這幾天，天文界發生了一件大事，發佈了第一張黑洞照片，
這讓人類第一次通過肉眼看到了真實的黑洞面貌。
當人們紛紛討論什麼是黑洞的時候，我們來一起聊一聊，這次觀測黑洞的功臣---射電望遠鏡。
提到望遠鏡，大家的通常的概念是這樣的：
普通的天文望遠鏡只能用於觀測可見光波。但是受限於光學望遠鏡的尺寸，很多遙遠的天體無法用光學望遠鏡來探測。
直到科學家發現，宇宙天體不但會輻射可見光波，它同時也在不斷的向外輻射波長大於光波的電磁波。
這時候，就是射電望遠鏡出場的時候了！
射電望遠鏡既然是用來接收電磁波的，那麼它本質上就是個接收機系統。
簡單來說它包括接收天線，接收放大電路，變頻輸出電路：
接收機系統的靈敏度做的越高，接收到的有用信號就越強，在給黑洞拍照的時候，圖像就會更清晰。
提高靈敏度的方法有兩個，一是提升天線的接收增益，二是降低接收機本身的噪聲。
受限於當前科技水平，降低接收機本身的噪聲已經做到極致，而且白噪聲始終存在，無法消除。所以，提升天線的增益是提高靈敏度最重要的途徑。
如何提高天線增益呢？在之前的文章中，我們多次提到，天線口徑越大，則天線增益越高。而對深空天體的探測又同時要求超強的方向性。
所以大尺寸的拋物面天線是射電望遠鏡的理想選擇，它不但具有超高的效率和增益，同時又有超強的方向性。
它可以是這樣的：
也可以是這樣的：
還可以組成天線陣，帶來更強天線增益，和接收靈敏度：
此次觀測中，位於智利的ALMA 望遠天線陣就對提升整體觀測靈敏度起到非常大的作用。
提升接收機系統的靈敏度，還有一個途徑是降低接收機本身的噪聲。學過射頻的同學都知道，熱噪聲功率是-174 dBm/Hz。熱噪聲是固有噪聲，無法被濾除。
但是，這裡有個隱藏點，就是-174dBm/Hz是在常溫17℃下測得，當溫度向絕對零度靠近時，熱噪聲功率將大幅下降。
假設將整個接收電路系統都泡在液氮中，那麼在-197℃的低溫下，接收電路的熱噪聲將下降到-180dBm/Hz，這對靈敏度的提升大有幫助. 而實際射電望遠鏡接收機系統可能工作在比液氮溫度更低的溫度下。
給黑洞拍照，不但需要超高的靈敏度，還需要超強的分辨率。否則，你看到的黑洞照片將是這樣的：
這是因為，如果天線沒有足夠的分辨率，它將無法區分輻射點源。要提升天線的分辨率，就需要讓天線的輻射波束寬度變窄, 讓分辨角度變小。
雖然，不斷增大天線口徑，以單個天線的超強的方向性也可以獲得非常高的分辨率，但是，對黑洞觀測所需的分辨率來說，不但難以實現，而且非常不經濟。
怎麼辦呢？這次的黑洞觀測採用8地聯合觀測的方法來提升觀測分辨率。8地聯合組成一個口徑合成陣列射電天線系統，用天線名詞解釋就是：甚長基線干涉儀（VLBI）。
其基本原理可以近似的用光的干涉來解釋。光干涉的原理是，來自同一光源的光線在穿過兩個有一定間距的細縫後，在光照空間中產生明暗相間的條紋。
而電磁波本質上屬於不可見光波，所以我們可以利用干涉原理，獲得類似的結果。
看，干涉波出現了很多波瓣，每個波瓣的寬度相比原天線的波瓣寬度有了大幅度的減小，每個波瓣都攜帶不同可見函數信息，然後需要通過非常複雜的計算，得到的實際的觀測結果。
波瓣減小，則分辨角度變小了，天線的分辨率也就得到了提升。這樣的干涉儀，其最小分辨角度為為：
從公式我們可以得到一個結論，構成干涉儀的天線間距越大，其分辨角度越小，分辨率越高。
所以此次視界面望遠鏡陣列中，位於南極的SPT望遠鏡，和位於格陵蘭島的亞毫米波望遠鏡在提高天線分辨率的工作中，功不可沒。它們之間10000千米的距離讓VLBI的分辨角度達到了角微秒級。這相當於能夠用肉眼看清5公里外的一根頭髮絲！
但即使如此高的分辨率，黑洞照片仍然比較模糊，因為它實在是太遠了，在觀測面的角跨度也剛剛達到和VLBI相當的級別。也就是說，整個黑洞在我們的每次觀測中可能僅僅是一兩個像素點。
人類的未來在於星辰大海，這次給黑洞拍照僅僅是射電望遠鏡工作的一小部分。在人類探索宇宙的進程中，射電望遠鏡將繼續充當深空觀測的先鋒。
隨著技術的進步，未來一定會有由外太空的射電望遠鏡組成的VLBI陣列，為大家帶來更清晰的天體大片。
出品丨EDA365
插畫繪製丨彎彎
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