你或许在电视上看过这样一个广告：一名移动通信技术人员跑到偏远的地方，冲着他的手机大喊：“现在你能听到我吗？”设想这名技术人员跑到了银河系的中心，那里潜伏着一个大质量黑洞——人马座A*（Sagittarius A*，缩写为Sgr A*），质量相当于450万颗太阳。
随着这名技术人员靠近到黑洞周围1,000万千米以内，我们会听到他的语调越来越缓慢，嗓音越来越低沉，最后变成一种单调的耳语声，而且接收效果会越来越差。如果我们目送他落向黑洞，随着他逐渐被“冻结”在黑洞边界即事件视界（event horizon）附近的时间里，我们会看到他的影像变得越来越红，越来越暗。不过，这名技术人员本人将体会不到任何时间变慢的感觉，也不会在事件视界的位置上看到任何稀奇古怪的东西。
只有等他听到我们说“不，我们听不到你说话！”的时候，他才会意识到自己已经穿过了视界。他根本不可能与我们分享他最后的观感——没有任何东西能从事件视界内部的极端引力中挣脱出来。穿过视界一分钟后，黑洞深处的引力会把他撕个粉碎。在现实生活当中，我们当然不可能真的派一名技术人员踏上这条“不归路”。
不过，天文学家已经开发出不少技术，很快他们就能应用这些技术，第一次拍摄到黑洞在炽热的发光气体背景上留下的黑色剪影。
“打住！”或许你会觉得有些惊讶，“天文学家不是早就公布了一大堆有关黑洞的观测数据和各种各样的照片吗？”这话说得没错，但那些照片拍到的都是黑洞周围的气体或其他物质，黑洞本身只是一个不可分辨的斑点；还有些照片拍到的只是从某个天体中倾泄而出的巨大能量，天文学家推测这个天体应该是黑洞。
事实上，我们甚至不能确定黑洞是否真的存在（参见《环球科学》2009年第11期《莫须有的黑洞》一文）。天文学家已经在天空中发现了一些质量足够大、密度足够高的天体，如果爱因斯坦的广义相对论是正确的，它们就必定是黑洞。因此在谈论这些天体的时候，人们通常习惯就把它们当成是黑洞（在本文中也不例外）。不过到目前为止，我们仍然无法确定这些天体是否拥有一个让物质只进不出的视界——这个视界才是定义黑洞的最重要特征。
提出这一问题并非只为满足纯粹的好奇心，而是因为这样的视界涉及理论物理学中一个最深层次谜题的核心。显示黑洞事件视界黑暗剪影的照片，将帮助我们理解发生在黑洞周围的异乎寻常的天体物理过程。
事件视界在物理学家眼中之所以魅力无穷，是因为它们代表了20世纪物理学的两大成就——量子力学（quantum mechanics）和广义相对论（general relativity）之间的一个根本性矛盾。
时间可逆性（time reversibility）是量子力学描述物理体系时必须具备的一个重要特征；任何量子过程都有一个逆过程与之对应，理论上可以用它来恢复原过程可能会破坏的任何信息。相反，把引力解释成空间弯曲并预言黑洞存在的广义相对论却认定，没有任何逆过程能够把已经落入黑洞的东西再“打捞”上来。
解决量子力学和引力之间这一矛盾的迫切需求，已经成为弦论学家追寻量子引力论的一大主要动力——这一理论应该会预言，引力的种种性质源于遵从量子力学定律的相互作用。
从更基础的层面上讲，物理学家想知道爱因斯坦的广义相对论到底能否如实描述引力，特别是在它的预言跟传统牛顿理论存在惊人偏差的极端环境下——例如事件视界的存在。
黑洞恰好集两大优点于一身：它既是爱因斯坦引力方程最简单的一组解（一个黑洞的所有特征仅由它的质量、电荷和自转这三个参数完全确定），又处在引力与牛顿理论最不相同的环境当中。因此，黑洞是搜寻爱因斯坦方程在极端环境下出现偏差的“黄金地段”，而那些偏差将提供通往量子引力论的线索。反过来，如果爱因斯坦的方程在黑洞附近仍然有效，那就将大大扩展广义相对论的已知适用范围。
黑洞周围发生了什么？
