M87*

M87*
事件視界望遠鏡獲得的M87*的1.3毫米連續譜圖像
基本信息
類型	超大質量黑洞
星座	室女座
寄主	室女A星系
觀測資料（J2000 曆元）
赤經	12h 30m 49.4233s
赤緯	+12° 23′ 28.043″
紅移	0.00428 ± 0.00002
距離	17.0 ± 0.4 Mpc
光環直徑	42 ± 3 μas
物理特性
質量	$(6.5\pm 0.7)\times 10^{9}$ $M_{\odot }$
參見：黑洞、黑洞列表

M87^*是室女A星系（M87）中心的超大質量黑洞。2019年4月10日，事件視界望遠鏡（EHT）項目組公布了M87^*在波長1.3毫米處的觀測圖像，為人類首次獲得可分辨的黑洞圖像。觀測結果顯示，M87^*與廣義相對論預言的克爾黑洞一致，從而使愛因斯坦的理論再一次得到驗證。這一觀測結果也首次直接證明了星系中心超大質量黑洞的存在，作為活動星系核的動力來源(EHT 合作組 2019a)。

背景

參見：黑洞、超大質量黑洞和活動星系核

黑洞是是廣義相對論的基本預言之一(愛因斯坦 1915)。黑洞的一個典型特徵就是它的事件視界，是一個光線都無法逃出的球形邊界(史瓦西 1916)。時至今日，黑洞的形成依然是研究廣義相對論和量子力學基本問題的重點（霍金 1976；Giddings 2017）。

黑洞的質量大小不一。有的黑洞的質量和恆星的質量相當（若干倍太陽的質量），它們被X射線(Remillard & McClintock 2006)和引力波(Abbott et al. 2016)的觀測結果所證實。而超大質量黑洞，其質量可達$10^{5}$至$10^{9}$倍太陽質量，被認為存在於幾乎所有的星系中（例如 Kormendy & Richstone 1995；Miyoshi et al. 1995），包括銀河系(Gravity 合作組 2018)和M87星系(Walsh et al. 2013)。

活動星系核（英語：active galactic nuclei；AGN）是一些星系中心亮度非常高的核心。一個活動星系核可以比它所在的星系中所有的恆星加起來還亮。有些活動星系核是宇宙中最亮的、穩定發光的天體，被稱為類星體。類星體之所以這麼亮，被認為是通過其中心的超大質量黑洞吸收周圍的物質，形成一個幾何上比較薄、光學上比較厚的吸積盤，來發光的（Shakura & Sunyaev 1973；Sun & Malkan 1989）。而與之相對的，在我們的銀河系和很多銀河系周邊的星系（包括M87）中，超大質量黑洞的吸積率不高，但吸積流的溫度較高(袁峰 & Narayan 2014)。

在很多活動星系核中可以觀測到方向性很好的相對論性噴流。這種噴流的動力來源，可以通過穿過黑洞的磁場提取黑洞的轉動能(Blandford & Znajek 1977)，也可以通過吸積(Blandford & Payne 1982)。像M87這樣的低光度活動星系核（英語：low-luminosity active galactic nuclei；LLAGN；何子山 1999）中黑洞事件視界附近的輻射主要是在射電和紅外波段很強的同步輻射。這種輻射可能由吸積流(Narayan et al. 1995)或者噴流(Falcke et al. 1993)產生，或者兩種因素都有(袁峰等人 2002)。

寄主星系

主條目：室女A星系

M87^*的寄主星系M87（室女A星系）是位於室女座星系團中心的橢圓星系，也是該星系團中最著名的星系。柯蒂斯 (1918)發現了M87中的一個線狀結構，這種線狀結構後來被巴德 & 閔可夫斯基 (1954)稱為「噴流（英語：jet）」。M87的噴流被發現在射電波段的輻射很強，而這一射電源被稱為室女A（英語：Virgo A；博爾頓等人 1949）。室女A噴流產生於4000萬年前，長達 65 kpc，噴射動能達$10^{42}\sim 10^{45}$ erg/s（de Gasperin et al. 2012；Broderick 2015）。噴流的源頭有一個緊湊的射電源(Cohen et al. 1969)，而且在很多其他低光度活動星系核中也發現了相似的緊湊結構，被認為是這些星系超大質量黑洞的所在地(Nagar 2005)。

