Astronomía

¿Qué define el plano de un disco de acreción alrededor de un agujero negro?

¿Qué define el plano de un disco de acreción alrededor de un agujero negro?


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La pregunta: ¿Sabemos en qué ángulo mirará el Event Horizon Telescope el disco de acreción de Sagitario A *? sobre cuán cerca del borde estaríamos viendo cualquier disco de acreción alrededor del agujero negro en el centro de nuestra galaxia, y la excelente respuesta de @ Zephyr debe estar pensando en la geometría y el momento angular.

Si bien el vector de momento angular de un agujero negro probablemente reflejará el de toda la materia que cayó en él, ¿el plano de cualquier disco de acreción alrededor de un agujero negro reflejaría la del agujero negro? plano ecuatorial actual, o un plano definido por la rotación de cualquier material que esté cayendo sobre él?

Otra forma de formular esta pregunta podría ser proponer un experimento de Gedanke increíblemente improbable. Si inserto un agujero negro en el centro de un disco de material giratorio de modo que el eje del agujero negro estaba en el plano del disco de material en lugar de ser paralelo a su eje de rotación, ¿un disco de acreción bien definido lo formaría todo y, de ser así, qué determinaría la orientación de ese plano?


Déjame darte una respuesta basada en mi comprensión intuitiva de la cosa ...

Condiciones iniciales

El movimiento inicial del disco de acreción está definido por los objetos que caen en él, la masa del agujero negro y su giro, por supuesto.

Si toma la situación en la que una sola estrella cae sobre un agujero negro silencioso, la acumulación aparecerá a lo largo de la órbita del objeto que cae.

Crédito: NASA, S. Gezari (The Johns Hopkins University, Baltimore, Md.), A. Rest (Space Telescope Science Institute, Baltimore, Md.) Y R. Chornock (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Ma. ) y en vivo en youtube…

Equilibrio en un núcleo galáctico activo

Ahora, a largo plazo, si constantemente llega materia adicional, al principio pensé que pensaría

  • el impulso del disco de acreción se intercambiará con el del agujero negro a través del proceso de Penrose,

  • El impulso de la materia que cae reflejará el impulso general de la galaxia anfitriona, especialmente si la galaxia es una espiral.


¿Qué define el plano de un disco de acreción alrededor de un agujero negro? - Astronomía

El espectro de rayos X producido por un disco de acreción alrededor de un agujero negro está influenciado notablemente por los cambios Doppler, los cambios gravitacionales al rojo y el efecto de la lente gravitacional. Estas influencias pueden describirse mediante una "función de transferencia", que se pliega en cualquier espectro asumido emitido en la superficie del disco para obtener el espectro observado en varios lugares alejados del disco. Este artículo formula una función de transferencia de este tipo y la tabula para los agujeros negros de Kerr de aIM = 0 y 0,9981. La función de transferencia depende en gran medida del ángulo polar del observador: un observador cerca del plano del disco ve que la radiación de sus regiones internas calientes está menos desplazada al rojo y que subtiende un ángulo sólido mayor que un observador cerca del eje polar del disco. En consecuencia, el observador ecuatorial ve un espectro mucho más duro a altas energías que el observador polar. Este efecto es más pronunciado para los agujeros negros de mayor momento angular. Encabezados de materias: agujeros negros - gravitación - relatividad - fuentes de rayos X


Event Horizon Telescope traza campos magnéticos alrededor de un agujero negro

Hace casi dos años, el equipo del Event Horizon Telescope llamó la atención del mundo con una primera imagen impresionante de las regiones interiores alrededor de un agujero negro supermasivo. Ahora el equipo está compartiendo nuevos conocimientos a partir de sus observaciones sin precedentes.

El objetivo de un telescopio gigante

Las observaciones de EHT de M87 tomadas durante 4 días revelaron un anillo asimétrico y brillante al norte y al este a la izquierda. [EHT Collaboration et al 2019]

¿Por qué apuntar a M87 *? Este agujero negro está relativamente cerca, es enorme (¡6.500 millones de masas solares!) Y no varía demasiado rápido. Es más, M87 * es la fuente de un espectacular jet de 5000 años luz de duración.

Buscando Lanzamiento

Los chorros se producen cuando se arroja material en acumulación desde los polos de un agujero negro supermasivo a velocidades increíbles, pero los medios por los que se lanzan, aceleran y moldean, e incluso cómo emiten luz, siguen siendo preguntas abiertas.

¿Podría M87 ayudarnos a comprender mejor estos fenómenos dramáticos? El equipo de EHT ha lanzado dos nuevas y emocionantes publicaciones que brindan información adicional sobre el entorno cercano a M87 *, de donde proviene su jet.

