电影《星际穿越》当中的黑洞，周围的亮环是由气体构成的吸积盘。
新闻背景
我们有很多关于黑洞的想象图，但是由于人类望远镜观测能力的限制，我们从来还没有看到过黑洞的真实模样。
麻省理工学院的科学家们开展了一项被称为“视界面望远镜”的项目，希望通过联合世界上众多已经建好的射电望远镜，形成一个巨大的地球尺寸的望远镜网络，从而对银河系中心的超大质量黑洞直接成像。这个项目即将在今年4月份开始第一次观测。
2014年底的时候，一部叫做《星际穿越》的电影火遍全球。影片当中，让人印象深刻的场景很多，而对于专门从事黑洞研究的我而言，印象最为震撼的莫过于对黑洞的直接表现：巨大的黑洞被一个明亮的气体环所围绕。尽管这只是电影，但为了真实再现和还原黑洞及其周围的场景，在世界著名的相对论物理学家基普·索恩的指导之下，电影制作方花了好几个月的时间，在超级计算机上计算黑洞周围气体的运动。因此这很可能是非常接近于现实当中的黑洞图景。
但是，由于人类望远镜观测能力的限制，到目前为止，我们从来还没有看到过黑洞的真实模样。对于尺度微小的黑洞而言，要想直接看到它，依靠目前单个的望远镜还远远不够。电影当中的图景是否真实？这也是天文学家一直梦想知道的。
在过去的大约10多年时间里，麻省理工学院的科学家们联合了世界上一些其他研究所的科学家，开展了一项被称为“视界面望远镜”的项目，希望通过联合世界上众多已经建好的射电望远镜，形成一个巨大的地球尺寸的望远镜网络，利用最为先进的干涉技术，从而对我们银河系中心的超大质量黑洞直接成像。
借助围绕其旋转的气体盘 我们曾经“看见”黑洞
在宇宙中，黑洞可以说是最为致密的一种天体，是一种连最灵动的光都跑不出去的天体。黑洞的结构也是异常的简单，几乎所有的质量都集中在最中心一个被称之为“奇点”的地方。这个“奇点”会在其周围形成一个强大的引力场，使得一定区域中的光线都不能逃脱。这个光线不能逃脱的临界半径就被称为“视界面”。顾名思义，也就是视线所能到达的界面。
目前比较确认的黑洞可以分为两大类，一类叫做恒星量级的黑洞，它们的质量和太阳差不了太多，从3个太阳质量一直到100个太阳质量；另外一类黑洞，它们的质量从几十万到几十亿甚至上百亿个太阳质量。对于前一类恒星量级的黑洞，目前的科学研究和观测发现它们是由大质量恒星的塌缩形成的。而后一类黑洞通常认为是恒星量级黑洞在宇宙早期合并，然后经过长时间的气体吸积过程而形成的。
在我们的银河系当中，根据理论推算，应该存在着差不多上千万个恒星量级的黑洞，然而自上世纪60年代第一个黑洞候选体被发现以来，我们却只确认了大约20多个黑洞，当然还有四五十个候选体，那么其它的恒星量级的黑洞在哪里呢？我们为什么没有发现更多黑洞？
这还需要从黑洞本身讲起。我们提到了黑洞是一种连光都逃脱不了的天体，既然自身不发光，那么就很难探测到它了。所以我们只能够借助于一些其它的方式来探测黑洞。在某些时候，恒星量级的黑洞会存在于一个恒星周围，那么在这个时候会将周围恒星的气体撕扯到其周围，产生一个围绕其旋转的气体盘，在天文学当中这个气体盘也被称为吸积盘。气体之间会相互碰撞摩擦，从而产生非常明亮的辐射和光，从而能够被我们探测到。另外当吸积的气体过多时，一部分气体在掉入到黑洞之前，因为磁场的作用，会沿着转动的方向将这些气体抛射出去，这些高速喷射而出的粒子在磁场的作用之下，也会产生非常强的辐射和光，这个沿着转动轴方向抛射出去的气体，被称为喷流。正是依赖于这两种黑洞周围的电磁现象，我们可以间接地知道黑洞的存在。
但最终要真正确认一个天体是否是黑洞，最直接的证据就是直接观测到它（对于黑洞而言，就是探测到视界面的存在）。尽管2015年9月首次直接探测到的引力波验证了黑洞视界面的存在，但是引力波相当于声音，而电磁波相当于眼睛，但是由于电磁观测能力的限制，我们不能直接看到视界面的存在与否，所以目前通常采用的是测量质量的方式。也就是说，如果一个致密天体的质量大于3个太阳，我们就可以比较确信其为黑洞。质量测量的方式比较简单，只要测量了周围天体与中心天体的距离和其转动速度，然后利用简单的物理知识，就可以求得中心天体的质量。
