環(huán)球科學(xué)微信號：huanqiukexue

撰文 埃弗里·E·布羅德里克（加拿大多倫多大學(xué)理論天體物理研究所高級副研究員）
亞伯拉罕·洛布（哈佛-史密森尼天體物理中心理論與計算研究所所長）
翻譯 虞駿

你或許在電視上看過這樣一個廣告：一名移動通信技術(shù)人員跑到偏遠(yuǎn)的地方，沖著他的手機大喊：“現(xiàn)在你能聽到我嗎？”設(shè)想這名技術(shù)人員跑到了銀河系的中心，那里潛伏著一個大質(zhì)量黑洞——人馬座A*（Sagittarius A*，縮寫為Sgr A*），質(zhì)量相當(dāng)于450萬顆太陽。隨著這名技術(shù)人員靠近到黑洞周圍1,000萬千米以內(nèi)，我們會聽到他的語調(diào)越來越緩慢，嗓音越來越低沉，最后變成一種單調(diào)的耳語聲，而且接收效果會越來越差。如果我們目送他落向黑洞，隨著他逐漸被“凍結(jié)”在黑洞邊界 ［即事件視界（event horizon）］附近的時間里，我們會看到他的影像變得越來越紅，越來越暗。

不過，這名技術(shù)人員本人將體會不到任何時間變慢的感覺，也不會在事件視界的位置上看到任何稀奇古怪的東西。只有等他聽到我們說“不，我們聽不到你說話！”的時候，他才會意識到自己已經(jīng)穿過了視界。他根本不可能與我們分享他最后的觀感——沒有任何東西能從事件視界內(nèi)部的極端引力中掙脫出來。穿過視界一分鐘后，黑洞深處的引力會把他撕個粉碎。

在現(xiàn)實生活當(dāng)中，我們當(dāng)然不可能真的派一名技術(shù)人員踏上這條“不歸路”。不過，天文學(xué)家已經(jīng)開發(fā)出不少技術(shù)，很快他們就能應(yīng)用這些技術(shù)，第一次拍攝到黑洞在熾熱的發(fā)光氣體背景上留下的黑色剪影。

“打?。　被蛟S你會覺得有些驚訝，“天文學(xué)家不是早就公布了一大堆有關(guān)黑洞的觀測數(shù)據(jù)和各種各樣的照片嗎？”這話說得沒錯，但那些照片拍到的都是黑洞周圍的氣體或其他物質(zhì)，黑洞本身只是一個不可分辨的斑點；還有些照片拍到的只是從某個天體中傾泄而出的巨大能量，天文學(xué)家推測這個天體應(yīng)該是黑洞。事實上，我們甚至不能確定黑洞是否真的存在（參見《環(huán)球科學(xué)》2009年第11期《莫須有的黑洞》一文）。

天文學(xué)家已經(jīng)在天空中發(fā)現(xiàn)了一些質(zhì)量足夠大、密度足夠高的天體，如果愛因斯坦的廣義相對論是正確的，它們就必定是黑洞。因此在談?wù)撨@些天體的時候，人們通常習(xí)慣就把它們當(dāng)成是黑洞（在本文中也不例外）。不過到目前為止，我們?nèi)匀粺o法確定這些天體是否擁有一個讓物質(zhì)只進不出的視界——這個視界才是定義黑洞的最重要特征。提出這一問題并非只為滿足純粹的好奇心，而是因為這樣的視界涉及理論物理學(xué)中一個最深層次謎題的核心。顯示黑洞事件視界黑暗剪影的照片，將幫助我們理解發(fā)生在黑洞周圍的異乎尋常的天體物理過程。