与此有关的天体物理学问题，也迫切需要回答。黑洞由落入其中的气体和尘埃等物质“哺育”。这些物质在下落靠近黑洞视界的过程中获得了巨大的能量，产生热量的效率比除此之外最有效的能源——核聚变高出整整20倍。这些盘旋着的炽热气体发出的辐射，让黑洞周围的吸积盘变成了宇宙中最明亮的物体。
天体物理学家在某种程度上可以构建这些吸积物质的模型，但吸积流中的气体如何从一条半径较大的轨道迁移到靠近视界的轨道，最终又如何落进黑洞，这些过程的确切细节目前仍不清楚。吸积流中带电粒子的移动所产生的磁场，必定在吸积流如何变化的过程中扮演了非常重要的角色。不过，这些磁场如何产生结构，这些结构又如何影响黑洞的观测性质，我们对此几乎一无所知。
尽管用计算机模拟整个吸积区域正变得越来越可行，但我们理论学家要想对此进行真正从零开始的理论计算，至少还要再过几十年才行。对于启发新想法、筛选相互竞争的模型来说，将观测数据作为计算的输入条件将是必不可少的。
更让天体物理学家窘迫不安的是，我们对黑洞喷流（jet）的理解极度贫乏。
所谓喷流，是指超大质量黑洞附近的力不知通过什么方式，将物质以超相对论性速度（最高可达光速的99.98%）向外喷出而形成的一种现象。这种令人惊叹的物质喷流向外延伸可以超过整个星系的尺度，而它们的源头却是黑洞附近准直性极佳的强烈束流，紧凑程度让它们可以从太阳系一般大小的“星系针眼”中穿过。
我们不知道是什么机制让这些喷流加速到如此高速，甚至不清楚这些喷流由什么东西构成——到底是电子和质子，还是电子和正电子，抑或主要由电磁场构成。为了回答诸如此类的问题，天文学家迫切需要对黑洞周边的气体进行直接观测。
遗憾的是，直接观测黑洞困难重重。首先，不管从哪种天文学尺度上来说，黑洞的个头都极小。
已知的黑洞似乎可以分成两个大类：一类是恒星质量的黑洞，它们是大质量恒星死亡后的残骸，质量通常介于5~15倍太阳之间；另一类是超大质量黑洞，位于星系的中心，质量大约是太阳的数百万倍到上百亿倍。一个15倍太阳质量的黑洞，事件视界的直径仅有90千米——在星际距离上小到了根本无法分辨的程度。就算是一个10亿倍太阳质量的超大黑洞，把它放到海王星轨道之内也显得绰绰有余。
其次，黑洞细小的个头和强大的引力会产生极快的运动——在一个恒星质量黑洞的边缘，物质完成一整圈公转所用的时间甚至超不过一微秒。要观测变化如此迅速的现象，需要使用灵敏度极高的设备。最后，只有很小一部分黑洞周围拥有大量气体可供吸积，因此能够被我们看到；银河系中的绝大多数黑洞迄今仍然未被发现。
为了应对这些挑战，天文学家已经开发出多种技术，尽管还无法拍到疑似黑洞的直接影像，但已经提供了大量信息，揭露了紧紧围绕疑似黑洞旋转的物质的种种性质及行为方式。比方说，通过观察附近恒星的运行方式，天文学家就能称量出一个超大质量黑洞的重量，就像利用行星的轨道来给太阳称重一样。在遥远的星系里，超大质量黑洞附近的单个恒星无法分辨，但那些恒星的光谱能够揭示它们的速度分布，从而得出这个黑洞的质量。
银河系中心的超大质量黑洞人马座A*距离我们足够近，能够用望远镜分辨出它附近的一颗颗恒星，因此迄今为止，我们对这一黑洞的质量估算也是所有黑洞中最准确的。可惜的是，这些恒星位于黑洞周边非常外围的地方，远远深入不到广义相对论效应变得显著的核心区域，而那些核心区域才是我们最感兴趣的地方。
天文学家还在黑洞附近发出的辐射随时间变化的模式当中，寻找广义相对论留下的记号。
比如说，一些恒星质量的黑洞发出的X射线辐射，在亮度上会发生准周期变化，这一变化周期又与黑洞吸积盘最内侧附近理论预计的轨道周期十分接近。迄今为止，探测超大质量黑洞最富有成效的方法，是观测吸积盘表面铁原子发出的荧光。吸积盘携带着铁原子快速转动，再加上黑洞本身强大引力的作用，会使铁原子荧光的特征波长发生偏移，并扩散到某个波段范围。
