Un agujero negro de cerca: un modelo interactivo
Sobre el modelo
La luz que pasa cerca de un agujero negro se curva por su gravedad. Para cada punto de la pantalla, este modelo sigue un rayo de luz hacia atrás desde tu ojo, pasando junto al agujero negro, y averigua dónde empezó: en un disco delgado de gas caliente que gira alrededor del agujero negro, en una estrella muy lejana detrás de él o en ninguna parte, si el rayo cae dentro.
Qué ves
- La sombra — el centro oscuro, donde los rayos terminan dentro del agujero negro. Es 2,6 veces más ancha que el horizonte de sucesos, el límite del que nada puede escapar.
- La cara lejana del disco, arriba y abajo — la luz de la parte del disco que queda detrás del agujero negro se curva a su alrededor. Por encima ves la cara superior de la parte lejana; por debajo, su cara inferior.
- El anillo de fotones — el anillo fino y brillante en el borde de la sombra: luz que dio una o más vueltas alrededor del agujero negro antes de llegar hasta ti.
- Un lado más brillante — cerca de su borde interior, el gas se mueve a la mitad de la velocidad de la luz. En el lado que viene hacia ti su luz es más brillante y más azul; en el lado que se aleja, más tenue y más roja (efecto Doppler).
- Un centro más tenue y más rojo — la luz que escapa de la gravedad del agujero negro pierde energía (desplazamiento gravitacional al rojo).
- El borde interior — el gas no puede orbitar más cerca que tres veces el radio del horizonte. Dentro de ese límite cae en menos de una vuelta y casi no emite luz.
Cómo se calcula
Cada rayo sigue la trayectoria exacta de la luz alrededor de un agujero negro que no gira, según la relatividad general de Einstein (la solución de Schwarzschild). El disco es un disco delgado como lo describen Novikov y Thorne: su temperatura a cada distancia del centro sale de su fórmula, y es máxima a unos 4,8 radios del horizonte. El color de cada punto es el brillo de un gas a esa temperatura, desplazado por el efecto Doppler y por la gravedad. Cada anillo de gas gira a su propia velocidad orbital; el reloj marca la hora de un observador lejano, y la luz de las distintas partes del disco tarda tiempos distintos en llegar hasta ti.
Un agujero negro se ve igual con cualquier masa: uno más pesado es simplemente más grande y más lento. Por eso Sagitario A* y M87* dan la misma imagen; compara los tamaños y los tiempos en sus tarjetas.
Qué está simplificado
- El agujero negro no gira. No se ha medido bien la rapidez con que giran Sagitario A* y M87*; un agujero negro en rotación tendría una sombra ligeramente achatada y un disco que llegaría más cerca.
- La temperatura es una elección nuestra: unos 5000 K en el punto más caliente, algo menos que la superficie del Sol, para que el disco brille en luz visible: blanco y amarillo donde está más caliente, naranja y rojo donde está más frío.
- Los verdaderos Sagitario A* y M87* no tienen un disco brillante como este. Absorben poco gas, y lo que captó el Event Horizon Telescope es luz de radio de gas tenue y caliente a su alrededor; el anillo brillante de esas imágenes procede de la misma curvatura de la luz. Discos como este brillan alrededor de agujeros negros que se alimentan deprisa, como los cuásares, y son más calientes.
- Las vetas del disco son inventadas para que puedas ver cómo se mueve el gas; cada anillo de gas gira a su velocidad real. El disco se muestra hasta 14 radios del horizonte; más lejos continuaría, más frío y más tenue.
- Las estrellas del fondo también son inventadas, pero su luz se curva de la misma manera.
Fuentes
- Sagitario A*: masa de 4,30 millones de masas solares y distancia de 8277 pársecs (27.000 años luz) — GRAVITY Collaboration, «Mass distribution in the Galactic Center based on interferometric astrometry of multiple stellar orbits», A&A 657, L12 (2022). Anillo de 51,8 ± 2,3 microsegundos de arco — Event Horizon Telescope Collaboration, ApJL 930, L12 (2022).
- M87*: masa de 6,5 ± 0,7 miles de millones de masas solares, distancia de 16,8 megapársecs (55 millones de años luz), anillo de 42 ± 3 microsegundos de arco — Event Horizon Telescope Collaboration, «First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole», ApJL 875, L1 (2019).
- El disco: I. D. Novikov y K. S. Thorne, en Black Holes (Les Houches, 1973); D. N. Page y K. S. Thorne, «Disk-Accretion onto a Black Hole. I. Time-Averaged Structure of Accretion Disk», ApJ 191, 499 (1974).
- Colores del gas incandescente: funciones de igualación de color CIE 1931, ajustadas por C. Wyman, P.-P. Sloan y P. Shirley, JCGT 2(2), 1 (2013).