古代发明的天文望远镜是(19年4月10日之前黑洞图片是真实的黑洞照片还是想象图)

古代发明的天文望远镜是，19年4月10日之前黑洞图片是真实的黑洞照片还是想象图？

2019年4月10日，世界上第一张黑洞照片诞生了。这个工程称为“事件视界望远镜EHT”，它凝聚了无数科学家的心血。拍摄过程中，人们调集了世界上八台射电望远镜，数据处理经过两年之久。这当然是一张真实的照片。

黑洞连光都能吸进去，为什么还能拍照片呢？拍一张照片为什么要花费2年的时间呢？读一读本文，你将会了解这些内容。

首先，需要给大家介绍一下望远镜的基本原理。要看清远处的物体发出的光需要两个条件：足够的光强和足够大的角度。

物体发出的光线经过眼角膜和晶状体折射后，会在视网膜上成像。如果光强太弱，进入眼睛的光子不够，就不足以使视神经产生反应，所以我们首先需要将遥远物体发出的光进行收集和加强，这就需要望远镜。

其次，物体不同部位发出的光会彼此成一定角度，在视网膜上成像也不是两个点，而是两个光斑，称为爱里斑，这是由于衍射原因造成的。

假如两条光线的夹角太小，光斑距离就会特别近，如果它们的圆心距离小于半径，我们的眼睛就无法区分它们了。看起来两条光纤重合，发光物体就变成了一个点。

英国卡文迪许实验室主任、第三代瑞利男爵仔细研究了这个问题。

他指出：只有两条光线之间的夹角θ与衍射孔径D和光的波长λ满足入下关系时，光线才是可分辨的

这个关系称为瑞利判据。

例如：人的眼睛对550nm的绿光最为敏感，虹膜直径大约5mm，这样一来人的眼睛最小可分辨角为

如果光线夹角小于这个值，我们就无法分辨它们。遥远的星星不同部位发出的光进入眼睛时夹角太小，所以大部分的星星看起来都是一个点。为了增大这个角度从而看清远处物体的结构，我们也需要望远镜。

几百年前，人类就开始制作望远镜了。比如，伽利略就制作了一台可以放大33倍的望远镜，并用它观察到了月球表面的环形山和木星的卫星。

伽利略的望远镜使用了一个凸透镜和一个凹透镜。凸透镜的焦距长，凹透镜的焦距短，并让二者共焦点。平行光线进入物镜后向焦点汇聚，但是到达焦点之前被凹透镜恢复成平行光，实现了宽平行光变为窄平行光，光线被加强了。同时，如果入射光原本相对于眼睛的夹角比较小，经过望远镜后角度会被放大，于是人的眼睛就可以分辨了。

天文学家开普勒也发明了自己的望远镜，开普勒式望远镜使用的是两个凸透镜，也让他们共焦点，它也能够实现光线的加强和角度的放大。所不同的是，开普勒式望远镜所成的是倒像，但是这对于天文观测来讲并没有带来太大的麻烦。

折射式望远镜的缺点在于存在视差，有时候会模糊不清。为了克服这个缺点，牛顿发明了反射式望远镜。

它通过一个凹形反光面收集光线，再利用平面镜反射和凸透镜会聚实现光强和角度的放大。

不过，无论是折射式望远镜，还是反射式望远镜，都存在一个问题：它的观察通过肉眼和可见光进行，可见光的波长短，容易被大气散射，到达地面上的光微弱而不稳定。如何解决这个问题呢？人们有两种方法：

第一，既然大气散射造成了这个问题，那么就到大气外面装一个望远镜好了。于是哈勃望远镜问世了。人们躲开了大气的散射，看到了许多从未见到的景象。

第二，既然可见光会被大气散射，我们还可以使用波长较长的红外线或微波进行观测，它们更容易穿透大气层。于是，人们就发明了射电望远镜，它的基本原理与牛顿的反射式望远镜类似，只不过使用的电磁波是红外或微波。宇宙中许多物质发光并不是可见光，只有通过射电望远镜才能观察到它们。

无论是眼睛、光学望远镜还是射电望远镜，都要满足瑞利判据。而且，根据瑞利判据，最小分辨角θ=1.22λ/D，射电望远镜使用的电磁波波长λ比可见光更大，此时必须增大它的口径D，才能分辨出很小的角度。所以世界各国都在争向建设大口径的射电望远镜。例如中国贵州建设的500米口径球面射电望远镜（FAST），工作波长在0.1m左右，口径达到了500米。这么大面积的射电望远镜可以汇聚宇宙中微弱的电磁波，同时也可以分辨更小的角度。

