為什麼拍到銀河系中心黑洞很重要？如何看見黑洞？黑洞 QA 大集結！

用有限資源完成不可能任務

2022 年 5 月 12 日是個大日子，這天人類終於獲得了第二顆黑洞的觀測影像！這顆黑洞稱為人馬座 A 星（Sagittarius A*, Sgr A*），它就位於我們銀河系家園的中心。為了成功拍到 Sgr A* ，天文學家必須克服重重困難，包含黑洞周圍的環繞物質變動太快，或是宇宙塵埃與星雲的雜訊干擾等。不過，黑洞和我們日常生活有關嗎？為什麼看見黑洞這麼重要？科學家又是如何找到這顆黑洞呢？中央研究院「研之有物」專訪院內天文及天文物理研究所通信研究員賀曾樸院士，請他解答我們對於黑洞的各種好奇！

中研院天文所通信研究員賀曾樸院士，曾擔任中研院天文所所長十年，至今仍持續推動天文學進展，積極提攜後進。圖｜研之有物

深空仰望銀河系中心

天文學家很早就開始有系統地觀察銀河系中心的電波訊號。在 1933 年 Karl Jansky 透過他架設的天線裝置，首次記錄到位於人馬座的銀河系中心有 20 MHz 的未知電波發射源。因此，後續的電波天文學研究，對於銀河系中心一直很感興趣，並且把這個電波源稱為人馬座 A 星（Sagittarius A*, Sgr A*）。

賀院士在訪談中提到，中研院天文所的前籌備處主任（所長）魯國鏞院士，在 1985 年讀博士時，對銀河系中心電波源做了最早的干涉儀測量，當時魯院士推測這個來源可能是個大質量黑洞。

接著 1992 年開始，兩位天文學家 Andrea Ghez 和 Reinhard Genzel，利用先進干涉儀器觀測銀河系中心周圍的恆星運動長達二十多年，他們發現這些恆星的橢圓軌道似乎都圍繞著一個共同的焦點（如下圖）。

試問宇宙中有「誰」重力這麼大、空間範圍卻又這麼小呢？超大質量黑洞是最合理的解釋。這也讓 Ghez 和 Genzel 獲得 2020 年諾貝爾物理獎的榮耀，原因是「發現銀河系中心是一個超大質量的緻密天體」；另一位得獎主是 Roger Penrose，原因是「證明廣義相對論能夠可靠地預測黑洞的形成」。

天文學家 Andrea Ghez 和 Reinhard Genzel，利用先進干涉儀器觀測銀河系中心的恆星運動長達二十多年，他們發現這些恆星的橢圓軌道都圍繞著一個共同的焦點，超大質量黑洞是最合理的解釋。資料來源｜UCLA Galactic Center Group

至此，科學家已經得知銀河系中心黑洞可能存在，接下來就需要找到黑洞存在的直接證據：看見黑洞。

事件視界望遠鏡（Event Horizon Telescope, EHT）聯盟於 2017 年創立，串連全世界研究人員一同構建出足以觀測黑洞的電波望遠鏡陣列，同年（2017）完成兩個超大質量黑洞的初步觀測──銀河系中心黑洞 Sgr A* 與 M87 星系中心黑洞，當時有八座電波望遠鏡一同貢獻解析力，中研院就參與了三座望遠鏡（SMA、JCMT、ALMA）的研發、建造與運作。

2019 年 4 月 10 日，人類獲得了史上第一張黑洞的照片！首次看見 M87 星系中心的超大質量黑洞，有明確的中心陰影和周圍明亮的環狀結構。

2022 年 5 月 12 日，我們終於揭開銀河系中心黑洞的秘密，獲得人馬座 A 星的直接影像證據，這是離我們最近的黑洞，也是目前唯二能夠觀測到的黑洞！

銀河系中心的黑洞影像，又稱為人馬座 A 星（Sgr A*）。資料來源｜EHT

銀河系家園的「小」巨獸：人馬座 A 星

人馬座 A 星（Sgr A*）就像一隻「小」巨獸，說它巨，是因為 Sgr A* 的陰影直徑為太陽的 43 倍，質量高達太陽的 400 萬倍，這是住在地球的我們難以想像的。不過和 M87 黑洞一比，Sgr A* 又顯得很「小」，因為 M87 黑洞陰影直徑為 Sgr A* 的 2000 倍，質量是 Sgr A* 的 2000 倍！（如下圖）。

