M87*

M87*
事件視界望遠鏡获得的M87*的1.3毫米连续谱图像
基本信息
类型	超大质量黑洞
星座	室女座
寄主	室女A星系
观测资料（J2000 历元）
赤经	12h 30m 49.4233s
赤纬	+12° 23′ 28.043″
紅移	0.00428 ± 0.00002
距离	17.0 ± 0.4 Mpc
光环直径	42 ± 3 μas
物理特性
质量	$(6.5\pm 0.7)\times 10^{9}$ $M_{\odot }$
参见：黑洞、黑洞列表

M87^*是室女A星系（M87）中心的超大质量黑洞。2019年4月10日，事件視界望遠鏡（EHT）项目组公布了M87^*在波长1.3毫米处的观测图像，为人类首次获得可分辨的黑洞图像。观测结果显示，M87^*与廣義相對論预言的克尔黑洞一致，从而使爱因斯坦的理论再一次得到验证。这一观测结果也首次直接证明了星系中心超大质量黑洞的存在，作为活动星系核的动力来源（EHT 合作组 2019a）。

背景

参见：黑洞、超大质量黑洞和活动星系核

黑洞是是廣義相對論的基本预言之一（爱因斯坦 1915）。黑洞的一个典型特征就是它的事件視界，是一个光线都无法逃出的球形边界（史瓦西 1916）。时至今日，黑洞的形成依然是研究广义相对论和量子力学基本问题的重点（霍金 1976；Giddings 2017）。

黑洞的质量大小不一。有的黑洞的质量和恒星的质量相当（若干倍太阳的质量），它们被X射线（Remillard & McClintock 2006）和引力波（Abbott et al. 2016）的观测结果所证实。而超大质量黑洞，其质量可达$10^{5}$至$10^{9}$倍太阳质量，被认为存在于几乎所有的星系中（例如 Kormendy & Richstone 1995；Miyoshi et al. 1995），包括银河系（Gravity 合作组 2018）和M87星系（Walsh et al. 2013）。

活动星系核（英語：active galactic nuclei；AGN）是一些星系中心亮度非常高的核心。一个活动星系核可以比它所在的星系中所有的恒星加起来还亮。有些活动星系核是宇宙中最亮的、稳定发光的天体，被称为类星体。类星体之所以这么亮，被认为是通过其中心的超大质量黑洞吸收周围的物质，形成一个几何上比较薄、光学上比较厚的吸积盘，来发光的（Shakura & Sunyaev 1973；Sun & Malkan 1989）。而与之相对的，在我们的银河系和很多银河系周边的星系（包括M87）中，超大质量黑洞的吸积率不高，但吸积流的温度较高（袁峰 & Narayan 2014）。

在很多活动星系核中可以观测到方向性很好的相对论性喷流。这种喷流的动力来源，可以通过穿过黑洞的磁场提取黑洞的转动能（Blandford & Znajek 1977），也可以通过吸积（Blandford & Payne 1982）。像M87这样的低光度活动星系核（英語：low-luminosity active galactic nuclei；LLAGN；何子山 1999）中黑洞事件视界附近的辐射主要是在射电和红外波段很强的同步辐射。这种辐射可能由吸积流（Narayan et al. 1995）或者喷流（Falcke et al. 1993）产生，或者两种因素都有（袁峰等人 2002）。

寄主星系

主条目：室女A星系

M87^*的寄主星系M87（室女A星系）是位于室女座星系團中心的椭圆星系，也是该星系团中最著名的星系。柯蒂斯 (1918)发现了M87中的一个线状结构，这种线状结构后来被巴德 & 闵可夫斯基 (1954)称为“喷流（英語：jet）”。M87的喷流被发现在射电波段的辐射很强，而这一射电源被称为室女A（英語：Virgo A；博尔顿等人 1949）。室女A喷流产生于4000万年前，长达 65 kpc，喷射动能达$10^{42}\sim 10^{45}$ erg/s（de Gasperin et al. 2012；Broderick 2015）。喷流的源头有一个紧凑的射电源（Cohen et al. 1969），而且在很多其他低光度活动星系核中也发现了相似的紧凑结构，被认为是这些星系超大质量黑洞的所在地（Nagar 2005）。

