事件視界望遠鏡團隊的成立始于人馬座 A* (Sgr A*)。 這是一個位于銀河系中心的超大質量黑洞，距離我們約 26,000 光年，距離地球最近。 根據(jù)理論預測，在觀察黑洞時，我們會看到一個被強光包圍的陰影。 陰影內是黑洞的真正邊界，即事件視界。 一旦任何物質，包括光，越過邊界，它就無法逃離黑洞強大的引力場。從事件視界邊緣逸出的光和其他電磁波是天文學家研究黑洞的重要線索。 在 1990 年代，科學家們曾在 3.5 毫米的波長下觀測到人馬座 A*，但結果并不理想。 所以從 1990 年代后期開始，多爾曼和他的同事們希望將他們的觀測結果轉化為波長為 1.3 毫米的波，他說這是“宇宙巧合”。 他解釋說，這種亞毫米波是由黑洞邊緣附近的熱氣體發(fā)出的，不容易被這些熱氣體散射，也不容易被銀河系中較冷的氣體散射，因此它們可以一路穿越浩瀚的宇宙。 宇宙到達地球，被高海拔的望遠鏡捕捉到。望遠鏡的分辨率取決于觀測波長與望遠鏡孔徑之比。 望遠鏡的觀測波長越短，圖像分辨率越高。 多爾曼的團隊使用夏威夷、亞利桑那和加利福尼亞的多臺射電望遠鏡同時觀測同一個目標，然后將數(shù)據(jù)聚合起來，相當于得到了一個非常大的望遠鏡。 這是射電天文學中常用的一種觀測方法，稱為超長基線干涉法。
然而，改變觀察波長意味著對設備的重大改進。 Dorman 說：“對于 1.3mm 波長，望遠鏡上原有探測器的靈敏度不如 3.5mm 波長，因此我們需要開發(fā)一套全新的 VLBI 設備，以更快的速度和更寬的帶寬進行記錄?！?相關的電子和原子鐘也需要升級。 而且項目中的一些望遠鏡此前并不支持VLBI技術，研究團隊需要在觀測現(xiàn)場安裝相應的設備。所有這些努力在當時都是完全的風險。 Dorman 回憶說：“在 1990 年代，使用位于西班牙和法國的望遠鏡在 1.3 毫米波長處進行測量時，陰影的特征很難表征，以至于無法生成圖像并測量其大小……當時我們 不知道EHT項目是否可行。有人懷疑是否值得繼續(xù)朝這個方向努力，但也有人認為我們應該再試一次，看看是否能得到更精確的觀察結果。到2008年，多爾曼團隊終于完成了對人馬座A*陰影的觀測，結果與理論預測完全吻合。 “當我第一次看到來自 SgrA* 的信號時，我盯著電腦屏幕看了很長時間，簡直不敢相信自己所看到的，”多爾曼回憶道。 經(jīng)驗?！敝钡竭@一刻，科學界才確信拍攝黑洞照片是完全可行的。
（摘自《環(huán)球科學》開學季 2023雜志訂閱 http://www.zazhipu.com/2001058.html ）
