¿Por qué hay áreas brillantes desiguales en esta foto del agujero negro?

En la foto recientemente publicada de un agujero negro que se muestra arriba, que fue creada usando datos de EHT, ¿por qué la región inferior es más brillante que la de arriba? ¿Es por la rotación del disco de acreción? Además, ¿cuál es la orientación del disco de acreción? ¿Lo estamos mirando de frente?

No, no estás viendo la forma del disco de acreción. Aunque su plano es casi el de la imagen, es mucho más grande y más tenue que el anillo que se ve. La razón de esta asimetría se debe casi por completo a la emisión de Doppler y al aumento de la radiación que surge en la materia que viaja a velocidades relativistas muy cercanas al agujero negro. Esto a su vez está casi completamente controlado por la orientación del giro del agujero negro . El agujero negro barre el material y los campos magnéticos casi independientemente de la orientación de cualquier disco de acreción.

Las imágenes a continuación del quinto papel del telescopio del horizonte de eventos aclaran las cosas.

La flecha negra indica la dirección del giro del agujero negro. La flecha azul indica la rotación inicial del flujo de acreción. El chorro de M87 está más o menos Este-Oeste (proyectado en la página), pero el lado derecho apunta hacia la Tierra. Se supone que el vector de rotación del agujero negro está alineado (o anti-alineado) con esto.

Las dos parcelas de la izquierda muestran acuerdo con las observaciones. Lo que tienen en común es que el vector de giro del agujero negro está principalmente en la página (anti-alineado con el chorro). El gas se ve obligado a girar de la misma manera y da como resultado un movimiento relativista proyectado hacia nosotros al sur del agujero negro y lejos de nosotros al norte del agujero negro. Doppler impulsando y radiante hace el resto.

Como dice el periódico:

La ubicación del flujo máximo en el anillo está controlada por el giro del agujero negro: siempre se encuentra aproximadamente a 90 grados en sentido antihorario desde la proyección del vector de giro en el cielo.

Hay información reciente que merece una actualización de la respuesta (a pesar de la dificultad de escribir MathJax en mi teléfono). Lo he citado mínimamente, ya que no habría mejorado lo que estos científicos han publicado. Las ediciones anteriores permanecen debajo de esta adición.

En el documento " Medición del giro del agujero negro M87 desde su luz torcida observada " (16 de abril de 2019) por Fabrizio Tamburini, Bo Thidé y Massimo Della Valle, explican en la página 2:

... Las técnicas de imagen aplicadas a este conjunto de datos revelan la presencia de un anillo asimétrico con rotación en el sentido de las agujas del reloj y una estructura geométrica "creciente" que exhibe una clara depresión de brillo central. Esto indica una fuente dominada por la emisión de lentes que rodea la sombra del agujero negro.

Del análisis de los dos conjuntos de datos obtenemos los parámetros de asimetría $q_1$ = 1.417 para la época 1 $q_2$ = 1.369 para la época 2. Proporcionan una asimetría promedio en el espectro espiral de $\bar{q}$ = 1.393 ± 0.024 de acuerdo con el de nuestras simulaciones numéricas, $q_{num}$ = 1.375, de luz parcialmente incoherente emitida por el anillo de Einstein de un agujero negro de Kerr con $\boldsymbol{a} \textbf{~}\!$ 0.9 ± 0.1 , correspondiente a una energía rotacional [ 10 ] de 10 64$^{[10]}$$\textbf{10}{^\textbf{64}}\!$ ergio , que es comparable a la energía irradiada por los cuásares más brillantes (~ 500 billones de $\odot$ ) en una escala de tiempo Gyr (mil millones de años) , y la inclinación $i$ = 17 ° entre el chorro que se aproxima y la línea de visión, con los momentos angulares del flujo de acreción y del agujero negro anti-alineado, que muestra la rotación en sentido horario como se describe en la Ref. 5)

Este resultado está en buen acuerdo con los resultados del análisis de las imágenes de la tubería fiducial de gráficos de amplitud y fase para el 11 de abril de 2017 de DIFMAP con $q$ = 1.401, EHT $q$ = 1.361 y SMILI, $q$ = 1.319, [ 6 ] dando por eso día un valor promedio$^{[6]}$$\bar{q}$ = 1.360 que se desvía de 0.09 del valor de la época 2 estimado con TIE y$q$> 0 confirma la rotación en el sentido de las agujas del reloj. Los espectros espirales se informan en la figura 2.