人馬座 A 星（Sgr A*）和 M87 黑洞的大小比較，M87 黑洞直徑是 Sgr A* 的 2000 倍，質量也是 Sgr A* 的 2000 倍。資料來源｜中研院天文所

奇妙的是，如果從地球上觀測人馬座 A 星和 M87 黑洞，兩個黑洞看起來會差不多大！WHY？這是因為人馬座 A 星距離地球的距離，又比 M87 黑洞近了約 2000 倍。從地球上看這兩個黑洞，剛好在天空形成一樣大的張角（註1）。

從圖片可以看到，人馬座 A 星和 M87 黑洞的結構很類似，周圍都有發光的環狀結構（吸積盤）、中心陰影也都很明顯。不過，要如何在地球上看見黑洞呢？

首先，不能用光學望遠鏡，必須使用電波望遠鏡看黑洞。電波和可見光的主要差別是波長，可見光的波長平均 0.5 微米左右，EHT 的電波望遠鏡觀測波長則約 1 毫米，兩者大約相差 2000 倍。

賀院士強調，為了接收到遙遠星系的訊號，必須選擇不受塵埃影響的波長，電波的波長比灰塵要大得多，因此可以穿透塵埃，收到來自銀河系中心的訊號。反之，可見光很容易就會被塵埃擋住。

為了接收到遙遠星系的訊號，必須選擇不受塵埃影響的波長，電波的波長比灰塵要大得多，因此可以穿透塵埃，收到來自銀河系中心的訊號。資料來源｜EHT、中研院天文所

不過，就算是銀河系中心，還是離我們很遠，要如何看得清楚？

賀院士說，波長和電波望遠鏡的「視力」（角解析度）有關，波長愈小、角解析度愈好。因此波長也不能太大，否則會導致最終影像解析度不足，並影響天線精確度。

在技術和建置成本考量下， EHT 選擇次毫米波波長（0.5 毫米~1 毫米），1 毫米是目前最適合的觀測波長，可輸出黑洞影像解析度 3*3 像素。

咦？圖片解析度只有 3*3 像素？其實電波望遠鏡的「視力」（角解析度）已經非常高！這次觀測到人馬座 A 星的陰影直徑張角約 50 微角秒，是天空張角一度的一億分之一，相當於從地球看月球上一塊甜甜圈的大小。未來，EHT 觀測波長將使用 0.5 毫米（660 GHz）來獲得更高解析度，預計可達 15*15 像素。

未來在格陵蘭望遠鏡（GLT）和高頻觀測的技術支援下，黑洞照片解析度可望提升到 15×15 像素，圖片中為 M87 黑洞。資料來源｜研之有物

除了波長之外，電波望遠鏡口徑也是影響角解析度的因子，口徑愈大、角解析度愈好。但是我們不可能做出和地球一樣大的望遠鏡，為了讓地表有限的電波望遠鏡模擬出巨大望遠鏡的效果，必須使用特長基線干涉（Very-long-baseline interferometry, VLBI）技術，讓不可能化為可能。

VLBI 技術採用口徑合成（Aperture synthesis）的方式，當地球自轉時，地表上的望遠鏡可以在不同時間逐漸涵蓋訊號接收範圍，目的是讓世界各地的 EHT 望遠鏡陣列產生等同於地球直徑般的巨大望遠鏡效果，請參考以下影片。

