Warum gibt es in diesem Foto des Schwarzen Lochs ungleichmäßige helle Bereiche?

Warum ist in dem kürzlich veröffentlichten Foto eines Schwarzen Lochs, das oben mit Daten von EHT erstellt wurde, der untere Bereich heller als der obere? Liegt es an der Rotation der Akkretionsscheibe? Wie ist auch die Ausrichtung der Akkretionsscheibe? Schauen wir es uns an?

Nein, Sie sehen die Form der Akkretionsscheibe nicht. Obwohl seine Ebene fast die des Bildes ist, ist es viel größer und schwächer als der Ring, der gesehen wird. Der Grund für diese Asymmetrie liegt fast ausschließlich in der Doppler-Strahlung und der Verstärkung der Strahlung, die in Materie entsteht, die sich mit relativistischen Geschwindigkeiten sehr nahe am Schwarzen Loch bewegt. Dies wiederum wird fast ausschließlich durch die Ausrichtung des Schwarzloch-Spins gesteuert . Das Schwarze Loch fegt Material und Magnetfelder fast unabhängig von der Ausrichtung einer Akkretionsscheibe auf.

Die Bilder unten aus dem fünften Event-Horizont-Teleskoppapier machen es deutlich.

Der schwarze Pfeil zeigt die Drehrichtung des Schwarzen Lochs an. Der blaue Pfeil zeigt die anfängliche Drehung des Akkretionsflusses an. Der Jet der M87 ist mehr oder weniger Ost-West (projiziert auf die Seite), aber die rechte Seite zeigt zur Erde. Es wird angenommen, dass der Spinvektor des Schwarzen Lochs mit diesem ausgerichtet (oder anti-ausgerichtet) ist.

Die beiden linken Diagramme stimmen mit den Beobachtungen überein. Gemeinsam ist ihnen, dass sich der Spinvektor des Schwarzen Lochs hauptsächlich in der Seite befindet (gegen den Jet ausgerichtet). Gas ist gezwungen, sich auf die gleiche Weise zu drehen und führt zu einer projizierten relativistischen Bewegung südlich des Schwarzen Lochs auf uns zu und nördlich des Schwarzen Lochs von uns weg. Doppler-Boosting und -Beaming erledigen den Rest.

Wie das Papier sagt:

Die Position des Spitzenflusses im Ring wird durch den Spin des Schwarzen Lochs gesteuert: Er liegt immer ungefähr 90 Grad gegen den Uhrzeigersinn von der Projektion des Spinvektors auf den Himmel.

Es gibt einige neue Informationen, die eine Aktualisierung der Antwort wert sind (trotz der Schwierigkeit, MathJax auf meinem Handy einzugeben). Ich habe es nur minimal zitiert, da ich mich gegenüber dem, was diese Wissenschaftler veröffentlicht haben, nicht verbessert hätte. Vorherige Bearbeitungen bleiben unter diesem Zusatz.

In der Arbeit " Messung des Spin des Schwarzen Lochs M87 aus seinem beobachteten verdrehten Licht " (16. April 2019) von Fabrizio Tamburini, Bo Thidé und Massimo Della Valle erklären sie auf Seite 2:

... Die auf diesen Datensatz angewendeten Bildgebungstechniken zeigen das Vorhandensein eines asymmetrischen Rings mit Drehung im Uhrzeigersinn und einer sichelförmigen geometrischen Struktur, die eine deutliche zentrale Helligkeitssenkung aufweist. Dies weist auf eine Quelle hin, die von einer Linsenemission dominiert wird, die den Schatten des Schwarzen Lochs umgibt.

Aus der Analyse der beiden Datensätze erhalten wir die Asymmetrieparameter = 1,417 für die Epoche 1 und = 1,369 für die Epoche 2. Sie ergeben in Übereinstimmung damit eine gemittelte Asymmetrie im Spiralenspektrum von = 1,393 ± 0,024 unserer numerischen Simulationen, = 1,375, von teilweise inkohärentem Licht, das vom Einsteinring eines Kerr-Schwarzen Lochs mit emittiert wird0,9 ± 0,1 , entsprechend einer Rotationsenergie vonDies ist vergleichbar mit der Energie, die von den hellsten Quasaren ausgestrahlt wird (~ 500 Billionen$q_1$$q_2$$\bar{q}$$q_{num}$$\boldsymbol{a} \textbf{~}\!$ $^{[10]}$$\textbf{10}{^\textbf{64}}\!$ $\odot$) über eine Gyr-Zeitskala (Milliarden Jahre) und eine Neigung = 17 ° zwischen dem sich nähernden Strahl und der Sichtlinie, wobei die Winkelimpulse des Akkretionsstroms und des Schwarzen Lochs gegen die Ausrichtung ausgerichtet sind und eine Drehung im Uhrzeigersinn zeigen, wie in Lit. . 5.$i$

