愛因斯坦世紀：靠近黑洞，驗證廣義相對論

過去整整一個世紀，科學家都在嘗試尋找愛因斯坦廣義相對論的漏洞，然而沒人成功。到目前為止，廣義相對論通過了所有檢驗。然而，這些檢驗都是在相當弱的引力場中進行的。要對廣義相對論進行終極檢驗，我們需要確認，它在引力極強的情況下是否仍然成立。而今天宇宙中引力最強的地方當屬黑洞的邊緣，即事件視界。在視界處，引力場強大到使任何越過它的光子和物質都永遠無法逃出黑洞。

黑洞的內部是無法觀測的。但是，這類天體周圍的引力場會使靠近視界的物質發射出大量的、可被望遠鏡捕獲的電磁輻射。在黑洞周圍，引力將落進去的物質，即吸積流壓縮到極小的體積內。這使得下落物質的溫度會達到數十億度，由此，反倒使得鄰近黑洞周邊的區域成為宇宙中最亮的地方。如果我們能夠用一個放大能力足以分辨視界的望遠鏡觀測黑洞，就可以跟蹤物質旋轉下落直至越過視界的全過程，並檢驗這一過程是否與廣義相對論的預言一致。

當然，要建成一個足以分辨黑洞視界的望遠鏡會面臨多項挑戰。一個顯著的問題是，黑洞對於地球上的觀測者而言實在太小了。現在天文學家認為，大多數星系的中心都存在超大質量黑洞，這些黑洞的質量可達數百萬甚至數十億倍太陽質量，有些黑洞的直徑甚至超過我們的太陽系，而即使是它們，由於距離地球非常遙遠，在天空中佔據的角尺度也極小。距離最近的超大質量黑洞即人馬座A*，位於銀河系的中心，質量大約相當於400萬個太陽。它的視界在天空中的張角只有50微角秒，大約相當於月球上的一張DVD。要想分辨角尺度這樣小的天體，我們需要一架分辨能力比哈勃空間望遠鏡還要高2 000倍的望遠鏡。

不僅如此，我們到黑洞的視線還會因兩種不同原因而被遮擋。首先，目標位於星系的正中心，在這裏由氣體和塵埃組成的稠密雲團會封堵住大部分電磁波段。其次，我們想要探測的發光物體是由旋轉落向視界的高度壓縮物質組成的灼熱漩渦，這些物質本身對大部分波長的電磁輻射也是不透明的。因此，只有極狹窄的波長範圍內的輻射，能夠從黑洞邊緣逃離，被地球上的觀測者看到。

事件視界望遠鏡（EHT）項目的目標是通過國際合作來克服這些困難，對黑洞進行細緻的觀測。為了實現在地球表面觀測所能達到的最高角分辨率，EHT採用了一項被稱為“甚長基線干涉測量”（VLBI）的技術——天文學家利用位於地球不同位置的射電望遠鏡同時對同一目標進行觀測，將採集到的數據分別記錄在硬碟上，之后再利用超級計算機整合這些數據，得到一張圖像。通過這項技術，分佈在地球上不同大洲的許多望遠鏡組成了一架虛擬的、地球尺寸的望遠鏡。而望遠鏡的分辨能力由觀測波長與望遠鏡尺寸的比值決定，所以VLBI通常可以在射電波段對天空進行高分辨率成像觀測，分辨能力遠超所有光學望遠鏡。

通過技術革新，在波長最短的射電波段實現VLBI觀測，EHT即將有能力克服黑洞成像觀測上的所有挑戰。在這些波長上（接近於1毫米），銀河系几乎是“透明的”，因此在觀測人馬座A*時，EHT在視線方向上受到的氣體干擾是最小的。相同波長的電磁波還能夠穿透落黑洞的物質，讓我們能夠深入到人馬座A*視界周圍最靠近內部的區域。而且非常巧合的是，一架地球尺寸的望遠鏡在毫米波段的分辨能力剛好能夠分辨距離我們最近的超大質量黑洞的視界。

