图4：广义相对论预言，将会看到一个近似圆形的暗影被一圈光子圆环包围。由于旋转效应，黑洞左侧更亮。图片版权：D. Psaltis and A. Broderick
从视觉上看，视边界内侧的亮度明显更弱，看起来就像一个圆形的阴影，外面包围着一个明亮的光环。故此也得名黑洞 “阴影”（black hole shadow）。
这个阴影有多大呢？史瓦西黑洞的阴影直径是视界直径的5.2倍；如果黑洞转得快，阴影直径也有约4.6倍视界半径。如此看来，黑洞视边界的尺寸主要与黑洞质量有关系，而与黑洞的自转关系不大。
后来，更多科学家针对黑洞成像开展了大量的研究，均预言黑洞阴影的存在。因此，对黑洞阴影的成像能够提供黑洞存在的直接“视觉”证据。
给黑洞拍写真的8位“摄影师”
为了捕获第一张黑洞图像，过去的十年多时间里，麻省理工学院的天文学家们联合了其他机构的同行们，让全球8个天文台同时对银河系中心的黑洞Sgr A* 和 M87星系中的黑洞 M87*展开亚毫米波段观测，这些望远镜统称为“事件视界望远镜”(Event Horizon Telescope，EHT)。
由于EHT此次观测的波段在1.3毫米，容易受地球大气的水汽影响，因此这些亚毫米波望远镜分布在高海拔地区，包括夏威夷和墨西哥的火山、亚利桑那州的山脉、西班牙的内华达山脉、智利的阿塔卡马沙漠以及南极点。
参与此次观测的包括位于世界6个地点的8个台站。其中由于位置的限制，位于南极的SPT望远镜无法观测到M87*。所以参与观测M87*的望远镜实际上是7台。
图5：2017年4月份参加EHT观测的8个VLBI台站，其中由于位置限制，位于南极的SPT望远镜无法观测到M87*，图片来源：EHT
给黑洞拍写真，要跨过三座“大山”
给黑洞拍照难不难？肯定难。不然我们不会到今天才拍出第一张照片。
在这个过程中，有三座难以逾越的大山：黑洞阴影的“小”、技术要求极高的观测波段、复杂的数据处理。
而面对这些难点，天文学家们发挥智慧，拿出了不少应对的妙招。
1. 解决黑洞阴影的“小”，需要两个靠谱选择
为了解决这个问题，需要保证两个“靠谱”——拍照模特靠谱、望远镜的实力靠谱。
选择哪些黑洞当拍照模特
黑洞阴影实际看起来的大小主要与两个因素有关：实际的大小、黑洞到地球的距离。
1个1米之外的乒乓球（直径40毫米）和1个百米之外的4米长杆看起来一样高。所以在望远镜拍照能力有限的情况下，想要拍摄一张好照片，一定要找一个“靠谱”的拍照模特，它的角尺寸看起来很大。
而黑洞阴影的实际大小与黑洞的质量有关，黑洞质量越大，黑洞阴影越大；再综合距离因素，你会发现选择临近的超大质量黑洞是个明智之选。银河系中心的黑洞Sgr A* 和星系 M87 的中心黑洞便是两个好模特。
Sgr A* 是地球上能够观测到的最大的黑洞，质量是400多万倍太阳质量，对应的视界半径是1300多万千米，“视边界”的半径约3300多万千米，它到地球的距离是26000光年，“视边界”看起来的角尺寸约为0.00005角秒（50微角秒，1角秒相当于100万微角秒）。要知道，从地球上看满月的尺寸约为30角分（1角分等于60角秒），50微角秒就相当于从地球上看月球上一个橘子大小的物体。
图6：银心附近恒星的运动视频，图片来源：Keck/UCLA Galactic Center Group
而黑洞 M87*，尽管质量比Sgr A* 质量大了约1500倍，但距离却远了2000多倍，使其成为第二大黑洞，黑洞阴影的大小约为40微角秒。
