首张“黑洞照片”背后的知识及阴谋论详解

2019年4月10日北京时间晚上10点钟，万众瞩目的人类第一张黑洞“照片”对外公布。

国内外的社交网络瞬间就被那张甜甜圈模样的照片刷了屏，来自天文专家和资深天文科普专家的种种解读也第一时间占领了微博、推特、脸谱和微信。

不过很多读者表示，那些专业解读看起来还是有些深奥，所以特别希望有人能够对那些解读再进行一些深入浅出的解读，此外还有一些网友对这张照片本身表示了一些疑问，为此我写了《关于“人类首张黑洞照片”的五问五答》，这篇科普文公开发表后反响不错，之后又收到一些反馈意见，因此我计划对这篇文章进行一些增补和修改（原标题已经不合时宜了，所以更改为现名），再次发表出来，希望能够帮助普通读者解决一些疑惑，也敬请专业读者就本文不足之处不吝赐教。

1、什么是黑洞？

简单的说，黑洞就是宇宙里某些引力特别强的区域，在这些区域里连光都飞不出去，在我们看来就是黑咕隆咚的，所以天文学家给这些区域取了形象的名字：黑洞。

我们都知道，大科学家牛顿在17世纪末提出了万有引力定律，指出宇宙中任何有质量的物体都会产生引力，吸引它周围的其他物体朝它降落，只有那些具备一定速度的物体才能挣脱它的引力束缚而不掉落在它的表面，这个速度叫做“逃逸速度”。

根据万有引力定律，利用高中物理知识我们就知道，逃逸速度除了跟中心物体的质量有关，还跟逃逸物体与中心物体的距离有关，逃逸物距离中心物体越近，所需的逃逸速度就越高。

如果逃逸速度达到光速会怎么样？1783年11月27日英国科学家约翰·米歇尔在写给另一个英国科学家卡文迪许的信里就指出：一个和太阳同等质量的天体，如果半径只有3千米，那么这个天体是不可见的，因为光无法逃离天体表面。

米歇尔称之为暗星。1796年，法国天文学家皮埃尔·西蒙·拉普拉斯在《世界体系》这本书里也预言：“一个质量如250个太阳，而直径为地球的发光恒星，由于其引力的作用，将不允许任何光线离开它。

由于这个原因，宇宙中最大的发光天体，却不会让我们看见”。科学史研究人员据此认定，尽管“黑洞”这个词是20世纪60年代才出现的，但追根溯源，米歇尔和拉普拉斯才是黑洞这个概念最早的预言者。

但是拉普拉斯等人只是把黑洞当成一种纯理论的东西，因为按照他们的计算，这样的天体密度高得可怕，似乎是根本不可能存在的东西，根本没必要为它伤脑筋，此外，他们做出这样的预言时，依据的是牛顿主张的“光是一种微粒”的假说，但不久“光是一种波”的观念就取代了这一假说，牛顿力学是否适用于光波，谁也说不准，所以拉普拉斯在自己的书的第二次修订版里干脆删去了自己的黑洞预言。

1915年11月爱因斯坦的广义相对论问世之后，由于数学能力不足（你看，大科学家也有短处），他只给出了他的引力场方程的近似解。

论文发表20天后一位名叫卡尔·施瓦西的德国天文学家在战壕里（当时是第一次世界大战时期，这位天文学家正在东线服兵役，1916年5月11日因病去世）通过数学计算给出了爱因斯坦引力场方程的一个精确解，并写成论文发给了爱因斯坦，在论文里他根据自己的计算预言：如果某天体全部质量都压缩到很小的“引力半径”范围之内，所有物质、能量（包括光）都被引力囚禁在内，从外界看，这天体就是绝对黑暗的。

论文指出的这个半径被称作“施瓦西半径”，位于中心天体施瓦西半径处的一个假想球面，被称作“视界”。

和拉普拉斯等人一样，爱因斯坦等物理学家也没有把这样一个理论预言太当回事，特别是爱因斯坦，因为黑洞的概念暗示了引力奇点的存在，这与爱因斯坦的一些观念冲突，所以他很排斥这个概念。

随着天体物理学的发展，一些研究恒星演化理论的学者通过计算发现，普通恒星演化到末期，由于内部核反应熄火，没有办法对抗自身的引力，将被迫收缩，这就会产生大量非常致密的物质。阻碍人们接受黑洞概念的一个思想障碍就这样被克服了，黑洞的概念突然不再可有可无。