El agujero negro supermasivo de M87 y # 8217 produce un chorro colimado, visible en esta imagen del Hubble. Su contra-chorro no se ve porque los efectos relativistas hacen que el chorro que se aleja parezca menos brillante. [El equipo de Hubble Heritage (STScI / AURA) y NASA / ESA]

Una dimensión añadida

Cuando el EHT observó M87 * en 2017, no solo capturó los datos que llevaron a las imágenes de intensidad total que todos hemos visto, sino que también capturó información sobre el polarización de la luz observada.

Cuando la luz es emitida por plasma magnetizado caliente, se polariza linealmente: el campo magnético deja una huella en la dirección en que oscilan las ondas electromagnéticas. A medida que la luz viaja, esta polarización puede girar o mezclarse a medida que se mueve a través de la materia magnetizada.

La dirección y la cantidad de polarización que finalmente observamos de una fuente como M87 *, si se desenreda y analiza adecuadamente, revela información sobre la estructura de los campos magnéticos y las propiedades del plasma cerca de este agujero negro.

Qué encontramos y qué significa

Mapas de polarización de M87 * capturados por el EHT en 4 días diferentes. Las marcas muestran la dirección y fracción de polarización. [EHT Collaboration et al. 2021]

  1. El anillo de emisión alrededor del agujero negro presenta polarización, pero la fracción de polarización es relativamente baja.
    Esto confirma la imagen de un plasma magnetizado caliente en las regiones internas alrededor del agujero negro, e indica que la polarización está alterada dentro de la región de emisión, en escalas más pequeñas de lo que el telescopio puede resolver.
  2. En las 4 observaciones diferentes que abarcan aproximadamente una semana, la polarización evoluciona.
    Se esperan estos cambios a lo largo del tiempo y, aunque el equipo no los analiza aquí, es probable que esta evolución nos ayude a restringir aún más los modelos en el futuro.
  3. En todas las observaciones, el patrón de polarización es en gran parte azimutal, envolviendo el agujero negro.
    Esto es importante: esta direccionalidad impone límites significativos a los modelos que pueden describir de manera factible la estructura de los campos magnéticos y el flujo de acreción inmediatamente alrededor del agujero negro.

¿Un flujo MAD?

Los autores comparan los mapas de polarización observados para M87 * con una galería de 72.000 instantáneas de simulaciones numéricas que sondean 120 modelos diferentes del flujo de acreción y el chorro. Las estrictas restricciones de las observaciones de polarización e intensidad del EHT reducen drásticamente el conjunto de modelos factibles, lo que sugiere que los alrededores de M87 * se describen mejor mediante un modelo llamado disco detenido magnéticamente (MAD).

Esquema que ilustra el modelo MAD, visto desde dentro del plano del disco de acreción alrededor de un agujero negro. Las líneas del campo magnético poloidal se apilan cerca del agujero negro, empujando hacia atrás la materia que cae. [Narayan y col. 2003]

Con posibles modelos en la mano, los autores concluyen usándolos para estimar las propiedades del plasma alrededor de M87 * y la tasa de acreción en este agujero negro supermasivo, encontrando que probablemente se esté acumulando alrededor de una masa de Júpiter cada año.

Mirando hacia el futuro

Está claro que todavía hay mucho que podemos aprender de las primeras observaciones del EHT, y con observaciones y análisis de seguimiento, podemos continuar usando M87 * como laboratorio para explorar los agujeros negros supermasivos y sus flujos y chorros de acreción.

Es más, sabemos que el EHT todavía está trabajando para crear imágenes de nuestro propio agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea, Sgr A *. Si tiene éxito, este esfuerzo proporcionará una visión complementaria de un agujero negro supermasivo algo más silencioso. ¡EHT continúa iluminando nuestra perspectiva sobre los agujeros negros!

Para obtener más información, puede ver la colección completa de resultados de EHT en el ApJL problema de enfoque:
Céntrese en los resultados del primer telescopio Event Horizon

Citación

“Resultados VII del primer telescopio Event Horizon M87: Polarización del anillo”, EHT Collaboration et al 2021 ApJL 910 L12. doi: 10.3847 / 2041-8213 / abe71d
“Resultados VIII del primer telescopio de horizonte de eventos M87: Estructura del campo magnético cerca del horizonte de eventos”, EHT Collaboration et al 2021 ApJL 910 L13. doi: 10.3847 / 2041-8213 / abe4de


¿Qué define el plano de un disco de acreción alrededor de un agujero negro? - Astronomía

La película muestra un disco de acreción turbulento que rodea un agujero negro no giratorio (Schwarzschild), visto por un observador distante. Durante la secuencia, la cámara se mueve desde una vista de frente (i = 1 grado) del disco a un ángulo casi de borde (i = 80 grados). Los efectos relativistas de la radiación y la flexión de la luz se hacen cada vez más evidentes en inclinaciones más altas.