未解之謎大本營

事件視界在物理學(xué)家眼中之所以魅力無窮，是因為它們代表了20世紀(jì)物理學(xué)的兩大成就——量子力學(xué)（quantum mechanics）和廣義相對論（general relativity）之間的一個根本性矛盾。時間可逆性（time reversibility）是量子力學(xué)描述物理體系時必須具備的一個重要特征；任何量子過程都有一個逆過程與之對應(yīng)，理論上可以用它來恢復(fù)原過程可能會破壞的任何信息。相反，把引力解釋成空間彎曲并預(yù)言黑洞存在的廣義相對論卻認(rèn)定，沒有任何逆過程能夠把已經(jīng)落入黑洞的東西再“打撈”上來。解決量子力學(xué)和引力之間這一矛盾的迫切需求，已經(jīng)成為弦論學(xué)家追尋量子引力論的一大主要動力——這一理論應(yīng)該會預(yù)言，引力的種種性質(zhì)源于遵從量子力學(xué)定律的相互作用。

從更基礎(chǔ)的層面上講，物理學(xué)家想知道愛因斯坦的廣義相對論到底能否如實描述引力，特別是在它的預(yù)言跟傳統(tǒng)牛頓理論存在驚人偏差的極端環(huán)境下——例如事件視界的存在。黑洞恰好集兩大優(yōu)點于一身：它既是愛因斯坦引力方程最簡單的一組解（一個黑洞的所有特征僅由它的質(zhì)量、電荷和自轉(zhuǎn)這三個參數(shù)完全確定），又處在引力與牛頓理論最不相同的環(huán)境當(dāng)中。因此，黑洞是搜尋愛因斯坦方程在極端環(huán)境下出現(xiàn)偏差的“黃金地段”，而那些偏差將提供通往量子引力論的線索。反過來，如果愛因斯坦的方程在黑洞附近仍然有效，那就將大大擴展廣義相對論的已知適用范圍。

黑洞周圍發(fā)生了什么？與此有關(guān)的天體物理學(xué)問題，也迫切需要回答。黑洞由落入其中的氣體和塵埃等物質(zhì)“哺育”。這些物質(zhì)在下落靠近黑洞視界的過程中獲得了巨大的能量，產(chǎn)生熱量的效率比除此之外最有效的能源——核聚變高出整整20倍。這些盤旋著的熾熱氣體發(fā)出的輻射，讓黑洞周圍的吸積盤變成了宇宙中最明亮的物體。

天體物理學(xué)家在某種程度上可以構(gòu)建這些吸積物質(zhì)的模型，但吸積流中的氣體如何從一條半徑較大的軌道遷移到靠近視界的軌道，最終又如何落進黑洞，這些過程的確切細(xì)節(jié)目前仍不清楚。吸積流中帶電粒子的移動所產(chǎn)生的磁場，必定在吸積流如何變化的過程中扮演了非常重要的角色。不過，這些磁場如何產(chǎn)生結(jié)構(gòu)，這些結(jié)構(gòu)又如何影響黑洞的觀測性質(zhì)，我們對此幾乎一無所知。盡管用計算機模擬整個吸積區(qū)域正變得越來越可行，但我們理論學(xué)家要想對此進行真正從零開始的理論計算，至少還要再過幾十年才行。對于啟發(fā)新想法、篩選相互競爭的模型來說，將觀測數(shù)據(jù)作為計算的輸入條件將是必不可少的。

更讓天體物理學(xué)家窘迫不安的是，我們對黑洞噴流 （jet） 的理解極度貧乏。所謂噴流，是指超大質(zhì)量黑洞附近的力不知通過什么方式，將物質(zhì)以超相對論性速度（最高可達光速的99.98%）向外噴出而形成的一種現(xiàn)象。這種令人驚嘆的物質(zhì)噴流向外延伸可以超過整個星系的尺度，而它們的源頭卻是黑洞附近準(zhǔn)直性極佳的強烈束流，緊湊程度讓它們可以從太陽系一般大小的“星系針眼”中穿過。我們不知道是什么機制讓這些噴流加速到如此高速，甚至不清楚這些噴流由什么東西構(gòu)成——到底是電子和質(zhì)子，還是電子和正電子，抑或主要由電磁場構(gòu)成。為了回答諸如此類的問題，天文學(xué)家迫切需要對黑洞周邊的氣體進行直接觀測。

