事件视界望远镜团队的成立始于人马座 A* (Sgr A*)。 这是一个位于银河系中心的超大质量黑洞，距离我们约 26,000 光年，距离地球最近。 根据理论预测，在观察黑洞时，我们会看到一个被强光包围的阴影。 阴影内是黑洞的真正边界，即事件视界。 一旦任何物质，包括光，越过边界，它就无法逃离黑洞强大的引力场。
从事件视界边缘逸出的光和其他电磁波是天文学家研究黑洞的重要线索。 在 1990 年代，科学家们曾在 3.5 毫米的波长下观测到人马座 A*，但结果并不理想。 所以从 1990 年代后期开始，多尔曼和他的同事们希望将他们的观测结果转化为波长为 1.3 毫米的波，他说这是“宇宙巧合”。 他解释说，这种亚毫米波是由黑洞边缘附近的热气体发出的，不容易被这些热气体散射，也不容易被银河系中较冷的气体散射，因此它们可以一路穿越浩瀚的宇宙。 宇宙到达地球，被高海拔的望远镜捕捉到。
望远镜的分辨率取决于观测波长与望远镜孔径之比。 望远镜的观测波长越短，图像分辨率越高。 多尔曼的团队使用夏威夷、亚利桑那和加利福尼亚的多台射电望远镜同时观测同一个目标，然后将数据聚合起来，相当于得到了一个非常大的望远镜。 这是射电天文学中常用的一种观测方法，称为超长基线干涉法。
然而，改变观察波长意味着对设备的重大改进。 Dorman 说：“对于 1.3mm 波长，望远镜上原有探测器的灵敏度不如 3.5mm 波长，因此我们需要开发一套全新的 VLBI 设备，以更快的速度和更宽的带宽进行记录。” 相关的电子和原子钟也需要升级。 而且项目中的一些望远镜此前并不支持VLBI技术，研究团队需要在观测现场安装相应的设备。
所有这些努力在当时都是完全的风险。 Dorman 回忆说：“在 1990 年代，使用位于西班牙和法国的望远镜在 1.3 毫米波长处进行测量时，阴影的特征很难表征，以至于无法生成图像并测量其大小......当时我们 不知道EHT项目是否可行。有人怀疑是否值得继续朝这个方向努力，但也有人认为我们应该再试一次，看看是否能得到更精确的观察结果。
到2008年，多尔曼团队终于完成了对人马座A*阴影的观测，结果与理论预测完全吻合。 “当我第一次看到来自 SgrA* 的信号时，我盯着电脑屏幕看了很长时间，简直不敢相信自己所看到的，”多尔曼回忆道。 经验。”
直到这一刻，科学界才确信拍摄黑洞照片是完全可行的。
（摘自《环球科学》开学季 2023杂志订阅 http://www.zazhipu.com/2001058.html ）