在快速自转的黑洞附近，吸积盘本身围绕黑洞旋转的速度会加快（这一点要归功于某种广义相对论效应，即黑洞的旋转会拖曳周围的空间），因此这种辐射会展现出一种不对称性，从而泄露天机。日本的“宇宙学及天体物理学高新卫星”（ASCA）和“朱雀”（Suzaku）X射线天文卫星已经观测到了这样的辐射，天文学家把这些观测解读为高速自转黑洞的直接证据，那些吸积盘中的轨道速度高达光速的1/3。
恒星质量的黑洞自转有多快，相关信息来自于一类特殊的双星系统。在这种双星系统中，一个黑洞和一颗普通恒星相互绕转，彼此间距近到了让黑洞可以从恒星上窃取“食物”的地步。对少量此类系统的X射线光谱及轨道参数进行的分析表明，这些黑洞的自转速度达到了广义相对论允许的同等质量黑洞最大自转速度的65%~100%；超高自转似乎是一种普遍现象。光（从射电波一直包含到X射线）和高能喷流，并不是黑洞发出的仅有的两样东西。
两个黑洞发生碰撞时，它们会动摇周围的时空结构，产生引力波，就像池塘里的涟漪一般向外传播。这种时空涟漪应该能够在很远的距离上被检测到，不过所需设备的灵敏度必须达到令人难以置信的地步。尽管已经在运行的几座引力波观测站仍未检测到任何引力波信号，这种方法还是为研究黑洞提供了一种革命性的新方法。
尽管提供了大量信息，但我们以前介绍的所有技术当中，没有任何一种能够获得黑洞事件视界的影像。
不过现在，技术进步将让直接拍摄黑洞视界的梦想很快变成现实。即将成为拍摄目标的黑洞就是我们银河系里的庞然大物——人马座A*。这个黑洞距离我们“仅有”24,000光年，是天空中所有已知黑洞里看上去圆面最大的一个。一个10倍太阳质量的黑洞，距离我们必须比最靠近太阳的恒星还近100倍时，看起来才会跟人马座A*一样大。尽管宇宙中还存在着比人马座A*更大的超大质量黑洞，但它们都远在几百万光年以外。
多亏了黑洞引力对光线的弯折，远处一个黑洞的黑色剪影看上去会是这个黑洞本身大小的两倍。即使如此，人马座A*视界的大小看起来也只有区区55微角秒（microarcsecond，1微角秒=10-6角秒）——就算是远在上海的一粒芝麻，从北京看过去也要比人马座A*的视界大出足足10倍！
尽管现代望远镜的分辨率已经很高，但它们在本质上仍然受到衍射（diffraction）的限制。
当光从代表着望远镜口径的有限孔径中穿过时，就会发生衍射这种波动效应。一般而言，一台望远镜造得越大，或者它收集的光线波长越短，这台望远镜能够分辨的最小角度就越小。在红外线波段（选择这一波段是因为红外线能够穿透在可见光波段遮挡人马座A*的尘埃云），能够分辨55微角秒的望远镜口径必须达到7千米。可见光或紫外线的波长较短，在某种程度上能够降低对望远镜口径的要求，但不足以把这一要求降到任何可行的范围之内。
考虑使用波长更长的光进行观测似乎毫无意义——以毫米射电波为例，能分辨55微角秒的望远镜口径必须达到5,000千米。不过刚巧，口径跟地球一样大的射电望远镜已经在运行了。
一种被称为“甚长基线干涉测量”（very long baseline interferometry，缩写为VLBI）的技术，能够将分散在世界各地的射电望远镜阵检测到的信号综合起来，由此获得的角分辨率足以与单面地球大小的射电天线相媲美。
有两个这样的望远镜阵已经运行了十多年：一个是美国的甚长基线射电望远镜阵（Very Long Baseline Array，缩写为VLBA），天线全部设在美国，间隔最远的分别位于夏威夷岛和新罕布什尔州；另一个是欧洲甚长基线干涉测量网络（European VLBI Network，缩写为EVN），天线分布在中国、南非、波多黎各和欧洲。
或许你曾经在《超时空接触》（Contact）和《2010》之类的电影里看到过位于美国新墨西哥州的甚大天线阵（Very Large Array，缩写为VLA），尽管在电影里看起来蔚为壮观，但这个天线阵的规模要比VLBA和EVN小得多。
