Un buco nero da vicino: un modello interattivo

La luce che passa vicino a un buco nero viene deviata dalla sua gravità. Per ogni punto dello schermo questo modello segue un raggio di luce all'indietro dal tuo occhio, oltre il buco nero, e trova dove è partito: su un sottile disco di gas caldo che gira attorno al buco nero, su una stella lontana dietro di esso, oppure da nessuna parte — se il raggio cade dentro.

Cosa vedi

• L'ombra — il centro scuro, dove i raggi finiscono dentro il buco nero. È 2,6 volte più larga dell'orizzonte degli eventi, il confine da cui nulla esce.
• Il lato lontano del disco, sopra e sotto — la luce della parte del disco dietro il buco nero viene piegata attorno ad esso. Sopra vedi la faccia superiore del lato lontano, sotto la sua faccia inferiore.
• L'anello di fotoni — il sottile anello luminoso al bordo dell'ombra: luce che ha girato attorno al buco nero una o più volte prima di raggiungerti.
• Un lato più luminoso — vicino al bordo interno il gas si muove alla metà della velocità della luce. Sul lato che si avvicina a te la sua luce è più brillante e più blu; sul lato che si allontana, più debole e più rossa (effetto Doppler).
• Un centro più debole e più rosso — la luce che risale dalla gravità del buco nero perde energia (spostamento gravitazionale verso il rosso).
• Il bordo interno — il gas non può girare più vicino di tre volte il raggio dell'orizzonte. Più all'interno cade dentro in meno di un giro e non emette quasi luce.

Come viene calcolato

Ogni raggio segue il percorso esatto della luce attorno a un buco nero che non ruota, secondo la relatività generale di Einstein (la soluzione di Schwarzschild). Il disco è un disco sottile come lo descrivono Novikov e Thorne: la sua temperatura a ogni distanza dal centro viene dalla loro formula, ed è massima a circa 4,8 raggi dell'orizzonte. Il colore di ogni punto è il bagliore del gas a quella temperatura, spostato dall'effetto Doppler e dalla gravità. Ogni anello di gas gira alla propria velocità orbitale; l'orologio mostra il tempo di un osservatore lontano, e la luce delle diverse parti del disco impiega tempi diversi per raggiungerti.

Un buco nero ha lo stesso aspetto a qualsiasi massa: uno più pesante è solo più grande e più lento. Per questo Sagittarius A* e M87* danno la stessa immagine — confronta le dimensioni e i tempi nelle loro schede.

Che cosa è semplificato

• Il buco nero non ruota. La velocità di rotazione di Sagittarius A* e M87* non è misurata bene; un buco nero rotante avrebbe un'ombra leggermente schiacciata e un disco che arriva più vicino.
• La temperatura è una nostra scelta: circa 5000 K nel punto più caldo, un po' meno della superficie del Sole, così che il disco brilli nella luce visibile — bianco e giallo dove è più caldo, arancione e rosso dove è più freddo.
• Il vero Sagittarius A* e il vero M87* non hanno un disco luminoso come questo. Assorbono poco gas, e ciò che l'Event Horizon Telescope ha ripreso è luce radio del gas sottile e caldo attorno a loro; l'anello luminoso in quelle immagini nasce dalla stessa deviazione della luce. Dischi come questo brillano attorno ai buchi neri che si nutrono in fretta, come i quasar — e sono più caldi.
• Le striature sul disco sono inventate perché si veda il gas muoversi; ogni anello di gas gira alla sua velocità reale. Il disco è mostrato fino a 14 raggi dell'orizzonte; più lontano continuerebbe, più freddo e più debole.
• Anche le stelle sullo sfondo sono inventate, ma la loro luce viene deviata allo stesso modo.

Fonti

• Sagittarius A*: massa di 4,30 milioni di Soli e distanza di 8277 parsec (27.000 anni luce) — GRAVITY Collaboration, «Mass distribution in the Galactic Center based on interferometric astrometry of multiple stellar orbits», A&A 657, L12 (2022). Anello di 51,8 ± 2,3 microsecondi d'arco — Event Horizon Telescope Collaboration, ApJL 930, L12 (2022).
• M87*: massa di 6,5 ± 0,7 miliardi di Soli, distanza di 16,8 megaparsec (55 milioni di anni luce), anello di 42 ± 3 microsecondi d'arco — Event Horizon Telescope Collaboration, «First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole», ApJL 875, L1 (2019).
• Il disco: I. D. Novikov & K. S. Thorne, in Black Holes (Les Houches, 1973); D. N. Page & K. S. Thorne, «Disk-Accretion onto a Black Hole. I. Time-Averaged Structure of Accretion Disk», ApJ 191, 499 (1974).
• Colori del gas incandescente: funzioni colorimetriche CIE 1931, nell'approssimazione di C. Wyman, P.-P. Sloan & P. Shirley, JCGT 2(2), 1 (2013).