2019 年，随着首张黑洞图像的发布，全世界大部分人知道了事件视界望远镜 (EHT) 项目：M87*，位于室女座星系 M87 中心的大质量黑洞。然而，EHT 实际上早在 2009 年就开始运行了，其 15 年的服务历程代表了甚长基线干涉测量技术（EHT 图像背后的技术）稳步改进的过程。
到目前为止，这一过程主要集中在充分发挥 EHT 现有能力。然而，正如 8 月 27 日发表在《天文学杂志》上的一篇新 论文所述，其能力即将迎来重大升级。该论文报告了对 345 GHz 频率光成功进行的测试观测，这比 EHT 目前运行的 230 GHz 有了显著改进。这是 VLBI 测量高频光能力几十年来首次取得的进展，对于提高 EHT 未来图像质量至关重要。
能够以 345 GHz 捕捉图像将使 EHT 能够以显著更高的细节拍摄 M87* 等遥远天体；创建复合多色图像；并且一旦 EHT 的计划升级完成，甚至可能拍摄这些天体的电影。与该论文一起发布的材料包括了对这种复合图像可能外观的模拟。
该论文的首席作者兼 EHT 项目创始主任 Shepherd Doeleman 告诉《大众科学》，这项进展堪比成功登月路上的一个重要里程碑：“这就像阿波罗 8 号任务，将弗兰克·鲍尔曼、詹姆斯·洛弗尔和威廉·安德斯送入月球轨道，并让我们看到了著名的‘蓝色弹珠’照片。我们还有一段路要走，但我们几乎要到了。”
VLBI 通过使用一个全球望远镜阵列来工作，每个望远镜都对准同一个天体。每个望远镜之间的距离意味着来自该天体的光会在略微不同的时间到达每个传感器。这意味着该光波的波前将在其周期的略微不同的点到达每个望远镜。组合望远镜的图像会产生一个干涉图样，然后可以利用这个图样重建一个比任何单个望远镜都能测量的更精细的图像。由于 VLBI 允许多个天文台作为一个单一的、巨大的望远镜运作，EHT 经常被描述为“地球大小的望远镜”。
任何望远镜的一个基本原理是，有两个关键因素决定了其分辨遥远物体能力：其尺寸以及它能测量的光的频率。虽然 EHT 的性质使其比基本的光学望远镜复杂得多，但这一原理仍然适用——正如随附声明所指出的，“由于 EHT 已经和我们地球一样大，因此提高地面观测的分辨率需要扩展其频率范围”。
然而，做到这一点一直非常具有挑战性。M87* 的图像以及三年后发布的银河系中心大质量黑洞人马座 A* 的类似图像，都是使用 1.3 毫米波长（相当于 230 GHz 的频率）的光生成的。（光的波长越短，频率越高，因为其波峰之间的距离越小，意味着在给定时间内到达传感器的波峰就越多。）
几十年来，这一波长一直是 VLBI 的前沿；1989 年首次进行这一水平的测量，正如论文所述，提高 EHT 分辨率的大部分工作是通过增加其望远镜阵列的规模以及提高这些望远镜传感器的灵敏度来完成的。
这就是为什么新论文如此重要的原因：它描述了 25 年来可测量的 VLBI 波长首次得到改进。作者报告了在 870 微米（0.87 毫米），对应 345 GHz 频率下的多次成功测量。这使 EHT 的角分辨率提高了约 50%，从而能够捕捉比 1.3 毫米波长更清晰、更详细的图像。它还允许将新的、更清晰的图像与在更长波长下拍摄的图像结合起来，创建复合多色图像。
论文还解释了为什么超越 1.3 毫米如此困难。地球大气层往往会吸收比 1.3 毫米更多的 870 微米光，这意味着到达 EHT 阵列传感器的那部分较短波长光更少。大气干扰也意味着到达地面的光既更嘈杂又更衰减——更糟糕的是，望远镜的效率在更高频率下会降低。
这些挑战通过技术进步得以克服——论文引用了“超导体-绝缘体-超导体 (SIS) 结的稳步改进”，这“构成了增加带宽和[接收器]灵敏度的基础”，并且在 870 微米测试观测的成功中起到了关键作用。然而，它也强调了全球合作和沟通的重要性，因为 EHT 本质上是“独立天文台的共同国际努力”。实现成功的 870 微米测量的关键因素之一，比太空时代技术更为普通：确保每次观测都在最佳天气条件下进行。
EHT 的计划升级，统称为“下一代 EHT” (ngEHT)，将更加依赖全球合作，向阵列中添加更多天文台，并允许使用多个波长来贡献同一图像。Doeleman 表示，这项成果是“通往全彩色、高清晰度黑洞电影的垫脚石……这是一个非常大的进步！”