Luego se determina el parámetro de rotación $a$ comparando los obtenidos por una interpolación lineal con el parámetro de asimetría $q$ de varios modelos, como se informa en el ejemplo numérico de la Tabla I para diferentes valores de inclinación y parámetros de rotación $i$ y $q$ . Los resultados se representan en la figura 1.

[1]Fabrizio Tamburini, Bo Thidé, Gabriel Molina-Terriza y Gabriele Anzolin, "Torcer la luz alrededor de agujeros negros giratorios", Nature Phys. 7, 195-197 (2011).
[4]EHT Collaboration et al., "Imaging the central supermassive black hole", Astrophys. J. Lett. 875, L4 (52) (2019), Primer Evento M87 Telescopio Horizon Resultados IV.
[5]EHT Collaboration et al., "Origen físico del anillo asimétrico", Astrophys. J. Lett. 875, L5 (31) (2019), Resultados del primer telescopio Horizon M87 Event V.
[6]EHT Collaboration et al., "La sombra y la masa del agujero negro central", Astrophys. J. Lett. 875, L6 (44) (2019), Resultados del primer telescopio Horizon M87 Event VI.
[10]Demetrios Christodoulou y Remo Ruffini, "Transformaciones reversibles de un agujero negro cargado", Phys. Rev. D 4, 3552-3555 (1971).
[29]Bin Chen, Ronald Kantowski, Xinyu Dai, Eddie Baron y Prasad Maddumage, "Algoritmos y programas para lentes gravitacionales fuertes en el espacio-tiempo de Kerr, incluida la polarización", Astrophys. J. Supl. 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$ está bien conservado, el método TIE puede mejorarse mediante adquisiciones de datos consecutivas del frente de onda, separadas por un intervalo de tiempo mucho más corto que un día y, por lo tanto, podría proporcionar una mejor información sobre la emisión de la fuente.

Ese documento contiene considerable información adicional e ilustraciones que vale la pena revisar. Gracias Jack R. Woods por el enlace que me llevó a la información anterior.

Edición anterior :

En el documento: " Resultados del primer telescopio Horizon del evento M87. V. Origen físico del anillo asimétrico ", (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, et al., En uno de varios artículos publicados recientemente, explican:

$\mathrm{PA}\approx 288^\circ ;$${\mathrm{PA}}_{\mathrm{FJ}}$ ), o hacia la derecha y ligeramente hacia arriba en la imagen.

La figura 5 de ese documento se incluye en la respuesta de Rob Jeffries.

La conclusión a la que llegan, en parte, es:

${r}_{{\rm{g}}}$de un agujero negro de Kerr, y que la estructura en forma de anillo de la imagen es generada por lentes gravitacionales fuertes y rayos Doppler. Los modelos predicen que la asimetría de la imagen depende del sentido del giro del agujero negro. Si esta interpretación es precisa, entonces el vector de rotación del agujero negro en M87 apunta lejos de la Tierra (el agujero negro gira en el sentido de las agujas del reloj en el cielo). Los modelos también predicen que hay un fuerte flujo de energía dirigido lejos de los polos del agujero negro, y que este flujo de energía está dominado electromagnéticamente. Si los modelos son correctos, entonces el motor central para el jet M87 es impulsado por la extracción electromagnética de energía libre asociada con el giro del agujero negro a través del proceso Blandford-Znajek ".

Primer borrador :

El artículo: " Inestabilidad ergoregional de objetos compactos exóticos: perturbaciones electromagnéticas y gravitacionales y el papel de la absorción ", (15 de febrero de 2019), por Elisa Maggio, Vitor Cardoso, Sam R. Dolan y Paolo Pani explica que esto se debe a la rotación superradiancia en la página 10:

$^{[43]}$
[43]

En el artículo " Superradiance ", (arriba) aunque considerablemente más largo, quizás mucho más accesible. En la página 38, donde explican el Proceso de Penrose , ofrecen un diagrama que probablemente facilita la comprensión de esto:

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

De la página 41:

"Figura 8: La analogía del carrusel del proceso de Penrose. Un cuerpo cae casi del reposo en un cilindro giratorio, cuya superficie se rocía con pegamento. En la superficie, el cuerpo se ve obligado a girar conjuntamente con el cilindro (análogo, por lo tanto, del BH ergosfera, la superficie más allá de la cual ningún observador puede permanecer estacionario con respecto al infinito. Los estados de energía negativos de la ergoregión son jugados por la energía potencial asociada con la superficie adhesiva. Si ahora la mitad del objeto (en rojizo) se separa de la primera medio (amarillento), alcanzará el infinito con más energía (cinética) de la que tenía inicialmente, extrayendo energía rotacional del sistema ".