Animación que muestra la aparición prevista de un disco turbulento alrededor de un agujero negro de Schwarzschild visto por un observador distante en un ángulo de inclinación de 80 grados, es decir, casi de canto. La gráfica de la parte inferior derecha muestra el perfil de emisión de línea desde el disco, asumiendo que la línea es excitada localmente por la emisión de disco predicha.

Como arriba, excepto que el disco se ve con una inclinación menos extrema de 30 grados.

Campo magnético azimutal medio en el plano r-z

Película de campo toroidal promediado azimutalmente (1,3 Mb, mpeg)

Detalles técnicos
Las animaciones se derivan de simulaciones magnetohidrodinámicas globales de acumulación de disco en un potencial pseudo-newtoniano (Paczynski y Wiita 1980). El objetivo principal de las simulaciones es investigar la variabilidad predicha de la acumulación de agujeros negros. Los modelos son tridimensionales pero verticalmente no estratificados e isotérmicos, y se calculan en coordenadas cilíndricas utilizando el código ZEUS MHD a una resolución de 288 (phi) x 192 (r) x 48 (z) puntos de malla. Calculamos la "emisión" en el marco de descanso del disco usando varias prescripciones ligeramente diferentes, pero en todos los casos la suposición básica es que la tensión magnética local traza regiones de alta disipación.

Para hacer las imágenes y calcular la curva de luz, calculamos el mapeo entre la emisión del cuadro en reposo y la vista por un observador distante (la "función de transferencia"), utilizando un método de trazado de rayos que modela los efectos relativistas relevantes. Debido al alto desplazamiento Doppler cerca de la órbita marginalmente estable, hay una fuerte corrección K que altera la apariencia detallada de las imágenes dependiendo del espectro supuesto de la fuente. Hemos asumido un espectro de ley de potencias con un índice de -1 al construir las películas que se muestran arriba.

Las películas muestran aproximadamente la mitad de los datos de simulación analizados en el documento y no tienen en cuenta el tiempo de vuelo diferente de los fotones de diferentes regiones del disco de acreción, aunque este efecto es incluido en nuestros cálculos de curvas de luz y espectros de potencia. Tampoco hemos intentado visualizar el desplazamiento al rojo de diferentes partes del disco: nuestros intentos de hacer esto no se han visto muy bien.


Baila alrededor del agujero negro

Un agujero negro giratorio arrastra el espacio-tiempo curvo a su alrededor y hace que la materia cercana baile. Esto se manifiesta por las oscilaciones de flujo de rayos X cuasi-periódicas por encima de 200 keV de un chorro relativista más cercano al agujero negro.

Cuota

Copia el enlace

La historia de Insight-HXMT comenzó en 1993, hace casi treinta años. El profesor Ti-Pei Li y el profesor Mei Wu propusieron por primera vez el concepto de Insight-HXMT, y muchos científicos contribuyeron con los mejores días de sus vidas para hacer que avanzara. Todo esfuerzo tiene su recompensa. Insight-HXMT se lanzó con éxito el 15 de junio de 2017, finalmente, como el primer satélite astronómico de rayos X de China. Fue nombrado Insight-HXMT en memoria del Prof. Ze-Hui He, el fundador de la astrofísica de alta energía en China, quien hizo los mejores esfuerzos posibles para impulsar la aprobación del proyecto. Pero, lamentablemente, falleció el año en que se financió oficialmente Insight-HXMT. Ahora Insight-HXMT funciona sin problemas durante más de tres años y ha observado más de 70 fuentes de rayos X.

El satélite Insight-HXMT y el equipo de investigación antes del lanzamiento (Crédito: El equipo Insight-HXMT)

Como el León en los pastizales, Insight-HXMT es un cazador hambriento en el cielo de rayos X. Escanea el plano galáctico y monitorea los transitorios de rayos X para atrapar y disfrutar de "sabrosas presas". MAXI J1820 + 070 es una de sus muchas presas, que fue descubierta por MAXI en marzo de 2018 y es un binario de agujero negro en nuestra galaxia. El agujero negro se despertó después de un largo período de inactividad y estaba brillando en el cielo, tan brillante como 5 Nebulosas del Cangrejo. Frente a una fuente tan "atractiva", Insight-HXMT no nos defraudó. Insight-HXMT observó la fuente más de 140 veces utilizando sus tres herramientas "afiladas": el telescopio de rayos X de baja energía (LE, 1-15 keV), el telescopio de rayos X de energía media (ME, 10-30 keV) y el telescopio de rayos X de alta energía (HE, 20-250 keV). LE puede observar la emisión del cuerpo negro del disco de acreción alrededor del agujero negro, y HE tiene el área efectiva más grande por encima de 30 keV y puede monitorear la radiación del plasma caliente, mientras que ME une la banda de energía entre LE y HE.