與此同時，理論天體物理學家也通過建立數學模型和一些計算機模擬手段，對一系列可能的觀測結果進行了探討，並尋求方法來解釋結果。利用新的超級計算機算法，他們模擬了緊貼黑洞視界邊緣的物質的擾動。所有這些數值模擬的結果都顯示，黑洞會在吸積流發出的光上投下一片“陰影”。

華盛頓大學的物理學家詹姆斯？巴丁（James Bardeen）在1973年預言了黑洞“陰影”的存在。根據定義，所有進入視界內的光子都無法返回。巴丁發現，在視界之外存在一條可讓光子穩定繞行的軌道。如果一束光線跨過這一軌道向內傳播，它將被黑洞永久俘獲並沿螺旋軌道落向視界。

在視界與這一軌道之間生的光線有可能逃出黑洞，但這僅限於它近乎筆直地徑向衝出黑洞的情況。否則，該光束仍將被引力所俘獲，其軌跡將折返回黑洞視界。巴丁發現的這一邊界被稱作光子軌道。對於光線來，黑洞就像一個由光子軌道圈出來的不透明物體。光子軌道形成的亮環與在它以內的黑暗區域間的鮮明對比就形成了“陰影”。根據理論預言，在地球上觀測到的“陰影”大小實際上會略大於光子軌道。這是因為黑洞周圍的強引力場通過引力透鏡效應將“陰影”的尺寸“放大”了。（更多關於“引力透鏡”的內容請參閱本期文章《愛因斯坦的四大錯誤》。）

EHT現在已經為觀測黑洞的“陰影”以及其他特徵做好了准備。2007和2009年的觀測已經證實這一項目在技術上是可行的，所以其終極科學目標是可以實現的。觀測的目標分別是人馬座A*和室女座A星系（M87）中心的另一個超大質量黑洞。這些早期觀測聯合了夏威夷、亞利桑那和加利福尼亞的台站，成功測量出上述兩個天體在1.3毫米波段射電輻射的延伸範圍。兩次觀測的結果均與理論預言的“陰影”大小一致。

未來，我們計劃利用遍佈全球各地的完整射電望遠鏡網絡進行觀測，獲得的數據足可供我們構建出黑洞的精細圖像。另一個同樣重要的觀測計劃將利用VLBI數據搜尋局部的活躍區域（“熱斑”），追蹤它們在黑洞周圍繞行的軌跡。因為廣義相對論同時預言了黑洞的外觀和黑洞周圍物質的繞轉方式，這些觀測將提供一系列難得的機會，讓我們可以在強引力條件下測試愛因斯坦的廣義相對論。在強引力場中，相對論預言的一些極端現象會變得更加明顯。

檢驗宇宙審查假

EHT將幫助我們回答一個基本問題：人馬座A*究竟是不是一個黑洞？目前所有能收集到證據都支持肯定的答案。然而，還沒有人直接觀測黑洞，而且仍然有其他符合廣義相對論的可能性存在。例如，人馬座A*可能是一個所謂的裸奇點。物理學中的奇點指的是這樣的一個地方，在這裏方程的解是無意義的，並且所有已知自然規律均告無效。廣義相對論預言，宇宙起源於一個奇點——在這個初始時刻，宇宙的所有組成成分均聚集在一個密度無限大的點上。該理論同時告訴我們，每個黑洞的中心均存在一個奇點——此處引力無窮大，所有物質均被壓縮至密度無窮大。

在黑洞中，視界將奇點與我們的宇宙隔開來。然而，廣義相對論並不要求每一個奇點都被視界包裹。愛因斯坦方程組有無窮多個允許“裸”奇點存在的解。有些解描述的是這樣的情況：當普通黑洞以極快的速度自轉時，視界會“張開”，露出裏面的奇點。也有一些解描述的黑洞本身就沒有視界。