Dieses Ergebnis stimmt gut mit den Ergebnissen der Analyse der Vergleichs-Pipeline-Bilder von Amplituden- und Phasendiagrammen für den 11. April 2017 von DIFMAP mit = 1.401, EHT = 1.361 und SMILI, = 1.319, überein. Geben Sie für diesen Tag einen gemittelten Wert = 1,360 an, der von dem mit TIE und > 0 geschätzten Wert von Epoche 2 um 0,09 abweicht, bestätigen Sie die Drehung im Uhrzeigersinn. Die Spiralspektren sind in Abb. 2 dargestellt.$q$$q$$q$$^{[6]}$$\bar{q}$$q$

Dann bestimmt man den Rotationsparameter indem man diejenigen, die durch eine lineare Interpolation erhalten wurden, mit dem Asymmetrieparameter verschiedener Modelle vergleicht, wie im numerischen Beispiel von Tabelle I für verschiedene Werte von Neigungs- und Rotationsparametern und . Die Ergebnisse sind in Abb. 1 dargestellt.$a$$q$$i$$q$

[1]Fabrizio Tamburini, Bo Thidé, Gabriel Molina-Terriza und Gabriele Anzolin, „Verdrehen des Lichts um rotierende Schwarze Löcher“, Nature Phys. 7, 195–197 (2011).
[4]EHT Collaboration et al., "Imaging the central supermassive black hole", Astrophys. J. Lett. 875, L4 (52) (2019), Ergebnisse des ersten M87-Ereignishorizontteleskops IV.
[5]EHT Collaboration et al., "Physikalischer Ursprung des asymmetrischen Rings", Astrophys. J. Lett. 875, L5 (31) (2019), Erste Ergebnisse des M87-Ereignishorizontteleskops V.
[6]EHT Collaboration et al., „Der Schatten und die Masse des zentralen Schwarzen Lochs“, Astrophys. J. Lett. 875, L6 (44) (2019), Erste Ergebnisse des M87-Ereignishorizontteleskops VI.
[10]Demetrios Christodoulou und Remo Ruffini, "Reversible Transformationen eines geladenen Schwarzen Lochs", Phys. Rev. D 4, 3552–3555 (1971).
[29]Bin Chen, Ronald Kantowski, Xinyu Dai, Eddie Baron und Prasad Maddumage, „Algorithmen und Programme für starke Gravitationslinsen in Kerr-Raum-Zeit einschließlich Polarisation“, Astrophys. J. Suppl. Ser. 218, 4 (2015).

Zahlen:

Abbildung 1. Versuchsergebnisse . Feldkomponenten entlang der Richtung des Beobachters und Spiralspektren, die mit der TIE-Methode für Epoche 1 und Epoche 2 erhalten wurden. Die Asymmetrie zwischen den Komponenten = 1 und = −1 in beiden Spiralspektren zeigt die Rotation des Schwarzen Lochs in M87. Es zeigt auch, dass der elektromagnetische Wirbel, der aus der TIE-Analyse der EM-Feldintensitäten rekonstruiert wurde, die aus der Helligkeitstemperatur in einer endlichen Frequenzbandbreite extrahiert wurden, Komponenten entlang der Ausbreitungsrichtung zum Beobachter aufweist, die mit einer verdrillten Linse eines Schwarzen Lochs mit = 0,9 kompatibel sind ± 0,1 im Uhrzeigersinn drehen, wobei der Spin von der Erde weg zeigt und ein Einsteinring mit einem Gravitationsradius$m$$m$$a$$R_g$= 5, wie aus einer EHT-Analyse hervorgeht, die von inkohärenter Emission dominiert wird. Für alle Tage erstrecken sich die Durchmesser der Ringmerkmale über den engen Bereich von 38–44 µ-Bogensekunden, und die beobachtete Spitzenhelligkeitstemperatur des Rings beträgt ∼ 6 × 10 K. Die anderen Komponenten ( und ) des aus TIE-Gleichungen abgeleiteten EM-Feldes zeigen keine vorherrschende OAM-Komponente. Dies wird erwartet .$T$$^9$$^{[6]}$$x$$y$$^{[1]}$