可惜的是，VLBA和EVN只适用于波长超过3.5毫米的射电波，对应的角分辨率最高只有100微角秒，还不足以分辨出人马座A*的视界。另外，在这样的波长范围内，星际气体会模糊人马座A*的影像，就像浓雾会模糊头顶上的路灯一样。能够检测波长不到1毫米的射电波的干涉仪，才能达到拍摄黑洞视界所必需的分辨率。
然而，波长较短的射电波又会遇到其他麻烦：它们会被大气中的水蒸气吸收。
正是由于这个原因，毫米波和亚毫米波望远镜都被放置在尽可能高、尽可能干燥的地方，比如夏威夷的莫纳克亚山顶、智利的阿卡塔马沙漠（Atacama Desert）和南极洲。说到底，有两个可用的观测窗口通常是敞开的，波长分别是1.3毫米和0.87毫米。工作在这两个波长的地球般大小的天线，能够达到的分辨率分别约为26和17微角秒，足够分辨人马座A*的视界了。
在夏威夷、美国西南部、智利、墨西哥和欧洲，已经运行着许多毫米波和亚毫米波望远镜，它们都能被纳入到这样一个全球天线阵中。由于天文学家建造这些望远镜时所持的目的并不相同，利用它们进行甚长基线干涉测量会涉及许多技术挑战，包括开发超低噪声电子器件和超高带宽数字记录仪等。
不过，美国麻省理工学院的谢泼德·S·德勒曼（Sheperd S. Doeleman）率领的一个合作团队已经在2008年解决了这些难题。
这个团队利用一个仅由三台望远镜（分别位于美国亚利桑那州、加利福尼亚州和夏威夷莫纳克亚山顶）构成的天线阵，在1.3毫米波长处对人马座A*进行了研究。数量如此之少的望远镜不足以生成图像，但这些研究人员成功地分辨出了人马座A*，因为他们的数据表明，人马座A*拥有一个大小仅37微角秒、只有视界2/3大的明亮区域。如果有更多的望远镜加入进来，拍摄这个事件视界的黑暗剪影应该是可行的。
最近的毫米波甚长基线干涉测量观测已经表明，人马座A*没有事件视界的可能性极低。物质是吸积到一个黑洞里，还是吸积到某些不含视界的天体上，两者在本质上是不同的。不论是哪种情况，吸积的物质在下落过程中都会获得大量能量。如果没有一个视界，这种能量会在吸积物质最终安定下来的地方转变成热量，随即以辐射的形式释放出去，产生能够被外界观测者看到的特征热辐射谱。
相反，对于一个黑洞而言，下落的物质可以携带任意能量跨入视界，从此永远消失不见。
对于人马座A*来说，我们可以用它的总光度（luminosity，即单位时间内辐射出的总能量）来估算吸积物质的下落率。毫米波甚长基线干涉测量观测则给吸积流内边缘的可能大小设定了一个严格的上限，从而也给吸积流下落到内边缘时已经释放了多少能量给了出一个严格的限制。
如果人马座A*没有视界（因此也就不是黑洞），剩余的能量必定在吸积物质“尘埃落定”之时辐射出来，主要以红外辐射的方式释放出去。尽管观测得非常仔细，天文学家还是找不到人马座A*发出的任何红外热辐射。目前唯一能在没有视界的情况下解释这一矛盾的方法是，这些物质在急速下落的过程中把所有过剩的能量全部辐射了出去，但这样一来，这些物质的辐射效率就必须高得离谱。
我们和其他一些理论学家一样，都在疯狂地忙于预言，未来几年甚长基线干涉测量技术拍到人马座A*的照片时，观测者可能会看到些什么。一般而言，一个黑洞会在周围吸积气体的辐射构成的“背景墙”上投下一个剪影。之所以会形成这样一个“阴影”，是因为黑洞会把从它背后发出并射向观测者的光线全部吞噬。与此同时，从黑洞背后发出又刚好擦过视界的其他光线，会使“阴影”周围增亮而形成一片明亮区域。
强大的引力透镜效应会弯折光线，就连处在黑洞正后方的物质发出的光线，都能被折到黑暗区域的周围贡献一部分“光亮”。由此产生的黑色剪影就是所谓的“黑洞大头照”——在这张照片上，黑洞完全是一团漆黑，可谓名副其实。这个阴影不会是一个对称的圆盘，这主要是因为周围气体的旋转速度极高，几乎要接近光速。如此高速运动的物质发出的辐射会发生多普勒频移，辐射方向也会向物质运动的方向汇聚而形成一个狭窄的光锥。
