4月10日历史上的今天2019年4月10日的今天，世界上首张黑洞图像出炉，该历史事件记录为2019年4月10日年间的历史文献线索
图3. 黑洞阴影图像(左图取自参考资料，右图由作者提供)
什么样的黑洞最适合成像?
虽说黑洞的阴影能被“看到”，但也不是所有黑洞都符合成像条件。由前所述，黑洞是非常非常小的。能够成像的黑洞，毫无疑问角直径必须足够大。由于黑洞事件视界的大小与其质量成正比，这也就意味着黑洞的质量越大，事件视界就越大，也越适合成像。因此，距离我们近的超大质量黑洞是完美的黑洞成像候选体。
位于人马座方向的银河系中心黑洞Sgr A* 和近邻射电星系M87的中心黑洞M87* 是两个目前已知最优的候选体。
银河系中心射电源Sgr A* ，是Bruce Balick和Robert Brown利用美国国立射电天文台干涉仪，于1974年发现的(关于其发现和命名的故事，参见)。目前已有越来越多的证据表明，它是一个质量约为400万倍太阳质量的黑洞。由于距离地球约为26万光年，银河系中心黑洞的史瓦西半径约为10微角秒，其黑洞阴影的角直径大小相应为47-50微角秒，相当于一个苹果在月球上的角直径大小(月球的角直径约为0.5度)。
M87则是位于室女座方向的一个巨椭圆星系，距离地球约5500万光年。早在1918年，Heber Curtis就注意到一条奇特的准直光束“curious straight ray”与星系的中心相连。其实，这条准直的光束正是M87的喷流，从中心发出并延伸数千光年，成为M87最引人注目的特征。这也使得它成为首个被认证出喷流的星系(图4)。
和银河系中心一样，M87中心也有一个超大质量黑洞(现在按银心黑洞的命名习惯被称为M87*)，其质量约为65亿倍太阳质量。这个黑洞虽比Sgr A* 质量大1500倍，但是距离也远了2000多倍，因此它看起来要比银心黑洞略小——其史瓦西半径约为7.6微角秒，黑洞阴影的大小相应为37-40微角秒。
图4. M87在不同尺度上的射电喷流(图源：参考资料)
什么样的望远镜可以对黑洞成像?
目标已经选定，下面就该“磨刀上阵”了。古人云：“工欲善其事，必先利其器”，要对黑洞成像，最好的工具莫过于甚长基线干涉测量(Very Long Baseline Interferometry, VLBI)技术。
VLBI利用广为分布(距离可达上万或几十万公里)的射电望远镜，通过各台站独立记录信号和后期对信号的综合相关处理，获得一个大小相当于各台站之间最大间距的巨型(虚拟)望远镜。该技术可取得天文研究中最高的分辨本领，其分辨率θ∼λ/D，其中λ为观测波长，D为最长基线长度。假定在1毫米波长观测，一个长度为1万公里(约为地球直径)的基线可获得约21微角秒的分辨本领。VLBI利用精准到每数亿年才误差一秒的原子钟来保证望远镜收集并记录的信号在时间上同步，并确保信号的稳定性。
自上世纪60年代后期VLBI技术实现以来，其性能随着技术的进步得到不断提升，波长覆盖也从厘米波段扩展到目前处于国际发展最前沿的(亚)毫米波段。
如同观看电视节目必须选对频道一样，对黑洞成像而言，能够在合适的波段进行VLBI观测至关重要。观测黑洞视界的最佳波段在1毫米附近，并非单纯由于其高分辨本领，更有以下几个重要的考虑/优势：
黑洞周围气体的辐射在短毫米波段变得透明(“光学薄”)。这一点对黑洞成像至关重要，否则分辨率再高也无济于事。
吸积气体在这个波段的辐射最明亮。为了“看到”黑洞视界，其周围的辐射相对我们的观测设备的灵敏度而言必须足够“亮”。
无线电波在这一波段受到的星际散射干扰很小。这点对银河系中心尤为重要，因为它在厘米波段及以上受到强烈星际散射的影响，使得我们无法看到黑洞周围辐射的内禀结构。
另外，还有台站的布局、灵敏度的提升等很多重要因素也需要考虑。
由此，我们不难发现，并不是只要VLBI阵列的分辨率足够高就可对黑洞进行成功拍照!
EHT及其在2017年4月的观测
近年来，1.3毫米VLBI观测在Sgr A* 和M87* 中已经分别探测到黑洞事件视界尺度上的结构，这对黑洞成像而言是非常鼓舞人心的。但受到台站数目及灵敏度的限制，详细的成像观测一直无法开展。
随着新的、高灵敏度亚毫米波台站(尤其是Atacama Large Millimeter/submillimeter Array等)加入到全球1.3毫米-VLBI阵列，黑洞的成像观测成为可能。
为了捕获第一张黑洞图像，目前由来自包括中国在内的十几个国家(地区)的200多名科学家形成了EHT这一重大国际合作计划。EHT观测所利用的技术就是(亚)毫米波VLBI，目前其工作波段在1.3毫米，并将有望扩展到0.8毫米。
