曾成功捕獲人類有史以來首張黑洞照片的事件視界望遠鏡（EHT）合作組織，又為揭秘M87超大質量黑洞提供了一個嶄新視角：它在偏振光下的影像（圖1）。

圖1、偏振光下M87超大質量黑洞的圖像，圖中線條標記了偏振的方向，它與黑洞陰影周圍的磁場有關。（圖片版權：EHT合作組織）

大家還記得2019年EHT發布的首張黑洞照片嗎？

圖2、2019年EHT發布的首張黑洞照片（圖片版權：EHT合作組織。）

對比下這兩張照片，是不是這次的新照片看起來清晰度更高一些？難道是EHT升級瞭望遠鏡陣列，像手機升級攝像頭一樣，提高了像素？並非如此。我們看到的新照片，其實與首張黑洞照片來自於同一批成像觀測，但是這張“照片”是通過處理偏振信號獲得的，所以我們稱之為“黑洞在偏振光下的影像”。

這是天文學家第一次在如此接近黑洞邊緣處測得表徵磁場特徵的偏振信息。該結果對理解距離我們5500萬光年的M87星系如何產生能量巨大的噴流十分關鍵。

那麼，什麼是偏振呢？讓我們從頭說起。

什麼是電磁波的偏振？

偏振（也稱極化）是橫波的一種屬性，指橫波在與其傳播方向垂直的平面內沿著某一特定方向振蕩的性質。光是一種電磁波，由耦合振蕩的電場和磁場組成，而電場和磁場的振盪方向總是互相垂直的。在自由空間裡，電磁波是以橫波方式傳播，即電場與磁場又都垂直於電磁波的傳播方向（圖3，上）。按照常規，電磁波的“極化”方向指的是電場的振盪方向。

圖3、（上）電磁波傳播示意圖。（下）非偏振的入射光經過線偏振片後成為線偏振光，再次經過四分之一波片之後變成（從接收端看）左旋圓偏振光。

如果電磁波的電場只在一個方向上振盪，則稱為“線偏振”。若隨著電磁波的傳播，電場的振盪方向是以電磁波的波頻率進行旋轉，並且電場矢量的矢端隨著時間勾繪出（橢）圓型，則稱此電磁波為“（橢）圓偏振” ；對於這兩種情形，又可按照電場矢量旋轉的方向分為“右旋（橢）圓偏振”和“左旋（橢）圓偏振”。

一般生活中的光，比如太陽光、白熾燈光等，振動在各個方向是均勻分佈的，稱為非偏振光。偏振光的產生可以通過多種方式實現，常見的方法是讓非偏振光通過一個偏振片，只讓沿著某特定方向偏振的光波通過。而線偏振光經過四分之一波片後可變為橢圓偏振光，並在特定角度下（當線偏振光的振盪方向與波片光軸方向成±45°時）變為圓偏振光（如圖3，下圖所示）。

為什麼EHT能拍攝到黑洞邊緣的偏振？

在射電天文領域，我們接收到的大部分天體信號是偏振光，例如黑洞產生的噴流，其射電波段的輻射對應的主要是相對論性電子（速度接近光速）在磁場中沿弧形軌道運動時所發出的光，專業名詞稱作同步加速輻射。

由於偏振輻射是個包含大小和方向的矢量，通常在小尺度緻密區域探測到的偏振輻射比較明顯，接近真實的情況，但若是沒有足夠的分辨本領探測這些區域內偏振輻射的話，觀測到的偏振特徵就會由於疊加效應而被削弱。同時，黑洞附近的緻密區域由於光深的影響通常也會造成在黑洞附近區域觀測到的偏振程度很低。

此外，由於不同緻密區域的法拉第旋轉等效應，即指在磁化介質中偏振的方向會發生旋轉，會削弱偏振特徵，也會造成在黑洞邊緣區域難以探測到明顯的偏振。值得注意的是，法拉第旋轉效應所造成的偏振方向旋轉的幅度跟波長的平方成正比，即波長越短，旋轉幅度越不明顯，其偏振的特徵越不容易被削弱。同時，黑洞附近的緻密區域由於光深的影響通常也會造成在黑洞附近區域觀測到的偏振程度很低。

此次EHT能夠拍攝到黑洞陰影周圍的高分辨率偏振圖像，主要歸功於兩點：一是EHT的高分辨本領，讓科學家們能夠分解開這些緻密區域；二是觀測波段在短毫米波段，從而大大削弱了法拉第旋轉效應以及光深的影響。

怎樣拍攝黑洞偏振圖像？

此次獲取的M87黑洞偏振圖像與首張黑洞照片來自於同一次成像觀測（EventHorizo​​n Telescope collaboration et al。 2019）。EHT在為黑洞進行拍照觀測時就充分考慮到了偏振成像（江悟等，2019），因此，在接收和記錄電磁波信號時，已將能恢復電磁波偏振信息的兩路正交偏振信號採集並記錄了下來。