银河系中心超大质量黑洞 20年追踪测得质量：410万个太阳
那么对于另外一类超大质量黑洞呢？目前的观测认为，它们是存在于星系的中心，通常每一个星系会存在一个。这些黑洞周围也会有吸积盘和喷流产生。
确认我们银河系中心存在着黑洞，其实也是花费了很大的气力。为了精确测量银河系中心黑洞的质量，需要找到尽可能距离黑洞非常近的一些恒星，通过监测它们的运动轨迹从而来推断中心黑洞的质量。然而实际的困难在于，在银河系中心的微小区域内，限于望远镜的分辨率，如果不借助于大口径的望远镜，我们是很难找到那些恒星的。
除此之外，银河系的中心还存在着大量的气体尘埃，光学波段很难穿透其中一探究竟，还必须使用穿透性能比较强的红外波段或者频率更低的波段。最后，还有一个很重要的因素，那就是必须要消除大气湍流对于观测的影响。就像流水很难让我们看清水底的石头一般，大气湍流让我们很难精确追踪恒星的位置。
上世纪90年代初，马克斯·普朗克地外物理研究所的莱因哈特·根舍做了最早的尝试。他和他的同事利用欧洲南方天文台口径为3.5米的新技术望远镜，在距离黑洞0.13光年到1.3光年的范围之内，找到了39颗恒星，并且对这些恒星进行了从1994年到1996年大约两年的运动轨迹观测，从而得到了黑洞的大概质量为240万个太阳质量。因为观测时间比较短，而且望远镜口径比较小，所以测量的质量误差比较大。
与此同时，身处美国加州大学洛杉矶分校的安德莉亚·盖孜教授，也在进行着类似的观测工作，使用了当时世界上口径最大的10米凯克望远镜。另外，自上世纪90年代初开始，本来用于美国军方的自适应技术得以解密，使得盖孜能够将这种技术应用到天文观测中，从而对大气湍流效应做出改正。利用更好的技术和望远镜，盖孜教授对这些恒星的运动做了更为精确的测量。经过将近20年的努力，终于对中心黑洞的质量做了精确测量，为410万个太阳质量。
“视界面望远镜”计划
能“看见”银河系中心黑洞？
尽管通过上面所说方式，我们也知道了银河系中心黑洞的质量，但也仅仅是从理论的角度推测中心为一个巨型黑洞，我们还从来没有真正看到过黑洞。俗话说“眼见为实”，给黑洞成像，是天文学家们一直以来的追求。
这个时候，真正的困难来了。之前在测量恒星位置的时候，因为恒星距离黑洞还是比较远的，所以利用单个望远镜就足够了。相比较恒星距离到黑洞的尺度，黑洞自身的尺寸要远远小得多(至少是十万分之一)，所以利用单个镜面很难完成。这个时候就需要利用多个不同望远镜进行观测，最后将数据进行合并分析的干涉技术。在这种情况下，望远镜的分辨率取决于望远镜之间的距离，而非单个望远镜口径的大小。
这种技术在射电波段已经非常成熟，比如全球著名的VLBI望远镜干涉阵列，就是利用了这个技术。而“视界面望远镜”计划，也是利用同样的干涉技术，不过它是在射电波段的最短波长端（亚毫米波）进行观测。从技术的角度而言，波长越短，技术难度越高。
视界面望远镜已经准备就绪，在其开始进行观测时，希望能够实现下面的几个目标：
首先，验证广义相对论。广义相对论从理论上预言了一个大致圆形、由光子构成的黑洞影子。那么如果我们到时能够观测到这个影子，就能够将观测和理论相比较，从而验证理论的正确与否。
其次，在黑洞周围，通常会有大量的气体存在，并且被黑洞吸引到其周围形成所谓的吸积盘。但是因为缺乏观测，对于具体的吸积过程还是缺乏了解。所以如果能够观测，将对于我们理解黑洞的吸积过程有极大的帮助。
尽管这些对于我们的生活没有什么直接的影响，但是对于人类的黑洞探索却具有重要的科学意义。这个激动人心的时刻即将到来，让我们翘首以盼吧。
（苟利军 作者为国家天文台研究员，中国科学院大学教授）
