下面这篇文章是基于对该研究所的理事和朋友们的一次虚拟谈话。
让我从最基本的问题开始:黑洞是什么?也许用最简单的术语来说，黑洞是一种坍缩的物体，其中的物质密度如此之大，以至于连光都无法从它的表面逃脱。黑洞这个词实际上是由约翰·惠勒创造的，他当时是普林斯顿大学物理系的教授，这是一个非常合适的词。
值得注意的是，黑洞曾经被认为只是广义相对论的一个理论结构。爱因斯坦方程预测黑洞的解起初相当令人惊讶，并被认为是广义相对论数学的一个怪圈。更令人惊讶的是，今天我们确定地知道黑洞确实存在于自然界中，事实上，今年的诺贝尔奖颁发给了在我们自己的银河系中心有一个黑洞的确切证据(我将在一分钟内描述)。2017年，诺贝尔奖授予了发现黑洞合并产生引力波的科学家。所以它们不再只是广义相对论中的数学怪癖。
我们怎么知道银河系的中心有一个黑洞呢?正如我们可以用开普勒运动定律通过行星的轨道来测量太阳的质量一样，我们也可以通过围绕黑洞运行的恒星的轨道来测量黑洞的质量。在过去的几十年里，记录银河系中心恒星的位置(下图)表明，它们正在围绕一些看不见的质量点快速移动，这些质量点包含410万个太阳质量的物质，但比地球围绕太阳的轨道要小。除了黑洞，我们不知道有什么物体可以这么小，却有这么大的质量。大多数天文学家认为这是银河系前端有黑洞的直接证据。
围绕银河系黑洞的恒星轨道。
在其他星系的中心有黑洞吗?如果你仔细观察M87星系的光学图像(见页顶)，你可以看到这种蓝色的斑点从中心出来。早在1919年，当这个星系的第一张高质量的摄影图像被拍摄出来时，人们就注意到这条“奇怪的直线射线”来自这个星系的中心M87。如今，通过射电望远镜，我们发现这条直线光线实际上是一条从M87中心流出的狭窄物质喷流，速度非常接近光速。我们认为唯一能产生如此强大的相对论喷流的物体是黑洞。所以这是M87中心有黑洞的间接证据。
视界望远镜合作
事件视界望远镜观测星系M87中心的第一张黑洞图像
当然，M87中心黑洞的直接证据最近来自事件视界望远镜(EHT)。它是一组射电望远镜的集合，它们一起工作，以与整个地球大小的单个望远镜相同的分辨率拍摄图像。有了如此高的分辨率，我们实际上已经解决了M87黑洞视界的阴影(见上文)。国际天文学会天体物理学小组的成员之一，Lia Medeiros，一直积极参与EHT的工作和这张图像的制作。
在EHT图像中，M87星系中的黑洞并不暗，因为我们观测到的不是黑洞本身，而是落入黑洞的热等离子体(见下图)。当吸积等离子体(一种由带电粒子、电子和质子组成的气体)落入黑洞并被压缩时，它会升温，就像你给自行车轮胎打气时，它会因绝热压缩而变暖一样。此外，当等离子体落入其中时，它会释放出引力能，这些能量会转化为热量。当等离子体中的电子变热时，它们开始发射光子(光)，这就是我们在EHT图像中看到的。
事件视界望远镜/Hotaka Shiokawa
等离子体吸积进入黑洞的计算模型
哪里来的计算进入这个故事?计算方法在两个方面对这项工作至关重要。第一个是减少实际数据本身。正如你所想象的，EHT是一个复杂的仪器，它能产生tb级的数据。减少这些数据并生成您所看到的图像是数据科学中具有挑战性的计算问题。其次，为了产生和解释图像，并测量黑洞的质量和旋转等东西，需要等离子体流入黑洞的模型。生成这些模型需要非常复杂的计算方法。
计算等离子体流入黑洞的理论模型的方法实际上是我的主要研究领域之一。这样的计算是如何执行的?描述等离子体密度、动量和能量等基本性质的时间演化的数学方程是一组著名的微分方程。如果你想在空间的某些区域建立等离子体动力学模型，你就把这个空间分解成离散的单元。在一次计算中，你可能有数百万或数十亿个这样的细胞。在每个单元格中，你储存了质量，能量，动量，所有守恒量。然后你根据你可以在计算机上求解的基本微分方程的近似值来更新这些量。这种近似告诉你如何更新每个细胞的质量、动量和能量，从而给出等离子体的时间演化。