1934年，德国天文学家沃尔特·巴德和瑞士天文学家弗里茨·兹威基提出中子星理论，指出大质量恒星的演化结局就是一个中子星或黑洞。

1939年，美国物理学家罗伯特·奥本海默（美国原子弹之父）更精确计算出，一颗质量超过太阳质量3倍而又内部没有任何热核反应的“冷恒星”，一定会在自身引力的作用下坍缩成为黑洞。

这些理论一开始并没有引起人们的特别注意，只有研究宇宙大爆炸理论的学者对黑洞理论感兴趣。

然而1967年英国剑桥大学的天文学研究生乔丝琳·贝尔小姐意外发现了脉冲星（她的导师因此拿到了1974年诺贝尔物理学奖），随后脉冲星被证认为中子星。

这一重大发现立刻提升了人们对黑洞的兴趣（中子星都发现了，黑洞也完全有可能存在，一般人都会这样想），“黑洞”在这一时期得到了命名。写出《时间简史》的英国物理学家斯蒂芬·霍金也正是因为在这一时期研究黑洞的理论成果而大放异彩的。

不过要观测黑洞极其困难。当初人们对中子星和黑洞的概念不感兴趣也就是因为觉得一个又小又暗的天体以人类掌握的观测手段根本发现不了，但是中子星的意外发现证明可以通过它们对周围环境产生的物理效应来间接证实它们的存在。

人们首先想到了双星，如果双星系统中一颗是黑洞，另一颗是普通恒星，那么黑洞的强大引力会导致它的伴星的物质不断流向黑洞所在区域，当这些物质被黑洞吞噬时，会激发出X射线，因此探测X射线源就有望发现黑洞。

1964年探空火箭发现了后来很著名的X射线源“天鹅座X-1”，通过仔细的测量研究，现在估计其对应的天体质量为太阳质量的8.7倍（排除中子星可能），而其体积又极小（说明是致密星），所以天文学家普遍认同天鹅座X-1就是一个黑洞。

有趣的是1975年斯蒂芬·霍金和基普·索恩拿天鹅座X-1打赌：如果它被证实是一个黑洞，霍金就给后者订1年成人杂志，否则后者将送给霍金4年的《侦探》杂志，不过在1990年霍金愉快地认输了。

此外，如果两个黑洞发生合并，会产生强大的引力波，因此通过探测引力波也能发现黑洞的存在。

2016年2月11日，致力于探测引力波的两个科学团队LIGO和VIRGO共同宣布，他们已经于2015年9月14日探测到两个距离地球13亿光年的大质量黑洞合并引发的引力波。

之后研究引力波的团队又多次探测到双黑洞合并现象。这些引力波信号都强有力的支持黑洞的存在性。

但是天文学家们并不满足，毕竟靠观测双星系统或者双黑洞合并来确认黑洞还是太被动了。

黑洞虽然不会发光，但它并不是处在真空之中，它的强大引力会把周围的星际物质（主要是气体和尘埃）吸引过来，从而形成一个尺寸比视界大好几倍的吸积盘，吸积盘里的物质在下落过程中会由于相互摩擦而升温从而放出各种辐射，这些辐射处在视界之外，是我们可以探测到的。

如果我们能够直接获得吸积盘的照片，那就能摆脱此前对黑洞观测的种种不必要限制，我们对黑洞的了解也能因此进入一个新的境界。

从这个角度来说，此次公布的首张黑洞照片具有里程碑式的意义。

2、M87究竟是什么？

关于首张黑洞照片的新闻稿里有一个名词频繁出现：M87，但是很少有媒体对这个词进行说明。

这个对天文爱好者来说是常识的名词，对普通读者来说就如同“天王盖地虎”之类的黑话，下面我就简单解释一下。这事要从彗星说起。

晚上我们在没有光害的地方眺望星空，只能看到点点繁星，间或能看到流星和人造卫星划破夜空。

很长一段时间以来，人们也都认为天上只有恒星、行星和流星，但偶尔夜空里会有拖着长尾巴的彗星出现在天际，那不寻常的外形让人惊恐万分。

直到1705年英国天文学家爱德蒙·哈雷发表了《天文学对彗星的简介》，运用刚问世不久的牛顿引力理论研究了1682年出现的一颗大彗星，发现它与1531年、1607年出现的彗星的轨道根数相近，因此大胆预计这是同一颗彗星在不同年份的回归，并预报它将在1758年回归。

1758年这颗彗星果然回归并于12月25日被德国的业余天文学家约翰·帕利奇观测到，从而证实了哈雷的预测，这颗彗星后来就命名为哈雷彗星。

既然确认了彗星和行星一样是绕太阳运动的天体，这种一度奇怪到没有朋友的天体就除魅了，之后不断发现和确认新的周期彗星和非周期彗星，发现者都获得了很高的荣誉，因此就产生了一个新的业余天文爱好者群体：彗星猎手。

