照片來源
首張黑洞照片照片來之不易，為了得到這張照片，天文學家動用了遍布全球的8個毫米/亞毫米波射電望遠鏡，組成了一個所謂的“事件視界望遠鏡”（Event Horizon Telescope，縮寫EHT）。
從2017年4月5日起，這8座射電望遠鏡連續進行了數天的聯合觀測，随後又經過2年的數據分析才一睹黑洞的真容。這顆黑洞位于代号為M87的星系當中，距離地球5300萬光年之遙，質量相當于65億顆太陽。
拍攝對象
M87*
此次科學家拍攝到的M87*，是一個超大型的黑洞。黑洞是一種體積極小而質量極大的天體，引力非常強，以至于周圍一定區域内連光也無法逃逸，這一區域被稱為“事件視界”。
選擇M87*的原因
黑洞有不同的尺度，此次科學家拍攝到的M87*，是一個超大型的黑洞。
事實上，要想拍到首先要能看到。即便能被看到，也不是所有黑洞都符合拍攝條件。黑洞的質量越大，就越适合成像，同時還要保證距離。簡單地說就是，距離我們近的超大質量黑洞才是優質的”模特“。
拍攝器具
事件視界望遠鏡”就是為觀測黑洞的“事件視界”而設計的。它由分布在全球多地的射電望遠鏡組成，相當于一台口徑為地球直徑的超級望遠鏡，這就是“事件視界望遠鏡”項目。
人類史上第一張黑洞照片誕生的背後是科學家們調動了全球從兩極到赤道共8個天文台的力量進行圖片數據拍攝，參與觀測的包括
智利阿塔卡瑪毫米波望遠鏡陣列（ALMA）和阿塔卡馬探路者實驗望遠鏡（APEX）、西班牙IRAM 30米望遠鏡、夏威夷 JCMT 與亞毫米波陣列（SMA）、美國亞利桑那州基特峰望遠鏡、墨西哥大毫米望遠鏡（LMT）、格陵蘭島望遠鏡（GLT）以及南極望遠鏡（SPT）。
可以把“事件視界望遠鏡”看作一個全球觀測網。它研究黑洞周圍的環境，能達到足夠的分辨率來區分光被拉入黑洞時的狀況。而“事件視界”，其實就是黑洞最外層邊界的學名。這個像行星一般強大的望遠鏡，能拍攝到黑洞的邊界線，在它的幫助下，人們無法直接觀察到的黑洞，就眼見為實了。
測量技術
甚長基線幹涉測量（Very Long Baseline Interferometry，VLBI）技術
這次黑洞成像的背後英雄還有甚長基線幹涉測量技術。VLBI利用廣為分布（距離可達上萬或幾十萬千米）的射電望遠鏡，通過各台站獨立記錄信号和後期對信号的綜合相關處理，獲得一個大小相當于各台站之間最大間距的巨型（虛拟）望遠鏡。該技術可取得天文研究中最高的分辨本領。
拍攝目的
通過對黑洞的直接觀測，科學家希望能夠在更強引力場環境下檢驗廣義相對論，直接驗證事件視界的存在，研究黑洞邊緣上的吸積和噴流行為，以及基礎的黑洞物理等。
問世過程
計劃開始
EHT于2017年4月首次全面運行，并且在那一次的運行中就取得了全部的黑洞數據。期間，8台射電望遠鏡對準了一個位于銀河系中心的超大質量黑洞人馬座A*（Sagittarius A*），以及一個M87星系中心的黑洞。其中，人馬座A*位于銀河系的中心，質量約為太陽質量的四百萬倍；另一個更大的黑洞是處女座星系的M87黑洞（Messier87），質量是太陽質量的70億倍。
盡管它們都十分巨大，在EHT的照片上卻很小。據一位在EHT工作的天文學家說，人馬座A*黑洞的大小大約是50個微角秒（角度單位）的寬度。一個微角秒大概是從月球上看地球上一篇文章末尾的句号的大小。
觀測完成
最終，EHT對兩個黑洞總共觀測了約5個夜晚，産生了4PB的數據。采集的數據量如此之大，這也是為什麼時隔兩年後大衆才有機會一睹黑洞全貌的原因。
在照片問世的過程中，不同的望遠鏡要對各自采集的數據進行時間和相位的重新矯正，以實現多個數據的同步。這本身就是一項繁瑣的工作，而數據的後期處理更加耗費精力。如此巨量的數據，網絡帶寬不夠傳輸，研究人員轉而将數據拷貝到硬盤上，通過快遞硬盤實體來交換數據，這竟然成為了比網絡傳輸更快的方式。
