2019年4月，天文学家首次公布了黑洞的影像——一个圆形的黑色剪影，四周环绕着诡异的发光环，这项成果曾登上新闻头版。正如报纸和杂志所报道的，天文学家利用分布在全球各地的射电望远镜网络收集的数据，重建了这幅影像。这些望远镜共同构成一个口径几乎和地球一样大的虚拟望远镜，这个望远镜被称为事件视界望远镜（Event Horizon Telescope，EHT）。
这张照片展示了位于智利北部的阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵（Atacama Large Millimeter/submillimeter ALMA望远镜Array，ALMA）中的天线中央阵。
这种令人印象深刻的技术被称为干涉测量法，是当今天文学研究中的重要工具之一。事件视界望远镜项目主任、荷兰莱顿大学的惠布·范朗厄费尔德表示：“干涉测量法为观测此类天体提供了最高的分辨率。”
当然，事件视界望远镜并非第一个应用干涉测量法的项目，尽管它跨越的距离目前已是最大的之一。这项技术早已成熟并广泛应用，尤其在射电天文学领域。例如，位于美国新墨西哥州、由27台天线组成的Y型阵——卡尔·央斯基甚大阵（Karl G. Jansky Very Large Array，VLA）就频繁使用干涉测量技术。如果没有干涉测量法，未来的天文设施，例如平方千米阵（Square Kilometre Array，SKA）将几乎无法发挥作用。
在更短的光学波段（可见光及近红外），天文学家也将多台望远镜联结起来，以达到前所未有的角分辨率。其中两个典型代表是位于智利的欧洲南方天文台（European Southern Observatory，ESO）的甚大望远镜干涉仪（Very Large Telescope Interferometer，VLTI），和位于美国加州的高角分辨率天文中心（Center for High Angular Resolution Astronomy，CHARA）望远镜阵。这些干涉仪让天文学家能够拍摄相对邻近恒星的表面结构。
接下来，让我们深入探讨一下这项技术的工作原理。
/ 干涉条纹科学
顾名思义，干涉测量法是通过电磁波的干涉现象来实现的。19世纪初，英国物理学家托马斯·扬用单一光源的光线穿过两个并排的竖直狭缝，首次展示了这种现象。在狭缝后面的屏幕上，出现了清晰的明暗竖直条纹图案（即所谓的干涉条纹）。这些条纹之所以出现，是因为两个狭缝起到了两个独立光源的作用，光波穿过狭缝后向外扩散。当来自两个狭缝的光波在屏幕上相遇时，它们到达屏幕各点的路径长度略有不同，因此波峰和波谷不再完全重合，而是相互增强或抵消，形成了类似梳子的条纹图案。
双缝干涉 当来自单一光源的光线通过两个狭缝（左侧）时，原本单一的波前被分裂成两个（图中重叠的半圆形波纹）。这两组波前在传播过程中相互重叠并发生干涉。当它们到达屏幕时，就会形成明暗相间的条纹图案。
19世纪80年代，阿尔伯特·迈克尔逊（首位获得诺贝尔物理学奖的美国人）意识到干涉测量法可以用于高精度的测量。他与爱德华·莫雷共同开发了迈克尔逊干涉仪，这个装置最初旨在研究理论上充满“真空”空间的“以太”。在该装置中，一束光被分成两束，然后借助镜子再次汇合。如果其中一束或两束光的路径长度（或传播时间）发生变化，其改变量就会直接反映在最终形成的干涉条纹图案中。这一原理也正是美国的LIGO和欧洲的Virgo等引力波天文台的探测基石。
1920年，迈克尔逊和天文学家弗朗西斯·皮斯在威尔逊山的100英寸胡克望远镜上建造了第一台恒星干涉仪。他们在一根6米（20英尺）的刚性钢梁两端各安装一面镜子，用以捕捉红超巨星参宿四的光线，并最终测量出参宿四在天空中极其微小的视直径：0.047角秒。
“当时计划建造更大的15.24米（50英尺）干涉仪，但最终未能实现。”同样位于威尔逊山的高角分辨率天文中心负责人、美国佐治亚州立大学的盖尔·谢弗说道，“光学干涉技术曾经沉寂了很长一段时间。”部分原因在于20世纪30年代至50年代期间射电天文学的诞生和早期发展，后者率先推动了波长更长的射电波段的天文干涉测量法。直到20世纪60到70年代，光学干涉技术才重新得到发展，在澳大利亚纳拉布赖和威尔逊山相继建造了新的仪器。
