這是人類第一次凝視曾經只存在於理論中的天體 —— 黑洞，一種體積極小、質量極大的天體，如同一個宇宙“吞噬之口”，連光也無法逃逸。
從 18 世紀末“暗星”概念的誕生，到愛因斯坦場方程的推理，再到美國物理學家羅伯特 · 奧本海默發表第一篇關於黑洞的學術論文 …… 正因人類仰望星空的努力從未停止，我們才能站在無數巨人的肩膀上，看到當初他們奮力想看卻無法企及的景象。
據新華社電 北京時間 10 日晚 9 時許，包括中國在內，全球多地天文學家同步公佈首張黑洞真容。這一由 200 多名科研人員歷時 10 餘年、從四大洲 8 個觀測點“捕獲”的視覺證據，有望證實愛因斯坦廣義相對論在極端條件下仍然成立。
首張黑洞真容
露出真容的黑洞，位於室女座一個巨橢圓星系 M87 的中心，距離地球 5500 萬光年，質量約為太陽的 65 億倍。它的核心區域存在一個陰影，周圍環繞一個新月狀光環。
百餘年前，愛因斯坦的廣義相對論率先對黑洞作出預言，從此成為許多科幻電影的靈感源泉。這次通過分佈全球的觀測點組成一個口徑如地球大小的虛擬望遠鏡 —— 黑洞事件視界望遠鏡，順利實現在 1.3 毫米波長的觀測，並經過長期的數據分析，成功“捕獲”黑洞的影像。
黑洞照片為何有點糊
湖南師範大學物理與電子科學學院陳松柏教授向瀟湘晨報記者介紹，模糊的原因有：望遠鏡的分辨率、星際氣體的消光效應等。
另外，照片中黑洞周圍光的顏色是科學家根據光的強度分佈添加上去的。由於多普勒效應，遠離我們運動的物質發的光亮度偏暗，向我們運動的物質發的光偏亮。正如火車向我們駛來時其汽笛聲的聲調變高，而離開時其聲調變低。因此，由此可以判斷黑洞周圍物質繞黑洞的運動方向。
銀河系中心黑洞周圍氣體的活動沒有 M87 的強，產生的射電電磁波沒有 M87 的強，從而影響了它的成像，此外，銀河系的星際氣體的消光效應也比較強。
“由於黑洞陰影的精細結構沒有拍出來，因而儘管可以初步估測出黑洞的一些參數（如質量和旋轉參數）和愛因斯坦的廣義相對論預測的一致，但為其它引力理論留下了一些存在的空間。”陳松柏表示，黑洞照片主要價值在於拍到黑洞視界的形狀和大小，進而可以判斷確定黑洞的參數（如旋轉參數、質量）以及黑洞周圍的磁場等，可以揭秘黑洞從吸積盤吞噬物質的過程以及黑洞噴流的直觀圖像，還可幫助我們鑑別不同的引力理論，加深對宇宙的起源、演化及其加速膨脹等問題的理解，有助於人們揭開宇宙起源這一謎團。
照片為何要“沖洗”近兩年
天文學家們根本“看不到”黑洞，他們是怎麼確定“黑洞就在那裡”的呢？
科學家們只能夠採用一些間接方式來探測黑洞 —— 比如觀察吸積盤和噴流。
在某些時候，恆星量級（從 3 個太陽質量到 100 個太陽質量大小）的黑洞會存在於一個恆星周圍，將恆星的氣體撕扯到它自己身邊，產生一個圍繞黑洞旋轉的氣體盤，即吸積盤。當吸積氣體過多，一部分氣體在掉入黑洞視界面之前，在磁場的作用下被沿轉動方向拋射出去，形成噴流。吸積盤和噴流兩種現象都因氣體摩擦而產生了明亮的光與大量輻射，所以很容易被科學家探測到，黑洞的藏身之處也就暴露了。
為黑洞拍攝照片的儀器叫視界望遠鏡，它是由位於美國、墨西哥、智利、法國、格陵蘭島和南極的天線組成觀測陣列，包括 8 處獨立的大型天文望遠鏡陣列。