遠(yuǎn)距離窺探

遺憾的是，直接觀測黑洞困難重重。首先，不管從哪種天文學(xué)尺度上來說，黑洞的個頭都極小。已知的黑洞似乎可以分成兩個大類：一類是恒星質(zhì)量的黑洞，它們是大質(zhì)量恒星死亡后的殘骸，質(zhì)量通常介于5~15倍太陽之間；另一類是超大質(zhì)量黑洞，位于星系的中心，質(zhì)量大約是太陽的數(shù)百萬倍到上百億倍。一個15倍太陽質(zhì)量的黑洞，事件視界的直徑僅有90千米——在星際距離上小到了根本無法分辨的程度。就算是一個10億倍太陽質(zhì)量的超大黑洞，把它放到海王星軌道之內(nèi)也顯得綽綽有余。

其次，黑洞細(xì)小的個頭和強大的引力會產(chǎn)生極快的運動——在一個恒星質(zhì)量黑洞的邊緣，物質(zhì)完成一整圈公轉(zhuǎn)所用的時間甚至超不過一微秒。要觀測變化如此迅速的現(xiàn)象，需要使用靈敏度極高的設(shè)備。最后，只有很小一部分黑洞周圍擁有大量氣體可供吸積，因此能夠被我們看到；銀河系中的絕大多數(shù)黑洞迄今仍然未被發(fā)現(xiàn)。

為了應(yīng)對這些挑戰(zhàn)，天文學(xué)家已經(jīng)開發(fā)出多種技術(shù)，盡管還無法拍到疑似黑洞的直接影像，但已經(jīng)提供了大量信息，揭露了緊緊圍繞疑似黑洞旋轉(zhuǎn)的物質(zhì)的種種性質(zhì)及行為方式。比方說，通過觀察附近恒星的運行方式，天文學(xué)家就能稱量出一個超大質(zhì)量黑洞的重量，就像利用行星的軌道來給太陽稱重一樣。在遙遠(yuǎn)的星系里，超大質(zhì)量黑洞附近的單個恒星無法分辨，但那些恒星的光譜能夠揭示它們的速度分布，從而得出這個黑洞的質(zhì)量。銀河系中心的超大質(zhì)量黑洞人馬座A*距離我們足夠近，能夠用望遠(yuǎn)鏡分辨出它附近的一顆顆恒星，因此迄今為止，我們對這一黑洞的質(zhì)量估算也是所有黑洞中最準(zhǔn)確的?？上У氖牵@些恒星位于黑洞周邊非常外圍的地方，遠(yuǎn)遠(yuǎn)深入不到廣義相對論效應(yīng)變得顯著的核心區(qū)域，而那些核心區(qū)域才是我們最感興趣的地方。

天文學(xué)家還在黑洞附近發(fā)出的輻射隨時間變化的模式當(dāng)中，尋找廣義相對論留下的記號。比如說，一些恒星質(zhì)量的黑洞發(fā)出的X射線輻射，在亮度上會發(fā)生準(zhǔn)周期變化，這一變化周期又與黑洞吸積盤最內(nèi)側(cè)附近理論預(yù)計的軌道周期十分接近。

迄今為止，探測超大質(zhì)量黑洞最富有成效的方法，是觀測吸積盤表面鐵原子發(fā)出的熒光。吸積盤攜帶著鐵原子快速轉(zhuǎn)動，再加上黑洞本身強大引力的作用，會使鐵原子熒光的特征波長發(fā)生偏移，并擴散到某個波段范圍。在快速自轉(zhuǎn)的黑洞附近，吸積盤本身圍繞黑洞旋轉(zhuǎn)的速度會加快（這一點要歸功于某種廣義相對論效應(yīng)，即黑洞的旋轉(zhuǎn)會拖曳周圍的空間），因此這種輻射會展現(xiàn)出一種不對稱性，從而泄露天機。日本的“宇宙學(xué)及天體物理學(xué)高新衛(wèi)星”（ASCA）和“朱雀”（Suzaku）X射線天文衛(wèi)星已經(jīng)觀測到了這樣的輻射，天文學(xué)家把這些觀測解讀為高速自轉(zhuǎn)黑洞的直接證據(jù)，那些吸積盤中的軌道速度高達光速的1/3。