如果用FAST观察黑洞，能不能做到呢？

比如，我们这次拍照片的黑洞是室女座的M87中心黑洞，它的直径大约1000亿公里，距离我们5500万光年。

经过计算我们可以得出肉眼观察时黑洞张角

显然，这么小的角度用肉眼是肯定分辨不开了。观察黑洞的射电望远镜工作波长大约λ=1.3mm，我们将角度和波长代入瑞利判据，可以得到望远镜口径的最小值：

也就是说，这个望远镜的口径至少要8000公里！地球的半径只有6400公里，怎么去建设这么大的望远镜呢？

科学家总有办法。既然一个望远镜达不到这么大口径，我们可不可以使用多个望远镜达到这个目的呢？

比如，一个望远镜口径不够，我们可以用两个相距一定距离的射电望远镜组成网络，它就相当于一个“镂空”的反射式望远镜。这样二者之间的距离就相当于“镂空”望远镜的口径了。

按照这个思路，人们组织世界各地的射电望远镜组成了“甚长基线干涉望远镜网络”VLBI，把地球变成了一个巨大的反射式望远镜。

不仅如此，科学家们还设想：如果伴随着地球围绕太阳的公转，这个VLBI的虚拟望远镜口径甚至可以达到地球的公转轨道那么大，我们终于能够看到更加遥远的宇宙了。

1915年，爱因斯坦提出了广义相对论，用以解释宇宙。很快，科学家史瓦西就根据爱因斯坦的相对论计算出了一个特殊的解，这就是假如天体的质量足够大，就连光都无法逃脱，就会形成黑洞。

爱因斯坦的结论到底对不对呢？一百年来，人们验证了爱因斯坦的质能方程、狭义相对论和弱引力场中的广义相对论，发现爱因斯坦总是对的。可是在黑洞这种强引力场中，广义相对论正确不正确，还没有证实。人们迫切需要一张黑洞的照片，去进一步证实爱因斯坦的结论。

在这样的背景下，2012年，天文学家们在美国亚利桑那州开会，决定组织一批世界不同地区的射电望远镜，使用VLBI技术对银河系中心黑洞和室女座M87中心黑洞进行观测，这里面甚至包含了南极洲的望远镜。人们把这个项目命名为事件视界望远镜EHT。

2017年4月，EHT项目对两个目标进行了持续十天的观测。为了保证同步，每一个射电望远镜都配备了精密的原子钟。数据记录下来的数据有10PB那么大，大约相当于一万块1T硬盘的容量。许多天文台并没有网络，这些数据被装在特制的硬盘里，送到了美国的麻省理工学院和德国的马克思普朗克射电所。值得一提的是，由于南极洲有禁飞期，这些数据等了好几个月才从南极运出来。

处理这些数据花了两年的时间。因为原本人们并不知道黑洞是什么样子的，需要通过海量的数据通过一些方法还原到图像。这就好像公安局的画手通过受害者的描述给罪犯画像一样，如果一个画手画，他可能会往自己心中罪犯的形象倾斜，不能保证客观。于是，世界上多个小组针对数据开展了自己的还原计划，直到所有人的结果都一致了，黑洞照片才能真正与大家见面。

（微波是肉眼不可见的，这张照片的颜色是人工渲染的。）

还有一个小问题要解释一下。黑洞连光斗吸引的进去，我们是如何看到它的呢？

实际上，所有有质量的物体，都会造成一个引力势阱，地球就是在这个引力势阱周围运动。因为太阳的质量不够大，所以引力势阱不够深，只要物体以光速运动，就一定能脱离太阳的引力。

但是，黑洞的质量太大了，它的引力势阱也非常深。在它附近有一个范围称为视界，世界外面的光还是可以逃脱黑洞的引力，而世界里面的任何物体都无法逃脱，只能向着中心点——奇点运动。

在黑洞附近的恒星由于受到黑洞巨大的引力作用，有些物质会被黑洞吸引。这些物质会围绕着黑洞运动，称为吸积盘。而且，在它们向着黑洞运动的过程中，速度越来越快，温度约来越高，就会发出电磁波，这就是我们拍摄到的黑洞照片：视界外面的吸积盘。

有些黑洞由于磁场的影响会将等离子体向着垂直吸积盘的方向喷射出去，就形成了喷流。M87的喷流有几千光年之远，非常壮观，这在之前就已经被哈勃望远镜拍摄到了。

一张模糊的黑洞照片，凝聚了成千上万科学家的心血。人们通过数年时间，在高科技设备的帮助下，再次印证了爱因斯坦的广义相对论。一百年前，在没有哈勃望远镜和射电望远镜的时候，爱因斯坦就知道答案了。

为什么根据日食来确定历法？

历法是人们为了生产实践的需要而创立的较长时间的纪时系统。

我国春秋时的《夏小正》、汉代的《太初历》、南北朝时的《大明历》、唐代的《大衍历》和《宣明历》以及元代的《授时历》等都是我国著名的古历。阴阳合历是我国古历的特色，它既包含了太阳运动与气候变化之间的内在联系，又包含了月亮的运动、月相变化和人们的生产活动的关系。

人们还创立了大小月和闰月，把太阳与月亮的运动周期和运动规律巧妙地结合在了一起。正因为这个原因，推算日月食成了历法计算中要求最严格的一项，一部历法是否严密，通常都用预测日食与月食发生时间是否准确来检验。