照片發布
《天體物理學雜志通信》于4月10日以特刊的形式通過六篇論文發表了這一重大結果。該黑洞圖像揭示了室女座星系團中超大質量星系M87中心的黑洞。該黑洞距離地球5500萬光年，質量為太陽的65億倍。
意義
此次拍到黑洞的照片，将有助于科學家進一步驗證愛因斯坦廣義相對論等基礎理論，也有助于揭開更多未解謎團，包括位于星系中心的噴流是如何産生的、宇宙究竟有多大等。
拍到黑洞照片，隻是人類認知黑洞的第一步。接下來，人類将進一步增加觀測望遠鏡的數量，希望用更短的時間拍出細節更豐富、角度更多樣的黑洞照片。未來，甚至不排除在外太空“搭建”清晰度更高的望遠鏡的可能性。
照片解讀
EHT此次公布的發現，來自梅西耶87（M87）黑洞。黑洞會在周圍吸積氣體的輻射構成的“背景牆”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後發出并射向觀測者的光線全部吞噬。與此同時，從黑洞背後發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域。強大的引力透鏡效應會彎折光線，就連處在黑洞正後方的物質發出的光線，都能被彎折到黑暗區域的周圍貢獻一部分“光亮”。
由此産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速度極高，幾乎要接近光速。如此高速運動的物質發出的輻射會發生多普勒頻移，輻射方向也會向物質運動的方向彙聚而形成一個狹窄的光錐。因此，在旋轉氣體朝向我們運動的一側，輻射會大大增強，而在背向我們運動的另一側，輻射會大幅減弱。這樣一來，出現在圓盤狀黑暗剪影周圍的就不會是一個完整的亮環，而是一個新月狀亮弧。隻有在我們的視線恰好與吸積盤旋轉軸重合的情況下，這樣的不對稱才會消失。
黑洞本身的自轉也會産生類似效果，但自轉方向可能與吸積盤旋轉的方向不同。因此這樣的照片能讓天文學家确定這個黑洞自轉的方向，以及吸積盤相對于黑洞自轉的傾斜角。這兩個參數對天體物理學來說同等重要，這些數據将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内邊緣幾何結構的問題。
驗證廣義相對論
這次發現，讓我們在黑洞邊緣這樣引力極強的環境下驗證廣義相對論。
1973年，霍金等人提出了黑洞無毛定理。根據這一定理，任意被視界包裹的黑洞都可以被三個物理量完整地描述：質量、自旋和電荷。換言之，任意兩個黑洞，隻要質量、自旋和電荷都相等，那麼這兩個黑洞應該是完全一樣的，就像兩個電子一樣是不可區分的。根據該定理的描述，黑洞是沒有“毛發”的，沒有任何幾何上的不規則性或其他可區分的性質。
如果無毛定理是錯的，廣義相對論至少需要得到修正。對這一定理的數學證明沒有留下任何回旋的餘地。
最初考慮利用VLBI對黑洞進行成像觀測的時候，我們認為可以利用黑洞“陰影”的形狀及尺寸來了解黑洞的自轉速度及其自轉軸的方向。然而，數值模拟卻給了我們一個意外的驚喜：在模拟中，無論我們如何改變黑洞的自轉速度以及虛拟觀測者的位置，黑洞的“陰影”總是呈現為近似圓形，并且其尺寸大約為視界半徑的5倍。由于某一幸運的巧合——或者有某一尚未被我們發現的深層次物理規律，不管我們如何改變模型中的參數，黑洞“陰影”的大小和形狀都保持不變。
這一巧合對于我們驗證愛因斯坦的理論是極有利的，因為它僅在相對論成立的前提下出現。而對人馬座A*的觀測結果顯示，其“陰影”的大小或形狀與我們的預言相吻合，這進一步印證了無毛定理——進而也驗證了廣義相對論。
這次發現無疑幫助我們确認，愛因斯坦的廣義相對論——特别是它關于黑洞的預言——将毫發無損地再成立一個世紀。