他们整夜整夜的观察夜空，搜寻任何一个可能是彗星的移动目标，期待自己能成为新彗星的发现者，从而把自己的名字和某个彗星联系起来被后人铭记。

法国天文学家夏尔·梅西耶（Charles Messier，1730年6月26日－1817年4月12日）就是这样一个著名的彗星猎手，他一生共发现了13颗彗星。

他在长时间的寻彗过程中注意到，夜空中繁星之间并非完全漆黑，从望远镜里看过去，到处都是一团团云雾状的天体，很容易和彗星混在一起，因此他使用一架10厘米口径的小望远镜观测，系统地记录下前人描述过及他能看到的那些明显的云雾状天体的位置，并整理成表格公布出来，以免彗星猎手们在这些云雾状天体上浪费时间。

这个表被称为“梅西耶星团星云表”，加上后世补充的，一共有110个深空天体，从M1一直编号到M110，统称为“梅西耶天体”。

梅西耶观测这些深空天体的时候，对这些天体的距离和物理性质一无所知，所以梅西耶天体里实际包含了五类性质各不相同的深空天体，它们分别是：弥漫星云，行星状星云，疏散星团，球状星团和星系，其中除了星系之外，其他四类都属于银河系内的天体。

新闻稿里提到的M87就是一个星系，它是梅西耶星团星云表里第87号深空天体，位于室女座，视直径8′.3 × 6′.6（和日常生活用米、千米等长度单位表示物体大小不同，天文学上用角度单位表示天体“看上去”的大小。

从头顶开始在天空中沿垂直方向任意划一道圆弧到地平线，这段圆弧是90°，把1°等分60份，每一份就是1’，把1‘等分60份，每一份就是1″，这里的′、″都是天文学上用的角度单位，念做分、秒，也有人念做角分、角秒。

太阳、月亮、行星、星云这样的天体和恒星不同，它们在天空中占据了一小块面积，有可以用测角仪器测出来的大小，所以天文学家就用角度单位来度量它们的尺寸。

月面的视直径大约是30′，所以M87的长边看上去大概有1/4个月面那么大），是一个庞大的椭圆星系，但没有旋臂。

1918年美国天文学家希伯·柯蒂斯用大口径望远镜发现从它的核心有一道奇怪的射流向外喷出，百思不得其解，现在我们知道那是因为它的核心有一个超大型黑洞，记作“M87*”。

M87星系距离地球5350万光年（那道射流的长度大约是5000光年），属于室女座星系团。

室女座星系团是一个包括了1300到2000个星系的大型星系团，和我们银河系所在的“本星系群”一起隶属于一个叫“室女座超星系团”的天体集团，只不过室女座星系团位于这个超星系团的中心，而本星系群位于超星系团的外围。

M87星系的核心非常活跃，早在射电天文学刚刚诞生之初的1947年，射电天文学家就发现室女座方向有一个强烈的无线电信号源，当时命名为“室女座A”，随后证明室女座A就是M87，强烈的无线电信号跟M87核心那道喷流有关。

除了光学波段和无线电波段，后来又在X射线波段和伽马射线波段发现了M87核心区的强烈信号。

这一切足以让天文学家对它产生浓厚的兴趣，相信这次选择它的核心作为拍摄对象将大大拓展我们对它的了解。

顺便提一下，梅西耶星团星云表只包含110个深空天体，这与梅西耶当时所用的望远镜口径太小有关，随着天文学家所用的望远镜口径越来越大，他们发现了更多更暗的深空天体，为此威廉·赫歇尔（发现了天王星的那位著名天文学家）和他的观测助手卡罗琳·赫歇尔（威廉的妹妹，彗星猎手之一）发表了“星云和星团表”。

威廉的儿子约翰·赫歇尔发表了扩充的“星云和星团总表”，最终由约翰·德雷尔编纂出版了“星团星云新总表”（缩写NGC，包含7840个深空天体）和后人增补的“索引星表”（缩写IC，包含5387个深空天体）。

“星团星云新总表”包含了梅西耶的星团星云表，所以梅西耶天体往往有两个编号，一个是梅西耶天体编号，一个是NGC编号。M87的NGC编号是4486。

现在当天文学家和天文爱好者说M1或者NGC224或者IC434的时候，你就知道他们在谈论什么了 。

3、黑洞的密度很大吗？

黑洞的密度大小与你如何定义黑洞的密度有关。黑洞的核心区域质量奇高，体积奇小，因此那里的密度必定很大很大，但当我们说黑洞的密度时，我们指的往往是黑洞视界范围内的平均密度，这个就和黑洞的质量密切相关了。