Abbildung 2. Ergebnisse aus DIFMAP-, EHT- und SMILI-Datenanalysen und numerischen Simulationen von KERTAP . Die ersten drei Einfügungen zeigen die experimentellen Spiralspektren, die aus den drei Referenzpipeline-Bildern für den 11. April 2017 von SMILI, EHT Imaging und DIFMAP . Sie repräsentieren die Amplitude und Phase der Sichtbarkeit als Funktion der Vektorgrundlinie. In allen Datensätzen ist der Asymmetrieparameter, das Verhältnis zwischen den = 1 und = −1 Peaks in den Spiralspektren, > 1, was auf eine Drehung im Uhrzeigersinn hinweist: Es wurde festgestellt, dass der Spin des Schwarzen Lochs von der Erde weg zeigt und eine Neigung aufweist zwischen dem sich nähernden Strahl und der Sichtlinie von$^{[4]}$$m$$m$$q$$i$= 17 ° (entspricht einer ähnlichen Geometrie mit einer Neigung = 163 °, wobei jedoch der Drehimpuls des Akkretionsstroms und der des BH gegenläufig sind) ( links ). Vierter Einschub : Spiralspektrum der numerischen Simulationen mit KERTAP das sich aus der normalisierten Intensität und Phase der Komponente des Strahlungsfeldes ergibt, die von einem ortsaufgelösten Bild der Akkretionsscheibe des Schwarzen Lochs herrührt, das von einer thermalisierten Emission mit Γ dominiert wird = 2. Die Kohärenz χ der Strahlungsemission ist durch das Verhältnis zwischen = 0 und charakterisiert$i$$^{[29]}$$z$$m$$m$= 1 Peaks in den Spiralspektren. Je niedriger χ, desto höher ist die Kohärenz der Emission. Die experimentellen Spiralspektren von SMILI, EHT-Bildgebung und DIFMAP zeigen eine höhere Kohärenz in der Strahlungsemission (χ = 1,198, χ = 1,798) und (χ = 1.107) in Bezug auf das simulierte Modell einer einfachen thermisierten Akkretionsscheibe mit einem Leistungsspektrum Γ = 2 (χ = 5.029) und in Bezug auf das Modell, das bei der TIE-Rekonstruktion der Wellenfront erhalten wurde (χ = 13,745 und χ = 14,649) in Fig. 1. Auch wenn die Asymmetrie$_\text{SMILI}$$_\text{EHT}$$_\text{DIFMAP}$$_\text{KERTAP}$$_\text{ep1}$$_\text{ep2}$$q$ ist gut erhalten, kann die TIE-Methode durch aufeinanderfolgende Datenerfassungen der Wellenfront verbessert werden, die durch ein viel kürzeres Zeitintervall als einen Tag voneinander getrennt sind und daher möglicherweise bessere Informationen über die Quellenemission liefern.

Das Papier enthält zahlreiche zusätzliche Informationen und Illustrationen, die es wert sind, gelesen zu werden. Vielen Dank an Jack R. Woods für den Link, der mich zu den obigen Informationen geführt hat.

Vorherige Bearbeitung :

In der Veröffentlichung: " Erste Ergebnisse des M87-Ereignishorizontteleskops. V. Physikalische Herkunft des asymmetrischen Rings " (10. April 2019) von The Event Horizon Telescope Collaboration, Kazunori Akiyama, Antxon Alberdi, Walter Alef, Keiichi Asada, Rebecca Azulay, Anne-Kathrin Baczko, David Ball, Mislav Balokovic, John Barrett ua erklären in einem der kürzlich veröffentlichten Artikel:

(4) Der Ring ist im Süden heller als im Norden. Dies kann durch eine Kombination von Bewegung in der Quelle und Doppler-Strahlung erklärt werden. Als einfaches Beispiel betrachten wir einen leuchtenden, optisch dünnen Ring, der sich mit der Geschwindigkeit v dreht, und einen Drehimpulsvektor, der in einem Betrachtungswinkel i> 0 ° zur Sichtlinie geneigt ist. Dann wird die sich nähernde Seite des Rings durch Doppler verstärkt und die zurückgehende Seite wird durch Doppler gedimmt, wodurch ein Oberflächenhelligkeitskontrast der Ordnung Eins erzeugt wird, wenn v relativistisch ist. Die Annäherungsseite des Großstrahls in M87 ist nach West-Nordwesten ausgerichtet (Positionswinkel in Papier VI heißt dies ) oder rechts und leicht oben im Bild.$\mathrm{PA}\approx 288^\circ ;$${\mathrm{PA}}_{\mathrm{FJ}}$

Abbildung 5 aus diesem Artikel ist in der Antwort von Rob Jeffries enthalten.