與黑洞不同，裸奇點目前仍僅存在於理論研究之中：尚沒有人建立起讓裸奇點在真實世界中形成的機制。當前，所有符合天體物理學規律的、針對恆星引力塌縮所做的計算機模擬得出的結果都是有視界的黑洞。因此，羅傑？彭羅斯（Roger Penrose）於1969年提出了宇宙審查假：自然界會以某種機制審查每一個奇點的裸性，使其總是包裹在視界之內。

1991年9月，加州理工學院的物理學家約翰？普雷斯基（John Preskill）和基普？索恩（Kip Thorne）與劍橋大學的物理學家斯蒂芬？霍金（Stephen Hawking）就宇宙審查假的正確性和裸奇點的存在打了個賭。二十幾年過去了，賭局仍然懸而未決，物理學家也熱切期待一個能讓這場賭局分出勝負的實驗。即使證實人馬座A*有一個視界，也不能斷言裸奇點在宙其他地方不存在，但是，如能確定銀河系中心的黑洞是一個裸奇點，那麼我們就能直接觀測到，在現代物理規律失效的環境下，有哪些奇異的現象。

尋找黑洞的“毛髮”

推翻宇宙審查假並不能給廣義相對論致命一擊，因為相對論方程也允許裸奇點存在。但我們仍可以期待EHT對另一個長期存在的觀點進行驗證，即黑洞無毛定理。如果無毛定理是錯的，廣義相對論至少需要得到修正。對這一定理的數學證明沒有留下任何迴旋的余地。

根據這一定理，任意被視界包裹的黑洞都可以被三個物理量完整地描述：質量、自旋和電荷。換言之，任意兩個黑洞，只要質量、自旋和電荷都相等，那麼這兩個黑洞應該是完全一樣的，就像兩個電子一樣是不可區分的。根據該定理的描述，黑洞是沒有“毛髮”的，沒有任何幾何上的不規則性或其他可區分的性質。最初考慮利用VLBI對黑洞進行成像觀測的時候，我們認為可以利用黑洞“陰影”的形狀及尺寸來了解黑洞的自轉速度及其自轉軸的方向。

然而，數值模擬卻給我們帶來了一個意外的驚喜：在模擬中，無論我們如何改變黑洞的自轉速度以及虛擬觀測者的位置，黑洞的“陰影”總是呈現為近似圓形，並且其尺寸大約為5倍視界半徑的大小。由於某一幸運的巧合——或者有某一尚未被我們發現的深層次物理規律，不管我們如何改變模型中的參數，黑洞“陰影”的大小和形狀都保持不變。這一巧合對於我們驗證愛因斯坦的理論是極有利的，因為它僅在相對論成立的前提下出現（見前頁圖示）。如果人馬座A*有一個視界，並且其“陰影”的大小或形狀與我們的預言有偏差，那麼這就違背了無毛定理——進而也違背了廣義相對論。

追蹤吸積流

EHT的觀測數據所提供的遠不只是黑洞的圖像。每根天線都將記錄黑洞輻射的全部偏振信息。這些信息將為我們提供黑洞視界附近的磁場分佈地圖。這些地圖能幫助我們了解自某些星系 （如M87）中心發射出的強大噴流背后的物理機制。噴流由速度接近光速的極高能粒子束組成，其長度可達數千光年。天體物理學家相信，是超大質量黑洞視界附近的磁場驅動這些噴流，研究磁場的分佈將有助於對這一假進行驗證。

通過觀察黑洞周圍物質的運動，我們可以獲得其他一些信息。圍繞在黑洞周圍的吸積流被認為是高度湍動和變化的。計算機模擬經常顯示，吸積流中存在局部的、短暫的磁活躍區域——“熱斑”，跟太陽表面的磁暴類似。這些熱斑可以解釋在人馬座A*中經常探測到的亮度變化，熱斑與周圍的吸積流一起以接近光速的速度繞黑洞旋轉，在不到半小時的時間內即可完成一周。