我们知道，黑洞的质量越大，它的施瓦西半径也成比例增大，但黑洞的视界体积和它的施瓦西半径又是三次方的比例关系，根据初中物理对密度的定义公式我们知道，物体的密度与质量成正比，与体积成反比，代入上述比例关系可知，黑洞的密度和它的质量呈平方反比关系。

也就是说，当发生黑洞合并的时候，黑洞的质量每增至原来的2倍，它的密度会迅速减少到原来的1/4。

通过上述方式可以计算出，质量超过1.5亿个太阳质量的黑洞的平均密度就低于水的密度了，这样的黑洞天文学家叫它“超大质量黑洞”。

4、首张黑洞照片是怎么拍出来的？

 如上所述，我们目前还只能拍到黑洞吸积盘的照片，并通过研究黑洞的吸积盘来增加对黑洞本身的了解。那么这样的照片是怎么拍出来的？

首先要说明的是，这张照片和我们日常生活中理解的照片完全不同，我们日常生活中的照片是用镜头把远处物体的像成在感光材料（银盐胶片或者电荷耦合器件）上，再通过化学工艺或者电子技术把图像翻印或者打印出来，但目前公布的这张黑洞照片严格意义上讲只是把黑洞区域的探测数据用可视化的方法展示出来，因为目前我们还没有办法直接获取黑洞吸积盘的光学图像。

我们已经知道执行这次拍照任务的天文装置（事件视界望远镜，英文叫Event Horizon Telescope，缩写EHT）并不是一台望远镜，而是多台毫米波射电望远镜组成的一个甚长基线干涉仪（Very Long Baseline Interferometer， 缩写VLBI，不理解这个缩写词没关系，下面我会解释）。

和我们日常用的相机接收可见光不同，它接收的是波长为1毫米左右的无线电波（毫米波）。

为什么要用毫米波探测呢？因为研究认为在这个波段黑洞吸积盘的辐射会比较强，同时一个叫“同步辐射自吸收”的效应的影响较小，此外地球大气层中的水蒸气对毫米波的吸收比较弱，更重要的是，要拍照的黑洞位于星系中央，从星系中央到我们地球之间充斥着恒星以及气体、尘埃等星际物质，这些物质对黑洞吸积盘的辐射会产生遮挡和吸收，但恰好是在毫米波这个波段，来自这方面的影响比较微弱。

打个比方，黑洞吸积盘好比人体，中间的恒星和星际物质好比人穿的衣服，用可见光我们无法隔着衣服看到人体，但通过红外线就可以看的一清二楚，所以该怎么选不言而喻。

那为什么不能用一台毫米波射电望远镜来获取黑洞吸积盘的图像呢？这就要从光的波动性谈起了。

我们常见的凸透镜成像示意图里，两条平行光线经过凸透镜之后，相交于光轴上的凸透镜焦点处。

但在实际的光学系统里，一束平行光经过凸透镜后汇聚在一个有尺寸的光斑里，这里面当然有各种像差的影响，但即便是最理想的光学系统，它也依然是一个光斑，原因很简单，光是一种有波长的电磁波，会发生衍射，所以无论怎么改进光学系统，它都不会汇聚成点，而只会形成光斑。

根据波动光学理论的研究，光斑的尺寸和两个因素有关，一个是透镜的直径，一个是所用光的波长。具体讲就是，透镜直径越大，光斑越小，所用的光波长越短，光斑越小，反之亦然。夜空中两个靠得很近的星点，经过凸透镜之后会产生两个像斑，当它们靠得很近的时候，两个像斑会大部分重合，这时候我们就没有办法区分它们了。

但如果这个时候我们改用更短的波长的光成像，或者改用更大直径的凸透镜，那么两个像斑相应缩小，我们就依然能够将其区分开来。

同样的原理也适用于射电望远镜。不同的是射电望远镜工作波长一般都是可见光波长的几千倍乃至上万倍，根据上面介绍的原理，要达到普通光学望远镜的分辨率，它们的天线直径要比光学望远镜镜头的直径大几千倍到几万倍。

但工程上的限制使我们无法把射电望远镜的天线做得更大，机智的无线电工程师和射电天文学家想到了一个巧妙的办法：射电干涉。这项技术受晶体学家研究晶体结构的办法启发，最早出现在1946年。

工程师们用两个射电望远镜天线同时对准同一个射电源，收到的信号用电缆连接后发生了干涉，对获得的干涉信号进行数学运算，就可以获得射电源的信号强度分布情况，换句话说，就是可以让射电源成像，其图像分辨率等效于用相当于两个天线距离那么大的单个天线所能得到的分辨率。

