事件視界望遠鏡

title: 缘起.
content: 广义相对论预测了黑洞的存在,天文学家也已观测到宇宙中存在质量极大的致密天体,然而目前尚无法确定其即为黑洞。另外,虽然黑洞已是个被科学界与人们广为接受的概念,其性质及引发诸多现象的机制也仍待厘清。事件视界望远镜即是在此一背景下开始的计划。有别于其他研究黑洞的方法,如透过重力波观测、分析其周围绕行恒星的行为等,英语:EHT的目标为直接取得事件视界尺度的影像进行分析。
title: 检验广义相对论.
content: 广义相对论发表至今成功预测过许多牛顿力学范畴外的现象,也已在地球上及太阳系内等弱重力场下通过严谨的检验。然欲判断广义相对论是否为正确的重力理论,仍待强重力场下的检验。即使目前已藉一些绕行轨道非常靠近黑洞的恒星精确计算出黑洞的质量,那里仍属于弱重力场。高频率英语:VLBI技术能将观测推展到重力场极强的超大质量黑洞边缘、事件视界尺度的结构,因此可直接测试广义相对论涉及到强重力场方面的论述。
title: 事件视界.
content: 事件视界的存在与否是英语:EHT团队欲探讨的议题之一。理论上,事件视界为黑洞周围一个球形的时空界线,也是量子力学与广义相对论矛盾的展现:根据量子力学,时间演化算子可逆,每个过程都存在着逆过程,通过系统当前时刻的状态可以唯一地确定其在先前时刻的状态。然而,广义相对论以空间曲率诠释重力并预言了黑洞的存在,根据广义相对论,落入黑洞的粒子携带的信息将永远丢失。这表明不同的初态可以演化为相同的末态,演化算子的逆不存在。此即黑洞资讯悖论。以人马座A*来说,如果它没有事件视界,则周围环绕它的物质将会加热天体表面,使其辐射出的黑体光谱在近红外光出现峰值。然而实际观测到并无此现象。直接观测辐射区域的结构将能解决这个问题。
title: 黑洞吸积盘.
content: 黑洞强大的重力会将附近的物质拉向自己,那些物质将绕着黑洞打转、最终落入其中。这个过程被称为吸积,物质在绕行时形成的盘状结构则为吸积盘。天文学家尚不清楚吸积的详细过程,如气体如何从外侧向内迁入、掉进黑洞,以及带电粒子在吸积流中产生的磁场如何影响气流的行为。吸积盘上也不时会出现如太阳闪焰般的亮点,使观测到的亮度产生变化。追踪亮点的变化可以描绘出黑洞周围时空的情况。
title: 黑洞喷流.
content: 黑洞喷流为超大质量黑洞产生拥有超高准直性的超相对论性喷流。喷流的构成物质以接近平行的束状气流型态强力射出,并以近乎光速的速度跨越了数个星系的距离。其成因推测和黑洞强力的磁场有关,然欲判断切确原因与其构成物质仍待更多观测数据出炉。
title: 实验设计.
title: 观测波长.
content: 因地球与人马座A*皆位于银河盘面上,为避免横亘之间的星际气体及黑洞周遭坠落物质影响观测,必须使用不同于传统VLBI的1毫米以下波长。然地球大气中的水汽会吸收短波长的电磁波,解决方法便是将观测站摆在干燥高地,如位于智利阿塔卡玛沙漠的阿塔卡玛大型毫米及次毫米波阵列(英语:ALMA)与位于南极洲的南极望远镜(英语:SPT)等。但天气糟时仍会连大气层都看不出去。最后观测波长设定在1.33与0.87毫米。在该波长下,银河几乎是透明的。而在该波长下欲达到足以观测事件视界的角解析力,所对应的望远镜口径为几千公里,因此必须倚靠VLBI技术达成目标。
title: VLBI与数据处理.
