Een zwart gat van dichtbij: een interactief model

Licht dat vlak langs een zwart gat gaat, wordt door de zwaartekracht gebogen. Voor elk punt van het scherm volgt dit model een lichtstraal terug vanaf je oog, voorbij het zwarte gat, en zoekt waar hij begon: op een dunne schijf van heet gas rond het zwarte gat, op een ster ver erachter, of nergens — als de straal erin valt.

Wat je ziet

• De schaduw — het donkere midden, waar stralen in het zwarte gat eindigen. Hij is 2,6 keer zo breed als de waarnemingshorizon, de grens waaruit niets kan ontsnappen.
• De achterkant van de schijf, boven en onder — licht van het deel van de schijf achter het zwarte gat wordt eromheen gebogen. Over de bovenkant zie je de bovenzijde van de achterkant, onder de onderkant de onderzijde.
• De fotonenring — de dunne heldere ring aan de rand van de schaduw: licht dat één keer of vaker om het zwarte gat heen ging voordat het jou bereikte.
• Eén kant helderder — vlak bij de binnenrand beweegt het gas met de halve lichtsnelheid. Aan de kant die op je af komt is het licht helderder en blauwer; aan de kant die wegdraait zwakker en roder (het dopplereffect).
• Een zwakker, roder midden — licht dat uit de zwaartekracht van het zwarte gat klimt, verliest energie (gravitationele roodverschuiving).
• De binnenrand — gas kan niet dichterbij cirkelen dan drie keer de straal van de horizon. Daarbinnen valt het binnen één omloop naar binnen en geeft het bijna geen licht.

Hoe het wordt berekend

Elke straal volgt het exacte pad van licht rond een zwart gat dat niet draait, uit Einsteins algemene relativiteitstheorie (de Schwarzschild-oplossing). De schijf is een dunne schijf zoals beschreven door Novikov en Thorne: de temperatuur op elke afstand van het centrum komt uit hun formule, het heetst op ongeveer 4,8 horizonstralen. De kleur van elk punt is de gloed van gas bij die temperatuur, verschoven door het dopplereffect en door de zwaartekracht. Elke gasring draait met zijn eigen baansnelheid; de klok toont de tijd van een waarnemer ver weg, en het licht van verschillende delen van de schijf doet er verschillend lang over om je te bereiken.

Een zwart gat ziet er bij elke massa hetzelfde uit: een zwaarder gat is gewoon groter en langzamer. Daarom geven Sagittarius A* en M87* hetzelfde beeld — vergelijk de groottes en tijden op hun kaarten.

Wat is vereenvoudigd

• Het zwarte gat draait niet. Hoe snel Sagittarius A* en M87* draaien is niet goed gemeten; een draaiend zwart gat zou een iets afgeplatte schaduw hebben en een schijf die dichterbij reikt.
• De temperatuur is onze keuze: ongeveer 5.000 K op het heetste punt, iets koeler dan het oppervlak van de zon, zodat de schijf in zichtbaar licht gloeit — wit en geel waar hij het heetst is, oranje en rood waar hij koeler is.
• De echte Sagittarius A* en M87* hebben geen heldere schijf zoals deze. Ze nemen weinig gas op, en wat de Event Horizon Telescope in beeld bracht is radiolicht van dun, heet gas eromheen; de heldere ring op die beelden komt van dezelfde buiging van licht. Schijven als deze gloeien rond zwarte gaten die snel voeden, zoals quasars — en ze zijn heter.
• De strepen op de schijf zijn verzonnen zodat je het gas kunt zien bewegen; elke gasring draait met zijn ware snelheid. De schijf wordt getoond tot 14 horizonstralen; verder naar buiten zou hij doorgaan, koeler en zwakker.
• De sterren erachter zijn ook verzonnen, maar hun licht wordt op dezelfde manier gebogen.

Bronnen

• Sagittarius A*: massa 4,30 miljoen zonnen en afstand 8.277 parsec (27.000 lichtjaar) — GRAVITY Collaboration, “Mass distribution in the Galactic Center based on interferometric astrometry of multiple stellar orbits”, A&A 657, L12 (2022). Ring 51,8 ± 2,3 microboogseconden — Event Horizon Telescope Collaboration, ApJL 930, L12 (2022).
• M87*: massa 6,5 ± 0,7 miljard zonnen, afstand 16,8 megaparsec (55 miljoen lichtjaar), ring 42 ± 3 microboogseconden — Event Horizon Telescope Collaboration, “First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole”, ApJL 875, L1 (2019).
• De schijf: 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).
• Kleuren van gloeiend gas: CIE 1931 color matching functions, zoals gefit door C. Wyman, P.-P. Sloan & P. Shirley, JCGT 2(2), 1 (2013).