用多个射电望远镜组成的望远镜阵的观测效果更好，这种望远镜阵叫做综合孔径射电望远镜（英国射电天文学家赖尔因为发明了这种望远镜而获得了1974年诺贝尔物理学奖）。

目前世界上最大的综合孔径射电望远镜是美国新墨西哥州的甚大天线阵（Very Large Array，缩写为VLA），它由27台25米口径的抛物面天线组成，最长等效基线是36千米，最高分辨率可以达到0.05″。

综合孔径射电望远镜的缺点是天线之间必须用电缆连接，这就限制了它的规模，因为你不可能越过高山跨过平原布上几千千米的电缆，所以能抛开电缆的VLBI技术就应运而生。

相距很远的两个观测站用天线观测同一目标得到的信号并不直接互联干涉，而是分别记录在各自的磁带上，同时记录下各自观测站时钟的高精度时标信号，把两盘磁带送到数据处理中心后回放，再用回放信号进行相关处理。

用这种办法，只要两个观测站能同时观测到同一个射电源，二者之间的距离可以不受任何限制。

VLBI技术的应用非常广泛，从观测射电源的精细结构到研究大地板块运动，科学家运用它做出了很多重要的发现。我们国家也用VLBI技术对嫦娥系列月球探测器进行了精确定轨。

在此基础上，2006年，包括中国科学家在内的一些射电天文学家们提出了EHT计划。

这是一个运用VLBI技术搭建起来的天文观测平台，经过多年的筹备，它能够调度分布在全球的8台毫米波或亚毫米波射电望远镜，组成一个等效直径约12000千米、与地球直径相当的虚拟天线，在这样的口径下，使用毫米波波段能达到的分辨率是空前的0.00002″。

根据媒体报道，2017年4月5日开始的10天内，全球参与EHT计划的8台望远镜在统一调度下开始观测M87和半人马座A这两个目标，对每个目标的观测都进行了四次，每天产生了2PB观测数据，这些数据能装满1000个容量为2TB的硬盘，而且它们也真的就存储在硬盘里。

8个月后总重约半吨的这些硬盘通过航空等各种运输手段汇集到分别位于美国麻省理工学院和德国马克斯·普朗克射电天文研究所的两个数据中心（本来用一个数据中心就可以，用两个数据中心分别处理是为了相互校验计算结果），用超级计算机读取硬盘里的数据并用事先设计好的算法进行复杂艰难的运算，通过一年夜以继日的努力，从海量的原始观测数据中过滤掉干扰信号，并反算出M87核心区域1.33毫米无线电波的辐射强度的分布，再用不同的颜色表示不同的强度（好比我们用不同的颜色表示不同的海拔高度最终绘出的地形图），最终得到了4张M87*吸积盘的实景图像（半人马座A的数据还在处理之中），媒体把这个处理过程比喻成“冲洗照片”，还是比较形象的。

5、这种照片为什么以前拍不出来？

有朋友问，为什么这种照片以前拍不出来？近地轨道上不是有一台很厉害的哈勃空间望远镜吗？哈勃空间望远镜自1990年发射之后，一直是天文新闻的主角，对普通读者来说是如雷贯耳。

它的口径是2.4米，质量是11吨，在距离地面559千米的高度上绕地球运动。由于主反射镜在抛光时的一个愚蠢错误，它在升空后最初3年内一直是“近视眼”，1994年美国航宇局（NASA）对它进行了在轨维修后，它达到了最初的设计目标。这戏剧性的一幕无疑大大增加了哈勃望远镜的知名度。

在轨运行20多年来，哈勃空间望远镜不但给天文学家提供了大量的科学数据，同时也拍摄了大量精美的天体照片，吸引了普通公众的目光。因此读者期望它能在黑洞研究上大显身手的心情是可以理解的。

但是，读者有所不知的是，哈勃空间望远镜的工作波段主要是可见光和红外波段，根据它的口径可以计算出，它的极限分辨率是0.1″，这与拍摄黑洞吸积盘要求的最低0.00005″分辨率相差好几个数量级。更不要说可见光根本无法穿过星系核心区域浓厚的星际物质，所以用哈勃望远镜拍摄黑洞吸积盘根本不现实。

那么中国建造的500米口径的FAST射电望远镜能否一试身手？500米口径球面射电望远镜（Five hundred meters Aperture Spherical Radio Telescope，简称FAST）是目前世界上最大口径的单天线射电望远镜，也是目前世界上灵敏度最高的望远镜，能够探测137亿光年以内的无线电信号，是研究中子星、中性氢和分子谱线的利器。

