赖因哈德·根策尔

2018 年 5 月 19 日，一颗叫 S2 的恒星以每秒约 7650 千米的速度，从银河系中心那个看不见的东西旁边掠过——最近时只有 120 个天文单位，约 17 光时，是海王星轨道的四倍。智利帕瑞纳山上，四台 8.2 米望远镜的光被合进同一台仪器，一夜一夜地记下它的位置和光谱。

赖因哈德·根策尔为这一刻等了二十六年。他 1992 年开始记录这颗星，2005 年算准它 2018 年会回来，于是提议造一台新仪器去接它。它回来了，光谱红移了约 200 千米每秒，正是爱因斯坦说的那么多。

父亲的光谱仪

根策尔 1952 年生于法兰克福附近的巴特洪堡。父亲路德维希是固体实验物理学家，一家人就住在大学物理实验室的楼上。1960 年全家搬到黑森林边上的弗赖堡，他在那里读人文中学，学了九年拉丁文、六年希腊文，从此一辈子喜欢历史与考古。

物理几乎都是父亲教的。他记得最清楚的是十六岁那年，父亲带他用一个个光学元件搭出一台像样的光谱仪，能把钠的两条 D 线分开。

少年时他花大量时间练体育，是德国最好的青少年标枪手之一，一度进了为 1972 年慕尼黑奥运会集训的国家青年田径队。肘伤加上大学课业，七十年代初很快结束了这段运动生涯。

从射电望远镜起步

在弗赖堡读完本科，他去波恩读研究生。那时父亲已调去斯图加特，任新成立的马普固体研究所的创所所长之一。父亲劝他别做核物理与粒子物理，也别做自己那行固体物理：马普学会刚在波恩建了射电天文研究所，埃菲尔山里有一台 100 米口径的天线，要不要试试天文？

他听了。在所长彼得·梅兹格门下读完硕士与博士，与丹尼斯·唐斯密切合作，题目是星际水分子脉泽——十年前恰好由伯克利的查尔斯·汤斯小组发现。他用洲际甚长基线干涉把几台射电望远镜连起来，得到毫角秒级的分辨率，证明这些脉泽是大质量恒星诞生处极其致密的小云团，很可能是被超声速激波和新生恒星的辐射压缩、激发的。

1978 年拿到博士学位后，他去哈佛-史密森天体物理中心跟詹姆斯·莫兰做了两年博士后，继续做脉泽的甚长基线干涉。

汤斯的伯克利

1980 年，他得到一个换领域的机会：加入伯克利的汤斯小组，先任米勒博士后，一年后成为物理系副教授，那年他二十九岁。他在自传里说，能这么年轻拿到终身教职，主要靠汤斯的支持与提携。

汤斯那时已是凭微波激射器与激光获诺贝尔奖的人，六十年代末转行做实验天体物理。在他的组里，根策尔又回到了少年时的实验室：自己抛光镜子，学用低温远红外探测器。他们把一台高分辨法布里-珀罗光谱仪装上 NASA 的柯伊伯机载天文台，去看恒星形成区、银河系中心和近邻星系的远红外谱线——仪器里的反射面用的是拉伸金属网，那项技术恰好是他父亲几年前发明的。

银河系中心最早的动力学证据正出自这个组。他们测星际气体云的运动，推算出中心有一团两百万到四百万倍太阳质量的东西。1985 年根策尔与汤斯等人在《自然》上总结：数据与约四百万倍太阳质量的点质量相符，但也与一个中心极密的星团相容。怀疑者的理由很充分——电离气体会被激波、星风和磁场推来推去，未必只听引力的。

汤斯教给他的不只是红外技术，还有做研究的风格，包括什么时候该转向新的方向。根策尔后来说，他把汤斯看作第二位父亲。

回到德国

1986 年，马普地外物理研究所请他去当所长。他当时拿不准：伯克利那么好，欧洲看上去死气沉沉。但他后来说，从没后悔过。

他在加兴从十来个人起步，二十年里把红外与亚毫米波组扩到六十多人，前后造了 25 台仪器。早期的做法是先按科学问题造仪器，再带去合适的望远镜观测一两个月，作为交换把仪器开放给当地的天文学家用。给欧洲南方天文台 3.5 米新技术望远镜造的散斑相机 SHARP 就是这样来的。

甚大望远镜建成后，ESO 不会再让外来仪器随便上新望远镜，他就改为竞标 ESO 想要的仪器：自适应光学系统 NACO 的相机 CONICA、积分视场光谱仪 SINFONI，最后是最大的一台，干涉合束器 GRAVITY。造仪器换来的保证观测时间，让他的组能多年把大量望远镜时间押在银河系中心这一个问题上。他说，没有这套机制，最重要的那些成果大概都做不出来。

数星星

气体不可靠，那就看星。恒星不受激波和磁场摆布，只受引力。

难处在于分辨率。银河系中心藏在厚厚的尘埃后面，可见光完全看不到，只能用红外；而地球大气每几毫秒就把星光搅乱一次，长曝光的星像要比望远镜的衍射极限大十倍以上。散斑成像的办法是拍大量极短的曝光，每一张都把大气“冻住”，再合成衍射极限的像。