content: 天文学家利用甚长基线干涉仪(英语:VLBI)技术整合世界各地的电波望远镜,使它们能同时观测同一目标,产生能整合为单一影像的数据。其角分辨率由formula_1决定,其中formula_2为观测波长、formula_3为天线之间的投影距离。两者比值越小,角解析力越高。英语:VLBI技术在电波天文学领域很普遍,然而一般没有事件视界望远镜规模大,不但望远镜数量多、分布也广。  由于每个天文台得到的资料量都非常庞大,无法使用网络传输,而需使用硬盘储存,于观测完毕之后邮寄出去。有些天文台一开始使用常规硬盘储存数据,然而观测台多位于高地,常规硬盘常因气压过低而无法运作。如位于墨西哥内格拉火山顶(海拔4,580米)的大型毫米波望远镜,原本装备的32个常规硬盘中就有28个无法运作。望远镜改装备氦气封装硬盘(英语:Helium-Filled Hard Drives)后,不但因其密封环境不会受气压影响,能储存的资料量也从4TB提升至8TB。硬盘的效能对于英语:EHT能否顺利运作至关重要,因为当望远镜观测时,其每秒产生的数据量是以百亿位元为单位计算的。一次普通的五天观测期间,每座望远镜会搜集约500TB的数据,整个阵列产生的数据约7PB,将装满1000至2000个硬盘。收集到硬盘上的数据必须从各个望远镜透过飞机运送到位于美国马萨诸塞州的MIT海斯塔克天文台以及位于德国波恩的马克斯普朗克电波天文研究所。  在那里,资料将会用约800个由网络连结的CPU组成的相关器(英语:Correlator)——具有专门用途的超级电脑——交叉比对并分析,将各天文台以时间标记的电波信号整合起来。这800个CPU结合其专用的特殊成像软件后,将数据转化为单一影像,因此也被称为「硅透镜」(英语:Silicon Lens)——用数据而非光去生成影像的「透镜」。这些数据分开看将只会是来自黑洞的噪声,只有结合各地的数据才能使它们产生科学用途。其产生的影像分辨率将相当于使用地球口径的望远镜所拍摄的。  成像技术对使用VLBI技术的阵列而言非常重要。通常英语:VLBI阵列收集到能用来进行傅立叶变换的数据相对少,因此仅能使用有限数据和已知限制重建图像,并从多个符合数据的图像中筛选出失真程度最低的。电波干涉仪数据的标准成像算法为CLEAN,该算法已成功在低频率的情况下产生足够质量的干涉图像。但英语:EHT的观测站分布地很散,资料覆盖率低,并不适合使用英语:CLEAN,而是使用了进行可见光干涉观测的社群发展的新算法。
title: 建立模型与电脑模拟.
content: 黑洞本身是很单纯的物体,根据无毛定理,只要质量、电荷、自转三个参数便能完整描述其特性。复杂的是黑洞周遭的环境,有许多数据上显示的特征细节是由环绕黑洞的物质所决定。理论天文物理学家根据广义相对论建立了数学模型与电脑模拟。依爱因斯坦方程序预测,望远镜将观测到近乎圆形的黑洞剪影,也就是事件视界旁明亮外缘与幽暗内缘所形成的对比。看上去将如黑色的背景绕上了一圈流光。若人马座A*拥有事件视界,但剪影形状或大小偏离预测,就代表广义相对论需要修正。
title: 建置过程.
title: 筹备会议.
content: 2012年初,来自世界各地的天文学家在美国亚利桑那州土桑市第一次举行英语:EHT会议,确定组成一个团队,筹划联系全球的电波望远镜以观测黑洞的事件视界,并将该计划定名为「事件视界望远镜」。大多数相关望远镜设施都有代表参与会议,不过尚未确定组织分工和资金来源等细节。当时已有三架分别位于美国加州、亚利桑那州和夏威夷的望远镜完成连线,以1.3毫米的波长观测了几年,并取得银河系中心模糊的影像,判定其具有黑洞的特征。天文学家们希望能将波长降至0.83毫米、并与更多望远镜连线以扩展基线,提高角分辨率。当时全球具有以差不多波长观测的能力、或调整起来相对容易的望远镜数量约有一打。科学家估计需要花几百万美元进行升级、调整一些望远镜的仪器。ALMA的66架电波碟形天线将会是计划的关键之一,它的加入将大幅提升基线。英语:EHT在海斯塔克天文台的研究人员已从美国国家科学基金会获得400万美元的资助,用以帮英语:ALMA装备英语:VLBI设备,预计将于2015年加入全球阵列。科学家也希望能将南极望远镜升级后纳入阵列之中。英语:EHT团队预计在2012年夏天建立谅解备忘录(英语:MOU),但在此之前的测试等工作仍会在相对非正式的安排下进行。
title: 前置作业.
