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从观测到成像,重建银河系中心黑洞影像为何需费时五年?

作者:本质珺

黑洞数据到黑洞影像

事件视界望远镜(EHT)2022年5月公布人马座A星(SagittariusA*,SgrA*)的黑洞照片,终于揭开银河系中心超大质量黑洞的面纱。黑洞观测仰赖特长基线干涉技术(VLBI,Very-long-baselineinterferometry),从硬体设备的建造到成像工作,每一步骤都大有学问。天文及天文物理研究所副研究员浅田圭一,他直接参与了本次黑洞影像的工程,以下让我们一起深入了解!

浅田圭一对于EHT阵列的格陵兰望远镜(GLT)贡献良多,完整参与了GLT望远镜的选址与建造,目前他在计画中负责管理黑洞观测。此外,浅田圭一也是人马座A星成像团队的一员,因此对于影像处理的细节相当了解,我们将透过访问,逐渐揭开银河系中心黑洞照片背后的秘密。

从观测到成像,重建银河系中心黑洞影像为何需费时五年?

为何银河系黑洞影像比M87慢了三年完成?

早在2017年,事件视界望远镜就同时完成M87和人马座A星两个黑洞的观测。为何M87黑洞影像在2019年就公布,然而人马座A星却要多等三年呢?

浅田圭一说,研究团队在2018年取得数据的时候,很快就发现M87的数据处理容易得多。人马座A星的成像之所以困难,其中有个关键因素,是它的周围结构随着时间变化非常迅速。

电波干涉仪观测的原理是利用望远镜之间两两一组构成的「基线(baseline)」,测量讯号抵达的时间差,来建构出天体的长相。观测的时候,每条基线可填入一个资料点。由于地球会自转,随着时间的推移,望远镜以不同角度接收天体讯号,资料点也愈来愈多,就像是相机长曝光一样,可以填入愈来愈多的资讯,提高影像品质。

浅田圭一解释,长曝光的时候目标不应该移动;如果曝光过程中,观测目标变化很大,就会很难成像,而人马座A星就是这种情况。

从观测到成像,重建银河系中心黑洞影像为何需费时五年?

五年的时间,科学家在做什么?

这张黑洞影像的产生耗费了五年,是个浩大的工程。浅田圭一说明,从观测到产出这张照片,共历经四个阶段的主要任务:观测(observation)、讯号相关(correlation)、校准(calibration)、成像(imaging)。

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观测(observation)

2017年,八座望远镜共同完成了人马座A星的观测,而中研院参与了其中三座望远镜的建造与营运。

观测的时候,望远镜接收宇宙中传来的电磁波,转换为数位讯号(00、01、10、11),记录在硬碟中。由于事件视界望远镜的各个测站距离遥远,必须先分别将数据储存下来,用飞机运送到美国麻省理工学院(MIT)和德国马克斯·普朗克研究所(MaxPlanckInstitutes)。这两个机构拥有超级电脑,可进行下一步的运算。

为何要用飞机传送数据呢?浅田圭一开玩笑说:「当然也可以用船!」真正的原因是黑洞的观测资料非常庞大,每座望远镜每秒可生成4GB的资料,一次观测的资料总量高达5PB。加上有些测站地理位置偏远,网路传输非常不便。例如其中一个测站是南极望远镜,只有非常慢的卫星网路,于是这么庞大的资料只能靠飞机实体传输。

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讯号相关(correlation)

研究机构收到飞机运来的硬碟之后,利用超级电脑进行「讯号相关」的步骤。电波干涉需要计算多组望远镜之间接收讯号的时间差,因而需把来自各地的数据关联在一起。

这个步骤在2018年完成,大约花了一年时间。浅田圭一说,研究团队不希望有任何错误,所以每个步骤都很仔细检查,不断发现问题,又回去修正,因此耗费很多时间。

校准(calibration)、成像(imaging)

完成讯号相关之后,还需要校准,将原始数据转换为能量的物理单位。研究团队使用两种不同的指令流程来校准(注1),确认结果一致。

电波干涉仪所测得的数据,并不是直接的「照片」,而是影像经由傅立叶转换后的结果。下图称为uv平面(uvplane),用来表达电波天文影像经傅立叶转换后的空间。

若要直接解出影像,电波观测的数据需要完全填满uv平面,但是现实中无法做到,只能尽可能取得uv平面上的资讯,进而根据既有资料,运用模拟来还原影像。总之,成像是个需要技巧的艰难任务。

从观测到成像,重建银河系中心黑洞影像为何需费时五年?