這 8 個陣列構成的望遠鏡網絡相當於一個口徑很大的望遠鏡，因而整體上提高了分辨率。
項目組的科研團隊對望遠鏡陣列收集到的關於黑洞的海量數據信息進行分析和彙總，勾勒出黑洞的圖像。
在每一個觀測中心，科學家們將利用提前校對好的原子鐘時間，對每一個電磁波到達的時間進行分別標定和存盤，等到觀測結束之後再彙總比較。舉例子，很多小夥伴，每人手裡拿一面小鏡子分散開，用鏡子把反射太陽光的那個光斑匯聚到一點上，這時候，所有的鏡子其實就是組成了一個巨大的拋物面，只要協調好時間，調整好每一架望遠鏡的接收角度，把收到的數據最後彙總起來即可。
“其成像原理與光學望遠鏡相似，只是它的工作波段在射電毫米波段，保證瞭望遠鏡的靈敏度。”陳松柏說。
陳松柏告訴記者，用望遠鏡觀測黑洞就跟站在地球上看放在月球表面的蘋果一樣，分辨率要求很高。
此外，視界望遠鏡的觀測數據是非常龐大的。
一個望遠鏡每晚產生的數據為 2PB（200 萬 GB），8 處獨立的大型天文望遠鏡陣列的觀測數據更加巨大，位於美國和德國的兩個數據中心的大型計算機集群再對其進行分析和處理、最終合成並得出黑洞的照片，這一分析所需的時間少則半年，長則數年。
陳松柏稱，視界面望遠鏡目前是地面上最先進的觀測望遠鏡，它還可用於其它更多宇宙事件的觀測，將提升人類對宇宙的直接觀測能力，也會帶來更多前所未有的科學成果。
為何選中本次亮相的黑洞
陳松柏稱，以我們的銀河系為例，根據理論推算，銀河系中應該存在著上千萬個恆星量級的黑洞，可到目前為止，我們只確認了 20 多個黑洞的存在，此外，還有四五十個黑洞候選體。亮相的兩個黑洞分別來自於銀河系中心黑洞 SgrA* 及位於星系 M87 中的黑洞。之所以選擇這兩個目標，而不是銀河系中更近的恆星級黑洞，是因為它們的視界從地球上看足夠大。
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：銀河系人馬座 A 星，室女座星系 M87 中心黑洞等。有時也以觀測到的內容來命名，如 :GW150914 信號源黑洞等。
黑洞會吸收周圍的物質，並與周圍的星體發生碰撞合併成新的黑洞，同時向外噴射物質。但是，這些黑洞離地球非常遙遠，照片中超大質量人馬座 A* 黑洞距離地球 2.6 萬光年，另一個黑洞距離我們 6 千萬光年，因而對人類的生活目前沒有危害。至於其直接的利用價值，目前還不清楚。
從何而來
黑洞如何形成的
中國科學院國家天文臺研究員陸由俊對記者說：“目前比較明確的是恆星級質量的黑洞是恆星塌縮的遺骸；而大質量黑洞則有可能由其它機制產生的中等質量黑洞吸積物質長大而成。”
所有的恆星都是核聚變反應爐，在其中，輕元素（主要是氫）聚合成重元素。核聚變過程提供了恆星一生的大部分能量。不過，最終，核燃料耗盡，由中心產生的能量再也無力對抗外殼巨大的重量，引力開始起主宰作用。
1928 年，印度研究生薩拉 · 瑪尼安 · 錢德拉塞卡乘船來英國劍橋學習天文學。在來英途中，錢德拉塞卡算出在耗盡所有燃料之後，多大的恆星可以繼續對抗自己的引力而維持自己 —— 這就是所謂的“錢德拉塞卡極限”，約為 1.44 倍太陽質量。