恒星質(zhì)量的黑洞自轉(zhuǎn)有多快，相關(guān)信息來自于一類特殊的雙星系統(tǒng)。在這種雙星系統(tǒng)中，一個黑洞和一顆普通恒星相互繞轉(zhuǎn)，彼此間距近到了讓黑洞可以從恒星上竊取“食物”的地步。對少量此類系統(tǒng)的X射線光譜及軌道參數(shù)進行的分析表明，這些黑洞的自轉(zhuǎn)速度達到了廣義相對論允許的同等質(zhì)量黑洞最大自轉(zhuǎn)速度的65%~100%；超高自轉(zhuǎn)似乎是一種普遍現(xiàn)象。光（從射電波一直包含到X射線）和高能噴流，并不是黑洞發(fā)出的僅有的兩樣?xùn)|西。兩個黑洞發(fā)生碰撞時，它們會動搖周圍的時空結(jié)構(gòu)，產(chǎn)生引力波，就像池塘里的漣漪一般向外傳播。這種時空漣漪應(yīng)該能夠在很遠(yuǎn)的距離上被檢測到，不過所需設(shè)備的靈敏度必須達到令人難以置信的地步。盡管已經(jīng)在運行的幾座引力波觀測站仍未檢測到任何引力波信號，這種方法還是為研究黑洞提供了一種革命性的新方法。

直視黑洞的窗口

盡管提供了大量信息，但我們以前介紹的所有技術(shù)當(dāng)中，沒有任何一種能夠獲得黑洞事件視界的影像。不過現(xiàn)在，技術(shù)進步將讓直接拍攝黑洞視界的夢想很快變成現(xiàn)實。即將成為拍攝目標(biāo)的黑洞就是我們銀河系里的龐然大物——人馬座A*。這個黑洞距離我們“僅有”24,000光年，是天空中所有已知黑洞里看上去圓面最大的一個。一個10倍太陽質(zhì)量的黑洞，距離我們必須比最靠近太陽的恒星還近100倍時，看起來才會跟人馬座A*一樣大。盡管宇宙中還存在著比人馬座A*更大的超大質(zhì)量黑洞，但它們都遠(yuǎn)在幾百萬光年以外。

多虧了黑洞引力對光線的彎折，遠(yuǎn)處一個黑洞的黑色剪影看上去會是這個黑洞本身大小的兩倍。即使如此，人馬座A*視界的大小看起來也只有區(qū)區(qū)55微角秒（microarcsecond，1微角秒=10-6角秒）——就算是遠(yuǎn)在上海的一粒芝麻，從北京看過去也要比人馬座A*的視界大出足足10倍！

盡管現(xiàn)代望遠(yuǎn)鏡的分辨率已經(jīng)很高，但它們在本質(zhì)上仍然受到衍射（diffraction）的限制。當(dāng)光從代表著望遠(yuǎn)鏡口徑的有限孔徑中穿過時，就會發(fā)生衍射這種波動效應(yīng)。一般而言，一臺望遠(yuǎn)鏡造得越大，或者它收集的光線波長越短，這臺望遠(yuǎn)鏡能夠分辨的最小角度就越小。在紅外線波段（選擇這一波段是因為紅外線能夠穿透在可見光波段遮擋人馬座A*的塵埃云），能夠分辨55微角秒的望遠(yuǎn)鏡口徑必須達到7千米。可見光或紫外線的波長較短，在某種程度上能夠降低對望遠(yuǎn)鏡口徑的要求，但不足以把這一要求降到任何可行的范圍之內(nèi)?？紤]使用波長更長的光進行觀測似乎毫無意義——以毫米射電波為例，能分辨55微角秒的望遠(yuǎn)鏡口徑必須達到5,000千米。不過剛巧，口徑跟地球一樣大的射電望遠(yuǎn)鏡已經(jīng)在運行了。