/ 涂黑镜面
要理解一组小型望远镜如何协同工作，以实现类似于单个大望远镜的效果，一个好方法是反过来思考，先设想你真的有一台口径达100米的抛物面形状的望远镜。由于口径巨大，这台“巨型”望远镜不仅灵敏度很高（可以收集大量光线，从而观测极为微弱的天体），而且还拥有极高的角分辨率，因此能够观察到细致的结构。
现在，如果你把这面巨大的镜子涂成黑色，只留下相对两端各一个直径1米的小圆斑，情况会如何？显然，你会损失相当一部分的灵敏度，但由于这两个光斑间隔仍是100米，因此理论上角分辨率并不会发生变化。类似的原理也适用于两台相距100米的独立的1米望远镜——前提是，你能设法让光线“以为”自己是从单个巨大抛物面镜的不同位置反射过来的。
为此，来自两台小望远镜的信号需要汇聚到同一个焦平面上。此外，你必须确保信号保持相干，即两束光波同时到达，以便观察到同一个原始波前，而不论光线经过了哪条路径。在多数情况下，光线到达两个望远镜的时间会略有不同：根据恒星相对于望远镜的位置，光线到达望远镜1的时间可能会略早于望远镜2。但只要你校正了这种几何上的时间延迟——比如利用可移动镜面来调整光线的传播路径长度——你就可以实现干涉测量了。
那么，为什么这种方法被称为干涉测量法呢？干涉现象是怎样产生的呢？正如范朗厄费尔德所解释的那样，干涉现象一直在发生，包括在你所想象的巨型望远镜的焦平面上也是如此。镜面的每一个点都接收到来自望远镜视场中每一个点的光波。只有通过所有这些反射光波之间的相互干涉，这些复杂的信息才被“转换”成一幅清晰的图像，而干涉的痕迹也体现为单个恒星图像的衍射图案（即艾里斑）。
但如果镜面的大部分区域被涂黑，这种转换（在技术上称为傅里叶变换）便是不完整的，因此你根本看不到一幅清晰的图像。相反，你会得到一个干涉条纹图案，类似于托马斯·杨的双缝干涉实验。此外，由两个未涂黑区域（或两台单独的1米望远镜）形成的单一基线所产生的条纹图案，仅包含视场中特定方向和尺度上的角分辨率信息。
若在干涉仪阵中加入更多的望远镜单元，并采用不同的间隔与方位，就可以逐步填充这个虚拟的镜面（技术上称为u-v平面，这里的u和v只是两个正交坐标），从而在不同的方向和尺度上获得更加丰富的信息。不过，要重建出一幅完整的图像（这是一个计算量很大的过程），必须从噪声中提取每一条可能基线上的干涉条纹图案，并且精确测量干涉条纹图案中每个位置的信号幅度——这个过程被称为相关处理。
/ 射电优势
上述干涉测量过程的每一个环节，在较长的射电波段实现起来都比在较短的光学波段容易得多。为达到一定的角分辨率，射电望远镜的口径需要远大于光学望远镜（分辨率与波长成反比）。但较长的波长也降低了对反射面精度的要求：光学望远镜的镜面通常需要被精确地抛光至亚微米精度，而射电望远镜的反射面通常只需由金属网制成即可。
干涉仪中各望远镜单元之间的距离精度和路径长度的校正精度也是如此：光学干涉测量所需的精度通常高达几十纳米，而传统射电干涉测量的精度要求仅为厘米级。
此外，在光学干涉仪中，各个望远镜收集到的光信号需要通过镜子（或光纤）传输到复杂的仪器中，再用光子本身进行信号的光学相关处理。但射电望远镜的接收机在天线的焦点处直接将射电波转换成电信号，这使得天文学家能够将信号放大，通过电缆传输，并借助专门的计算机电子化地完成信号的相关处理。
射电干涉测量技术在20世纪50年代末至60年代的迅猛发展实属必然，尤以英国、澳大利亚、美国及荷兰为先锋。这一发展催生了一批大型干涉阵列的诞生，例如荷兰的韦斯特博克综合射电望远镜（Westerbork Synthesis Radio Telescope，WSRT）和位于美国新墨西哥州的甚大阵，它们分别拥有14个和27个口径为25米的天线（参见表格）。当干涉仪的各个天线在多个小时内协同观测时，由于地球自转，各基线相对于天空的方位会不断变化。英国射电天文学家马丁·赖尔在1962年利用这一效应，提出了一种被称作地球自转孔径合成的方法。利用这一效应可以实现u-v平面的完整覆盖，从而提高成像质量。赖尔也因此赢得了1974年的诺贝尔物理学奖。