Esquema en órbita de Insight-HXMT (Crédito: El equipo de Insight-HXMT)

Usando las observaciones de Insight-HXMT, definitivamente observamos algunas señales de modulación cuasi-periódicas en las curvas de luz de MAXI J1820 + 070. Las modulaciones son bien conocidas como oscilación cuasiperiódica de baja frecuencia (QPO). Aunque los QPO de baja frecuencia se descubrieron en la década de 1980, su origen aún no se conocía bien. Quizás se originen por las oscilaciones causadas por la inestabilidad del disco de acreción, o pueden provenir de las modulaciones producidas por la oscilación o precesión de la región coronal emisora ​​de rayos X cercana al agujero negro. Antes de la era de Insight-HXMT, los satélites de rayos X solo podían detectar y estudiar QPO de baja frecuencia por debajo de 30 keV, por lo que era difícil probar estos modelos. Insight-HXMT, por el contrario, tiene un amplio rango de energía efectiva de 1-250 keV y tiene el área efectiva más grande por encima de 30 keV. Por lo tanto, después del lanzamiento de Insight-HXMT, esperábamos que detectara QPO ricos de baja frecuencia por encima de 30 keV y, por lo tanto, pudiera probar completamente los modelos anteriores.

La siguiente historia confirmó nuestras expectativas. Detectamos un QPO de baja frecuencia por encima de 100 keV en el agujero negro MAXI J1535-571 en 2017. ¡Esta vez, la energía de detección se extiende por encima de 200 keV! ¡Es el QPO de baja frecuencia de mayor energía jamás encontrado! La gran noticia se difundió rápidamente a través del grupo de investigación Insight-HXMT. Pero cuando nos calmamos de la emoción, lo que encontramos es cómo explicar el origen del QPO de alta energía y baja frecuencia. Obviamente, no puede provenir de la región de radiación térmica del disco de acreción, ya que la energía es demasiado alta. Además, la frecuencia y la amplitud de variabilidad del QPO son casi constantes en diferentes bandas de energía, y el QPO de alta energía precede al de baja energía con una diferencia de tiempo máxima de 0,9 s. Por lo tanto, la oscilación o precesión de la región coronal emisora ​​de rayos X enfrentaría desafíos considerables para explicar la QPO. Finalmente, toda la evidencia apunta al hecho de que el QPO proviene de la precesión de un chorro y el chorro está cerca del horizonte de eventos del agujero negro. Cuando un agujero negro arrastra el espacio-tiempo circundante, el chorro se desplaza a su alrededor, como un bailarín que baila alrededor de un pilar. El QPO por encima de 200 keV proviene del chorro relativista más cercano al agujero negro, mientras que el de baja energía se produce en una parte del chorro alejada del agujero negro.

El chorro de alta velocidad baila alrededor del agujero negro, haciendo que el QPO de baja frecuencia.

Los chorros son corrientes de materia de alta velocidad que se mueven a una velocidad cercana a la de la luz. Se han observado muchos chorros en binarios de agujeros negros y cuásares distantes que albergan agujeros negros supermasivos (millones a decenas de miles de millones de masas solares) en las bandas de radio, óptica y rayos X. Los chorros son una característica de observación importante de los sistemas de agujeros negros, y son el medio principal por el cual los agujeros negros influyen en el entorno circundante a través de la retroalimentación al tragar materia cercana. Sin embargo, estos chorros están lejos de los agujeros negros. Por lo general, se encuentran a una distancia de más de un millón de veces el radio del horizonte de eventos del agujero negro. Tan lejos del agujero negro, el efecto relativista general es insignificante. Por lo tanto, no está claro dónde se generan estos chorros, qué tan lejos están de los agujeros negros, cómo escapan del fuerte campo gravitacional de los agujeros negros y cómo se aceleran a una velocidad cercana a la velocidad de la luz. El descubrimiento de Insight-HXMT es particularmente importante porque es la primera vez que se encuentra un chorro a solo cientos de kilómetros de un agujero negro (varias veces el horizonte de eventos del agujero negro). Como el chorro relativista más cercano observado en un agujero negro hasta ahora, el hallazgo es de gran importancia para estudiar los efectos relativistas y la generación del chorro.

