Por que existem áreas brilhantes desiguais nesta foto do buraco negro?

Na foto recém-lançada de um buraco negro mostrado acima, criado usando dados do EHT, por que a região inferior é mais brilhante que a acima? É por causa da rotação do disco de acréscimo? Além disso, qual é a orientação do disco de acreção? Estamos olhando para ele de frente?

Não, você não está vendo a forma do disco de acréscimo. Embora seu plano seja quase o da imagem, é muito maior e mais fraco que o anel visto. A razão para essa assimetria é quase inteiramente devida aos raios Doppler e ao aumento da radiação resultante da matéria que viaja a velocidades relativísticas muito próximas ao buraco negro. Por sua vez, isso é quase inteiramente controlado pela orientação da rotação do buraco negro . O buraco negro varre o material e os campos magnéticos quase independentemente da orientação de qualquer disco de acúmulo.

As figuras abaixo do papel do telescópio do horizonte do quinto evento deixam as coisas claras.

A seta preta indica a direção da rotação do buraco negro. A seta azul indica a rotação inicial do fluxo de acréscimo. O jato do M87 é mais ou menos leste-oeste (projetado na página), mas o lado direito está apontando em direção à Terra. Supõe-se que o vetor de rotação do buraco negro esteja alinhado (ou anti-alinhado) com isso.

As duas parcelas à esquerda mostram concordância com as observações. O que eles têm em comum é que o vetor de rotação do buraco negro está principalmente na página (anti-alinhado com o jato). O gás é forçado a girar da mesma maneira e resulta em movimento relativístico projetado em nossa direção, ao sul do buraco negro e para longe de nós ao norte do buraco negro. Doppler impulsionar e radiante faz o resto.

Como o artigo diz:

a localização do pico de fluxo no anel é controlada pela rotação do buraco negro: ela fica sempre aproximadamente 90 graus no sentido anti-horário a partir da projeção do vetor de rotação no céu.

Há algumas informações recentes que merecem uma atualização da resposta (apesar da dificuldade de digitar MathJax no meu telefone). Eu citei minimamente, pois não teria melhorado o que esses cientistas publicaram. As edições anteriores permanecem abaixo desta adição.

No artigo " Medição da rotação do buraco negro M87 a partir de sua luz torcida observada " (16 de abril de 2019) por Fabrizio Tamburini, Bo Thidé e Massimo Della Valle, eles explicam na página 2:

... As técnicas de imagem aplicadas a este conjunto de dados revelam a presença de um anel assimétrico com rotação no sentido horário e uma estrutura geométrica "crescente" que exibe uma clara depressão do brilho central. Isso indica uma fonte dominada pela emissão de lentes em torno da sombra do buraco negro.

A partir da análise dos dois conjuntos de dados, obtemos os parâmetros de assimetria $q_1$ = 1,417 para a época 1 e $q_2$ = 1,369 para a época 2. Eles fornecem uma assimetria média no espectro espiral de $\bar{q}$ = 1,393 ± 0,024, de acordo com o de nossas simulações numéricas, $q_{num}$ = 1.375, de luz parcialmente incoerente emitida pelo anel de Einstein de um buraco negro de Kerr com $\boldsymbol{a} \textbf{~}\!$ 0,9 ± 0,1 , correspondendo a uma energia rotacional [ 10 ] de 10 64$^{[10]}$$\textbf{10}{^\textbf{64}}\!$ erg , que é comparável à energia irradiada pelos quasares mais brilhantes (~ 500 trilhões de $\odot$ ) ao longo de uma escala de tempo Gyr (bilhões de anos) , e inclinação $i$ = 17 ° entre o jato que se aproxima e a linha de visão, com o momento angular do fluxo de acréscimo e do buraco negro anti-alinhado, mostrando rotação no sentido horário como descrito na ref. 5)

Este resultado está em boa concordância com os resultados da análise das imagens de dutos de confian de amplitude e fase parcelas para 11 de abril de 2017 de DIFMAP com $q$ = 1,401, EHT $q$ = 1.361 e smili, $q$ = 1.319, [ 6 ] dando para esse dia, um valor médio ˉ q = 1.360 que se desvia de 0,09 do valor da época 2 estimado com TIE e q > 0 confirma a rotação no sentido horário. Os espectros em espiral são relatados na Fig. 2.$^{[6]}$$\bar{q}$$q$

Em seguida, determina-se o parâmetro de rotação $a$ comparando os obtidos por uma interpolao linear com o parâmetro assimetria $q$ de vários modelos, conforme relatado no exemplo numérico do Quadro I para os diferentes valores de inclinação e parâmetros de rotação $i$ e $q$ . Os resultados estão representados na figura 1.