光环

一个黑洞的史瓦西 (1916)半径，也就是一个不旋转的史瓦西黑洞的事件视界半径，为$R_{S}=2r_{g}$，其中$r_{g}\equiv GM/c^{2}$是黑洞的一个特征尺度。一个史瓦西黑洞的光子俘获半径$R_{c}$比它的史瓦西半径大，为$R_{c}={\sqrt {27}}r_{g}\approx 5.2r_{g}$。 当光线与黑洞中心的距离$b<R_{c}$时，光子会被吸入黑洞（希尔伯特 1917）；当$b>R_{c}$时，光子可以逃离到无限远；$b=R_{c}$时，光子会沿着以$R_{c}$为半径的不稳定的圆形轨道运动，形成一个“光环”。 在克尔 (1963)度规下，黑洞产生旋转，$R_{c}$随着光线相对于黑洞旋转方向的变化而变化，观测到的光环也不再是标准的圆形（Bardeen 1973）。这个变化不大（$\lesssim 4\%$），但是可以被观测到（Takahashi 2004；Johannsen & Psaltis 2010）。

Luminet (1979)通过数值模拟展示了一个拥有几何上比较薄、光学上比较厚的吸积盘的黑洞（正如M87^*和其他低光度活动星系核），在观测者的眼中会呈现为一个暗影和暗影周围的亮环。实际观测到的光环是经过黑洞的引力透镜效应放大的，其直径与黑洞的光子俘获半径$R_{c}$成正比，具体比例与很多因素有关，如望远镜的角分辨率、黑洞的旋转方向以及辐射区的大小和结构。更多的数值模拟已经建立了很多事件视界附近的观测效果模型（Dibi et al. 2012；Porth et al. 2017；Ryan et al. 2018）。这些模型可以用来与实际观测结果对比，来验证广义相对论或者其他引力理论，甚至非黑洞理论。

成像

M87^*和银河系中心的黑洞人馬座A*对地球上的观测者来说是光环最大的黑洞（Johannsen et al. 2012），因此成为人类获取第一张黑洞图片的首要目标。即便如此，他们的光环也只有几十个微角秒（英語：micro arc second；$\mu \mathrm {as}$；$1\mu \mathrm {as} =1/3600\times 10^{-6}$度），因此需要分辨能力极高的望远镜。望远镜的分辨能力与望远镜的口径成正比，与观测的波长成反比。望远镜的口径，对单独一台望远镜来说，是物镜的直径；对于多个望远镜组成的干涉阵来说，是相距最远的两个望远镜之间的距离，又称基线（Rohlfs & Wilson 2004；EHT 合作组 2019a）。因此，通过由射电望远镜组成的基线很长的干涉阵（VLBI），可以实现对黑洞光环的分辨（Falcke et al. 2000）。事件视界望远镜就是这样的一个望远镜阵。它通过选择位于地球不同位置的望远镜实现几乎达到地球直径的基线，而且选择1.3毫米或更短的波长观测，以实现超高的分辨能力（EHT 合作组 2019b）。

观测

参与2017年4月M87^*观测的八台EHT望远镜分布。实线连接的为参与M87^*成像及校准观测的望远镜对；虚线连接的为仅参与M87^*图像校准观测的望远镜对。（EHT 合作组 2019a, 2019c, Figure 1）

参见：事件視界望遠鏡

在事件视界望远镜之前，已经有部分VLBI干涉阵对M87^*进行了观测，测得光环直径约为 $\sim 40\mu \mathrm {as}$，但无法分辨出光环内的暗影（Doeleman et al. 2012；Akiyama et al. 2015）。2009年起，事件视界望远镜团队开始了将VLBI应用到1.3毫米及更短波长的研究（Doeleman et al. 2009；EHT 合作组 2019b）。

事件视界望远镜项目组织八台望远镜于2017年4月5、6、10、11日分别同时对M87^*进行观测。各望远镜每次对M87^*曝光3至7分钟，每天曝光7至25次。每1至3次对M87^*的曝光后，都会再转向类星体 3C 279 并对其曝光相似的时间，以进行流量校准。其中有七台望远镜既参与了M87^*成像观测，也参与了校准观测；而有一台望远镜（南极望远镜）因地理位置原因只参与了校准观测。