古代没有望远镜和计算机，人们是怎么预测日食和月食的呢？

一方面，在长期的观察中，人们总结出了一些规律，能够根据经验大致推断日月食的时间。比如，日食一定发生在每个月的初一，月食一定发生在每个月的十五，但并不是每一个初一和十五都有日食、月食发生。另一方面，更科学的方法，就是根据严密的历法来预测和计算日月食的发生。

太极图的来源是什么？

1、太极图的来历与二十四节气

由于借助了圭表这个工具，古人发现圭表丝毫不爽的把天地运行的规律和意义表现出来，通过圭（影子）的变化上可反映天文，下可反映地理，从而发明了太极图。

圭表与太极图的渊源

通过《周髀算经》里记载的每个节气日影长度，如下表：

按照二十四节气那天日影的长短尺寸，轻松地在一个圆形里找到相应的点，再把这些点连接起来，把日影长度阴影部分涂成黑色就得到了下面的太极图。你会发现阴阳鱼的鱼尾角正好是23.5°，跟太阳运行的黄赤夹角一样。这不是巧合，而是说明阴阳太极图正是太阳等天体运行的图形表示方式，不是凭空而来的。

2、二十四节气的物候学含义

二十四节气反应了季节、物候现象、气候变化三种特点。的命名立春、春分、立夏、夏至、立秋、秋分、立冬、冬至又称八位，反应了季节更替。其中立春、立夏、立秋、立冬称为“四立”， 立就是开始，分就是中间。

惊蛰、清明、小满、芒种反应物候现象。

小暑、大暑、处暑、小寒、大寒反映温度变化。

雨水、谷雨、白露、寒露、霜降、小雪、大雪反映天气现象。

古人是怎么发现木星的？

在古代，就算是没有高科技的天文望远镜，当行星出现巨大变化的时候，用肉眼也是可以观测到的

在两千多年前的公元前48年，中国古代的天文学家们就用肉眼见证了大约一万六百光年外一颗新星的爆炸，这个现象被记载在《汉书》里：汉初元元年四月，客星大如瓜，色青白，在南斗东第二星，东可四尺。

用天文望远镜能看到北极星吗？

北极星是夜空中肉眼可见的恒星之一，其视星等约为2等。那么，如何找到夜空中的北极星呢？如果用天文望远镜观测北极星会是怎样的呢？

北极星是离北天极最近的明亮恒星，地球自转轴几乎指向这颗恒星。因此，在地球的自转过程中，北极星在夜空中的位置几乎不会发生变化，不会像其他恒星那样随着地球自转而东升西落。

北极星所在的方位就是地理正北的方向，朝着正北方向看去，可以看到一颗比较亮的星星，那就是北极星。如果认识北极星，就能通过它在夜晚识别出方向。

还有一种寻找北极星的方向比较容易，只需借助夜空中非常显眼的七颗恒星——北斗七星。位于大熊座的北斗七星在夜空中很容易找到，因为它们的亮度较高，并且形状很容易辨识出来。找到北斗七星之后，只要沿着勺子开口方向的两颗恒星延长线望去，可以找到一颗比较明亮的恒星，那就是北极星。

如果天文望远镜来观测北极星，也不会看到北极星的什么细节，尽管北极星本身要比太阳大得多，质量超过太阳5倍，半径超过太阳35倍。这是因为北极星离我们太过于遥远，距离可达430光年，相当于4300万亿公里。如果想要通过天文望远镜看到太阳大小的北极星，需要的天文望远镜口径将近2公里，具体计算公式如下：

天文望远镜口径=1.22×波长×距离/太阳直径

而哈勃太空望远镜的口径只有大约2.4米，不远未来将要建成的最大光学望远镜（欧洲极大望远镜）的口径也只有大约40米。通过人类现有的天文望远镜，所看到的北极星仍然只是亮点。

不过，通过天文望远镜，可以看到北极星的伴星。北极星其实是一个拥有三颗恒星的三合星系统，伴星北极星B距离主星北极星Aa大约2400天文单位，它们之间的角距足够大，所以北极星B很容易通过普通的天文望远镜看到。尽管北极星B不是一颗明亮的恒星，它只比太阳大了大约40%，光度约为太阳的4倍。

但北极星Ab太过于接近北极星Aa，两者的距离约为18.5天文单位，差不多是天王星与太阳的距离。北极星Ab会被北极星Aa的亮光所淹没，所以很难看到北极星Ab。要知道，北极星Aa的光度超过太阳1200倍，而北极星Ab的光度只有太阳的3倍。因为北极星Ab相对较小，仅略大于太阳。直到2006年，哈勃太空望远镜才首次直接观测到北极星Ab。

此外，北极星还是最靠近地球的造父变星，这种恒星是确定距离的重要标准烛光，它们的光度会随着时间呈现稳定的周期变化。因此，北极星长久以来受到了大量的研究。