Die Schlussfolgerung, zu der sie teilweise gelangen, lautet:

"... Die Ergebnisse dieses Vergleichs stimmen mit der Hypothese überein, dass die kompakte 1,3-mm-Emission in M87 innerhalb weniger${r}_{{\rm{g}}}$eines Kerr-Schwarzen Lochs, und dass die ringförmige Struktur des Bildes durch starke Gravitationslinsen und Doppler-Strahlen erzeugt wird. Die Modelle sagen voraus, dass die Asymmetrie des Bildes vom Spin des Schwarzen Lochs abhängt. Wenn diese Interpretation korrekt ist, zeigt der Spinvektor des Schwarzen Lochs in M87 von der Erde weg (das Schwarze Loch dreht sich im Uhrzeigersinn am Himmel). Die Modelle sagen auch voraus, dass es einen starken Energiefluss gibt, der von den Polen des Schwarzen Lochs weg gerichtet ist, und dass dieser Energiefluss elektromagnetisch dominiert wird. Wenn die Modelle korrekt sind, wird das zentrale Triebwerk für den M87-Jet durch die elektromagnetische Extraktion der mit dem Schwarzloch-Spin verbundenen freien Energie über den Blandford-Znajek-Prozess angetrieben. "

Erster Entwurf :

Der Artikel " Instabilität exotischer kompakter Objekte in der Ergoregion: elektromagnetische und gravitative Störungen und die Rolle der Absorption " (15. Februar 2019) von Elisa Maggio, Vitor Cardoso, Sam R. Dolan und Paolo Pani erklärt, dass dies auf Rotation zurückzuführen ist Überlegenheit auf Seite 10:

"... kann die Instabilität in Form von Wellen verstanden werden, die in der Photonensphärenbarriere gefangen und durch Superradiant-Streuung verstärkt werden R. Brito, V. Cardoso und P. Pani, Lect. Notes Phys. 906 1 (2015), arXiv: 1501.06570 .$^{[43]}$
[43]

In dem Artikel " Superradiance " (oben) ist es zwar wesentlich länger, aber vielleicht viel zugänglicher . Auf Seite 38, wo sie den Penrose-Prozess erklären , bieten sie ein Diagramm an, das das Verständnis dieses Prozesses wahrscheinlich erleichtert:

"Abbildung 7: Bildliche Darstellung der ursprünglichen Penrose-Prozesse. Ein Teilchen mit der Energie E zerfällt in der Ergosphäre in zwei Teilchen, von denen eines mit der negativen Energie E <0 in den BH fällt, während das zweite Teilchen mit einer Energie ins Unendliche entweicht höher als das ursprüngliche Teilchen, E > E . "$_0$$_2$$_1$$_0$

Ab Seite 41:

"Abbildung 8: Die Karussellanalogie des Penrose-Prozesses. Ein Körper fällt fast aus der Ruhe in einen rotierenden Zylinder, dessen Oberfläche mit Klebstoff besprüht ist. An der Oberfläche wird der Körper gezwungen, sich mit dem Zylinder mitzudrehen (analog daher der BH Ergosphäre, die Oberfläche, ab der kein Beobachter in Bezug auf die Unendlichkeit stationär bleiben kann). Die negativen Energiezustände der Ergoregion werden durch die potentielle Energie der klebrigen Oberfläche bestimmt. Wenn sich nun das halbe Objekt (in Rötung) vom ersten ablöst halb (gelblich) erreicht es mit mehr (kinetischer) Energie als ursprünglich ins Unendliche und entzieht dem System Rotationsenergie. "

Ein weiteres, komplizierteres Modell, von dem angenommen wird, dass es über die gestellten Fragen hinausgeht, finden Sie ab Seite 46:

Abbildung 9: Bildansicht der verschiedenen kollisionalen Penrose-Prozesse. Links: anfängliche Partikel mit eingehendem Radialimpuls (p <0 und p <0). Partikel 3 hat anfängliche eingehende Radialimpulse, findet aber schließlich einen Wendepunkt und entweicht ins Unendliche. Der maximale Wirkungsgrad dafür erwies sich als recht bescheiden η ∼ 1,5 . Rechts: Ausgangsteilchen mit p > 0 und p <0. In diesem Fallpartikel 1 muss in der Ergosphäre p > 0. Für diesen Prozess kann die Effizienz für extreme BHs ungebunden sein .$^r _1$$^r_2$$^{[168, 169, 170, 171]}$$^r_1$$^r_2$$^r_1$$^{[172, 173]}$

[168]T. Piran und J. Shaham, "Obere Schranken für kollisionsbedingte Penrose-Prozesse in der Nähe rotierender Schwarzlochhorizonte", Phys.Rev. D16 (1977) 1615–1635.