参与M87^*成像及校准观测的望远镜有：

• 智利阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列（英語：Atacama Large Millimeter/submillimeter Array；ALMA）
• 智利阿塔卡馬探路者實驗（英語：Atacama Pathfinder Experiment；APEX）
• 墨西哥大型毫米波望遠鏡（英語：Large Millimeter Telescope；LMT）
• 西班牙韋萊塔峰（西班牙語：Pico Veleta；PV）上的 IRAM 30米望遠鏡
• 美国亞利桑那州亚毫米望远镜（英語：Submillimeter Telescope；SMT）
• 美国夏威夷州麦克斯韦望远镜（英語：James Clerk Maxwell Telescope；JCMT）
• 美国夏威夷州次毫米波陣列望遠鏡（英語：Submillimeter Array；SMA）

仅参与M87^*图像校准观测的望远镜有：

• 南极洲南极望远镜（英語：South Pole Telescope；SPT）

参与M87^*成像的最长基线达 10,700 千米，对应分辨率达 $\sim 25\mu \mathrm {as}$。对于含有ALMA的基线，灵敏度达 $\sim 1$ mJy；而其他基线的灵敏度约为 $\sim 10$ mJy（EHT 合作组 2019c）。

数据处理

事件视界望远镜的数据处理（亦即数据压缩）的流程（英文）。展示了从数据记录到参数估计的过程，数据量由PB级逐渐压缩至GB、MB级。（EHT 合作组 2019c，Figure 3）

观测时，各望远镜的频率范围以ALMA为基准。观测完成后，每个中间频率（英語：intermediate frequency；IF）谱带的数据被分为低频带（英語：low-band）和高频带（英語：high-band）两部分，其中低频带数据被运送至美国麻省理工学院的海斯塔克天文台进行处理，高频带数据被运送至德国的马克斯·普朗克射电天文研究所进行处理（EHT 合作组 2019b）。处理时，将各望远镜收集的PB级原始数据进行相干，使数据量缩减至GB级。这一过程使用三种软件分别独立进行，并得到一致的结果。三种软件分别为海斯塔克天文台后外理系统（英語：Haystack Observatory Postprocessing System；HOPS；Blackburn et al. 2019）、美国国家射电天文台的通用天文软件应用（英語：Common Astronomy Software Applications；CASA；McMullin et al. 2007）和天文图像处理系统（英語：Astronomical Image Processing System；AIPS；Greisen 2003）。之后对数据进行流量校准，使数据量缩减至MB级（EHT 合作组 2019c）。

成图

成图（英語：imaging）是根据范西特-泽尼克定理（van Cittert 1934；Zernike 1938）将射电干涉阵收集的数据经过傅里叶变换转化为被观测天体在空中的实际辐射流量的过程。成图的算法可分为两类。一类是逆向建模（英語：inverse modeling，即对数据进行傅里叶逆变换），如洁化（英語：CLEAN；Högbom 1974；Clark 1980）等去卷积方法。另一类是正向建模（英語：forward modeling，即对试探图像进行傅里叶正变换后与真实数据对比），包括正规化极大似然法（英語：regularized maximum likelihood；RML）如经典的最大熵法（英語：maximum entropy method；MEM；Narayan & Nityananda 1986）。对于M87^*的成图，研究团队被分为四个小组，其中两个小组使用逆向建模的洁化法，另两个小组使用正向建模的正规化极大似然法。四个小组分别独立地完成成图，均得到一个直径约为$40\mu \mathrm {as}$的南部较亮的圆环，但圆环的切向轮廓、厚度和亮度等各不相同。

四个小组分别独立生成的M87^*图像，其中左侧两图是使用正规化极大似然法（RML）成图，右侧两图是使用洁化法（CLEAN）成图。（EHT 合作组 2019d，Figure 4）

之后，研究人员模拟了相同观测条件下四种不同形状的辐射源的射电观测：一个均匀的圆环、一个新月状的圆环、一个圆盘和两个高斯圆点。对这四个模拟的观测分别采用三种程序脚本进行成图，其中两种为极大似然法（RML；脚本分别称作 eht-imaging 和 SMILI），一种为洁化法（CLEAN；脚本称作 DIFMAP）。通过对不同参数下模拟观测的成图与真实情况进行比较，来确定三种脚本的最佳参数，之后利用这些最佳参数对M87^*进行成图，三种方法给出的图像差别大大减小。最后，对三种脚本所得的图像取平均值，得到最终的成图结果。（EHT 合作组 2019d）

对三种成图脚本（DIFMAP、eht-imaging 和 SMILI）的结果取平均所得的最终成图结果。四个子图分别为四月5、6、10、11日观测的结果。（EHT 合作组 2019d，Figure 15）

参见

• 人馬座A*：银河系中心的黑洞