陸由俊解釋說：“這一值對大質量恆星的最終歸宿具有重大意義。一般來說，如果一顆恆星的質量不到太陽質量的 9 倍，最終會形成白矮星；9-25 個太陽質量左右的恆星會演化至超新星爆發，再最後塌縮為中子星；而約 25 個太陽質量之上的恆星會形成黑洞。”
當這一恆星收縮到某一臨界半徑（“史瓦西半徑”，以德國物理學家、天文學家卡爾 · 史瓦西的名字命名，他是使用愛因斯坦廣義相對論方程證明黑洞的確能夠形成的第一人）時，其表面上的引力變得如此之強，以至於光線再也逃逸不出去。
根據相對論，沒有東西能行進得比光還快。如果光都逃逸不出來，其他東西更不可能：所有東西都會被引力場拉回去。這樣，就出現了一個事件的集合或時空區域，光或任何東西都不可能從該區域逃逸而到達遠處的觀察者 —— 我們將這一區域稱謂黑洞，將其邊界稱作事件視界。
“飲食”習慣
有些來者不拒，有些很挑食
據物理學家組織網 4 月 6 日報道，一些黑洞是貪婪的貪食者，吸入大量氣體和灰塵；而其他黑洞則很挑食。
比如，此次 EHT 任務的主要目標，位於銀河系中央的“人馬座 A* ”似乎就很挑食，儘管其質量為太陽質量的 400 萬倍，但它的吸積盤卻出人意料地暗淡。吸積盤由氣體、彌散物質等組成，圍繞黑洞或中子星轉動，遠遠看去，就像一個扁平的盤子。
而此次 EHT 觀察的另一個目標，即 M87 星系中的黑洞，則是一個貪婪的食客，其質量介於 35 億至 72.2 億太陽質量之間。它不僅擁有一個非常明亮的吸積盤，而且，它還噴射出明亮、快速的帶電亞原子粒子流，這一粒子流延伸約 5000 光年。
同樣是超大質量黑洞，為什麼“貪吃”的程度差別如此巨大？這一問題一直以來都是困擾天體物理學家的難題。
陸由俊解釋說：“原因是不同星系核心的環境不一樣。有的星系的中心由於受到諸如星系碰撞過程等的擾動，氣體沉積到中心黑洞附近，為黑洞提供了豐富的食物，以至於它們可以大快朵頤；而有的星系中心區域則比較平穩，只有少量氣體能夠到達黑洞附近，使得黑洞不得不淺斟慢酌。”
終極命運
或隨時間蒸發殆盡
1973 年，霍金在研究中發現原來“黑洞不黑”。原本經典理論上“一毛不拔”的黑洞在黑洞量子力學中，也可以通過一定的機制發射黑體輻射，這就是霍金輻射。
但我們又知道，任何東西都不能從黑洞的事件視界之內逃逸出來，黑洞怎麼可能發射粒子呢？
霍金在《時間簡史》中解釋稱，黑洞中“空虛的”的空間充滿虛粒子反粒子對。它們被一同創生，相互離開，然後再回到一起並且湮滅。如果黑洞存在，帶有負能量的虛粒子落到黑洞裡可能會變成實粒子或者反實粒子。這種情形下，它不再需要和它的伴侶相互湮滅了。它被拋棄的伴侶可以落到黑洞中去。或者由於它具有正能量，也可以作為實粒子或反實粒子從黑洞的鄰近逃走。
而且，黑洞的質量越小，其溫度就越高。這樣，隨著黑洞損失質量，它的溫度和發射率增加，導致其質量損失得更快。因此，小質量的黑洞，霍金輻射強，它們很快就會蒸發掉，一個 10"15 克的黑洞被蒸發掉所需的時間與宇宙的年齡相仿。
由於逃離黑洞的輻射過於捉摸不定，因此“霍金輻射”很難得以證實。不過，據媒體報道，來自美國和以色列的兩個獨立研究團隊稱，他們發現了足以支持“霍金輻射”理論的明確證據。
來源：瀟湘晨報（xxcbwx）綜合新華社、科技日報
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