1991 至 1992 年，根策尔的组开始用 SHARP 在智利拉西拉的新技术望远镜上逐年拍银河系中心，量出了离人马座 A* 只有约 0.1 角秒的恒星的自行。1995 年，加州大学洛杉矶分校的安德烈娅·盖兹在 10 米凯克望远镜上开始了同样的计划。两组独立地发现：恒星的速度随离中心的距离按开普勒律上升，

$$v \propto R^{-1/2}$$

在中心一光月以内快过每秒一千千米。1996 年他与埃卡特的结果给出约 250 万倍太阳质量，两年后盖兹组的数据与之吻合得很好。

S2 转过拐角

2002 年，他的组搬上帕瑞纳山的 8.2 米甚大望远镜，换上带自适应光学的 NACO 相机。同一年，S2 以约 17 光时的距离绕过了人马座 A*，在天上拐了一个急弯。

十年的数据已经描出了它三分之二条轨道，近心点和远心点都看到了。2002 年 10 月，舍德尔、根策尔等人在《自然》上报告：这是一条闭合的开普勒椭圆，周期 15.2 年。只要知道周期和轨道大小，开普勒第三定律就给出中心的质量：

$$M = \frac{4\pi^2 a^3}{G P^2}$$

结果是约 370 万倍太阳质量，而且必须挤在 17 光时以内。这样的密度排除了中子星、恒星级黑洞、褐矮星组成的星团，也排除了由简并费米子构成的“费米子球”。

此后两组各自测了四十多颗恒星的轨道。到 2017 年前后，四百万倍太阳质量里超过 98% 被限定在 17 光时以内——体积比 1985 年的估计小了一百万倍。根策尔在诺贝尔演讲里说，与四十年前的第一阶段相比，这团质量的“尺寸”被压小了将近 10⁶ 倍，密度提高了 10¹⁸ 倍。

等 S2 回来

黑洞的存在几乎已无悬念，下一个问题是：在这么强的引力场里，广义相对论还对不对？

S2 过近心点时速度约为光速的 2.6%，相对论的一阶效应大约是 $\beta^2 \approx 6.5 \times 10^{-4}$，已经够得着。但要把它从数据里抠出来，定位精度得再提高一个数量级以上。2005 年，他们向 ESO 提议造 GRAVITY：把甚大望远镜四台 8 米镜的红外光用单模光纤引到一块芯片上干涉，让四台相隔上百米的镜子合起来，分辨率抵得上一台口径与镜间距离相当的望远镜。

仪器由法国、德国、葡萄牙六家机构加 ESO 组成的联合体建造，首席研究员是马普地外物理所的弗兰克·艾森豪尔，2015 年 7 月装上帕瑞纳山。2018 年 3 月，离近心点还有两个月，它已经能把 S2 和人马座 A* 分开，把两者约 22 毫角秒的间距量到 40 到 100 微角秒的精度。

红移与进动

2018 年 7 月，GRAVITY 合作组报告：S2 过近心点时，谱线额外红移约 200 千米每秒——引力红移加上横向多普勒效应，

$$\frac{\Delta\lambda}{\lambda} \approx \frac{GM}{r c^2} + \frac{v^2}{2c^2}$$

他们把这一项乘上一个系数 $f$，牛顿力学对应 $f = 0$，广义相对论对应 $f = 1$。第一次拟合得到 $f = 0.90 \pm 0.09$（统计）$\pm 0.15$（系统），纯牛顿的轨道被排除了。随后几年的数据把它收紧到 $f = 1.02 \pm 0.04$。

2020 年 4 月是第二个效应：S2 的轨道不闭合，每转一圈近心点向前挪约 12 角分，

$$\Delta\phi = \frac{6\pi G M}{c^2 a \left(1-e^2\right)}$$

对应的系数测得 $f_{\mathrm{SP}} = 1.10 \pm 0.19$，约 5 倍标准差的探测，与广义相对论一致。同一组数据还说明，S2 轨道以内若还有弥散的质量，不会超过中心质量的千分之一左右。

与盖兹

同一个目标、同一颗星，两个组隔着赤道竞争了近三十年：根策尔在南半球用 ESO 的望远镜，盖兹在夏威夷用凯克。两组的仪器、方法、数据完全独立，结果却一次次对得上——这正是这项发现最有说服力的地方。

2020 年，诺贝尔物理学奖一半授予证明黑洞形成是广义相对论坚实预言的彭罗斯，另一半由根策尔与盖兹共享，理由是“发现银河系中心的超大质量致密天体”。

下一步

在诺贝尔演讲的结尾，根策尔写道，问题大概已经不再是人马座 A* 是不是黑洞，而是广义相对论在视界尺度上是否仍然成立、时空是否由克尔度规描述、“无毛定理”是否成立。

他寄希望于升级后的 GRAVITY+、口径 25 到 40 米的下一代望远镜，以及事件视界望远镜拍到的光子环；而一颗恒星级黑洞螺旋落入超大质量黑洞时发出的引力波，也许会由空间探测器 LISA 听到。他说，那将是爱因斯坦一个多世纪前开始的这段旅程的顶点。