在某些情況下，當熱斑運動到黑洞的背面時，它們會受到引力透鏡效應影響而生一個近乎完整的“愛因斯坦環”——一個被引力扭曲的明亮圓環，與哈勃空間望遠鏡在其他遙遠的類星體中拍攝到的一樣。在其他情況下，熱斑在繞行黑洞一段時間后會因失去能量而消失。

熱斑的存在使得對黑洞成像的過程變得更為複雜，因為VLBI技術中望遠鏡的工作方式與延時攝影類似——虛擬快門在整個觀測過程中一直處於開啟狀態，並利用地球的自轉從盡可能多的角度拍攝黑洞。這期間，如果吸積流上有一個熱斑在黑洞附近繞行，它的出現將使圖像變得模糊，就如同照相機的快門開啟時間過長時拍到的短跑運動員照片會變得模糊一樣。

然而，熱斑的存在又使我們能夠對廣義相對論進行一項完全不同的測試。利用一種名為“閉合相位變化追蹤”的技術，EHT可以追蹤熱斑的軌道。這一技術首先測量來自熱斑的同一束光線到達三個不同台站的時間延遲，然后利用基本的三角測量的方法推斷熱斑在天空中的位置。繞轉的熱斑將在望遠鏡收集的原始數據上生獨有的信號特徵。與愛因斯坦方程組預測黑洞“陰影”

的大小和形狀的情況几乎一樣，這些方程同樣預言了所有我們需要知道的描述熱斑軌道的物理量。熱斑的理論模型可能有些過於簡略，而現實情況要更為複雜。不過，完全狀態的EHT能在吸積流繞黑洞旋轉的過程中，對吸積流的結構進行監測，並提供另一種方法，來檢驗廣義相對論的預言在黑洞邊緣附近是否成立。

非凡的證據

如果我們的觀測結果與愛因斯坦的理論不一致會有什麼后果呢？用卡爾？薩根（Carl Sagan）的名言來回答：非凡的主張需要非凡的證據。在自然科學領域，非凡的證據通常意味利用獨立的方法對某個主張進行一次或多次證明。在接下來的數年中，通過監測超大質量黑洞周圍的恆星、中子星（大質量恆星引力塌縮后形成的極緻密的微小天體）以及其他天體的軌道，強有力的光學和射電望遠鏡以及空間引力波探測器或許能提供這類證明。

為歐洲南方天文台（ESO）的甚大望遠鏡（VLT）和下一代30米級的光學望遠鏡而建造的光學干涉儀GRAVITY，將會追蹤銀河系中心人馬座A*視界附近恆星的軌道運動，這些恆星到黑洞視界的距離僅為視界半徑的幾百倍；正在南非和澳大利亞建造的射電干涉陣——平方千米天線陣（SKA）建成之后，將馬上開始監測該黑洞附近的脈衝星（快速旋轉的中子星）的軌道；還有，經過改進后的空間激光干涉天線（eLISA）將探測近鄰星系中圍繞超大質量黑洞旋轉的緻密天體所輻射出的引力波。因為黑洞的引力場非常強，上述這些天體的橢圓軌道會快速進動；並且進動效應會非常顯著，以至於軌道上距離黑洞最遠的點將會在幾個軌道周期內沿圓形軌跡移動一周。

同時，黑洞將拖拽周圍的時空，使得該時空中天體的軌道平面也生進動。通過測量到黑洞不同距離處的天體的軌道進動速率，我們可以對黑洞周圍的時空進行完整的三維重構，由此可以用很多方法，在極強引力場下對廣義相對論進行驗證。

上述所有設備聯合起來，將幫助我們確認愛因斯坦的廣義相對論——特別是它關於黑洞的預言——是會毫髮無損地再存在一個世紀，還是會被獻祭在科學進步的祭壇上。

（本文譯者 趙光耀目前在韓國天文學與空間科學研究院（KASI）從事博士后研究。）