/ 全球望远镜网络
借助最初的射电干涉阵列，天文学家绘制出了银河系外星系中冷氢气体的分布图，发现了由射电星系向相反方向喷射到太空中的细长喷流，并且精确定位了诸如脉冲星和类星体之类的神秘射电源的天空位置。但是，要达到更高的角分辨率，就需要数百千米甚至数千千米长的基线。那么，你该如何将位于不同大陆上的射电望远镜“连接”起来呢？
答案其实很简单：你根本不需要直接连接它们。请记住，单个望远镜接收到的射电波已被转换成电信号。这些信号可以先储存在磁带或巨大的硬盘上，以备后续处理。只要所有的数据都有由原子钟提供的精确同步时间戳，时间延迟校正、信号相关和图像重建工作就能在稍后的任何地方完成（通常是在超级计算机中进行）。这就是所谓的甚长基线干涉测量技术。
甚长基线干涉测量（Very Long Baseline Interferometry，VLBI）轻松就能达到毫角秒量级的分辨率，但它也有自身的组织协调问题。例如，欧洲VLBI网络（European VLBI Network，EVN）利用来自欧洲、东亚和南非共21台射电望远镜（或望远镜阵列）的数据。然而，这些望远镜各自有自己的设计、频率限制以及接收机特性。此外，它们还各自开展独立的观测项目，因此组织一次VLBI观测需要大量的协调与精细调整。
甚长基线干涉测量（VLBI） 事件视界望远镜（EHT）在其2017年的观测活动中，将位于六个地点的八个天文台组合在一起，形成了一个地球大小的干涉仪。左图：各观测站的位置，不同颜色的线表示不同的基线。其中，实线表示观测了银河系中心黑 洞的基线；对M87*的观测排除了南极望远镜（SPT），但增加了虚线表示的基线。右图：两个观测站之间形成不同长度的基线 （坐标轴单位为所观测波长1.3毫米的倍数）。随着地球自转，每条基线在u-v平面上变化，形成曲线轨迹。图中的圆圈标记了50微角秒（内圈）和25微角秒（外圈）的分辨率。
甚长基线干涉测量的众多成就包括：发现了射电喷流中等离子体团块的超光速运动（视速度超过光速的现象），以及对快速射电暴进行了超精确的定位。
2020年，天文学家首次利用甚长基线干涉测量技术发现了一颗系外行星，通过测量一颗有强射电辐射的红矮星由于行星环绕而产生的微小摆动实现了这一点。在天体位置测量上的精度，甚长基线干涉测量甚至超过了欧洲空间局（ESA）的盖亚（Gaia）空间天文台所能达到的水平。
/ 黑洞与微波
甚长基线干涉测量技术是事件视界望远镜的核心技术，而后者正是拍摄出历史上首张黑洞影像的设备。它与传统甚长基线干涉测量技术的主要区别在于，观测是在更短的亚毫米波波段进行的，这个波段位于射电频谱的高频端。“我们面临甚长基线干涉测量技术所有的问题，但情况更加复杂”，法尔克说道。特别是，大气湍流在亚毫米波段造成的干扰比更长波长的射电波要强得多，这是因为大气中的水汽会强烈吸收亚毫米波。
因此，要获得遥远天体的详细结构（例如星系M87中心超大质量黑洞周围的光环），只能通过非常复杂的处理流程实现。这不仅涉及多个基线干涉条纹的“常规”相关处理，还需要对原子钟微小的漂移效应等精细影响进行精准校准，同时还要开发专门的图像处理算法。“细节决定成败，”法尔克说道。的确，事件视界望远镜拍摄到的黑洞图像并非“真实”的照片，而是对观测数据进行细致的图像重建，尽可能吻合实际观测结果。
黑洞阴影 这是星系M87中心黑洞（称为M87*）的首张图像。
话虽如此，法尔克又补充道：“如今什么才是真正的‘照片’呢？所有照片本质上都是经过处理的光。我们所做的，就像使用了一台镜头满是划痕的相机拍照，然后再去除这些划痕造成的伪影。哈勃空间望远镜的原始图像刚从望远镜传出时，看上去也没那么美观——只有经过后期的分析处理才会变好看。当然，我们拥有可能是最糟糕的‘镜头’，但同时也是最大的一个。”
这一点对于其他所有干涉仪图像当然也是成立的，包括智利北部的国际阿塔卡玛大型毫米波/亚毫米波阵（ALMA）——它也参与了EHT的观测。ALMA是目前毫米波和亚毫米波观测领域最强大的仪器，它本身就是一套干涉仪，由66座射电天线组成，这些天线可在直径约16千米（近10英里）的范围内灵活移动。