content: 观测的前置作业包含发展及部署次毫米双极化接受器、使英语:VLBI能够在230 – 450吉赫(3.5毫米)运行的高稳定频率标准、更高带宽的VLBI后端和记录器,以及运行新的次毫米英语:VLBI观测站。对参与计划的成员,英语:EHT必须派研究人员前往观测设施,改装它们硬件、安装新的数字信号处理器和数据记录器。2006年第一次接收数据以来,逐渐有许多来自世界各地的天文观测单位加入。经过多年,英语:EHT已从一个松散、资金不足的团队,成长为30多所来自12个国家的大学、天文观测站等研究单位与政府机构参与的国际合作组织。英语:EHT使用Wiki系统架设内部网站,作为研究人员的联络平台。  英语:ALMA的加入对英语:EHT很关键。2014年,科学家在英语:ALMA安装了以氢迈射提供动力的特制原子钟,取代以往使用铷气的时钟以更精准计时。一旦完成,不但英语:ALMA将达到与英语:EHT阵列连线的标准,也成为其中仪器最灵敏的一员。它的加入使整体阵列的灵敏度提高10倍(比哈伯望远镜还高2000倍),使英语:EHT能观测对象大幅增加,并填补北半球和南极望远镜之间的空缺、提高南北向的讯号覆盖率。2015年,英语:ALMA进行英语:EHT阵列中第一次英语:VLBI技术的测试。测试中,英语:ALMA与阿塔卡马探路者实验(英语:APEX)连线形成2公里长的基线,并观测经常被拿来当望远镜测试指标的0522-364类星体。两望远镜透过因特网向海斯塔克天文台传送了5秒的观测数据,以供研究人员确认系统是否正常运作。由于完整的数据量过于庞大,存在硬盘中邮寄去资料处理中心是最快的传输方式。研究团队表示该次测试很成功。  位于南极点的南极望远镜于2015年加入英语:EHT计划。由于其位于地球轴点上和高海拔,拥有很干燥的空气,适合进行长期观测。事件视界望远镜于2015年时已拥有9年的观测数据,但当时的资料仅来自三座参与计划的天线,尚不足以计算出黑洞事件视界的影像。之后陆续将有更多观测台加入英语:EHT阵列的全球电波望远镜网络,计划希望能在法国、格陵兰、美国等地增加站点。该计划预计于2017年摄得银河的超大质量黑洞、人马座A*的第一张影像。
title: 观测计划.
title: 连线观测.
content: 事件视界望远镜计划每年只会进行一次连线观测,时间依各天文台观测排程、天候、以及那个时期人马座A*和英语:M87是否同时在天上而定。2006年为第一次观测,有三座望远镜参与连线。英语:EHT于2007年开始观测人马座A*、2009年开始观测英语:M87,虽然早期角分辨率相对低,数据也产生了许多重要的科学成果。经过多年筹备,近几年事件视界望远镜的技术逐渐达到目标所要求的标准。计划开始以来天文学家持续协调多座望远镜的观测时间,也为各观测站配置观测所需仪器。因观测的波长处于会被水汽吸收的波段,观测受天气影响很大,而大多数英语:EHT站点一般在冬季时会有较稳定的天气。  2017年4月,英语:EHT第一次有够多的参与成员,使阵列达到足以观测事件视界的角分辨率。由哈佛大学「黑洞倡议计划」的办公室改装而成的观测指挥中心会在4月5日至14日、共十天期间,每天开会决定是否进行观测,一共会观测五天。观测的头三个晚上所有观测站的天气和仪器情况都非常好。最后天文学家不得不中断观测两天,让工作人员休息、维护仪器,再完成剩下两天的观测。全球毫米波特长基线阵列(英语:GMVA)更早也在4月1至4日观测人马座A*。其中英语:GMVA将观测重点放在银河系中心区域的吸积和喷流,而英语:EHT则尝试取得黑洞剪影的影像。在此之前,英语:EHT也曾观测过两黑洞周围的环境,然这是第一次加入英语:ALMA和南极望远镜。英语:ALMA为两阵营重要的成员,除了因其为最大、最灵敏的望远镜外,也因其位于南半球。天文学家已能用第一批影像验证某些爱因斯坦重力理论的基本预测,电波天文学家海诺·法尔克(Heino Falcke)并表示这些影像能让黑洞从某种神秘物体,变成可以研究的实体。然而因南极的人员必须在那度过南半球的冬天,硬盘要等到同年十月后才能运出来,整个阵列的数据至少等到该年底或2018年初才会处理完毕并公布观测影像。  未来,天文学家将继续发展能提高分辨率的技术、新的运算方法等,如将观测频率提升至345吉赫,也就是以0.87毫米的波长观测。现在的230吉赫足够观察到黑洞的吸积流,而345吉赫将能看得更深,对光子轨道进行观测。天文学家也希望将来能做出即将消失于黑洞之中的物质绕行事件视界的动态影像。格陵兰望远镜预计于2018年加入EHT,且也希望能加入位于非洲以及太空中的站点。