Insight-HXMT detectará más QPO de alta energía y baja frecuencia en el futuro, y la aventura de Insight-HXMT aún se está desarrollando.

El artículo completo (Descubrimiento de oscilaciones por encima de 200 keV en un binario de rayos X de agujero negro con Insight-HXMT) por X. Ma et al. está disponible en https://www.nature.com/articles/s41550-020-1192-2, y el video para mostrar la precesión del jet está disponible en https://www.nature.com/articles/s41550- 020-1192-2 # Sec12.

Lian Tao

Profesor asociado, Instituto de Física de Altas Energías, Academia de Ciencias de China


Los múltiples modos de acreción de un agujero negro

La acreción & # 8212 el flujo interno de materia sobre un objeto compacto & # 8212 es omnipresente. Ocurre en todas partes, desde los protoplanetas hasta los agujeros negros que alimentan los núcleos galácticos activos y los quásares. Debido a que la materia posee cierto momento angular, el gas que cae se arremolinará alrededor del objeto central, chocará consigo mismo y formará un disco. La estructura de tales discos aún no se comprende completamente, y se dedica una gran cantidad de investigación a desentrañar sus detalles en todos los lugares donde ocurren.

Se logró un gran progreso después de 1973, cuando Nikolai Shakura y Rashid Sunyaev propusieron una receta simple para la viscosidad del gas en un disco de acreción de agujero negro. Esto completó las ecuaciones de la estructura y condujo a un modelo de un disco que es verticalmente delgado e irradia como un cuerpo negro a cada distancia del acretor. Estos discos delgados o & # 8220alpha & # 8221, después del parámetro introducido por Shakura y Sunyaev, se han utilizado con éxito para modelar la acreción en enanas blancas, estrellas de neutrones y muchos agujeros negros. ¡Su artículo es uno de los artículos más citados en toda la astrofísica, con más de 4000 citas arbitradas en el ADS de la NASA!

La acreción en los agujeros negros difiere de otros objetos porque los agujeros negros tienen horizontes de eventos, en lugar de superficies duras como las enanas blancas o las estrellas de neutrones. La energía se puede perder en el horizonte y nunca irradiarse, lo que lleva a una amplia gama de otras estructuras potenciales además de los discos delgados.

En los años posteriores al trabajo de Shakura y Sunyaev, se encontraron dos casos importantes en los que se rompe alguna aproximación del modelo de disco delgado. En un artículo de 1988, Marek Abramowicz y compañía describen una solución en la que el disco alrededor del agujero negro es tan denso que la radiación se reabsorbe en el disco. El flujo se vuelve mucho más denso y parte de la radiación queda atrapada en el material que cae en el agujero negro.

En el extremo opuesto, en 1994, Ramesh Narayan e Insu Yi encontraron una solución en la que el gas del disco no libera energía de manera eficiente. En la rama de acumulación más lenta de esta solución, el material se hincha y, aunque el gas está muy caliente, permanece escaso y tenue. Estos & # 8220 flujos de acreción dominados por la advección & # 8221 (ADAF) son un modelo potencial para algunos de los agujeros negros muy tenues en los centros de las galaxias, incluso en el centro de la Vía Láctea.

Tener todas estas soluciones diferentes es genial (y hay incluso más), excepto que cada una se describe mediante un conjunto diferente de aproximaciones. Además, es probable que los agujeros negros cambien de modo de vez en cuando. En el artículo que se analiza hoy, los autores simulan discos de acreción alrededor de los agujeros negros y descubren que pueden reproducir los tres flujos de acreción cambiando solo la densidad del flujo.

Configuración de simulación

Los autores han escrito un código que resuelve numéricamente las ecuaciones de la radiación magnetohidrodinámica (RMHD). En otras palabras, resuelven un conjunto de ecuaciones diferenciales parciales que describen la radiación, los campos magnéticos y la dinámica de fluidos.

Como siempre, no es posible simular la realidad a la perfección, por lo que se realizan varias aproximaciones. El más importante es que se supone que el flujo es simétrico alrededor del eje de rotación del disco y # 8217. Esta es una suposición común y razonable y es importante para que el problema se pueda resolver. ¡Resolver para dos dimensiones es mucho más fácil que resolver para tres! Además asumen que el flujo es simétrico a través del plano ecuatorial. El gas que cruzaría el avión simplemente rebota. Finalmente, para resolver de manera eficiente la radiación,
hacen la aproximación de difusión limitada por flujo. Básicamente, la densidad de energía de la radiación se difunde a una velocidad limitada por la rapidez con la que la radiación se puede dispersar a través del gas.