[169]T. Harada, H. Nemoto und U. Miyamoto, "Obergrenzen der Partikelemission durch Kollision und Reaktion mit hoher Energie in der Nähe eines maximal rotierenden Kerr-Schwarzen Lochs", Phys.Rev. D86 (2012) 024027, arXiv: 1205,7088 [gr-qc].

[170]M. Bejger, T. Piran, M. Abramowicz und F. Hakanson, "Collisional Penrose Process in der Nähe des Horizonts extremer Kerr Black Holes", Phys.Rev.Lett. 109 (2012) 121101, arXiv: 1205,4350 [astro-ph.HE].

[171]O. Zaslavskii, "Zur Energie von Teilchenkollisionen in der Nähe von Schwarzen Löchern: BSW-Effekt im Vergleich zum Penrose-Prozess", Phys.Rev. D86 (2012) 084030, arXiv: 1205,4410 [gr-qc].

[172] JD Schnittman, "Eine überarbeitete Obergrenze für die Energiegewinnung aus einem Kerr-Schwarzen Loch", arXiv: 1410.6446 [astro-ph.HE].

[173] E. Berti, R. Brito und V. Cardoso, "Ultrahochenergetische Trümmer aus dem kollisionsbedingten Penrose-Prozess", arXiv: 1410.8534 [gr-qc].

Auf Seite 170 finden Sie eine Zusammenfassung, in der Folgendes erläutert wird:

"In Gravitationstheorien ist Superradianz eng mit Gezeitenbeschleunigung verbunden, selbst auf Newtonscher Ebene. Relativistische Gravitationstheorien sagen die Existenz von BHs voraus, Vakuum-Gravitationslösungen, deren Ereignishorizont sich wie eine viskose Einwegmembran verhält. Dies ermöglicht Superradianz in BH-Raumzeiten Unter Berücksichtigung semiklassischer Effekte tritt Superradianz auch in statischen Konfigurationen auf, wie im Fall der Hawking-Strahlung eines Schwarzschild BH.

Die Effizienz der Superradiant-Streuung von GWs durch ein sich drehendes (Kerr) BH kann größer als 100% sein, und dieses Phänomen hängt eng mit anderen wichtigen Mechanismen zusammen, die mit dem Drehen kompakter Objekte verbunden sind, wie dem Penrose-Prozess, der Instabilität der Ergoregion, dem Blandford-Znajek Wirkung und die CFS-Instabilität. Rotationssuperradianz mag schwierig im Labor zu beobachten sein, aber ihr BH-Gegenstück ist mit einer Reihe interessanter Effekte und Instabilitäten verbunden, die möglicherweise einen Beobachtungsabdruck hinterlassen. Wir haben eine einheitliche Behandlung von BH-Superradiant-Phänomenen vorgestellt, einschließlich geladener BHs, höherer Dimensionen, nicht asymptotisch flacher Raumzeiten, analoger Gravitationsmodelle und Theorien jenseits von GR. "

Ich glaube, wir sehen einen der Effekte, wenn sich die Akkretionsscheibe mit sehr hoher Geschwindigkeit dreht. Dies wird als relativistisches Strahlen bezeichnet und tritt auf, weil Teilchen (in diesem Fall Materie in der Akkretionsscheibe), die sich mit relativistischen Geschwindigkeiten bewegen (z. B. über 0,2 c), dazu neigen, ihre Strahlung bevorzugt in einem Kegel in Bewegungsrichtung auszusenden .

Dies deutet darauf hin, dass die Materie am unteren Bildrand (die hellsten Flecken) auf uns zukommt und die dunkleren Bereiche sich entfernen. Da das Schwarze Loch dazu neigt, das Licht um sich herum zu verziehen, bin ich mir nach dem Foto der Ausrichtung der Akkretionsscheibe nicht sicher.