这就是算法发挥作用的地方。用于寻找基本微分方程近似解的数值方法的准确性是通过称为收敛速度的东西来衡量的。这个速率衡量的是当您添加更多单元格时，溶液中的错误减少的速度。如果当您将单元格数量增加一倍时，误差下降到原来的1 / 2，则该方法称为一阶方法。如果你把数字翻倍，它下降了4，这个方法被称为二阶方法，依此类推。所以更高的方法更准确。对于某些问题，你需要在每个维度上提高100倍的分辨率，才能用二阶算法获得与四阶算法相同的精度。由于计算成本随着分辨率的增加而增加，每个维度多100倍的单元格成本就会增加1亿倍。但高阶方法也更复杂，更难在计算机上编程，这就是为什么它们最近才开始流行起来。
事实上，在过去的几十年里，计算机能力的增长还不足以击败你使用更好的，也就是说更高阶的算法所获得的准确性的增长。这就是为什么算法总是赢。它们总是能大大提高准确度，而不仅仅是让计算机更快。智能算法可以实现即使在当今世界上最快的计算机上也无法完成的计算。这就是为什么开发新的算法对科学中的许多问题如此重要，而不仅仅是天体物理学。
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让我们回到讨论如何从黑洞吸积的等离子体中拍摄黑洞的图像。以我们银河系中心的黑洞为例，你可能会问的第一个问题是，这些等离子体从哪里来?我们知道，就我们银河系的黑洞而言，它来自银河系中心附近的恒星。一些轨道非常接近银河中心的恒星有非常强大的喷流，就像太阳有风一样。但这些恒星的风比太阳强大得多。所有这些不同恒星的流出物相互碰撞，当它们碰撞时，会产生激波，使黑洞周围的区域充满来自恒星风的激波气体。实际上，你可以在银河系中心的x射线图像中看到这种物质，它是由所有这些恒星的风形成的热等离子体形成的明亮气泡。星系中心的黑洞正在吸积这些由恒星风形成的x射线发射等离子体。
使用我们用来模拟等离子体吸积进入黑洞本身的相同数值方法，我们实际上可以直接模拟这些恒星发出的风的动力学，并跟踪风相互碰撞时形成的激波。这使我们能够了解恒星是如何向中心的黑洞输送等离子体的。
最后，在EHT图像建模中还有一个更有趣的因素，那就是等离子体发出的光是如何受到黑洞引力场的影响的。在黑洞附近，光线不再沿直线传播，而是被时空曲率弯曲。更具体地说，如果你想象在非相对论牛顿引力下，有一个薄薄的等离子体圆盘绕着一个点质量旋转，你会看到左边熟悉的图像(见下图)。它看起来很像土星环在地球上的观察者眼中的样子。然而，在相对论中，这个薄圆盘看起来就像正确的图像。黑洞附近的时空是弯曲的，所以光子在到达你的路上会沿着弯曲的路径运动。从圆盘背面发射出的光子在黑洞顶部弯曲，然后聚焦到我们观测的方向。这意味着磁盘的背面似乎位于黑洞顶部的上方。结合这些相对论效应是非常重要的，因为它使得黑洞周围的圆盘图像与正常恒星周围的圆盘图像看起来完全不同。
里卡多。安东内利
在牛顿引力(左)和广义相对论(右)中，围绕一个点质量的薄圆盘的外观。后者演示了光线如何在GR中弯曲。
展望未来，我们将从当前和未来的观测中学到很多等离子体物理学。EHT是理解广义相对论和黑洞的一个很好的实验，但我认为它也是一个更有趣的实验来理解相对论体制下的等离子体天体物理学，因为等离子体就是我们实际看到的。未来的模型中还会包含更多的物理效应。例如，等离子体中离子和电子的温度可能不同，这就改变了图像。等离子体产生的辐射也会影响其动力学，因此与不包含辐射的模型相比，这可以改变图像。所有这些都需要整合到未来的模型中。我们知道要解的方程，我们只需要编写软件并正确地建模。这将让我们在未来的许多年里忙个不停。最终，我们希望从未来的观测和未来的数值模型中，了解更多关于黑洞的知识，以及它们是如何影响环境的。