但是FAST的工作波长在10厘米 至 4.3米之间，根据我们上面介绍的相关知识，它的分辨率最高只能达到约3′，连人眼的分辨率都不如（人眼的分辨率约1′），所以单靠FAST是担当不了观测射电源精细结构的任务的。当然，FAST具备参与VLBI的能力，今年1月底它就和位于上海的“天马”65米射电望远镜进行了联合观测，获得了干涉条纹，为正式参与VLBI组网奠定了基础。

不过因为工作波长的缘故，FAST即便参与VLBI联网观测，也只能在其他观测目标的精细结构上大展身手，研究不了辐射主要集中在毫米波波段上的黑洞吸积盘。

这里我两次提到了分辨率。

分辨率是天文观测仪器非常重要的一个指标。

我们自己从日常生活中能得到这样的经验：在手机上或者电脑上可以通过放大照片来看清楚自己感兴趣的细节，但照片不能无限制放大，放大到一定程度，我们看到的就只是一个个像素块，这时候什么细节都看不清楚了。

用术语来说，这叫分辨率不够。分辨率跟很多因素有关，镜头是一个，感光设备也是一个。

镜头分辨率很高，但明明可以分开的两个像点，因为底片分辨率不够，落到同一个感光颗粒/像素点上，你就没法把它们区分开；或者感光颗粒/像素点非常细腻，但镜头的分辨率不足以把两个像点分开，结果两个像点糊在了一起，你怎么放大图片也看不出那是两个像点。生活中我们常遇到的是前者的情况，对天文学家来说，常遇到的是后者的情况。

所以天文学家要拼命增加观测设备的分辨率，只有分辨率到了，你放大照片的局部才有意义，你才能看到黑洞的吸积盘是什么样子。

目前天文学家掌握的观测技术中，只有基于毫米波波段的VLBI才能够提供研究黑洞吸积盘所需的分辨率精度。

之所以现在才能拍到黑洞吸积盘照片，是因为此前尚未有足够的毫米波射电望远镜参与VLBI联网。

根据EHT的介绍，2006年它们开始尝试联合观测，当时只有三台毫米波射电望远镜参与，在取得了必要的经验之后，2015年两台最关键的毫米波望远镜（位于智利的ALMA和位于南极的SPT）参与了联网，大幅度提升了EHT的观测灵敏度和分辨率，又经过两年精心准备，直到2017年EHT才正式开始对预定观测目标进行观测。之后的事情，现在大家都知道了。

6、照片中黑洞周围的吸积盘为什么半边亮半边暗？

4月10日发布的黑洞吸积盘照片最引人瞩目的就是吸积盘下部明亮的亮斑，和吸积盘上部暗红的部分形成强烈的反差，自然有不少朋友对这个奇怪的现象感兴趣。新闻发布会上天文学家简单地解释说，这是因为多普勒效应（Doppler Effect）的缘故：发亮的部分朝向我们运动，而较暗的部分背向我们运动。

多普勒效应是我们日常生活中常见的一种物理效应。

例如我们站在铁轨旁边，远处火车一边鸣笛一边高速开过来，我们能明显感觉到火车经过我们前后汽笛的声调发生了变化：火车开过来时声音尖锐，开过去时迅速变得低沉。

这是因为声源朝向我们运动时声速不会改变，而波长变短，相应的声音的频率就增高了，我们听到的声音就会比声源静止时尖锐，反之则声音频率降低，我们听到的声音就会比声源静止时沉闷。这种效应是奥地利物理学家克里斯蒂安·A·多普勒于1842年发现的，对所有的波都适用。

如果我们知道波源所发出波的固有频率，再测出接收到的波的新频率，通过相应的公式就可以轻松地计算出波源相对我们的速度。交通警察常用的测速雷达就是对多普勒效应的应用，我们常用的手持GPS设备中的测速功能也是对多普勒效应的应用，只不过这里使用的是无线电波而不是声波。

眼光敏锐的朋友或许会注意到，上文我们提到多普勒效应时说它影响频率，怎么在这张照片里竟然会影响到毫米波的辐射强度？对此有人猜测说M87*吸积盘的辐射集中在稍长于1.3毫米（EHT的工作波长）的波段，这样吸积盘朝向我们运动的那部分的辐射由于多普勒效应波长变短，恰好来到EHT工作波长附近，从而被我们探测到，而背向我们运动的那部分辐射则波长变得更长，更远离EHT工作波长，所以显得暗淡。