由于阿塔卡玛大型毫米波/亚毫米波阵拥有66个天线，而甚大阵只有27个，因此阿塔卡玛大型毫米波/亚毫米波阵在成像质量上更加出色：u-v平面上的“孔洞”更少，因为基线的数量随着天线数目的平方增加。尽管在亚毫米波段开展干涉测量困难重重且细节复杂，ALMA仍取得了诸多令人瞩目的科研成果。弗莱明斯表示：“或许阿塔卡玛大型毫米波/亚毫米波阵最具代表性的成果，就是年轻恒星金牛座HL周围的原行星盘图像。当第一次看到这张图片时，我们很多人的第一反应都以为它是一幅模拟计算的模型图。”
金牛座HL 这幅著名的ALMA望远镜拍摄的图像展示了年轻恒星金牛座HL周围的原行星盘。天文学家认为，正在形成中的行星在盘内形成了环与环之间的空隙。
/ 光学的挑战
与亚毫米波干涉测量相比，光学干涉测量要更加复杂。一方面是因为光学波长更短，另一方面是由于所有处理都必须实时进行，并且必须直接使用光子本身，而不是电信号。高角分辨率天文中心的谢弗说：“我们的频率太高了，所以我们无法像射电天文学家那样，先记录数据再事后合成。”
高角分辨率天文中心于1999年首次成功获得干涉条纹，并在2002年投入全面运行。阵列共有六台相同的1米望远镜，它们的最大间距为330米，望远镜的数据通过真空管传输到中央干涉实验室。在那里，安装在轨道上的可持续移动的镜面台车负责实时校正时间延迟。2019年，高角分辨率天文中心进行了设施升级，加入了自适应光学系统以消除大气湍流的干扰。在不久的将来，该阵列还将增加一台可移动的望远镜，用光纤连接到主系统中，并最终可能把现有所有1米望远镜替换成更大的2米望远镜。
欧洲甚大望远镜干涉仪可谓是当今世界上最强大的光学干涉仪：通过使用光学延迟线，它不仅能够将四台8.2米口径的主望远镜信号组合，另外还能连接四台可移动的1.8米辅助望远镜。例如，甚大望远镜干涉仪成功地绘制出银河系中心周围单个恒星的运动轨迹，从而为银河系中心超大质量黑洞的存在提供了决定性的证据，这一成果也获得了诺贝尔物理学奖，而这一黑洞后来也被事件视界望远镜成功拍摄了影像。
/ 光明的未来
干涉测量法如今已成为天文研究中不可或缺的重要技术，特别是在射电天文学领域。未来的大型设施，例如下一代甚大阵（next-generation VLA，ngVLA）、平方千米阵，以及深度巡天阵2000(Deep Synoptic Array 2000)，都将充分利用这一技术。随着信号处理和计算机技术的不断进步，亚毫米波、近红外和可见光波段的干涉应用也将日益普及。此外，物理学家还在探索利用量子技术实现光学波段的甚长基线干涉测量。
红外干涉仪 位于智利的甚大望远镜设施包括四台口径8.2米的 望远镜以及四台口径1.8米的可移动望远镜（小型圆顶内）。这些较小的望远镜可以被移动至30个不同的位置。
这些进展也意味着我们未来将会把干涉仪送入太空。目前，已有基于空间的射电干涉测量实验，而天文学家正在考虑将事件视界望远镜的基线扩展到地球轨道上。此外，欧洲空间局计划在2035年发射太阳轨道激光干涉空间天线（Laser Interferometer Space Antenna，LISA），它是一种基线长度达到250万千米的空间干涉仪，用于探测引力波。如果未来天文学家能够将类似技术与光学空间望远镜结合，我们或许有一天能够绘制遥远系外行星上的海洋与大陆。
干涉测量技术将带来怎样的新发现，虽难以预料，但可以肯定的是：天文学家绝不会停止追求更加敏锐、更加清晰的视野。
—— 本文选自《中国国家天文》2026年第3期
作者简介 /
霍弗特·席林 Govert Schilling，《天空与望远镜》杂志的特约编辑，他讨厌任何干扰他写作进程的事情， 尤其是在截稿期限临近、无法指望延迟的时候。
译者简介 /
苟利军，中国科学院国家天文台研究员，中国科学院大学天文学教授。《中国国家天文》杂志执行总编，北京天文学会副理事长。主要研究方向为高能天体物理，包括黑洞与引力波等领域。2020年被授予“中国航天科普大使”称号。曾获得中国国家优秀科普图书奖、国家图书馆文津奖以及全国优秀科普微视频一等奖等奖项。曾担任包括 《流浪地球2》在内的多部影片的科学顾问。