看見宇宙：為什麼黑洞照片總是拍不清晰？

文：臨狼（在藝術中尋找天文蹤跡）

2022年5月12日，事件視界望遠鏡（EHT）發表直接觀測人馬座A*（Sagittarius A*，簡稱「Sgr A*」）中的黑洞影像，這是人類為其拍下的第一張相片。

（文章以下內容中，「Sgr A*」指EHT拍下的Sgr A*黑洞，而「M87」指拍下的M87黑洞）

相片看起來像「冬甩」，只有如「360p」的畫質，亦沒有「M87——歷史上第一張黑洞照片」來得震撼，但不能掩蓋它的光芒。

許多人好奇或抱怨為什麼不能將黑洞拍得更加清晰，甚至因此衍生無數改圖meme。要討論這個問題，我們必須先探討以下問題：

為甚麼能「看」到黑洞？

黑洞是一種特殊的星體。按照廣義相對論（general relativity）的預言，及我們對恆星演化的理解，當足夠大質量的星體「衰老」時，會塌縮於極小的空間，令其擁有極龐大的引力。引力將導致包括光在內的所有事物都無法逃逸黑洞的視界（event horizon），吸引無數物質並環繞它運行，形成稱為吸積盤（acretion disk）的環狀結構，就像是冬甩型的光環。

簡單來說，我們不妨嘗試以「洗手盤去水」理解黑洞。水進入洗手盤後，會形成旋渦經去水口流走；相似地，吸積盤上的物質會圍繞黑洞運動，然後跌進視界。我們在洗手盤上無法看到水進入去水口後會發生甚麼，同樣我們亦不能觀測到物質進入視界後的情況。

所以，我們並不是直接「看到黑洞」，而是看到了黑洞對外在環境的影響！

那麼這答案又和「360p」低清黑洞相片有什麼關係，這又要回答另一個問題：

EHT是甚麼？

包括黑洞在內的天體，往往離地球很遠，我們觀察這些極遠的事物，則需要依賴光學儀器的幫助。而一個光學儀器（如望遠鏡、照相機、肉眼）的好壞或者效能，其中之一的判斷標準是其解像能力的高低。

圖片由作者提供

解像能力，是指分辨遠處兩件細小物件的能力。根據瑞利判據（Rayleigh criterion），解像能力視乎儀器鏡面的直徑^[1]而定，鏡面愈大，則可以看到愈細緻的事物，反之亦言。例如圖中的兩個光源，在觀測儀器解像能力較低的情況下，看起來就像是只有一個光源。故此，建立大鏡面的望遠鏡對於天文觀測非常重要。

Photo Credit: Press Conference at ESO

除了建立大鏡面的望遠鏡，「組合」望遠鏡可以提高解像能力。例如EHT便是透過甚長基線干涉測量法（Very-long-baseline Interferometry，VLBI）技術，於2017年時利用了位處美國、西班牙等6地共8組的望遠鏡同步觀測黑洞，以「拍攝」出黑洞的照片，觀測效果等同使用了鏡面直徑約為地球直徑的望遠鏡，相當厲害。

那不是應該能拍到很清晰的黑洞？

科學家通常以地球上觀測到的角直徑（angular diameter）來描述天體大小。普通人伸直手臂時看向食指的角直徑大約是1度，而太陽跟月球的角直徑大約為半度。而1度又可寫作約60角分或 3,600角秒或3,600,000,000（36億）微角秒μas。

按照理論，M87「看起來」^[2]的角直徑約為22 μas、Sgr A*則約為52μas，兩者都是非常難以觀測。以大家熟知的哈勃太空望遠鏡（Hubble Space Telescope）為例，其最佳角解像度僅為0.04角秒，則40,000 μas，比起可以拍攝到黑洞仍相差了近1,000倍的角解像度。

視乎觀測的波長，EHT已可達至不多於60 μas的角解像度^[3]，「視力」大概相等在地球上清晰看到月球上的一個橙，或在紐約看到一個放在洛杉磯的硬幣上的小字。EHT的角解像度雖已是極高，但亦只能勉強達至與黑洞的角直徑相近的數值，難以看清細節。

注釋：

1. 意指等效直徑。為方便予不同程度的受眾閱讀，此處未有詳解不同望遠鏡的分別、焦距等概念。同樣，受篇幅所限，文中未能講解所有相關概念，可能出現過度簡單化理論的情況。
2. 這裡指光環的大小。由於光線會受重力扭曲，光子會在吸積盤中的特定軌道圍繞較多的次數，形成亮環。亦有人會以黑洞陰影的大小作比較。
3. 視乎波段，角解像度分別為19–28 μas / 35 μas /< 60 μas。拍攝相片時EHT的角解像度理論值為25 μas。

本文獲作者授權轉載，原文請看《德尼思化》Medium

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責任編輯：Alex
核稿編輯：Alvin