Yakından bir kara delik: etkileşimli bir model

Bir kara deliğin yakınından geçen ışık, kütleçekimiyle bükülür. Bu model ekrandaki her nokta için gözünüzden geriye doğru bir ışık ışınını izler, kara deliğin yanından geçirir ve nereden başladığını bulur: kara deliğin çevresinde dönen ince bir sıcak gaz diskinden, çok gerisindeki bir yıldızdan ya da hiçbir yerden — ışın içine düşüyorsa.

Ne görüyorsunuz

• Gölge — ışınların kara deliğin içinde bittiği karanlık orta kısım. Olay ufkunun, yani hiçbir şeyin kaçamadığı sınırın 2,6 katı genişliktedir.
• Diskin uzak tarafı, yukarıda ve aşağıda — diskin kara deliğin gerisindeki bölümünden gelen ışık onun çevresinde bükülür. Üstten uzak tarafın üst yüzünü, alttan alt yüzünü görürsünüz.
• Foton halkası — gölgenin kenarındaki ince parlak halka: size ulaşmadan önce kara deliğin çevresinde bir ya da daha fazla kez dolanmış ışık.
• Bir yanı daha parlak — iç kenarına yakın gaz ışık hızının yarısıyla hareket eder. Size doğru gelen tarafta ışığı daha parlak ve daha mavidir; uzaklaşan tarafta daha sönük ve daha kırmızı (Doppler etkisi).
• Daha sönük, daha kırmızı bir orta — kara deliğin kütleçekiminden tırmanarak çıkan ışık enerji kaybeder (kütleçekimsel kırmızıya kayma).
• İç kenar — gaz ufkun yarıçapının üç katından daha yakında dönemez. Bunun içinde bir turda içeri düşer ve neredeyse hiç ışık vermez.

Nasıl hesaplanır

Her ışın, dönmeyen bir kara deliğin çevresindeki ışığın kesin yolunu izler; bu, Einstein'ın genel görelilik kuramından gelir (Schwarzschild çözümü). Disk, Novikov ve Thorne'un tarif ettiği ince bir disktir: merkezden her uzaklıktaki sıcaklığı onların formülünden gelir, en sıcak yeri yaklaşık 4,8 ufuk yarıçapındadır. Her noktanın rengi, o sıcaklıktaki gazın parıltısıdır; Doppler etkisi ve kütleçekimi ile kaydırılmıştır. Her gaz halkası kendi yörünge hızıyla döner; saat uzaktaki bir gözlemcinin zamanını gösterir ve diskin farklı bölümlerinden gelen ışığın size ulaşması farklı zaman alır.

Bir kara delik her kütlede aynı görünür: daha ağır olan yalnızca daha büyük ve daha yavaştır. Yay A* ile M87*'ın aynı resmi vermesinin nedeni budur — kartlarındaki boyutları ve süreleri karşılaştırın.

Neler basitleştirildi

• Kara delik dönmez. Yay A* ve M87*'ın ne kadar hızlı döndüğü iyi ölçülmemiştir; dönen bir kara deliğin gölgesi biraz yassı olur ve diski daha yakına kadar uzanır.
• Sıcaklık bizim seçimimizdir: en sıcak noktada yaklaşık 5.000 K, Güneş'in yüzeyinden biraz daha serin; böylece disk görünür ışıkta parlar — en sıcak yerde beyaz ve sarı, daha serin yerde turuncu ve kırmızı.
• Gerçek Yay A* ve M87*'ın bunun gibi parlak bir diski yoktur. Az gaz alırlar ve Olay Ufku Teleskobu'nun görüntülediği, çevrelerindeki ince, sıcak gazdan gelen radyo ışığıdır; o görüntülerdeki parlak halka da aynı ışık bükülmesinden gelir. Bunun gibi diskler, kuasarlar gibi hızlı beslenen kara deliklerin çevresinde parlar — ve daha sıcaktırlar.
• Diskteki çizgiler gazın hareketini görebilmeniz için uydurulmuştur; her gaz halkası gerçek hızıyla döner. Disk 14 ufuk yarıçapına kadar gösterilir; daha uzakta daha serin ve daha sönük olarak devam ederdi.
• Arkadaki yıldızlar da uydurmadır, ama ışıkları aynı şekilde bükülür.

Kaynaklar

• Yay A*: kütle 4,30 milyon Güneş ve uzaklık 8.277 parsek (27.000 ışık yılı) — GRAVITY İşbirliği, “Mass distribution in the Galactic Center based on interferometric astrometry of multiple stellar orbits”, A&A 657, L12 (2022). Halka 51,8 ± 2,3 mikroyay saniyesi — Olay Ufku Teleskobu İşbirliği, ApJL 930, L12 (2022).
• M87*: kütle 6,5 ± 0,7 milyar Güneş, uzaklık 16,8 megaparsek (55 milyon ışık yılı), halka 42 ± 3 mikroyay saniyesi — Olay Ufku Teleskobu İşbirliği, “First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole”, ApJL 875, L1 (2019).
• Disk: I. D. Novikov ve K. S. Thorne, Black Holes içinde (Les Houches, 1973); D. N. Page ve K. S. Thorne, “Disk-Accretion onto a Black Hole. I. Time-Averaged Structure of Accretion Disk”, ApJ 191, 499 (1974).
• Parlayan gazın renkleri: CIE 1931 renk eşleştirme işlevleri, C. Wyman, P.-P. Sloan ve P. Shirley'nin yaklaştırmasıyla, JCGT 2(2), 1 (2013).