更清晰的黑洞图像即将问世——甚至可能成为电影

2019 年，随着史上首张黑洞图像 M87*（位于梅西耶 87 星系中心的超大质量黑洞）的发布，世界上大多数人开始关注事件视界望远镜 (EHT) 项目。然而，EHT 实际上于 2009 年开始运行，其 15 年的服务代表着对甚长基线干涉测量 (VLBI) 的稳步改进过程，而甚长基线干涉测量 (VLBI) 是 EHT 图像背后的技术。

到目前为止，这一过程主要涉及充分利用 EHT 的现有能力。然而，正如 8 月 27 日发表在《天文学杂志》上的一篇新论文所述，这些能力的重大升级迫在眉睫。该论文报告了对频率为 345 GHz 的光的成功测试观测，这比 EHT 目前运行的 230 GHz 有了显著的改进。这是 VLBI 测量高频光的能力几十年来首次得到提升，这是提高 EHT 未来图像质量的关键因素。

能够以 345 Ghz 的频率捕捉图像将使 EHT 能够拍摄 M87* 等遥远物体的更清晰图像；创建合成多色图像；并且一旦 EHT 的计划升级完成，可能还能拍摄这些物体的电影。论文附带的材料包括这些合成图片可能看起来的样子的模拟。

论文第一作者、EHT 项目创始负责人 Shepherd Doeleman 告诉《大众科学》 ，这一进展堪比成功登月道路上的重要里程碑之一：“这就像阿波罗 8 号，它让弗兰克·博尔曼、詹姆斯·洛弗尔和威廉·安德斯绕月飞行，并为我们留下了著名的蓝色弹珠照片。[我们还有] 路要走，但我们已经快到了。”

VLBI 的工作原理是使用全球望远镜阵列，每个望远镜都对准同一物体。每个望远镜之间的距离意味着来自该物体的光将在略有不同的时间到达每个传感器。这意味着该光的波前将在其周期的略微不同点到达每个望远镜。将望远镜的图像组合起来会产生干涉图案，然后可以使用该图案重建单个图像，其细节水平高于任何单个望远镜可测量的细节水平。由于 VLBI 允许多个天文台充当单个大型望远镜，因此 EHT 经常被描述为“地球大小的望远镜”。

任何望远镜的一个基本原理是，有两个关键因素决定了它分辨远距离物体的能力：它的大小和它能测量的光的频率。虽然 EHT 的性质使它比基本的光学望远镜复杂得多，但这个原理保持不变——正如随附声明所指出的那样，“由于 EHT 的大小已经和我们的星球一样大，因此提高地面观测的分辨率需要扩大它的频率范围。”

然而，做到这一点极具挑战性。M87* 的图像和三年后发布的类似图像，即位于银河系中心的超大质量黑洞人马座 A*，都是使用波长为 1.3 毫米的光生成的，相当于 230 GHz 的频率。（光的波长越小，频率越高，因为波峰之间的距离越小，意味着在给定的时间内有更多的峰值可以到达传感器。）

几十年来，这一波长一直代表着 VLBI 的前沿；首次在这一级别的测量是在 1989 年进行的，正如论文所解释的那样，提高 EHT 分辨率的大部分工作是通过增加其望远镜阵列的规模以及提高这些望远镜传感器的灵敏度来完成的。

这就是这篇新论文如此重要的原因：它描述了 25 年来可测量 VLBI 波长的首次改进。作者报告了在 870 µm（0.87 mm）处进行的多次成功测量，这对应于 345 Ghz 的频率。这使 EHT 的角分辨率提高了约 50%，使其能够捕捉比 1.3mm 更清晰、更详细的图像。它还允许将新的、更清晰的图像与在更大波长处拍摄的图像相结合，以创建复合多色图像。

这篇论文还解释了为什么波长超过 1.3 毫米会如此困难。地球大气层吸收的 870µm 光比 1.3 毫米光多，这意味着到达 EHT 阵列传感器的低波长光更少。大气干扰还意味着到达地面的光噪声更大、衰减更严重——更糟糕的是，望远镜的效率在较高频率下会降低。

这些挑战通过技术进步得以克服——该论文引用了“超导体-绝缘体-超导体 (SIS) 连接点的稳步改进”，这“构成了增加带宽和 [接收器] 灵敏度的基础”，对 870 µm 测试观测的成功至关重要。然而，鉴于 EHT 的性质是“独立天文台的共同、国际努力”，它还强调了全球合作和沟通的重要性。成功实现 870 µm 测量的关键因素之一比太空时代的技术更为平淡：那就是确保每次观测都在最佳天气下进行。

计划中的 EHT 升级项目统称为“下一代 EHT”（ngEHT），将更加依赖全球合作，为阵列增加更多观测站，并允许使用多种波长来生成同一张图像。Doeleman 表示，这一结果是“迈向全彩色、高清黑洞电影的垫脚石……这是非常大的一步！”