一種被稱為“甚長基線干涉測量”（very long baseline interferometry，縮寫為VLBI）的技術(shù)，能夠?qū)⒎稚⒃谑澜绺鞯氐纳潆娡h(yuǎn)鏡陣檢測到的信號綜合起來，由此獲得的角分辨率足以與單面地球大小的射電天線相媲美。有兩個這樣的望遠(yuǎn)鏡陣已經(jīng)運行了十多年：一個是美國的甚長基線射電望遠(yuǎn)鏡陣（Very Long Baseline Array，縮寫為VLBA），天線全部設(shè)在美國，間隔最遠(yuǎn)的分別位于夏威夷島和新罕布什爾州；另一個是歐洲甚長基線干涉測量網(wǎng)絡(luò)（European VLBI Network，縮寫為EVN），天線分布在中國、南非、波多黎各和歐洲?；蛟S你曾經(jīng)在《超時空接觸》（Contact）和《2010》之類的電影里看到過位于美國新墨西哥州的甚大天線陣（Very Large Array，縮寫為VLA），盡管在電影里看起來蔚為壯觀，但這個天線陣的規(guī)模要比VLBA和EVN小得多。

可惜的是，VLBA和EVN只適用于波長超過3.5毫米的射電波，對應(yīng)的角分辨率最高只有100微角秒，還不足以分辨出人馬座A*的視界。另外，在這樣的波長范圍內(nèi)，星際氣體會模糊人馬座A*的影像，就像濃霧會模糊頭頂上的路燈一樣。能夠檢測波長不到1毫米的射電波的干涉儀，才能達到拍攝黑洞視界所必需的分辨率。

然而，波長較短的射電波又會遇到其他麻煩：它們會被大氣中的水蒸氣吸收。正是由于這個原因，毫米波和亞毫米波望遠(yuǎn)鏡都被放置在盡可能高、盡可能干燥的地方，比如夏威夷的莫納克亞山頂、智利的阿卡塔馬沙漠（Atacama Desert）和南極洲。說到底，有兩個可用的觀測窗口通常是敞開的，波長分別是1.3毫米和0.87毫米。工作在這兩個波長的地球般大小的天線，能夠達到的分辨率分別約為26和17微角秒，足夠分辨人馬座A*的視界了。

在夏威夷、美國西南部、智利、墨西哥和歐洲，已經(jīng)運行著許多毫米波和亞毫米波望遠(yuǎn)鏡，它們都能被納入到這樣一個全球天線陣中。由于天文學(xué)家建造這些望遠(yuǎn)鏡時所持的目的并不相同，利用它們進行甚長基線干涉測量會涉及許多技術(shù)挑戰(zhàn)，包括開發(fā)超低噪聲電子器件和超高帶寬數(shù)字記錄儀等。

不過，美國麻省理工學(xué)院的謝潑德·S·德勒曼（Sheperd S. Doeleman）率領(lǐng)的一個合作團隊已經(jīng)在2008年解決了這些難題。這個團隊利用一個僅由三臺望遠(yuǎn)鏡（分別位于美國亞利桑那州、加利福尼亞州和夏威夷莫納克亞山頂）構(gòu)成的天線陣，在1.3毫米波長處對人馬座A*進行了研究。數(shù)量如此之少的望遠(yuǎn)鏡不足以生成圖像，但這些研究人員成功地分辨出了人馬座A*，因為他們的數(shù)據(jù)表明，人馬座A*擁有一個大小僅37微角秒、只有視界2/3大的明亮區(qū)域。如果有更多的望遠(yuǎn)鏡加入進來，拍攝這個事件視界的黑暗剪影應(yīng)該是可行的。

最近的毫米波甚長基線干涉測量觀測已經(jīng)表明，人馬座A*沒有事件視界的可能性極低。物質(zhì)是吸積到一個黑洞里，還是吸積到某些不含視界的天體上，兩者在本質(zhì)上是不同的。不論是哪種情況，吸積的物質(zhì)在下落過程中都會獲得大量能量。如果沒有一個視界，這種能量會在吸積物質(zhì)最終安定下來的地方轉(zhuǎn)變成熱量，隨即以輻射的形式釋放出去，產(chǎn)生能夠被外界觀測者看到的特征熱輻射譜。相反，對于一個黑洞而言，下落的物質(zhì)可以攜帶任意能量跨入視界，從此永遠(yuǎn)消失不見。