↑↑↑↑↑事件視界望遠鏡協作方式。
資料來源│中研院天文所、EHT

這意味著我們要從有限的視野去看黑洞，因此科學家使用原子鐘、同步器來確保每個望遠鏡的訊號同步，每個望遠鏡內有超導體接收器來準確接收訊號，因為電波訊號溫度相當低（僅 3K）。最關鍵的是，研究人員要非常瞭解可能產生的偏誤，例如地球自轉、大氣層影響、星際散射等，逐步修正數據。

特別是銀河系中心黑洞 Sgr A*，除了要排除眾多塵埃和星雲的干擾之外，由於 Sgr A* 距離地球較近，尺寸又小，所以周圍物質繞一圈的時間比 M87 黑洞快很多，地球自轉速度跟不上。因此，當我們在地表使用 VLBI 技術去觀測 Sgr A* 時，就好像在拍一隻不斷快速追著尾巴跑的狗狗，增加了影像分析的困難。

目前天文學家已經有一套成熟的除錯方法，將混亂的原始資料校正梳理成我們看到的黑洞影像。2017 年收到初步觀測數據之後，研究團隊需要排除眾多干擾和錯誤訊號，因此直到 2022 年才能正式公開影像。本次取得的銀河系中心黑洞影像，無疑將人類對黑洞的認知更往前推進。

接下來，「研之有物」編輯團隊為讀者收集了一些有趣的問題，一起來看賀院士如何回答吧！

Q.為什麼拍到黑洞很重要？科學家為何高度關注？

賀：黑洞是宇宙中重力最強的地方，在事件視界之內，光和資訊都無法逃脫，我們如果可以拍到想像中「看不到」的黑洞將會非常有趣。

2022 年的人馬座 A 星和 2019 年的 M87 黑洞都屬於超大質量黑洞，也就是質量有太陽的幾十萬到幾十億倍以上。這類黑洞存在各個星系中心，我們目前還不知道這類黑洞如何形成，因此需要更多黑洞影像的直接證據做確認，例如溫度多高、密度多少等。

從理論上來看，黑洞的觀測證據也有助於我們驗證愛因斯坦的相對論是否正確。

Q.為什麼目前只拍到兩個黑洞？其他黑洞呢？

賀：因為宇宙中很多小型的黑洞還無法觀測到，以目前 EHT 的角解析度來說，我們可以拍到最大的黑洞是 M87 黑洞，最近的黑洞是人馬座 A 星。在未來 10 年內，當提高角解析度時，將能夠捕捉到其他星系中的超大質量黑洞照片。

Q.為什麼每個星系中心都會有一個超大質量黑洞呢？

賀：天文學家還不知道這種超大質量黑洞如何形成，以及為什麼會位於星系的中心。目前只知道，超大質量黑洞位於每個星系重力位能井的中心。然而，超大質量黑洞有可能在宇宙誕生初期就已經形成，成為星系生成的「種子」。

Q.天文學家如何定位銀河系的中心？

賀：因為在一個星系中，所有恆星都會圍繞著星系的中心旋轉，就像我們太陽系的行星也會繞著太陽旋轉一樣。因此，我們可以從旋轉運動去找到銀河系最中心的位置。獲得諾貝爾物理獎的 Genzel 和 Ghez，他們就是去觀測銀河系中心附近快速旋轉的恆星，精準確認位於軌道焦點的超大質量緻密天體（也就是黑洞）之位置。

Q.為什麼銀河系中心的黑洞會有三個特別亮的區域？為何 M87 黑洞周圍沒有這三個亮區呢？

賀：人馬座 A 星周圍環狀結構的三個亮點，可能與周圍物質快速旋轉的擾動有關。這些亮點存在的時間尺度約在數分鐘至數小時，我們的觀測解析度可以捕捉到這些變化。而 M87 黑洞的環狀結構，也有可能存在這些亮點，但是 M87 黑洞構造的時間變化尺度更長，我們目前的觀測解析度還無法看到。