这种可能性不能说不存在，毕竟我们现在还没探测黑洞吸积盘其他波长的强度分布情况，但实际上，这种方式的增亮效果对于EHT这种窄频观测方式来说并不是特别明显，更明显的增亮效应是多普勒集束（Doppler beaming）效应，又称相对论性射束（Relativistic beaming）效应：当光源向观察者高速运动的时候，本来均匀四散的光线会有一种向运动轴线方向集中的倾向，从而提高了观察者看到的光源亮度。

“相对论性射束”这个术语出现在1970年，由英国天文学家弗朗西斯·格雷厄姆·史密斯爵士提出，用来解释脉冲星辐射的某些特点，现在广泛用于解释X射线双星、伽马射线暴以及活动星系核（AGN）等的某些辐射特征。根据相关英文资料介绍，它把光行差原理、多普勒频移效应和狭义相对论效应这三个因素融合在一起来解释高速运动光源增亮的原因。关于光行差我可以多说两句 ：）

假设天上正在下雨，没有风，这时雨滴垂直下落，而我们运气不错，可以打着雨伞站在雨里，如果我们静止，伞的方向应该是垂直向上，如果我们往前跑，我们会感觉到雨滴走斜线向我们扑来，为此我们需要倾斜雨伞来挡住雨滴，倾斜的角度和我们奔跑的速度有关。光行差的原理与此近似，遥远的恒星在天球上有一个真实位置，倘若地球也静止不动，恒星在天空中的视位置也将纹丝不动，然而地球是运动的，所以接收星光的望远镜就好比雨伞，也需要倾斜一个角度才能收到，由于地球公转轨迹是椭圆，所以望远镜倾斜的方向会在一年内转一个椭圆，在地球上看去，就是所有的恒星都会在天上划一个小小的或扁或圆的椭圆轨迹。

这个现象是1725年由英国天文学家詹姆斯·布拉德雷发现的，他一开始百思不得其解，几年后悟出来这是地球公转引起的，随后用上述雨伞的例子做比喻介绍了出来（顺便说一句这是支持地球公转的一个强有力证据，是地静说完全没有预料到的）。

光行差是地球运动造成的视错觉，那么若光源高速运动也会给观察者造成视错觉，1966年天文学家马丁·里斯就预言了视超光速现象，后来被观测证实。

当光源以接近光速运动时，在稍微偏离运动方向的观察者看来，光源在两个不同位置上发出光的时间差小于其真实的时间差，这会导致从观察者看来光源在天球上移动的速度高于其真实的速度，甚至会超过光速（已经发现的超光速源有的视速度是光速的10倍乃至20倍）。

可能是受马丁·里斯的启发，弗朗西斯·格雷厄姆·史密斯推导出相对论性射束的基本公式，通俗的理解就是高速运动的光源在稍微偏离其运动方向的观察者看来，会多接收到一些从光源发出来的稍微偏离真实视线的光子，就好像光线朝其运动方向发生了汇聚一样。

看到这里，如果你还没有懵圈，想必已经和我一样理解了黑洞周围的吸积盘一半亮一半暗的原因了。（对公式推导感兴趣的同志可以看看这个链接：

https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept04/Kellermann2/Kellermann3_7.html）

7、对一些阴谋论观点的批评

我上面介绍的天文学知识，大部分距离我们的日常生活经验比较遥远，因此很多读者表示此前完全不了解。

不了解很正常，只要抱着学习的心态，慢慢地总会理解的。但也有极少数人，从阴谋论的一贯立场出发，一口咬定“黑洞照片造假”，说是什么“又一场世纪骗局”，这种谬论本来可以一笑而过，但他们阐发自己观点的过程中所暴露出的一些知识盲区，倒是值得我们好好科普一下。

例如，有人质问为什么科学家不用雷达来研究黑洞，还说“如果黑洞‘照片’是用雷达原理拍出来的，我可以认为它是真实可信的”。

这一句话暴露出他既不懂雷达也不懂射电望远镜的工作原理。实际上射电望远镜和雷达技术是父与子的关系，射电望远镜技术是雷达技术的基础。

从历史上看，射电望远镜要早于雷达出现，从原理上讲，雷达和射电望远镜相比只是多了个发射器单元，这就好比射电望远镜自带了一个用来照亮的手电筒，当探测对象不发出无线电信号或者发出的无线电信号比较微弱的时候，可以通过主动发射高强度无线电信号把它“照亮”。

