https://hungyipu.wordpress.com/2019/04/15/%E4%BA%BA%E9%A1%9E%E5%8F%B2%E4%B8%8A%E9%A6%96%E5%BC%B5%E9%BB%91%E6%B4%9E%E8%BF%91%E7%85%A7%EF%BC%9A%E6%87%B6%E4%BA%BA%E5%8C%85i/?fbclid=IwAR1YtDytYezK77oCvmEcO-H7xy8Sk9xX3ngD3JlrihFrvwhzd4xShyIShPw黑洞本身不發光，天文學家所觀測到來自黑洞的輻射是來自於黑洞周圍包圍住黑洞的物質，這些物質在不同的頻率因為不同的機制發出輻射。根據廣義相對論，光線在黑洞附近會被彎曲，部分光線會被黑洞“吃掉”(如下圖)，因而形成狀似是甜甜圈內部的陰影區，稱為黑洞剪影(black hole shadow)。這個甜甜圈的內部陰影正是黑洞—時空中的一個洞—的具體表現! 愛因斯坦的廣義相對論預測了黑洞剪影的形狀與特性，而黑洞附近的發光物質的空間分佈，能量分佈，與運動特性則提供各種不同的發光背景，烘托出這些黑洞的剪影。關於黑洞剪影的介紹可以參考之前的文章。旋轉的黑洞也會對剪影造成影響，可以參考之前的文章。這些都是在理論分析黑洞“近照”時需要考慮的課題（有興趣的讀者可參考paper V）。
為什麼是M87？為什麼選M87？
天體在天空中的張角由大小與距離決定。根據所有已知黑洞的大小與距離，M87星系中心的超大質量黑洞在天空中的張角是第二大的，大約有40個微角秒(40μas; 1角秒＝1as=1/3600角度)的黑洞（約是一個硬幣放在月球上時的張角）。排行第一的是位在我們銀河系中心的黑洞，約有50個微角秒。在地球上觀測銀河系中心時， 會受到銀河系盤面星系介質造成的散射影響。EHT團隊目前還在分析對銀河系中心黑洞的觀測資料。
為何用電波觀測黑洞剪影？
選定要觀測的黑洞目標後，根據天體的輻射特性，我們要挑選適當的觀測頻率才能不被黑洞周圍的發光物質擋住而看見黑洞的剪影（如下圖解）。M87附近的EHT的主要觀測頻率是在電波(radio)波段，頻率230GHz (波長1.3mm)。在此觀測頻率黑洞附近的結構相對是透明可穿透的。望遠鏡的解析度大致可用觀測的波長λ，除以望遠鏡的大小d，來估計。當觀測頻率與波長決定之後，我們可以利用上述: λ/d~40微角秒的要求，估計出大約需要六千公里以上的望遠鏡大小，才能達到足夠的角解析度(angular resolution)來看到在M87星系中央的黑洞剪影。
為什麼照片看起來是模糊的？
EHT利用電波望遠鏡和甚大陣列干涉儀(VLBI; Very Long Baseline Interferometry)技術用約230GHz的頻率觀測黑洞，並“分析得出”影像。影像的顏色不具意義(人眼無法看見電波)，僅影像的相對亮暗對應了電磁波輻射能量的大小。因此黑洞的照片並非像是如同手機拍照般“拍到的”。
要怎麼打造一個六千公里以上的超大望遠鏡呢？答案是利用很多的望遠鏡一起合作觀測。下圖是2017年參與觀測M87的電波望遠鏡(因為M87位於北半天球，南極望遠鏡South Pole Telescope 無法觀測M87)。這些望遠鏡的連線稱為基線(baseline)。2017四月的觀測很幸運的幾乎每個望遠鏡在觀測的時候都遇到了好天氣。這些望遠鏡能同時觀測到M87的月份也決定觀測時間的選擇。
2017年EHT觀測的望遠鏡成員。其中為在南極的SPT因為地理位置的關係未能參與M87的觀測。甚大陣列干涉儀所指的“甚大” 指的是望遠鏡與望遠鏡的距離相當遠，未能有硬體設備直接連接。(credit: EHT Collaboration; figure 1 of paper I)
當地球自轉時，這些基線的兩端畫出的軌跡，電波天文學家習慣畫在下方稱為uv-plane的平面上(將基線的距離以觀測波長表示)。我們不妨把下圖中望遠鏡的軌跡(稱作uv-coverage)”大致”想像成是一個虛擬的超大望遠鏡的局部組成。因此，基線越長，則這個虛擬望遠鏡的就越大，越能看見細微的結構;而uv-coverage填的越滿，則這個虛擬望遠鏡就越完整 (這些觀測的細節數學上與傅立葉轉換有密切的關係;電波望遠鏡利用干涉儀原理觀測，得到的訊號稱為visibility，其與影像之間的關係符合傅立葉轉換)。例如，下圖中如果uv-coverage能把25μas的圈圈填滿，則這個虛擬望遠鏡就足以解析天空中約25個微角秒的結構，也就可以“模糊看見”大小約40微角秒的M87黑洞的剪影了！
望遠鏡與望遠鏡間形成的基線，因為地球的自轉改變與觀測目標的相對位置，形成一個如地球大的虛擬的望遠鏡。不同時刻的基線分佈貢獻了這個虛擬望遠鏡的不同部分。圖為畫在uv-plane上的基線軌跡，稱為uv-coverage。(credit: EHT Collaboration; figure 2 of paper I)
一個甚大陣列干涉儀(VLBI)的觀測好壞，大致就是由在uv-plane上的這些軌跡的分佈與密度(uv-coverage)決定。
下圖的範例中，給出了一個模擬的黑洞剪影影像(左上方小圖)，用兩組不同的uv-coverage所觀測的結果。若望遠鏡的基線能因為地球自選而填滿藍色（或紅色），則能得到右上方（或右下方）的分析影像。在這個範例中，填滿藍色的情況不足以解析出黑洞剪影。上圖M87觀測的uv-coverage，雖比藍色圈圈大但無法完全填滿紅色圈圈，觀測的品質剛好介於這兩種情況中間：這意味著在有限的望遠鏡數量，望遠鏡分佈，以及觀測時間下，我們僅能組成一個“不完整”的虛擬望遠鏡，並在對觀測數據分析成影像時，對欠缺的資訊進行人為的假設。EHT的影像分析團隊也由不同的四個獨立小組構成，交叉驗證是否大家所得到的影像結果大致一至。最後公布的照片是所有小組的影像綜合而成（有興趣的讀者可參考paper IV）。
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https://hungyipu.wordpress.com/2019/04/15/人類史上首張黑洞近照：懶人包i/?fbclid=IwAR1HZyeroJauvswyDxSrZZ2vWluAfPInVaF1QOf-9jiqFmLFSO82QWSc7NY
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https://hungyipu.wordpress.com/2019/04/23/人類史上首張黑洞近照：懶人包ii/?fbclid=IwAR3LuwydknyadyPUVVOxO1llxOvxXVa1lHTzbwERchzKyQWjtnHuBtkroow
