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。
　　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。
　　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）。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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！
　　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。