但是像M87这样的天体，距离地球5350万光年，信号一去一回就是1亿多年，就算你的雷达信号很强，1亿年后地球都不知道跑到哪里去了，怎么接收反射回来的信号？

遭到驳斥后，他们又开始狡辩，说之所以提雷达，是因为从黑洞天体到地球之间有无数的干扰，而雷达是发出信号的，“可以识别那是它自己发出的信号。

故而，把其他干扰排除才成为可能。” 且不说雷达其实也没有能力识别接收到的是不是自己发出的信号（雷达干扰机就是利用这一点发明出来的），他们根本就没意识到，天文现象本来就不是以一种非常纯粹的形式呈现给观测者的，往往伴随着各种各样普通人难以想象的干扰，不要说从M87到地球之间这5000万光年的空间里有很多天体穿过，不要说光或者无线电波从M87到地球跑5000万年会经历各种事件，就算是它们穿过地球大气层这短短几百千米，也会有大量的干扰，随便举一下：大气抖动、尘埃、日月光、云朵、电离层扰动、流星甚至天文台的微波炉……照他们的论调，那我们从地面上拍到的一切天体照片，大部分天文学观测成果，也都因为没有按照他们嘴里的雷达原理搞出来，所以是假的了？

事实上，搞观测的天文学家的重要工作内容就是尽一切可能排除一切对正常观测的干扰，要把这些排除干扰的手段详细写出来，就是厚厚一本书，而且有些方法很无奈有些方法很巧妙，例如，为了克服日光干扰，天文学家会把观测时间安排到太阳下山两小时之后为此工作时不惜昼伏夜出；再如为了克服大气抖动的影响，业余天文学家会把很多张月面或者行星表面的照片用软件叠加起来。

有人问，假如来自M87的光传到地球上的时候被一个星云挡住了怎么办？这个问题很好回答，我们现在还没观测到M87核心被星云遮挡，所以这样的事情还没发生。

一旦发生，我们会观测到M87核心区被星云遮挡，这就意味着M87不是一个合适的观测对象，我们就得另寻其他星系进行观测。就好像正在观测日食时，突然有一片乌云遮住了太阳，这时候你就得放弃观测，或者赶快转移到日食带上的其他地点一样。

阴谋论者最后的救命稻草就是所谓“对准论”。

有人说“地球距离那个黑洞5500万光年，非常非常远，所以‘望远镜’要做的特别大，接收其信号要对得特别特别准，偏一点点，就谬以千里了”那么天文学家“如何让望远镜精准地对准5500万光年以外的黑洞的？”

乍一看似乎很有道理，所以他的很多拥趸也以为抓住了天文学家的软肋，大肆鼓噪。其实他们都不知道天文观测仪器有个重要的概念：视场。视场通俗的讲就是天文仪器一次观测能看到的范围，假设我们通过一台望远镜的目镜刚好能看到完整的月面，那么这时候这台望远镜的视场就是30′。

我们转动望远镜指向天空中不同的方向，只要天体在视场范围内，也就是说即便望远镜不是精确地指向它，偏差量只要不超过视场，理论上我们都能看到（当然实际能不能看到，还要取决于望远镜能不能把它增亮到我们能看到的程度，以及望远镜的分辨率能否让我们把它和它旁边的天体区分开）。

打个比方就是，阴谋论者以为我们拿的是激光枪，想要杀死谁只能笔直地瞄准谁，但实际上我们拿的是原子弹，只要要炸的目标在杀伤范围内，瞄准点偏几百米也无所谓。

阴谋论者还说天文学家并没拍到黑洞照片，因为钱花了没法交代，所以P了一张图交差。对这种论调的回应和科普没有关系，本来不必多说，不过我们可以借此多介绍一下EHT的情况。EHT是天文学家之间联合观测的一个计划，这个计划启动于2006年，从那一年开始，相关天文学家每年都用能参加计划的毫米波望远镜进行联合观测，观测结果主要用于磨合设备和验证可行性，2012年天文学家们首次正式举行EHT会议，确立该计划的科学目标、技术计划和组织架构等，之后逐渐从一个松散的、资金不足的团队，成长为由来自12个国家的30多所大学、天文观测站等研究单位与政府机构参与的包括中国在内的国际合作组织。

2017年预计的必要观测设备就位，他们开始了第一次正式观测，其首批观测结果就是4张M87*吸积盘实景图象，其他天文学家已经用这4张图片和相关计算数据写出了好几篇重要论文。

随着参加联合测试的设备逐年增加，他们还会不断获得新的观测结果，扩大我们对黑洞这种神秘天体的了解程度。EHT的高分辨率和它对黑洞和其他射电源的观测，其重要程度和历史意义怎么评价都不嫌过分，我们能生活在这样一个激动人心的新发现层出不穷的时代，何其有幸，至于那些喋喋不休的阴谋论者，则正如中国唐代诗人杜甫的一首古诗所说的那样：尔曹身与名俱灭，不废江河万古流。

-完-