Q.為什麼觀測銀河系中心黑洞和 M87 黑洞時，黑洞的旋轉軸都是對著地球呢？

賀：黑洞的旋轉軸是由黑洞在形成過程中所累積的總角動量來決定。因此，黑洞轉軸可以是任意方向，取決於這顆黑洞過去的歷史。不過，因為黑洞旋轉軸剛好和我們的視線垂直的機率很低，因此我們很可能總是看到黑洞旋轉軸以某種角度指向地球。

Q.黑洞影像是人去上色的，為什麼選溫潤的紅橘色而不是藍色呢？

賀：因為幾乎所有的天文數據都是用可見光以外的波長去取得，所以儀器收集到的光其實人眼並不可見。在 EHT 計畫中，我們看到的是次毫米波長的光（波長約 1mm），天文學家使用具有代表性的顏色為圖像「上色」。

使用紅橘色來表示黑洞環狀結構，是為了傳達一個概念：環的溫度非常高，黑洞周圍的吸積物質溫度比太陽熱得多。雖然在天文學上藍色天體溫度更高，但我們採用一般大眾熟知的「紅=熱」的概念。

Q.黑洞的「背面」看起來會如何？會和目前照片類似嗎？

賀：從宇宙的另一端，我們也會看到環狀結構，因為黑洞中心強大的重力場，會讓光線像穿過「透鏡」一般產生彎曲，這就是「重力透鏡效應」。

然而，從背面觀測還是有不太一樣的地方。以 M87 黑洞為例，從地球看過去，黑洞環比較亮的底部區域，是由都卜勒加速（Doppler boosting）造成，環的亮部正在向觀察者移動。

反之，如果從 M87 黑洞的「背面」看過去，環的底部區域將遠離觀察者，頂部區域會向觀察者移動，因此黑洞「背面」的觀察者將看到環的頂部區域特別亮。

Q.黑洞會吸收能量和排放能量嗎？吸收的量是否等同排放的量？

賀：無論是愛因斯坦的理論預測和觀測結果都指出，在黑洞陰影內的所有輻射，都將向黑洞中心彎曲，黑洞陰影的邊界約為事件視界的 2.5 倍大。

所謂事件視界，就是所有光和物質都被黑洞吸進去的邊界，光和物質的能量會被黑洞吸收。在事件視界和陰影邊界的中間地帶，光和物質則被黑洞「捕捉」在一個緊密的軌道上。在陰影之外，光和物質才得以逃脫。

因此實際上，黑洞只會吸收輻射，不會放出輻射（註2）。我們看到的輻射（光環），以及看不到的輻射（被黑洞吸入事件視界），這些輻射都來自黑洞周圍的吸積物質。

Q.黑洞和人類的生活有什麼關係呢？（比如太陽、月亮就影響地球人類的生活：潮汐、晝夜等）

賀：黑洞都離地球相當遠，作為恆星終結狀態的小黑洞亦然。因此黑洞透過輻射或重力對地球的影響，與太陽相比之下幾乎可以省略不計。然而，也正是人馬座 A 星的超大質量，讓銀河系盤面上的恆星都繞著銀河系旋轉，公轉一圈約需 2 億年。因此，我們在地球天空看到的恆星和星系也是在這個時間尺度內不斷變化。

另外，在純理論考量之下，如果人類可以利用物質落入黑洞周圍吸積盤所釋放的能量，將會比核能發電更有效率。這是因為釋放的能量接近於物質的質量當量，而來自核分裂或核融合的核能僅釋放出質量當量的很小一部分。雖然現在聽起來有點科幻，但是當年瑪麗居禮（Marie Curie）首度發現放射性材料之後，人類其實很快就能夠製造出核反應爐。

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註1：因此，雖然 Sgr A* 黑洞比 M87 黑洞距離地球還要近，但是因為直徑也更小，故兩者最終圖片解析度都是 3*3 像素。
註2：理論上，黑洞會釋放相當微弱的「霍金輻射」（Hawking radiation），但過程會非常非常緩慢。目前天文學家尚未觀測到霍金輻射。