[1]Fabrizio Tamburini, Bo Thidé, Gabriel Molina-Terriza e Gabriele Anzolin, "Torcer a luz em torno de buracos negros em rotação", Nature Phys. 7, 195-197 (2011).
[4]EHT Collaboration et al., “Imaginando o buraco negro supermassivo central”, Astrophys. J. Lett. 875, L4 (52) (2019), Primeiro M87 Event Horizon Telescope Results IV.
[5]EHT Collaboration et al., "Origem física do anel assimétrico", Astrophys. J. Lett. 875, L5 (31) (2019), Resultados do Primeiro Telescópio Horizonte M87 de Eventos V.
[6]Colaboração EHT et al., “A sombra e a massa do buraco negro central”, Astrophys. J. Lett. 875, L6 (44) (2019), Primeiro M87 Event Horizon Telescope Results VI.
[10]Demetrios Christodoulou e Remo Ruffini, "Transformações reversíveis de um buraco negro carregado", Phys. Rev. D 4, 3552–3555 (1971).
[29]Bin Chen, Ronald Kantowski, Xinyu Dai, Eddie Baron e Prasad Maddumage, “Algoritmos e programas para lentes gravitacionais fortes no espaço-tempo de Kerr, incluindo polarização”, Astrophys. J. Suppl. Ser. 218, 4 (2015).

Figuras:

$m$$m$$a$$R_g$$T$$^9$$^{[6]}$$x$$y$$^{[1]}$

$^{[4]}$$m$$m$$q$$i$$i$$^{[29]}$$z$$m$$m$$_\text{SMILI}$$_\text{EHT}$$_\text{DIFMAP}$$_\text{KERTAP}$$_\text{ep1}$$_\text{ep2}$$q$ Se estiver bem preservado, o método TIE pode ser aprimorado por aquisições consecutivas de dados da frente de onda, separadas por um intervalo de tempo muito menor que um dia e, portanto, pode fornecer melhores informações sobre a emissão da fonte.

Esse documento contém informações e ilustrações adicionais consideráveis ​​que merecem ser analisadas. Obrigado Jack R. Woods pelo link que me levou às informações acima.

Edição anterior :

No artigo: " Resultados do Primeiro Telescópio Horizonte Horizon M87. V. Origem Física do Anel Assimétrico ", (10 de abril de 2019), por The Event Horizon Telescope Collaboration, Kazunori Akiyama, Antxon Alberdi, Walter Alef, Keiichi Asada, Rebecca Azulay, Anne-Kathrin Baczko, David Ball, Mislav Baloković, John Barrett e outros, em um dos vários artigos publicados recentemente, explicam:

$\mathrm{PA}\approx 288^\circ ;$${\mathrm{PA}}_{\mathrm{FJ}}$

A Figura 5 desse artigo está incluída na resposta de Rob Jeffries.

A conclusão que eles alcançam, em parte, é:

${r}_{{\rm{g}}}$de um buraco negro de Kerr, e que a estrutura em forma de anel da imagem é gerada por fortes lentes gravitacionais e raios Doppler. Os modelos prevêem que a assimetria da imagem depende do sentido de rotação do buraco negro. Se essa interpretação for precisa, o vetor de rotação do buraco negro em M87 aponta para longe da Terra (o buraco negro gira no sentido horário no céu). Os modelos também prevêem que há um forte fluxo de energia direcionado para longe dos pólos do buraco negro, e que esse fluxo de energia é dominado eletromagneticamente. Se os modelos estiverem corretos, o motor central do jato M87 é alimentado pela extração eletromagnética da energia livre associada à rotação do buraco negro através do processo Blandford – Znajek. ".