對于人馬座A*來說，我們可以用它的總光度（luminosity，即單位時間內(nèi)輻射出的總能量）來估算吸積物質(zhì)的下落率。毫米波甚長基線干涉測量觀測則給吸積流內(nèi)邊緣的可能大小設(shè)定了一個嚴(yán)格的上限，從而也給吸積流下落到內(nèi)邊緣時已經(jīng)釋放了多少能量給了出一個嚴(yán)格的限制。如果人馬座A*沒有視界（因此也就不是黑洞），剩余的能量必定在吸積物質(zhì)“塵埃落定”之時輻射出來，主要以紅外輻射的方式釋放出去。盡管觀測得非常仔細(xì)，天文學(xué)家還是找不到人馬座A*發(fā)出的任何紅外熱輻射。目前唯一能在沒有視界的情況下解釋這一矛盾的方法是，這些物質(zhì)在急速下落的過程中把所有過剩的能量全部輻射了出去，但這樣一來，這些物質(zhì)的輻射效率就必須高得離譜。

巨型黑洞大頭照

我們和其他一些理論學(xué)家一樣，都在瘋狂地忙于預(yù)言，未來幾年甚長基線干涉測量技術(shù)拍到人馬座A*的照片時，觀測者可能會看到些什么。一般而言，一個黑洞會在周圍吸積氣體的輻射構(gòu)成的“背景墻”上投下一個剪影。之所以會形成這樣一個“陰影”，是因為黑洞會把從它背后發(fā)出并射向觀測者的光線全部吞噬。與此同時，從黑洞背后發(fā)出又剛好擦過視界的其他光線，會使“陰影”周圍增亮而形成一片明亮區(qū)域。強大的引力透鏡效應(yīng)會彎折光線，就連處在黑洞正后方的物質(zhì)發(fā)出的光線，都能被折到黑暗區(qū)域的周圍貢獻一部分“光亮”。

由此產(chǎn)生的黑色剪影就是所謂的“黑洞大頭照”——在這張照片上，黑洞完全是一團漆黑，可謂名副其實。這個陰影不會是一個對稱的圓盤，這主要是因為周圍氣體的旋轉(zhuǎn)速度極高，幾乎要接近光速。如此高速運動的物質(zhì)發(fā)出的輻射會發(fā)生多普勒頻移，輻射方向也會向物質(zhì)運動的方向匯聚而形成一個狹窄的光錐。因此，在旋轉(zhuǎn)氣體朝向我們運動的一側(cè)，輻射會大大增強，而在背向我們運動的另一側(cè)，輻射會大幅減弱。這樣一來，出現(xiàn)在圓盤狀黑暗剪影周圍的就不會是一個完整的亮環(huán)，而是一個新月狀亮弧。只有在我們的視線恰好與吸積盤旋轉(zhuǎn)軸重合的情況下，這樣的不對稱才會消失。

黑洞本身的自轉(zhuǎn)也會產(chǎn)生類似效果，但自轉(zhuǎn)方向可能與吸積盤旋轉(zhuǎn)的方向不同。因此這樣的照片能讓天文學(xué)家確定這個黑洞自轉(zhuǎn)的方向，以及吸積盤相對于黑洞自轉(zhuǎn)的傾斜角。這兩個參數(shù)對天體物理學(xué)來說同等重要，這些數(shù)據(jù)將為吸積理論提供無價的觀測輸入，徹底解決氣體密度和吸積流內(nèi)邊緣幾何結(jié)構(gòu)的問題。

