¿Por qué hay áreas brillantes desiguales en esta foto del agujero negro?

No, no estás viendo la forma del disco de acreción. Aunque su plano es casi el de la imagen, es mucho más grande y más tenue que el anillo que se ve. La razón de esta asimetría se debe casi en su totalidad al haz Doppler y al aumento de la radiación que surge en la materia que viaja a velocidades relativistas muy cerca del agujero negro. Esto, a su vez, está controlado casi por completo por la orientación del giro del agujero negro . El agujero negro barre material y campos magnéticos casi independientemente de la orientación de cualquier disco de acreción.

Las imágenes a continuación del quinto documento del telescopio del horizonte de eventos aclaran las cosas.

La flecha negra indica la dirección de giro del agujero negro. La flecha azul indica la rotación inicial del flujo de acreción. El chorro de M87 es más o menos este-oeste (proyectado en la página), pero el lado derecho apunta hacia la Tierra. Se supone que el vector de espín del agujero negro está alineado (o antialineado) con este.

Las dos gráficas de la izquierda muestran concordancia con las observaciones. Lo que tienen en común es que el vector de giro del agujero negro está mayormente dentro de la página (anti-alineado con el chorro). El gas se ve obligado a rotar de la misma manera y da como resultado un movimiento relativista proyectado hacia nosotros al sur del agujero negro y alejándose de nosotros al norte del agujero negro. Doppler boosting and beaming hace el resto.

Como dice el papel:

la ubicación del flujo máximo en el anillo está controlada por el giro del agujero negro: siempre se encuentra aproximadamente a 90 grados en sentido contrario a las agujas del reloj desde la proyección del vector de giro en el cielo.

Hay información reciente que merece una actualización de la respuesta (a pesar de la dificultad de escribir MathJax en mi teléfono). He citado mínimamente ya que no habría mejorado lo que estos científicos han publicado. Las ediciones anteriores permanecen debajo de esta adición.

En el artículo " Medida del giro del agujero negro M87 a partir de su luz torcida observada " (16 de abril de 2019) de Fabrizio Tamburini, Bo Thidé y Massimo Della Valle, explican en la página 2:

... Las técnicas de imagen aplicadas a este conjunto de datos revelan la presencia de un anillo asimétrico con rotación en el sentido de las agujas del reloj y una estructura geométrica de "media luna" que exhibe una clara depresión de brillo central. Esto indica una fuente dominada por la emisión de lentes que rodea la sombra del agujero negro.

Del análisis de los dos conjuntos de datos obtenemos los parámetros de asimetría$q_1$= 1.417 para la época 1 y$q_2$= 1.369 para la época 2. Dan una asimetría promediada en el espectro espiral de$\bar{q}$= 1.393±0.024 de acuerdo con nuestras simulaciones numéricas,$q_{num}$= 1,375, de luz parcialmente incoherente emitida por el anillo de Einstein de un agujero negro de Kerr con$\boldsymbol{a} \textbf{~}\!$ 0.9±0.1 , correspondiente a una energía rotacional$^{[10]}$de$\textbf{10}{^\textbf{64}}\!$ erg , que es comparable a la energía radiada por los cuásares más brillantes (~ 500 billones$\odot$) en una escala de tiempo de Gyr (mil millones de años) , y la inclinación$i$= 17 ° entre el chorro que se aproxima y la línea de visión, con los momentos angulares del flujo de acreción y del agujero negro antialineados, mostrando una rotación en el sentido de las agujas del reloj como se describe en la Ref. 5.

Este resultado está en buen acuerdo con los resultados del análisis de las imágenes fiduciales de la tubería de los gráficos de amplitud y fase para el 11 de abril de 2017 de DIFMAP con$q$= 1,401, EHT$q$= 1.361 y SMILI,$q$= 1.319,$^{[6]}$dando para ese día un valor promedio$\bar{q}$= 1.360 que se desvía de 0.09 del valor de época 2 estimado con TIE y$q$> 0 confirma la rotación en el sentido de las agujas del reloj. Los espectros espirales se muestran en la Fig. 2.

Luego se determina el parámetro de rotación.$a$comparando los obtenidos por una interpolación lineal con el parámetro de asimetría$q$de varios modelos, como se reporta en el ejemplo numérico de la Tabla I para diferentes valores de los parámetros de inclinación y rotación$i$y$q$. Los resultados se muestran en la figura 1.