重建黑洞影像是艰难任务

浅田圭一说明,重建影像的方法很多,并且有众多参数可调整。以VLBI观测黑洞,uv平面的数据肯定无法收满,故一开始的观测数据可产生非常多种影像,其中有些是环状,有些是点状。面对这么多种可能性,科学家如何理出头绪?

成像工作的重点,在于有技巧的「逆推」。为了找出uv数据和黑洞影像的相关性,要先「训练」一个优秀的影像重建模型。训练模型要先找出优良的参数,使得影像和数据结果最吻合,寻找优良参数需要依靠电脑模拟,从假设的几何结构产生假想的数据。

在分析真实数据之前,研究团队先拿电脑生成的假想数据来「训练」重建影像的程式。这个「训练」过程会尝试非常多的参数组合,并检验程式生成的影像是否符合原先假设的几何结构,借此挑选出一些优良的参数组合。

找出优良的参数之后,再将这些参数套用在真实观测数据上,开始重建真实的黑洞影像。

从观测到成像,重建银河系中心黑洞影像为何需费时五年?

经由模拟找出的优良参数仍然不只一组,于是就有许多种和观测数据吻合的影像。研究团队并不是从中挑出唯一的影像,而是根据结构形状把影像分为四种类型,并且取平均,得到最终公诸于世的那一张黑洞影像。

从观测到成像,重建银河系中心黑洞影像为何需费时五年?

由于成像并非直观的过程,所以科学家们各有不同的想法来成像。浅田圭一说,大家都知道成像很困难,虽然本质是国际合作,但是想法本身都是来自个人,所以这项任务也像是国际竞争,看谁能找出最好的解法。

2018年取得数据之后,科学家尝试很多方法来成像。大约在2019年底,就产生和最终结果多少相似的影像,但是研究团队没有十足把握,所以继续微调、反覆确认,直到今(2022)年初,才终于得到有把握的黑洞影像。

对于事件视界望远镜的团队而言,这几年是个辛苦的历程。他们每周都有横跨亚洲、欧洲、美洲的线上国际会议,为了配合所有国家的时区,会议时间通常都在亚洲的晚上。浅田圭一说,对于年轻同事真是感到抱歉,他们周五晚上经常无法去放松Happy,必须参与国际会议。

从观测到成像,重建银河系中心黑洞影像为何需费时五年?

工欲善其事,必先利其器

黑洞照片的产出仰赖众多科技。除了软体技术之外,若没有先进的硬体设备,如此精密的观测无法完成。浅田圭一认为,中研院在黑洞观测的硬体设备上有两大贡献:

第一是数位转换器(digitizer)。望远镜接收到的电磁波,需转成数位讯号,才能进行下一步的数据处理。所有测站的数位转换器都是由中研院完成,幕后功臣是天文所的江宏明研究技师。

第二是位于智利的阿塔卡玛大型毫米及次毫米波阵列(ALMA)。事件视界望远镜大部分的灵敏度都来自ALMA,远远超过其他望远镜。

ALMA本身是个由数十座望远镜构成的干涉仪,但是黑洞观测要把ALMA当作单一的一座望远镜,和其他测站共同组成更大的干涉仪。欲达成此目标,需要添加特殊功能,确保ALMA内部每一个望远镜所接收的电磁波对齐。这就是国际合作的ALMAPhasingProject的任务,早在事件视界望远镜合作团队组成之前,中研院天文所就参与了这个计画。

由于电波干涉仪的基本原理,是运用各个测站讯号抵达的时间差,来还原天体影像,因此需要非常精确地测定时间。事件视界望远镜的同步器(synchronizer)是运用氢迈射(hydrogenmaser)的原子钟,每秒钟具有10 -13的精确度,各个测站都需要装设此配备。

原子钟需要放置在很稳定的温度和磁场下,以及无震动的环境中。氢迈射原子钟的外面需要包裹三层的容器,确保设备高度稳定。事件视界望远镜的每个测站,都有专门放置原子钟的位置。浅田圭一笑着说:电波望远镜放置原子钟的房间里有张椅子,那是他最喜欢的工作地点,因为最不容易受到干扰!

从观测到成像,重建银河系中心黑洞影像为何需费时五年?

黑洞影像是众多科学家协力完成的巨作。精密硬体设备的每个部分,都是黑洞观测不可或缺的利器。人马座A星黑洞观测完成之后,数据分析的工作也相当艰辛,耗费五年的时间才成功重建影像。一张「黑洞照」,绝不是曝光之后就会自动跑出来,而是集合众人之力,以严密科学方法达到的成就。

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