甚長基線干涉測量技術(shù)應(yīng)該還能分辨其他一些超大質(zhì)量黑洞，它們可以跟人馬座A*互為對照。我們最近證明，最適合拍攝的第二個目標(biāo)是據(jù)信位于巨橢圓星系M87中心的黑洞。這個黑洞距離地球5,500萬光年，不久前天文學(xué)家對它質(zhì)量的標(biāo)準(zhǔn)估測值還是大約30億倍太陽質(zhì)量，因此他們當(dāng)時預(yù)計，這個黑洞投下的剪影大概不到人馬座A*剪影大小的一半。不過2009年6月，美國得克薩斯大學(xué)奧斯汀分校的卡爾·格布哈特（Karl Gebhardt）和德國加爾興馬普地外物理研究所（Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics）的延斯·托馬斯（Jens Thomas）合作，利用最新的觀測數(shù)據(jù)和M87中恒星及暗物質(zhì)分布的修正模型，測定出這個黑洞的質(zhì)量相當(dāng)于64億顆太陽——足以使它剪影的直徑“膨脹”到人馬座A*剪影的3/4。

從許多方面來看，M87都是一個比人馬座A*更有趣、更有希望的目標(biāo)。它擁有一條精力旺盛的噴流，向外延伸達5,000光年；清晰地分辨發(fā)射噴流的區(qū)域，將為理論學(xué)家理解這些超相對論性物質(zhì)外流提供關(guān)鍵信息。不同于人馬座A*，M87位于北天球，現(xiàn)有的天文臺在利用甚長基線干涉測量技術(shù)觀測它時會更加得心應(yīng)手，因為只有很少幾座天文臺位于南半球。另外，M87中心黑洞的實際尺寸是人馬座A*的2,000倍，因此那里發(fā)生的動態(tài)變化可以用天來衡量，而不像人馬座A*那樣必須以分鐘來計算。吸積盤內(nèi)邊緣附近的軌道周期大約是0.5到5個星期（具體取決于這個黑洞的自轉(zhuǎn)）。連續(xù)拍攝M87中心黑洞周圍正在發(fā)生的事件，要比拍攝人馬座A*的類似過程容易得多。最后，我們和人馬座A*之間的星際氣體會模糊我們獲得的高分辨率圖像，而M87很可能不會受到如此嚴(yán)重的影響。迄今為止，利用甚長基線干涉測量技術(shù)拍攝的最佳M87影像（使用的射電波波長為2～7毫米），分辨率大約為100微角秒，比預(yù)期的黑暗剪影大出一倍還多。

不論是人馬座A*還是M87，長遠(yuǎn)看來都存在一個令人興奮的前景，就是有可能拍到時常能在黑洞輻射中看到的爆發(fā)。如果這些爆發(fā)中有一些是由吸積流中的亮斑所導(dǎo)致的，就像大多數(shù)理論學(xué)家預(yù)期的那樣，他們就能利用這些亮斑，以更高的精度繪制出視界周圍的時空結(jié)構(gòu)。與每個亮斑的主像相伴的還有好幾個副像，它們是光線通過黑洞周圍不同的迂回路徑傳到觀測者眼中而形成的。這些高階像的形狀和位置中，隱藏著黑洞周圍時空結(jié)構(gòu)的信息。實際上，每一個像都將提供一種獨立的測量方法，透露這束光線所經(jīng)的不同地區(qū)的時空結(jié)構(gòu)。綜合在一起，這些數(shù)據(jù)將對有關(guān)黑洞附近強引力場性質(zhì)的廣義相對論預(yù)言構(gòu)成最嚴(yán)格的檢驗。

黑洞觀測正在跨入一個全新的黃金時代。在愛因斯坦構(gòu)想廣義相對論差不多100年之后，我們終于有能力檢驗這一理論能否在黑洞這種極端環(huán)境中如實描述引力。直接拍攝黑洞，將為廣義相對論與其他替代理論的競爭提供一塊全新的試驗場。一旦拍到人馬座A*和M87中心黑洞的影像，我們就能精細(xì)地調(diào)查黑洞附近的時空結(jié)構(gòu)，而不用再犧牲可憐的移動通信技術(shù)人員了。