光環

一個黑洞的史瓦西 (1916)半徑，也就是一個不旋轉的史瓦西黑洞的事件視界半徑，為$R_{S}=2r_{g}$，其中$r_{g}\equiv GM/c^{2}$是黑洞的一個特徵尺度。一個史瓦西黑洞的光子俘獲半徑$R_{c}$比它的史瓦西半徑大，為$R_{c}={\sqrt {27}}r_{g}\approx 5.2r_{g}$。 當光線與黑洞中心的距離$b<R_{c}$時，光子會被吸入黑洞(希爾伯特 1917)；當$b>R_{c}$時，光子可以逃離到無限遠；$b=R_{c}$時，光子會沿着以$R_{c}$為半徑的不穩定的圓形軌道運動，形成一個「光環」。 在克爾 (1963)度規下，黑洞產生旋轉，$R_{c}$隨着光線相對於黑洞旋轉方向的變化而變化，觀測到的光環也不再是標準的圓形(Bardeen 1973)。這個變化不大（$\lesssim 4\%$），但是可以被觀測到（Takahashi 2004；Johannsen & Psaltis 2010）。

Luminet (1979)通過數值模擬展示了一個擁有幾何上比較薄、光學上比較厚的吸積盤的黑洞（正如M87^*和其他低光度活動星系核），在觀測者的眼中會呈現為一個暗影和暗影周圍的亮環。實際觀測到的光環是經過黑洞的引力透鏡效應放大的，其直徑與黑洞的光子俘獲半徑$R_{c}$成正比，具體比例與很多因素有關，如望遠鏡的角分辨率、黑洞的旋轉方向以及輻射區的大小和結構。更多的數值模擬已經建立了很多事件視界附近的觀測效果模型（Dibi et al. 2012；Porth et al. 2017；Ryan et al. 2018）。這些模型可以用來與實際觀測結果對比，來驗證廣義相對論或者其他引力理論，甚至非黑洞理論。

成像

M87^*和銀河系中心的黑洞人馬座A*對地球上的觀測者來說是光環最大的黑洞(Johannsen et al. 2012)，因此成為人類獲取第一張黑洞圖片的首要目標。即便如此，他們的光環也只有幾十個微角秒（英語：micro arc second；$\mu \mathrm {as}$；$1\mu \mathrm {as} =1/3600\times 10^{-6}$度），因此需要分辨能力極高的望遠鏡。望遠鏡的分辨能力與望遠鏡的口徑成正比，與觀測的波長成反比。望遠鏡的口徑，對單獨一台望遠鏡來說，是物鏡的直徑；對於多個望遠鏡組成的干涉陣來說，是相距最遠的兩個望遠鏡之間的距離，又稱基線（Rohlfs & Wilson 2004；EHT 合作組 2019a）。因此，通過由射電望遠鏡組成的基線很長的干涉陣（VLBI），可以實現對黑洞光環的分辨(Falcke et al. 2000)。事件視界望遠鏡就是這樣的一個望遠鏡陣。它通過選擇位於地球不同位置的望遠鏡實現幾乎達到地球直徑的基線，而且選擇1.3毫米或更短的波長觀測，以實現超高的分辨能力(EHT 合作組 2019b)。

觀測

參與2017年4月M87^*觀測的八台EHT望遠鏡分布。實線連接的為參與M87^*成像及校準觀測的望遠鏡對；虛線連接的為僅參與M87^*圖像校準觀測的望遠鏡對。（EHT 合作組 2019a, 2019c, Figure 1）

參見：事件視界望遠鏡

在事件視界望遠鏡之前，已經有部分VLBI干涉陣對M87^*進行了觀測，測得光環直徑約為 $\sim 40\mu \mathrm {as}$，但無法分辨出光環內的暗影（Doeleman et al. 2012；Akiyama et al. 2015）。2009年起，事件視界望遠鏡團隊開始了將VLBI應用到1.3毫米及更短波長的研究（Doeleman et al. 2009；EHT 合作組 2019b）。

事件視界望遠鏡項目組織八台望遠鏡於2017年4月5、6、10、11日分別同時對M87^*進行觀測。各望遠鏡每次對M87^*曝光3至7分鐘，每天曝光7至25次。每1至3次對M87^*的曝光後，都會再轉向類星體 3C 279 並對其曝光相似的時間，以進行流量校準。其中有七台望遠鏡既參與了M87^*成像觀測，也參與了校準觀測；而有一台望遠鏡（南極望遠鏡）因地理位置原因只參與了校準觀測。

