Czarna dziura z bliska: model interaktywny

Światło przechodzące blisko czarnej dziury jest zakrzywiane przez jej grawitację. Dla każdego punktu ekranu ten model śledzi promień światła wstecz od twojego oka, obok czarnej dziury, i sprawdza, skąd się wziął: z cienkiego dysku gorącego gazu krążącego wokół czarnej dziury, z gwiazdy daleko za nią albo znikąd — jeśli promień wpada do środka.

Co widzisz

• Cień — ciemny środek, w którym promienie kończą bieg wewnątrz czarnej dziury. Jest 2,6 razy szerszy niż horyzont zdarzeń, granica, zza której nic się nie wydostaje.
• Dalsza strona dysku, powyżej i poniżej — światło z części dysku za czarną dziurą jest zakrzywiane wokół niej. Nad górą widzisz górną powierzchnię dalszej strony, pod dołem jej spód.
• Pierścień fotonowy — cienki jasny pierścień na brzegu cienia: światło, które okrążyło czarną dziurę raz lub więcej, zanim do ciebie dotarło.
• Jedna strona jaśniejsza — przy wewnętrznym brzegu gaz porusza się z połową prędkości światła. Po stronie, która zbliża się do ciebie, jego światło jest jaśniejsze i bardziej niebieskie; po stronie oddalającej się — słabsze i bardziej czerwone (efekt Dopplera).
• Słabszy, bardziej czerwony środek — światło wydostające się z pola grawitacyjnego czarnej dziury traci energię (grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni).
• Wewnętrzny brzeg — gaz nie może krążyć bliżej niż trzy promienie horyzontu. Wewnątrz tej granicy spada do środka w ciągu jednego obiegu i prawie nie daje światła.

Jak to jest liczone

Każdy promień podąża dokładną drogą światła wokół nieobracającej się czarnej dziury, według ogólnej teorii względności Einsteina (rozwiązanie Schwarzschilda). Dysk to cienki dysk w opisie Novikova i Thorne’a: jego temperatura na każdej odległości od środka pochodzi z ich wzoru, najwyższa w odległości około 4,8 promienia horyzontu. Kolor każdego punktu to blask gazu o tej temperaturze, przesunięty przez efekt Dopplera i przez grawitację. Każdy pierścień gazu krąży ze swoją prędkością orbitalną; zegar pokazuje czas odległego obserwatora, a światło z różnych części dysku dociera do ciebie w różnym czasie.

Czarna dziura wygląda tak samo przy każdej masie: cięższa jest po prostu większa i wolniejsza. Dlatego Sagittarius A* i M87* dają ten sam obraz — porównaj rozmiary i czasy na ich kartach.

Co jest uproszczone

• Czarna dziura się nie obraca. Jak szybko obracają się Sagittarius A* i M87*, nie jest dobrze zmierzone; obracająca się czarna dziura miałaby nieco spłaszczony cień i dysk sięgający bliżej.
• Temperatura jest naszym wyborem: około 5000 K w najgorętszym punkcie, trochę mniej niż na powierzchni Słońca, żeby dysk świecił w świetle widzialnym — biało i żółto tam, gdzie jest najgorętszy, pomarańczowo i czerwono tam, gdzie chłodniejszy.
• Prawdziwe Sagittarius A* i M87* nie mają takiego jasnego dysku. Pochłaniają mało gazu, a to, co sfotografował Teleskop Horyzontu Zdarzeń, to światło radiowe z rzadkiego, gorącego gazu wokół nich; jasny pierścień na tych obrazach pochodzi z tego samego zakrzywienia światła. Takie dyski świecą wokół czarnych dziur, które szybko się żywią, na przykład kwazarów — i są gorętsze.
• Smugi na dysku są wymyślone, żeby było widać, jak gaz się porusza; każdy pierścień gazu obraca się ze swoją prawdziwą prędkością. Dysk jest pokazany do 14 promieni horyzontu; dalej ciągnąłby się, chłodniejszy i słabszy.
• Gwiazdy w tle też są wymyślone, ale ich światło jest zakrzywiane w ten sam sposób.

Źródła

• Sagittarius A*: masa 4,30 mln mas Słońca i odległość 8277 parseków (27 000 lat świetlnych) — GRAVITY Collaboration, „Mass distribution in the Galactic Center based on interferometric astrometry of multiple stellar orbits”, A&A 657, L12 (2022). Pierścień 51,8 ± 2,3 mikrosekundy łuku — Event Horizon Telescope Collaboration, ApJL 930, L12 (2022).
• M87*: masa 6,5 ± 0,7 mld mas Słońca, odległość 16,8 megaparseka (55 mln lat świetlnych), pierścień 42 ± 3 mikrosekundy łuku — Event Horizon Telescope Collaboration, „First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole”, ApJL 875, L1 (2019).
• Dysk: I. D. Novikov i K. S. Thorne, w Black Holes (Les Houches, 1973); D. N. Page i K. S. Thorne, „Disk-Accretion onto a Black Hole. I. Time-Averaged Structure of Accretion Disk”, ApJ 191, 499 (1974).
• Kolory świecącego gazu: funkcje dopasowania barw CIE 1931 w przybliżeniu C. Wymana, P.-P. Sloana i P. Shirleya, JCGT 2(2), 1 (2013).