Para capturar los efectos relativistas generales, los autores aproximan la gravedad del agujero negro y la gravedad # 8217 a través del potencial de Paczynski-Wiita. Este es un ajuste bastante bueno para el potencial alrededor de un agujero negro, pero solo describe un agujero negro no giratorio. Los modelos no pueden capturar ningún efecto debido al giro del agujero negro, que se cree que es importante para la formación de chorros de agujero negro.

La simulación comienza con una dona de material a una distancia igual a 40 veces el radio del horizonte de eventos. Los autores permiten que el flujo evolucione sin efectos de la radiación durante algunos períodos orbitales antes de encender la radiación. Debido a que el campo magnético describe la naturaleza viscosa del fluido, el único parámetro libre que se espera que haga una diferencia cualitativa, suponiendo que el gas es ideal, es la densidad del gas.

Resultados

Figura 2 de Ohsuga y Mineshige 2011: Estructura promediada en el tiempo de los tres modelos producidos por las simulaciones. Las regiones sombreadas muestran la densidad normalizada del gas entrante. Las líneas gruesas son líneas de corriente para las salidas. (Este gráfico es ilustrativo: las simulaciones están en dos dimensiones, no en tres, y solo se calculan en un lado del ecuador).

A pesar de todas las aproximaciones, la simulación produce tres flujos de acreción distintos para diferentes opciones de densidad. Sus modelos A, B y C, que se muestran en la figura 2 del artículo (reproducido arriba), corresponden a los parámetros de densidad 1, 10 -4 y 10 -8 g.cm -3.

En el modelo A, el disco es geométricamente grueso y está dominado por la presión de radiación. Este modelo se asemeja mucho a los modelos de Abramowicz et al mencionados anteriormente. El flujo solo se acelera realmente hacia el agujero negro cuando está muy cerca del horizonte de eventos. Curiosamente, este modelo impulsa un chorro fuerte, impulsado por la intensa radiación y mantenido unido por el campo magnético. Esto es diferente de otros modelos de chorro que se basan en el giro del agujero negro o la presión magnética.

El modelo B es geométricamente delgado y radiativamente eficiente, correspondiente a los discos tradicionales de Shakura-Sunyaev. Los autores utilizan sus simulaciones para calcular la eficiencia de acreción (es decir, la cantidad de energía liberada por unidad de masa acumulada). También encuentran que el disco está truncado en aproximadamente 7 veces el radio del horizonte de eventos y # 8217s. Curiosamente, estos dos números están bastante cerca de las predicciones teóricas, pero esto no se menciona.

Finalmente, en el modelo C, el gas es demasiado escaso para irradiar de manera eficiente y se hincha, lo que hace que el agujero negro capture muy poca masa. La parte en forma de disco es tan gruesa como en el modelo A, y para liberar energía, hay un fuerte flujo de salida, esta vez impulsado por el campo magnético. Este flujo tenue y difuso es muy similar a los flujos descritos por Narayan y Yi.

Discusión

Los autores discuten sus modelos con gran detalle y continúan considerándolos a la luz de una variedad de propiedades de observación. Finalmente notan algunos efectos que sus simulaciones no pueden capturar, pero el hecho es que al variar solo un parámetro, pueden producir tres modos principales de acreción de agujeros negros. Aunque la estructura cuantitativa detallada no coincide perfectamente con la teoría, esto parece un gran paso para unificar nuestra comprensión de la acumulación de agujeros negros.


¿Qué define el plano de un disco de acreción alrededor de un agujero negro? - Astronomía

¿Por qué los discos de acreción alrededor de los agujeros negros son planos?

Hay dos razones básicas por las que los discos de acreción pueden ser planos:

  1. El material que alimenta el disco de acreción generalmente proviene del gas que está orbitando el agujero negro y, por lo tanto, ya se encuentra en un plano plano, y
  2. El disco de acreción puede enfriarse de manera eficiente, por lo que no tiene mucho exceso de calor que pueda hacer que el gas se expanda fuera del plano en el que comienza.

Estos dos puntos se analizan más adelante.

Con respecto a (1), en el caso de los agujeros negros de masa estelar (es decir, un agujero negro que evolucionó de una estrella normal), el material que ingresa al disco de acreción generalmente proviene de una estrella compañera que está en órbita alrededor del agujero negro. En el caso de los agujeros negros supermasivos en los centros de las galaxias, por otro lado, el material generalmente proviene de gas que está en órbita alrededor del centro de la galaxia. Entonces, en ambos casos, la materia tiene un momento angular, es decir, se mueve alrededor del agujero negro central en una dirección particular, y la fuerza de la gravedad lo hace girar en un círculo en un plano particular. La gravedad tenderá a tirar de cualquier material "por encima" o "por debajo" de este plano hacia el plano, y una vez que está en el plano, la gravedad no puede empujarlo fácilmente hacia el agujero negro porque la mayor parte de la fuerza gravitacional se utiliza para balancear el material. alrededor en un círculo. Por tanto, el resultado final es un disco de acreción plano que se extiende a grandes distancias desde el agujero negro.

