洲国家的科学家。
EHT会将世界上最先进的射电望远镜组合起来，包括：亚毫米波阵列、夏威夷的詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜、加利福尼亚州的毫米波天文学研究用组合阵列、亚利桑那州的亚毫米波望远镜、墨西哥普埃布拉附近的大型毫米波望远镜、智利北部的阿塔卡马大型毫米波阵列和阿塔卡马探路者实验、南极望远镜、格陵兰岛望远镜、法国的布尔高原干涉仪以及西班牙贝莱塔峰的30米望远镜。一旦项目启动，这些望远镜将在每年的几个关键的夜晚，同时观察同一个黑洞。通过这种方式，它们可以被看作是一个巨大的望远镜。
所有波都有着干涉的特性，而正是这一点让组合不同的望远镜进行成像成为可能。如果不同波的相位相同，即波峰对波峰、波谷对波谷，那么当它们叠加时波幅将变大。如果相位不同，叠加则会使波彼此抵消。EHT可以看成是一台超大的干涉仪，它运行所利用的技术叫作甚长基线干涉测量（Very Long Baseline Interferometry，简称VLBI）。技术的关键在于“甚长基线”。EHT之所以能够辨析人马座A*所在的那一小块区域，靠的正是它的尺寸。和任何望远镜一样，EHT的衍射极限也是它所采集的光波波长比上它接收表面的直径。对于EHT而言，“直径”即不同望远镜之间的距离。由于EHT的望远镜之间相距甚远，当它采集波长为1.3毫米的光线时，它的角分辨率可达到25微弧秒（译注：弧度单位，microarcsecond）。直观地理解，1微弧秒是1弧秒的一百万分之一。而人眼的衍射极限，即裸眼所能分辨出的最小角度是16弧秒。这说明EHT的分辨率几乎达到了人眼的一百万倍，足以看清楚月球上的一个柚子，或是从纽约看清楚洛杉矶的一枚五分硬币上的文字。
实现VLBI需要各个天文台进行的协调工作细密庞杂。在观测当晚，天文学家们要将各自的望远镜对准人马座A*。整个晚上他们都得跟踪监测黑洞，利用地球的自转从不同角度观察它。他们将收集到的数据存在普通的硬盘上，然后运到最近的城镇，再通过快递送回麻省理工学院的海斯塔克天文台（Haystack Observatory），各个望远镜的结果将在那里的超级计算机上计算。
打个比方：假设你和一群朋友围绕在一个池塘的四周，每个人都有一个秒表和笔记本。每个人也都准确地知道自己在岸边的位置。假如有个人往池塘中央扔了一块石头，然后每个人都记下波纹的形状以及它到达自己岸边的准确时间。接着大家聚到一起将记录汇总。多门解释道，利用大家收集到的信息你可以对朋友们这样说：“既然我精确地知道你们每个人记录波峰波谷的地点和时刻，那么我基本上能确定波阵面的形状了。”
到底是怎样将不同望远镜的数据结合起来的呢？这些数据能告诉我们什么？我们关于黑洞本身了解多少？要将这个话题讲清楚，唯一的方法是用好几篇博客的篇幅来展开分析。我们很快将谈到必须对每个望远镜做什么设置才能让它参加EHT，在EHT得到人马座A*的图像之前还有多少事需要做，以及我们对银河中心的黑洞知道些什么。（作者：赛斯·弗莱彻；译者：斑马线；审校：李想）
- 发表于 2014-06-04 00:00
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