Um buraco negro de perto: um modelo interativo
Sobre o modelo
A luz que passa perto de um buraco negro é desviada pela gravidade dele. Para cada ponto da tela, este modelo segue um raio de luz de volta a partir do seu olho, passando pelo buraco negro, e descobre onde ele começou: em um disco fino de gás quente que gira em torno do buraco negro, em uma estrela bem distante atrás dele, ou em lugar nenhum — se o raio cai nele.
O que você vê
- A sombra — o centro escuro, onde os raios terminam dentro do buraco negro. Ela tem 2,6 vezes a largura do horizonte de eventos, a fronteira da qual nada escapa.
- O lado distante do disco, acima e abaixo — a luz da parte do disco que está atrás do buraco negro é curvada ao redor dele. Por cima, você vê a face superior do lado distante; por baixo, a face inferior.
- O anel de fótons — o anel fino e brilhante na borda da sombra: a luz que deu uma ou mais voltas em torno do buraco negro antes de chegar até você.
- Um lado mais brilhante — perto da borda interna, o gás se move à metade da velocidade da luz. No lado que vem na sua direção, a luz dele é mais brilhante e mais azulada; no lado que se afasta, mais fraca e mais avermelhada (o efeito Doppler).
- Um centro mais fraco e mais avermelhado — a luz que sobe para fora da gravidade do buraco negro perde energia (desvio gravitacional para o vermelho).
- A borda interna — o gás não consegue girar mais perto do que três vezes o raio do horizonte. Dentro desse limite, ele cai antes de completar uma volta e quase não emite luz.
Como é calculado
Cada raio segue o caminho exato da luz ao redor de um buraco negro que não gira, segundo a relatividade geral de Einstein (a solução de Schwarzschild). O disco é um disco fino, como descrito por Novikov e Thorne: a temperatura dele em cada distância do centro vem da fórmula deles, com o máximo a cerca de 4,8 raios do horizonte. A cor de cada ponto é o brilho do gás nessa temperatura, deslocado pelo efeito Doppler e pela gravidade. Cada anel de gás gira na sua própria velocidade orbital; o relógio mostra a hora de um observador distante, e a luz de diferentes partes do disco leva tempos diferentes para chegar até você.
Um buraco negro tem a mesma aparência com qualquer massa: um mais pesado é apenas maior e mais lento. É por isso que Sagitário A* e M87* dão a mesma imagem — compare os tamanhos e os tempos nos cartões de cada um.
O que foi simplificado
- O buraco negro não gira. A velocidade de rotação de Sagitário A* e de M87* não é bem medida; um buraco negro em rotação teria uma sombra ligeiramente achatada e um disco que chega mais perto.
- A temperatura é uma escolha nossa: cerca de 5.000 K no ponto mais quente, um pouco menos que a superfície do Sol, para que o disco brilhe na luz visível — branco e amarelo onde é mais quente, laranja e vermelho onde é mais frio.
- O Sagitário A* e o M87* de verdade não têm um disco brilhante como este. Eles absorvem pouco gás, e o que o Event Horizon Telescope registrou em imagem é a luz de rádio do gás fino e quente ao redor deles; o anel brilhante nessas imagens vem do mesmo desvio da luz. Discos como este brilham ao redor de buracos negros que se alimentam rápido, como os quasares — e são mais quentes.
- As listras no disco são inventadas para que você veja o gás se mover; cada anel de gás gira na sua velocidade real. O disco é mostrado até 14 raios do horizonte; mais longe ele continuaria, mais frio e mais fraco.
- As estrelas ao fundo também são inventadas, mas a luz delas é desviada do mesmo jeito.
Fontes
- Sagitário A*: massa de 4,30 milhões de Sóis e distância de 8.277 parsecs (27.000 anos-luz) — GRAVITY Collaboration, “Mass distribution in the Galactic Center based on interferometric astrometry of multiple stellar orbits”, A&A 657, L12 (2022). Anel de 51,8 ± 2,3 microssegundos de arco — Event Horizon Telescope Collaboration, ApJL 930, L12 (2022).
- M87*: massa de 6,5 ± 0,7 bilhões de Sóis, distância de 16,8 megaparsecs (55 milhões de anos-luz), anel de 42 ± 3 microssegundos de arco — Event Horizon Telescope Collaboration, “First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole”, ApJL 875, L1 (2019).
- O disco: I. D. Novikov & K. S. Thorne, em 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).
- Cores do gás incandescente: funções de correspondência de cores CIE 1931, conforme o ajuste de C. Wyman, P.-P. Sloan & P. Shirley, JCGT 2(2), 1 (2013).