Sin embargo, esa no es toda la historia. Incluso si el material en un disco de acreción comienza en un plano, puede expandirse fuera de ese plano si está lo suficientemente caliente. Esto se debe al simple hecho de que un gas caliente tiene más presión que uno frío, por lo que a medida que se calienta, contrarresta la fuerza de gravedad que lo empuja hacia abajo hasta el plano plano y, por lo tanto, se expande. Por lo tanto, un disco que puede enfriarse de manera eficiente (mediante la irradiación de gran parte de su energía en forma de luz) seguirá siendo delgado, y esto es cierto para algunos de los discos de acreción que vemos en la naturaleza. Sin embargo, también vale la pena señalar que algunos discos de acreción en realidad están relativamente gruesas, porque no pueden enfriar de manera eficiente. Esto puede suceder cuando la mayor parte de la energía en el disco de acreción está retenida por protones en lugar de electrones, ya que los protones tienen más dificultades para emitir luz que los electrones. También puede suceder cuando hay una gran cantidad de material fluyendo hacia el disco. Este material lleva mucha energía consigo, y esa energía hace que el disco se caliente y se expanda.

Esta página se actualizó por última vez el 27 de junio de 2015.

Sobre el Autor

Dave Rothstein

Dave es un ex estudiante de posgrado e investigador postdoctoral en Cornell que utilizó observaciones de rayos X e infrarrojos y modelos informáticos teóricos para estudiar la acumulación de agujeros negros en nuestra galaxia. También hizo la mayor parte del desarrollo de la versión anterior del sitio.


¿Qué define el plano de un disco de acreción alrededor de un agujero negro? - Astronomía

La emisión de línea de un disco de acreción y un punto caliente en rotación alrededor de un agujero negro en rotación se consideran para posibles firmas del efecto de arrastre de fotogramas. Comparamos explícitamente los perfiles de línea integrados de un disco geométricamente delgado sobre un agujero negro de Schwarzschild y un extremo de Kerr, y mostramos que las diferencias de perfil de línea son pequeñas si el radio interno del disco está cerca o por encima del límite de órbita estable de Schwarzschild de radio 6GM / c 2. Sin embargo, si el radio del disco interno se extiende por debajo de este límite, como es posible en el espacio-tiempo extremo de Kerr, las diferencias pueden volverse significativas, especialmente si la emisividad del disco es más fuerte cerca de las regiones internas. Demostramos que los primeros tres momentos de un perfil de línea definen un espacio tridimensional en el que la presencia de material en radios pequeños se vuelve cuantitativamente evidente en amplias clases de modelos de disco. En el contexto del paradigma del disco delgado simple, este esquema de mapeo de momentos sugiere formalmente que la línea de hierro detectada por la misión Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics de MCG -6-30-15 (Tanaka et al.) Es

Es 3 veces más probable que se origine en un disco alrededor de un agujero negro en rotación que en un sistema de Schwarzschild. Una detección estadísticamente significativa de la rotación del agujero negro de esta manera se puede lograr después de solo mejoras modestas en la calidad de los datos. También consideramos las curvas de luz y los cambios de frecuencia en la emisión de la línea como una función del tiempo para los puntos calientes de rotación en geometrías extremas de Kerr y Schwarzschild. El perfil de desplazamiento de frecuencia es una medida valiosa de los parámetros orbitales y posiblemente podría usarse para detectar el arrastre de la trama incluso en radios cercanos a 6GM / c 2 si el ángulo de inclinación del plano orbital es grande. La curva de luz de un punto caliente también muestra diferencias, aunque estas también son pronunciadas solo en ángulos de inclinación grandes.


¿Qué define el plano de un disco de acreción alrededor de un agujero negro? - Astronomía

¿Por qué los discos de acreción alrededor de los agujeros negros son planos?

Hay dos razones básicas por las que los discos de acreción pueden ser planos:

  1. El material que alimenta el disco de acreción generalmente proviene del gas que está orbitando el agujero negro y, por lo tanto, ya se encuentra en un plano plano, y
  2. El disco de acreción puede enfriarse de manera eficiente, por lo que no tiene mucho exceso de calor que pueda hacer que el gas se expanda fuera del plano en el que comienza.

Estos dos puntos se analizan más adelante.