Otro modelo más complicado, que se cree que va más allá de lo solicitado, de la página 46:

$^r _1$$^r_2$$^{[168, 169, 170, 171]}$$^r_1$$^r_2$$^r_1$$^{[172, 173]}$

[168]T. Piran y J. Shaham, "Límites superiores en los procesos de colisión de Penrose cerca de horizontes rotatorios de agujeros negros", Phys.Rev. D16 (1977) 1615-1635.

[169]T. Harada, H. Nemoto y U. Miyamoto, "Límites superiores de emisión de partículas por colisión y reacción de alta energía cerca de un agujero negro Kerr de rotación máxima", Phys.Rev. D86 (2012) 024027, arXiv: 1205.7088 [gr-qc].

[170]M. Bejger, T. Piran, M. Abramowicz y F. Hakanson, "Proceso de colisión de Penrose cerca del horizonte de agujeros negros extremos de Kerr", Phys.Rev.Lett. 109 (2012) 121101, arXiv: 1205.4350 [astro-ph.HE].

[171]O. Zaslavskii, "Sobre la energía de las colisiones de partículas cerca de los agujeros negros: efecto BSW versus proceso de Penrose", Phys.Rev. D86 (2012) 084030, arXiv: 1205.4410 [gr-qc].

[172] JD Schnittman, "Un límite superior revisado para la extracción de energía de un agujero negro de Kerr", arXiv: 1410.6446 [astro-ph.HE].

[173] E. Berti, R. Brito y V. Cardoso, "Desechos de energía ultraalta del proceso de colisión de Penrose", arXiv: 1410.8534 [gr-qc].

Hay un resumen en la página 170 (nada cerca del final del documento) que explica:

"En las teorías gravitacionales, la superradiancia está íntimamente conectada a la aceleración de las mareas, incluso a nivel newtoniano. Las teorías gravitacionales relativistas predicen la existencia de BHs, soluciones de vacío gravitacional cuyo horizonte de eventos se comporta como una membrana viscosa unidireccional. Esto permite que ocurra la superradiancia en los tiempos espaciales de BH , y para extraer energía del vacío incluso a nivel clásico. Cuando se tienen en cuenta los efectos semiclásicos, la superradiancia se produce también en configuraciones estáticas, como en el caso de la radiación de Hawking de un Schwarzschild BH.

La eficiencia de la dispersión superradiante de GW por un BH giratorio (Kerr) puede ser mayor al 100% y este fenómeno está profundamente conectado a otros mecanismos importantes asociados a los objetos compactos giratorios, como el proceso de Penrose, la inestabilidad ergoregional, el Blandford-Znajek efecto, y la inestabilidad del SFC. La superradiación rotacional puede ser difícil de observar en el laboratorio, pero su contraparte BH está asociada con una serie de efectos e inestabilidades interesantes, que pueden dejar una huella de observación. Hemos presentado un tratamiento unificado de los fenómenos superradiantes de BH, incluidos los BH cargados, las dimensiones superiores, los tiempos espaciales no asintóticamente planos, los modelos analógicos de gravedad y las teorías más allá de GR ".

Creo que estamos viendo uno de los efectos del disco de acreción girando a velocidades muy altas. Esto se llama emisión relativista , y ocurre porque las partículas (en este caso son importantes en el disco de acreción) que viajan a velocidades relativistas (por ejemplo, más de .2c), tienden a emitir preferentemente su radiación en un cono hacia la dirección del movimiento. .

Esto sugiere que la materia en la parte inferior de la imagen (las gotas más brillantes) están viajando hacia nosotros, y las partes más oscuras se están alejando. Dado que el agujero negro tiende a deformar la luz alrededor de sí mismo, no estoy seguro de la foto de la orientación del disco de acreción.