title: 全球毫米波特长基线阵列.
content: 全球毫米波特长基线阵列(英语:The Global mm-VLBI Array, GMVA)是个类似事件视界望远镜的电波望远镜观测网络,其成员有位于夏威夷的次毫米波阵列望远镜、智利的英语:ALMA(同时也为英语:EHT成员)、美国的绿堤望远镜,以及法国、德国、西班牙、芬兰、瑞典等世界各处的电波望远镜。两个阵营的差别在于GMVA观测波长为3毫米,而英语:EHT在1.3毫米。两者将合作观测人马座A*与M87的黑洞。
title: 成果.
content: 以下列出2006年至2016年的重要观测成果:
title: 计划参与者.
title: 阵列成员.
content: 阵列成员表列如下:  EHT(蓝绿线)与GMVA(黄线)之望远镜阵列分布。其中ALMA和IRAM同时属于两个阵营
title: 合作单位.
content: 英语:EHT于2012年办了第一次会议后,于2014年、2016年也举行了第二、三次的会议,邀请资助英语:EHT计划的组织参与。参与人员会在会议中回顾英语:EHT的目标、理论的改进、数据分析、技术发展、观测策略,以及计划组织等。  官方网站列出的合作单位:
title: 资料来源.
content: 除另行注明外,以下文献皆为英文。

Summary: 事件视界望远镜(英语:Event Horizon Telescope, 英语:EHT)是一个以观测星系中央超大质量黑洞为主要目标的计划。该计划以甚长基线干涉技术(英语:VLBI)结合世界各地的电波望远镜,使许多相隔数十万公里的独立天线能互相协调、同时观测同一目标并记录下数据,形成一口径等效于地球直径的虚拟望远镜,将望远镜的角解析力提升至足以观测事件视界尺度结构的程度。英语:EHT期望借此检验爱因斯坦广义相对论在黑洞附近的强重力场下是否会产生偏差、研究黑洞的吸积盘及喷流、探讨事件视界存在与否,并发展基本黑洞物理学。

Event Horizon Telescope: Das Event Horizon Telescope (EHT, ) ist ein Verbund von Radioteleskopen, um mittels Very Long Baseline Interferometry (VLBI) weit entfernte Schwarze Löcher zu untersuchen. Radioteleskope auf der ganzen Welt nehmen dafür Signale auf, die durch die Schwarzen Löcher verursacht werden. Die sich daraus ergebenden Messreihen werden gespeichert (für Internet-Versand sind die Datenmengen zu groß) und auf Datenträgern (Racks mit Festplatten) zu Computerzentren (wie dem VLBI-Korrelator am Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie) gebracht, wo sie ausgewertet werden. Der große Abstand der Teleskope auf der Erdoberfläche macht dabei eine Winkelauflösung möglich, die weit über jener der einzelnen Radioteleskope liegt.