因此，在旋转气体朝向我们运动的一侧，辐射会大大增强，而在背向我们运动的另一侧，辐射会大幅减弱。这样一来，出现在圆盘状黑暗剪影周围的就不会是一个完整的亮环，而是一个新月状亮弧。只有在我们的视线恰好与吸积盘旋转轴重合的情况下，这样的不对称才会消失。
黑洞本身的自转也会产生类似效果，但自转方向可能与吸积盘旋转的方向不同。因此这样的照片能让天文学家确定这个黑洞自转的方向，以及吸积盘相对于黑洞自转的倾斜角。这两个参数对天体物理学来说同等重要，这些数据将为吸积理论提供无价的观测输入，彻底解决气体密度和吸积流内边缘几何结构的问题。
甚长基线干涉测量技术应该还能分辨其他一些超大质量黑洞，它们可以跟人马座A*互为对照。
我们最近证明，最适合拍摄的第二个目标是据信位于巨椭圆星系M87中心的黑洞。这个黑洞距离地球5,500万光年，不久前天文学家对它质量的标准估测值还是大约30亿倍太阳质量，因此他们当时预计，这个黑洞投下的剪影大概不到人马座A*剪影大小的一半。
不过2009年6月，美国得克萨斯大学奥斯丁分校的卡尔·格布哈特（Karl Gebhardt）和德国加尔兴马普地外物理研究所（Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics）的延斯·托马斯（Jens Thomas）合作，利用最新的观测数据和M87中恒星及暗物质分布的修正模型，测定出这个黑洞的质量相当于64亿颗太阳——足以使它剪影的直径“膨胀”到人马座A*剪影的3/4。
从许多方面来看，M87都是一个比人马座A*更有趣、更有希望的目标。它拥有一条精力旺盛的喷流，向外延伸达5,000光年；清晰地分辨发射喷流的区域，将为理论学家理解这些超相对论性物质外流提供关键信息。不同于人马座A*，M87位于北天球，现有的天文台在利用甚长基线干涉测量技术观测它时会更加得心应手，因为只有很少几座天文台位于南半球。
另外，M87中心黑洞的实际尺寸是人马座A*的2,000倍，因此那里发生的动态变化可以用天来衡量，而不像人马座A*那样必须以分钟来计算。吸积盘内边缘附近的轨道周期大约是0.5到5个星期（具体取决于这个黑洞的自转）。连续拍摄M87中心黑洞周围正在发生的事件，要比拍摄人马座A*的类似过程容易得多。最后，我们和人马座A*之间的星际气体会模糊我们获得的高分辨率图像，而M87很可能不会受到如此严重的影响。
迄今为止，利用甚长基线干涉测量技术拍摄的最佳M87影像（使用的射电波波长为2～7毫米），分辨率大约为100微角秒，比预期的黑暗剪影大出一倍还多。
不论是人马座A*还是M87，长远看来都存在一个令人兴奋的前景，就是有可能拍到时常能在黑洞辐射中看到的爆发。如果这些爆发中有一些是由吸积流中的亮斑所导致的，就像大多数理论学家预期的那样，他们就能利用这些亮斑，以更高的精度绘制出视界周围的时空结构。
与每个亮斑的主像相伴的还有好几个副像，它们是光线通过黑洞周围不同的迂回路径传到观测者眼中而形成的。这些高阶像的形状和位置中，隐藏着黑洞周围时空结构的信息。实际上，每一个像都将提供一种独立的测量方法，透露这束光线所经的不同地区的时空结构。综合在一起，这些数据将对有关黑洞附近强引力场性质的广义相对论预言构成最严格的检验。
黑洞观测正在跨入一个全新的黄金时代。在爱因斯坦构想广义相对论差不多100年之后，我们终于有能力检验这一理论能否在黑洞这种极端环境中如实描述引力。直接拍摄黑洞，将为广义相对论与其他替代理论的竞争提供一块全新的试验场。一旦拍到人马座A*和M87中心黑洞的影像，我们就能精细地调查黑洞附近的时空结构，而不用再牺牲可怜的移动通信技术人员了。