Primeiro rascunho :

O artigo: " Instabilidade na ergorregião de objetos compactos exóticos: perturbações eletromagnéticas e gravitacionais e o papel da absorção ", (15 de fevereiro de 2019), de Elisa Maggio, Vitor Cardoso, Sam R. Dolan e Paolo Pani, explica que isso se deve à rotação superradiância na página 10:

$^{[43]}$
[43]

No artigo " Superradiance ", (acima), embora consideravelmente mais longo, talvez muito mais acessível. Na página 38, onde explicam o Processo Penrose , oferecem um diagrama que provavelmente facilita o entendimento disso:

$_0$$_2$$_1$$_0$

Na página 41:

"Figura 8: A analogia do carrossel do processo Penrose. Um corpo cai quase do repouso em um cilindro rotativo, cuja superfície é borrifada com cola. Na superfície, o corpo é forçado a co-girar com o cilindro (análogo, portanto, do BH ergosfera, a superfície além da qual nenhum observador pode permanecer estacionário em relação ao infinito) .Os estados de energia negativos da região são jogados pela energia potencial associada à superfície pegajosa. Se agora metade do objeto (em avermelhado) é destacado do primeiro metade (amarelada), alcançará o infinito com mais energia (cinética) do que tinha inicialmente, extraindo energia rotacional do sistema ".

Um modelo ainda mais complicado, que se acredita estar além do que foi solicitado, na página 46:

"Figura 9: Vista pictórica dos diferentes processos de Penrose colisional. Esquerda: partículas iniciais com momento radial de entrada (p r 1 <0 ep$^r _1$$^r_2$$^{[168, 169, 170, 171]}$$^r_1$$^r_2$$^r_1$$^{[172, 173]}$

[168]T. Piran e J. Shaham, "Limites superiores nos processos de penrose colisional perto dos horizontes rotativos dos buracos negros", Phys.Rev. D16 (1977) 1615-1635.

[169]T. Harada, H. Nemoto e U. Miyamoto, "Limites superiores da emissão de partículas por colisão e reação de alta energia perto de um buraco negro de Kerr com rotação máxima", Phys.Rev. D86 (2012) 024027, arXiv: 1205.7088 [gr-qc].

[170]M. Bejger, T. Piran, M. Abramowicz e F. Hakanson, "Processo de Penrose Colisional próximo ao horizonte de buracos negros extremos de Kerr", Phys.Rev.Lett. 109 (2012) 121101, arXiv: 1205.4350 [astro-ph.HE].

[171]O. Zaslavskii, "Sobre a energia de colisões de partículas perto de buracos negros: efeito BSW versus processo Penrose", Phys.Rev. D86 (2012) 084030, arXiv: 1205,4410 [gr-qc].

[172] JD Schnittman, “Um limite superior revisado para a extração de energia de um buraco negro de Kerr”, arXiv: 1410.6446 [astro-ph.HE].

[173] E. Berti, R. Brito e V. Cardoso, “Detritos de ultra-alta energia do processo colisional de Penrose”, arXiv: 1410.8534 [gr-qc].

Há um resumo na página 170 (nem perto do final do artigo) que explica:

"Nas teorias gravitacionais, a superradiância está intimamente conectada à aceleração das marés, mesmo no nível newtoniano. As teorias gravitacionais relativísticas prevêem a existência de BHs, soluções de vácuo gravitacionais cujo horizonte de eventos se comporta como uma membrana viscosa unidirecional. Isso permite que a superradiância ocorra nos períodos espaciais de BH. e para extrair energia do vácuo, mesmo no nível clássico.Quando os efeitos semiclássicos são levados em consideração, a superradiância ocorre também em configurações estáticas, como no caso da radiação Hawking de um Schwarzschild BH.

A eficiência da dispersão super-radiante de GWs por uma BH giratória (Kerr) pode ser maior que 100% e esse fenômeno está profundamente conectado a outros mecanismos importantes associados à rotação de objetos compactos, como o processo Penrose, a instabilidade em ergorregião, o Blandford-Znajek efeito e instabilidade do SFC. A superradiância rotacional pode ser um desafio para observar em laboratório, mas sua contraparte em BH está associada a vários efeitos e instabilidades interessantes, que podem deixar uma impressão observacional. Apresentamos um tratamento unificado dos fenômenos superradiantes de BH, incluindo BHs carregadas, dimensões mais altas, tempos-espaço não assintoticamente planos, modelos analógicos de gravidade e teorias além da GR ".

Acredito que estamos vendo um dos efeitos do disco de acreção girando em velocidades muito altas. Isso é chamado de raio relativístico e ocorre porque as partículas (neste caso são importantes no disco de acreção) que viajam em velocidades relativísticas (digamos, acima de 0,2c), tendem a emitir preferencialmente sua radiação em um cone na direção do movimento .

Isso sugere que o assunto na parte inferior da imagem (as bolhas mais brilhantes) está se aproximando de nós e as partes mais escuras estão se afastando. Como o buraco negro tende a distorcer a luz ao seu redor, não tenho certeza da foto da orientação do disco de acúmulo.