參與M87^*成像及校準觀測的望遠鏡有：

• 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
• 美國亞利桑那州亞毫米望遠鏡（英語：Submillimeter Telescope；SMT）
• 美國夏威夷州麥克斯韋望遠鏡（英語：James Clerk Maxwell Telescope；JCMT）
• 美國夏威夷州次毫米波陣列望遠鏡（英語：Submillimeter Array；SMA）

僅參與M87^*圖像校準觀測的望遠鏡有：

• 南極洲南極望遠鏡（英語：South Pole Telescope；SPT）

參與M87^*成像的最長基線達 10,700 千米，對應分辨率達 $\sim 25\mu \mathrm {as}$。對於含有ALMA的基線，靈敏度達 $\sim 1$ mJy；而其他基線的靈敏度約為 $\sim 10$ mJy(EHT 合作組 2019c)。

數據處理

事件視界望遠鏡的數據處理（亦即數據壓縮）的流程（英文）。展示了從數據記錄到參數估計的過程，數據量由PB級逐漸壓縮至GB、MB級。(EHT 合作組 2019c，Figure 3)

觀測時，各望遠鏡的頻率範圍以ALMA為基準。觀測完成後，每個中間頻率（英語：intermediate frequency；IF）譜帶的數據被分為低頻帶（英語：low-band）和高頻帶（英語：high-band）兩部分，其中低頻帶數據被運送至美國麻省理工學院的海斯塔克天文台進行處理，高頻帶數據被運送至德國的馬克斯·普朗克射電天文研究所進行處理(EHT 合作組 2019b)。處理時，將各望遠鏡收集的PB級原始數據進行相干，使數據量縮減至GB級。這一過程使用三種軟件分別獨立進行，並得到一致的結果。三種軟件分別為海斯塔克天文台後外理系統（英語：Haystack Observatory Postprocessing System；HOPS；Blackburn et al. 2019）、美國國家射電天文台的通用天文軟件應用（英語：Common Astronomy Software Applications；CASA；McMullin et al. 2007）和天文圖像處理系統（英語：Astronomical Image Processing System；AIPS；Greisen 2003）。之後對數據進行流量校準，使數據量縮減至MB級(EHT 合作組 2019c)。

成圖

成圖（英語：imaging）是根據范西特-澤尼克定理（van Cittert 1934；Zernike 1938）將射電干涉陣收集的數據經過傅里葉變換轉化為被觀測天體在空中的實際輻射流量的過程。成圖的算法可分為兩類。一類是逆向建模（英語：inverse modeling，即對數據進行傅里葉逆變換），如潔化（英語：CLEAN；Högbom 1974；Clark 1980）等去卷積方法。另一類是正向建模（英語：forward modeling，即對試探圖像進行傅里葉正變換後與真實數據對比），包括正規化極大似然法（英語：regularized maximum likelihood；RML）如經典的最大熵法（英語：maximum entropy method；MEM；Narayan & Nityananda 1986）。對於M87^*的成圖，研究團隊被分為四個小組，其中兩個小組使用逆向建模的潔化法，另兩個小組使用正向建模的正規化極大似然法。四個小組分別獨立地完成成圖，均得到一個直徑約為$40\mu \mathrm {as}$的南部較亮的圓環，但圓環的切向輪廓、厚度和亮度等各不相同。

四個小組分別獨立生成的M87^*圖像，其中左側兩圖是使用正規化極大似然法（RML）成圖，右側兩圖是使用潔化法（CLEAN）成圖。(EHT 合作組 2019d，Figure 4)

之後，研究人員模擬了相同觀測條件下四種不同形狀的輻射源的射電觀測：一個均勻的圓環、一個新月狀的圓環、一個圓盤和兩個高斯圓點。對這四個模擬的觀測分別採用三種程序腳本進行成圖，其中兩種為極大似然法（RML；腳本分別稱作 eht-imaging 和 SMILI），一種為潔化法（CLEAN；腳本稱作 DIFMAP）。通過對不同參數下模擬觀測的成圖與真實情況進行比較，來確定三種腳本的最佳參數，之後利用這些最佳參數對M87^*進行成圖，三種方法給出的圖像差別大大減小。最後，對三種腳本所得的圖像取平均值，得到最終的成圖結果。(EHT 合作組 2019d)

對三種成圖腳本（DIFMAP、eht-imaging 和 SMILI）的結果取平均所得的最終成圖結果。四個子圖分別為四月5、6、10、11日觀測的結果。(EHT 合作組 2019d，Figure 15)

參見

• 人馬座A*：銀河系中心的黑洞