值得一提的是，由于对M87中央黑洞质量的不同测量方法（气体动力学vs.恒星动力学）所得结果差了近2倍，意味着黑洞阴影的大小有可能小于40微角秒，甚至低于此次EHT所能分辨的能力极限。因此从这个角度看，M87*的阴影拍摄成功，真是幸运，并为M87*黑洞的质量提供了限制。
给黑洞拍照：VLBI功不可没，望远镜实力不凡
拍摄黑洞照片所用到的望远镜的灵敏度和分辨本领很重要，这也是描述望远镜实力的两大要素。灵敏度强调探测微弱射电源的能力；而分辨本领反映了区分天球上两个靠得很近的射电点源的能力，用刚刚能分辨的两点间张角theta来表示，theta与观测波长和望远镜口径有关，theta越小，表示分辨本领越高。
两者均对射电望远镜的口径提出了要求，望远镜的口径越大，其灵敏度越高，分辨本领越高。除了与望远镜的口径有关，分辨本领还和而观测波段有关。同样口径的望远镜，观测波长波长越长，theta越大，对应的分辨本领越低。
由于射电望远镜所接收光的波长是可见光波长的上千成万倍，为了达到同样的分辨率，射电望远镜得比光学望远镜大上上千万倍。因此，口径为百米级的射电望远镜所能达到的分辨率甚至还远不及爱好者们使用的光学望远镜。
天文学家对高分辨率的渴求，并没有止步于射电望远镜单天线。甚长基线干涉测量（Very Long Baseline Interferometry; VLBI）技术解决了射电望远镜实现高分辨本领的难题。
所谓VLBI技术，就是当相隔两地的两架射电望远镜同时观测来自同一天体的射电波，根据各自独立的时间标准，将天体的射电波记录下来，然后再将这两个记录一起送入处理机进行相关处理，最终分析获取该天体的射电辐射强度和位置。
要成像成功必须要求所有望远镜在时间上完全同步，当EHT的每个望远镜都能在时间上同步时，记录到的信号就能被完美地修正聚焦。如果镜面不稳定，譬如会振动的话，反射的光线将无法准确聚焦。EHT利用氢原子钟来确保纪录的稳定性。原子钟能精准到每数亿年才误差一秒。
图7：VLBI原理，图片来源：中国科普博览
值得一提的是，该VLBI技术也成功应用于我国嫦娥探月工程的探测器的测定位。
射电干涉技术的成功实施使得望远镜阵列的角分辨率相较于单独每架望远镜更高，灵敏度也更高。VLBI网络便是利用这一技术，让处于不同地理位置的多个射电望远镜联合起来，组成一个望远镜观测网络，同时对一个天体进行观测，VLBI的角分辨率由望远镜间最大间距（最长基线）决定，相当于一个口径为几千千米的超级望远镜，从而取得天文研究中最高的分辨本领。假定在1毫米观测，一个长度为1万千米的基线能获得约21微角秒的分辨本领。
2. 实现高技术观测波段：1毫米 高精度望远镜
根据理论预言，黑洞周围气体在1毫米附近的辐射强度最高，而且最关键的是，1毫米附近是个比较干净的观测窗口，被同步自吸收等的作用大大减弱，黑洞周围气体的辐射变得透明。2017年EHT观测Sgr A*和M87*所基于的窗口便是1.3毫米，未来还希望用0.8毫米。
既然理论预言甚至预言出的照片很早便存在，VLBI技术也并非近十年才有的，那为何黑洞照片现在才诞生呢？
主要瓶颈其实在观测窗口：1毫米左右。这种对观测波段的极高要求，其实就意味着对望远镜性能的极高要求。
要让EHT实现最佳性能，除了要使用VLBI技术，还有一点很重要：每个望远镜必须性能足够好。
EHT的每架射电望远镜本质上就是一架大口径的抛物面天线，就像卫星天线锅。为了保证射电望远镜的天线在观测波段内正常观测，天线在技术上有个门槛，加工精度必须足够高，其偏离抛物面的程度最多只能与观测波长相差5%。
因此，可以预想，观测毫米波比观测厘米波所要求的天线加工精度更高，加工难度更大。大家也不难发现，参与EHT的八台望远镜有效口径大多为十几米，最大不过73米。
