黑洞雖然重力超級大、是非比尋常的天體，不過，從地球觀測黑洞，大小看起來卻只不過一個小點點而已。捕捉黑洞影像需要解析力超級棒的望遠鏡！然而，這麼不凡的望遠鏡，怎麼蓋？

前面一篇貼文我們提到，望遠鏡的口徑越大，解析力越強；這條規則無論可見光望遠鏡或電波望遠鏡都適用，同時意味著要從地球觀測像黑洞這麼一個「小到幾乎看不到的小點」，那可需要一座天大的望遠鏡才夠。阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列望遠鏡（ALMA）位於南美洲的智利，望遠鏡的運作維護等由全球多國共組聯合管理機構執行。這座結合了多組天線的「陣列式」望遠鏡，陣列大小經由挪動是可以調整的，挪動範圍的距離最短可縮至150公尺，最長可延伸到16公里。這讓它可以模擬成一個巨大的單碟望遠鏡──根本不用管實際打造單一一個天線碟面在工程方面的最大極限，達到口徑16公里的望遠鏡才擁有的解析力。ALMA的解析力可以達到一度角的1/360,000（也就是1/100角秒），比正常人視力好上5千倍。

即使視力已經這麼好，如果想要觀測銀河系中心黑洞的話，ALMA仍需把解析力提高100倍。

以ALMA的解析力當基準，要模擬到再提高100倍的視力，就必須把望遠鏡分布的範圍再延伸，超過智利境內的安第斯山脈、超過南美洲、繼續延伸到北美洲和歐洲。使用特長基線干涉法（簡稱VLBI）技術，可以模擬成一座口徑寬達數千公里的望遠鏡。無論是事件視界望遠鏡（EHT）或全球毫米波特長基線陣列（GMVA），兩者皆是藉由把分布於世界各地望遠鏡之觀測力及收集到之電波訊號結合在一起的方式，各自形成了與地球一樣大的望遠鏡。下表列出參與這兩個計畫的望遠鏡成員。

VLBI 技術相當關鍵的元件是：時鐘，然而這並非普通家用的時鐘！要同步合成世界各地望遠鏡收集到的資料，每個望遠鏡需要的是能極精確調整時間的時鐘。這些鐘會測量從目標天體發射的電波於抵達陣列中各天線之間的微小時間差異。所有加入VLBI觀測的望遠鏡都配備有這麼一個專門研製、極其精確的原子鐘，這些時鐘的誤差度即使1億年也不到1秒！

還有， 用來記錄資料的設備，也是VLBI的關鍵元件。回顧1960年代第一次做VLBI實驗時，用來記錄觀測資料所用的儲存設備是：磁帶。現在到了21世紀，因為硬碟存儲容量大，價格便宜，越來越多的 VLBI 觀測用硬碟來記錄。在EHT 和 GMVA 所用的硬碟儲存方案都是採用了磁碟技術並整合低成本PC元件而成的。

這些儲存裝置很重要的特點是記錄資料的速度要快。速度越快可記錄越廣的頻率信號範圍，這可以把觀測的整體靈敏度提得更高。一些EHT觀測所用的硬碟可以記錄的資料量高達每秒16G！當然，硬碟的儲存容量也一樣重要。ALMA用於 EHT/GMVA 觀測的硬碟總容量共計超過1 petabyte（一百萬gigabytes）。

專門用來處理記錄資料的超級電腦，名稱又叫做「相關器」。GMVA陣營所用的相關器是由德國波昂馬克斯普朗克電波天文臺研發，EHT陣營所用之相關器則由美國麻省理工學院開發。世界各地望遠鏡獲得的大量資料先由各望遠鏡就地記錄，然後送往這兩處超級電腦所在的地方，在那裡相關器以每秒4,096 MB的速度讀取磁碟裡的資料，最後，資料由相關器處理形成一張天文影像。

特長基線干涉法VLBI就是透過以上所述的多種尖端技術， 形成了與地球同大的望遠鏡，能取得極高的解析度。讀到這裡，或許你想到要問個問題：所有天體都適合用VLBI 觀測來顯示細節嗎？答案：並不是。有些天體適合以VLBI 法觀測，有些並不適合。

如果你用過顯微鏡觀察小東西，可能已經對提高放大率的結果會怎樣略有些概念──會看到較暗的景象。望遠鏡也一樣。提高解析度，指的是視野中看到天體分為許多小部分，這不可避免地導致每一小部分傳來比較少的天體光。換言之，由於解析力提高，結果導致看不到較黯淡的天體。

因此，超高解析力的VLBI主要適合用於觀測明亮的天體。VLBI經常獲使用於觀測發出強烈電波的天體，譬如在新生和年老恆星周圍的天文物理邁射(類似我們熟悉的雷射光，只是在微波波段)，以及從超大質量黑洞噴發出來的高速氣體噴流。天文學界認為環繞在超大質量黑洞周圍的高熱氣體盤會發出強烈電波，因此，事件視界望遠鏡和全球毫米波特長基線陣列的觀測準備運用VLBI技術來捕捉在銀河系中心那個行跡神祕的黑洞。

以上是系列介紹事件視界望遠鏡和全球毫米波特長基線陣列聯合觀測的第五篇。下集預告：銀河系中心的人馬座A*，這是列為本計劃最重要的一項觀測目標。

相關連結：

• 關於ALMA

• 中研院天文所參與建造的「次毫米波陣列計畫」介紹網頁

• 「東亞天文台JCMT望遠鏡」網站

• 事件視界望遠鏡計畫網站

• GMVA網站

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