Con respecto a (1), en el caso de los agujeros negros de masa estelar (es decir, un agujero negro que evolucionó de una estrella normal), el material que ingresa al disco de acreción generalmente proviene de una estrella compañera que está en órbita alrededor del agujero negro. En el caso de los agujeros negros supermasivos en los centros de las galaxias, por otro lado, el material generalmente proviene de gas que está en órbita alrededor del centro de la galaxia. Entonces, en ambos casos, la materia tiene un momento angular, es decir, se mueve alrededor del agujero negro central en una dirección particular, y la fuerza de la gravedad lo hace girar en un círculo en un plano particular. La gravedad tenderá a tirar de cualquier material "por encima" o "debajo" de este plano hacia el plano, y una vez que está en el plano, la gravedad no puede empujarlo fácilmente hacia el agujero negro porque la mayor parte de la fuerza gravitacional se utiliza para balancear el material. alrededor en un círculo. Por tanto, el resultado final es un disco de acreción plano que se extiende a grandes distancias desde el agujero negro.

However, that is not the whole story. Even if material in an accretion disk starts off in a flat plane, it can expand out of that plane if it is hot enough. This is due to the simple fact that a hot gas has more pressure than a cold one, so as it heats up, it will counteract the force of gravity pulling it down to the flat plane and therefore expand. A disk that can cool efficiently (through radiating away a lot of its energy in the form of light) will therefore remain thin, and this is true for some of the accretion disks we see in nature. However, it's also worth pointing out that some accretion disks actually are relatively thick, because they are not able to cool efficiently. This can happen when most of the energy in the accretion disk is held by protons rather than electrons, since protons have a harder time emitting light than electrons. It can also happen when there is a large amount of material flowing into the disk. This material carries a lot of energy with it, and that energy causes the disk to heat up and expand.

This page was last updated June 27, 2015.

Sobre el Autor

Dave Rothstein

Dave is a former graduate student and postdoctoral researcher at Cornell who used infrared and X-ray observations and theoretical computer models to study accreting black holes in our Galaxy. He also did most of the development for the former version of the site.


1 Answer 1

This is due to gravitational lensing which distorts the apparent visual shape of what is really just a disk in the equatorial plane. You can see a page here that gives some code for creating images using ray-tracing of light rays in curved spacetime, which offers a more schematic diagram of the visual appearance of a disk around a black hole (with a checkerboard pattern on it for clarity):

In this Q&A with Kip Thorne, he gives some background on how they created the images, indicating that they used a more sophisticated technique than ray-tracing:

I had been seen many years ago an image of an accretion disk with gravitational lensing that Jean-Pierre Luminet in France had made. I had sort of forgotten about it, but when I first saw the gravitationally lensed accretion disk that you actually see in the movie, it was a mixture of amazement on one hand and recognition that “Yes I do remember seeing something like that, years ago.” And a bit of awe and excitement that this team at Double Negative had just taken the equations I had given them — they don’t just use ray tracing, they propagate ray bundles or light beams — they’d used light beam propagation equations, laid down their own accretion disk based on artistic models based on astrophysicist’s stuff, and come back to me with a full-blown image of the sort you see in the movie. I was really impressed and gratified that they pulled it off and was so pleased with how it looked.

They didn't simulate all the optical effects that would be seen though--the physicist mentioned above, Jean-Pierre Luminet, comments in a facebook post here that the Interstellar image doesn't include "the strong Doppler and gravitational spectral shifts induced by the rotation of the disk at relativistic speed", and that after commenting about this he got a message from Kip Thorne saying that "The doppler shift was left out of the images, because (as you showed long ago) it makes the disk highly asymmetric, and much harder for a mass audience to grasp." Thorne also comments on this in the above Q&A:

I discuss [all of the compromises] that I’m aware of in the book. One example is in the accretion disk around “Gargantua,” the black hole, where if you put in the Doppler shift, one side of the disk is moving towards you and the other side away, that changes the colors from blue on one side to red on the other, that’s probably ok, fine, but it changes the brightness so that one side is far brighter and the other is far dimmer than the other, and by the time you’ve done that, a general audience is going to be totally baffled by what they’re looking at. So a conscious decision was made to leave out the Doppler shift and have an accretion disk that has the right shape but not the right lopsidedness.

Luminet also links to his original 1979 paper on the visual appearance of a black hole with a thin accretion disk, and also gives this image "computed by J.A.Marck in the 1990's" which does take into account the Doppler shift, as you can see it's a bit less cinematic:

I also found this video linked to and explained in this reddit post, showing a schematic image of what it would look like to fly by a black hole with an accretion disk at relativistic speeds. The color scheme is artificial, different colors represent different light intensities.