¿Por qué los agujeros negros no aparecen de color negro en las imágenes de galaxias tomadas del HST?

Una galaxia gigante típica, como la que proporcionaste en la imagen, tiene un radio de algo así como$10\;\rm kpc$(kilopársec -$1\;\rm pc \approx 3.2\;ly$).

Un agujero negro supermasivo alojado en tal galaxia tiene una masa de algo así como$10^6-10^9\;\rm M_\odot$(masa solar,$1\;\rm M_\odot \approx 2\times10^{30}\; kg$). Los monstruosos agujeros negros de miles de millones de masas solares solo se encuentran en elípticas particularmente grandes; la galaxia en su foto probablemente alberga una de alrededor de uno a unos pocos millones de masas solares. El radio del horizonte de tal agujero negro será del orden del radio de Schwarzschild , por lo que:

Entonces, el agujero negro supermasivo es algo así como 100 mil millones de veces más pequeño en radio que la galaxia, mucho, MUCHO más pequeño que un píxel en una imagen como la que muestras.

Además, hay muchas estrellas en la región central de una galaxia y muchas estarán cerca (o más o menos enfrente) del agujero negro, sin mencionar las nubes de gas intragaláctico que pueden oscurecer la vista del agujero negro.

Dicho esto, se está volviendo posible usar interferometría de línea de base muy larga para tomar "fotos" de un par de agujeros negros cercanos. No creo que haya imágenes exitosas todavía, pero probablemente obtengamos algunas en los próximos 3 años usando el Event Horizon Telescope . Una predicción de lo que se verá:

La formación de la imagen es bastante complicada (el documento que enlazo más adelante brinda muchos detalles sangrientos si está interesado). Primero, tenga en cuenta que esto es en "color falso", el color indica la intensidad de la radiación de azul (bajo) a blanco (alto). Los fotones provienen de un disco de gas caliente ("disco de acreción") que se espera que se encuentre cerca de muchos agujeros negros. Los de la imagen son los que se acercan al agujero negro, pero no entran en él. Debido a la curvatura del espacio-tiempo, los fotones pueden orbitar el agujero y acumularse en estas "órbitas de fotones". Las órbitas ocurren a unos pocos radios de Schwarzschild del agujero. Las órbitas no son estables, por lo que algunos fotones finalmente se sumergen en el agujero, mientras que otros escapan, estos son los de la imagen. La fuerte asimetría en la imagen (mientras tú' d esperar que un BH sea muy simétrico) se debe al hecho de que la fuente de luz (el disco de acreción) no es esféricamente simétrico, y solo aproximadamente axialmente simétrico: puede estar deformado, tener puntos brillantes y oscuros, etc. El lado de la imagen es más brillante porque normalmente un lado se proyecta de manera relativista hacia nosotros mientras que el otro se proyecta hacia afuera. Esto es lo más cercano a un agujero negro que "se ve negro" como es probable que tengamos. Hay fotones orbitando a través de la "cara" del agujero en la imagen, pero ninguno llega desde esa dirección, por lo que el agujero aparece negro en la imagen. Un lado de la imagen es más brillante porque, por lo general, un lado se proyectará relativistamente hacia nosotros mientras que el otro se alejará. Esto es lo más cercano a un agujero negro que "se ve negro" como es probable que tengamos. Hay fotones orbitando a través de la "cara" del agujero en la imagen, pero ninguno llega desde esa dirección, por lo que el agujero aparece negro en la imagen. Un lado de la imagen es más brillante porque, por lo general, un lado se proyectará relativistamente hacia nosotros mientras que el otro se alejará. Esto es lo más cercano a un agujero negro que "se ve negro" como es probable que tengamos. Hay fotones orbitando a través de la "cara" del agujero en la imagen, pero ninguno llega desde esa dirección, por lo que el agujero aparece negro en la imagen.

Un artículo que disfruté particularmente leyendo sobre los aspectos más teóricos de estas imágenes de agujeros negros: Probando el teorema sin cabello con observaciones del telescopio del horizonte de eventos de Sagitario A * . Incluye más imágenes simuladas a resoluciones más parecidas a las que lograremos de manera realista con el EHT.