為了獲取2019年4月10日宣布的首張黑洞照片（總強度圖），需處理各個台站間相同偏振方向的互相關數據。而為了獲得此次發布的偏振圖像，則更加複雜，還需要對所有台站之間的交叉偏振信號進行處理，其中的難點在於對台站偏振參數進行校準。所謂台站偏振參數，指各個台站實際接收偏振信號時，原本期待接收兩路“乾淨”的偏振信號，但實際上接收的其中一路偏振信號，難免會“摻雜”有另一路偏振的信號。

圖4、本文作者及合作者於2019年7月15日至19日在位於德國波恩的馬普射電天文研究所進行的EHT偏振校準工作會議期間合影。這次會議主要是針對M87偏振觀測數據的校準及成像。（照片來源：E。 Traianou/馬普射電天文研究所。）

為了能及時對M87黑洞進行偏振成像，在首張黑洞照片發布後的第3個月，EHT合作組便在位於德國波恩的馬普射電天文研究所舉行了為期一周的主題為偏振校準及成像的工作會議（圖4，上）。

如今回想起來，當時會議過程也是一波三折。由於一開始用預選的校準源來對M87的偏振數據進行校準測試，並沒有得到預想的結果，大家都開始擔心起來。直到會期中間，替換了另外的校準源，且直接用M87的觀測數據本身做偏振校準，結果不同的小組利用不同方法都可以得到比較一致的初步結果（圖4，下）。大家這才發現，由於預選的校準源偏振結構複雜，並不適合用作校準源。這時大家才放下心來。後來，又經過長期的工作和反复討論，才最終敲定黑洞偏振圖像的結果（Event Horizo​​n Telescope collaboration et al.2021a）。

偏振圖像可以告訴我們什麼？

EHT在事件視界尺度上對M87超大質量黑洞周圍的偏振輻射進行的成像，可以用來探測黑洞附近磁場和等離子體的性質，從而理解黑洞如何“吞噬”物質並發出能量巨大的噴流（Event Horizo​​n Telescope collaboration et al。 2021b）。

觀測發現黑洞圖像的線偏振度較低，表明偏振結構在比EHT的分辨本領更小的尺度上被擾亂，這或許是由黑洞周圍輻射區域內局部的法拉第旋轉所造成。同時，圖1中的線條（偏振的方向）所展示的圖案意味著該輻射區域存在有序的磁場結構。

通過與廣義相對論磁流體動力學理論模擬生成的大量黑洞偏振圖像的定量比較，研究團隊發現，只有以強磁化氣體為特徵的理論模型才能解釋在事件視界看到的情況並產生足夠強的相對論性噴流。這些成功的模型可進一步推斷M87中黑洞的物質吸積率的大小（即黑洞吞噬物質的快慢），即每千年吞噬0.3到2倍太陽質量的物質。這些結論大大加深了我們對黑洞周圍物理環境的理解。

下一步和未來

從觀測上直接接近黑洞的邊緣，從而在幾個史瓦西半徑的尺度上不斷探索黑洞周圍的時空特性和物理過程，這代表著人類認識宇宙手段的一大突破。

然而，目前的EHT陣列中，望遠鏡數目仍然較少，基線覆蓋還比較稀疏，尤其是，由於銀心黑洞受到星際散射的影響以及相比目前成像所需時間（數個小時）要快得多的結構變化，成像並非易事。

鑑於此，EHT合作在M87黑洞首次成像後，提出了下一代EHT計劃（即next generation EHT， ngEHT），計劃在近10年內完成。ngEHT計劃通過在地球上佈設更多的亞毫米波望遠鏡、增加觀測靈敏度及頻率覆蓋等來提升黑洞成像的質量並提供更多觀測信息，尤其是要提升成像速度以進一步製作黑洞“動畫” （Blackburn et al。 2019）。

同時，國際上也在探討、預研空間亞毫米波陣列（Haworthet al。 2019），以此進一步提升黑洞成像的質量及效率。

由於地球的自轉，東亞地區的台站將會是拍攝黑洞動畫所需的成像接力中不可或缺的部分。目前，日韓等都已在積極致力於這一國際努力。例如，韓國目前正在平昌建設新的亞毫米波望遠鏡，有望在未來幾年內加入EHT陣列。實際上，由於中國幅員遼闊並且存在優良的亞毫米波望遠鏡台址（如西部地區），若是在這些地區佈設亞毫米波望遠鏡的話將會提供黑洞成像/攝像所需的獨特基線覆蓋。

如果說我們目前已經積極參與到黑洞成像這一國際合作項目的話（路如森等，2019），在黑洞成像/攝像開展得如火如荼的今天，筆者不禁思考：我國何時才能擁有一台真正屬於自己的亞毫米波（VLBI）望遠鏡甚至一個陣列？

希望這一天離我們不太遙遠。