[1]Fabrizio Tamburini, Bo Thidé, Gabriel Molina-Terriza y Gabriele Anzolin, “Torsión de la luz alrededor de agujeros negros giratorios”, Nature Phys. 7, 195–197 (2011).
[4]EHT Collaboration et al., "Imagen del agujero negro supermasivo central", Astrophys. J. Lett. 875, L4(52) (2019), Primeros resultados del telescopio M87 Event Horizon IV.
[5]EHT Collaboration et al., "Origen físico del anillo asimétrico", Astrophys. J. Lett. 875, L5(31) (2019), Primeros resultados del telescopio de horizonte de eventos M87 V.
[6]EHT Collaboration et al., “La sombra y la masa del agujero negro central”, Astrophys. J. Lett. 875, L6(44) (2019), Primeros resultados del telescopio M87 Event Horizon VI.
[10]Demetrios Christodoulou y Remo Ruffini, "Transformaciones reversibles de un agujero negro cargado", Phys. Rev. D 4, 3552–3555 (1971).
[29]Bin Chen, Ronald Kantowski, Xinyu Dai, Eddie Baron y Prasad Maddumage, "Algoritmos y programas para lentes gravitacionales fuertes en el espacio-tiempo de Kerr, incluida la polarización", Astrophys. J. suplemento Ser. 218, 4 (2015).

Cifras:

Figura 1. Resultados experimentales . Componentes de campo a lo largo de la dirección del observador y espectros espirales obtenidos con el método TIE para época 1 y época 2. La asimetría entre la$m$= 1 y$m$= −1 componentes en ambos espectros espirales revela la rotación del agujero negro en M87. También indica que el vórtice electromagnético reconstruido a partir del análisis TIE de las intensidades de campo EM extraídas de la temperatura de brillo en un ancho de banda de frecuencia finito tiene componentes a lo largo de la dirección de propagación hacia el observador que son compatibles con lentes torcidas de un agujero negro con$a$= 0,9±0,1 girando en el sentido de las agujas del reloj con el espín apuntando en dirección opuesta a la Tierra y un anillo de Einstein con un radio gravitacional$R_g$= 5, como lo indica un análisis EHT dominado por emisión incoherente. Para todos los días, los diámetros de las características del anillo abarcan el rango estrecho de 38 a 44 µ-segundos de arco y la temperatura máxima de brillo observada del anillo es$T$∼ 6×10$^9$k$^{[6]}$Los otros componentes ($x$y$y$) del campo EM derivado de las ecuaciones TIE no muestran un componente OAM predominante. esto se espera$^{[1]}$.

Figura 2. Resultados de análisis de datos DIFMAP, EHT y SMILI y de simulaciones numéricas de KERTAP . Los tres primeros recuadros muestran los espectros espirales experimentales obtenidos de las tres imágenes fiduciales de tuberías para el 11 de abril de 2017 de SMILI, imágenes EHT y DIFMAP$^{[4]}$. Representan la amplitud y la fase de la visibilidad en función de la línea base del vector. En todos los conjuntos de datos, el parámetro de asimetría, la relación entre la$m$= 1 y$m$= −1 picos en los espectros espirales, es$q$> 1 que indica rotación en el sentido de las agujas del reloj: se encuentra que el agujero negro tiene su giro apuntando en dirección opuesta a la Tierra y una inclinación entre el chorro que se aproxima y la línea de visión de$i$= 17° (equivalente a una geometría similar con una inclinación$i$= 163°, pero donde el momento angular del flujo de acreción y el del BH están antialineados) ( izquierda ). Cuarto recuadro : espectro espiral de las simulaciones numéricas con KERTAP$^{[29]}$obtenido a partir de la intensidad normalizada y la fase de la$z$componente del campo de radiación emitido a partir de una imagen espacialmente resuelta del disco de acreción del agujero negro dominado por emisión termalizada con Γ = 2. La coherencia χ de la emisión de radiación se caracteriza por la relación entre la$m$= 0 y$m$= 1 picos en los espectros espirales. Cuanto menor sea el χ, mayor será la coherencia en la emisión. Los espectros espirales experimentales de SMILI, imágenes EHT y DIFMAP muestran una mayor coherencia en la emisión de radiación (χ$_\text{SMILI}$= 1.198, x$_\text{EHT}$= 1,798) y (χ$_\text{DIFMAP}$= 1.107) con respecto al modelo simulado de un disco de acreción termalizado simple con espectro de potencia Γ = 2 (χ$_\text{KERTAP}$= 5.029) y con respecto al obtenido en la reconstrucción TIE del frente de onda (χ$_\text{ep1}$= 13.745 y χ$_\text{ep2}$= 14.649) en la Fig.1. Incluso si la asimetría$q$está bien conservado, el método TIE se puede mejorar mediante la adquisición de datos consecutivos del frente de onda, separados por un intervalo de tiempo mucho más corto que un día y, por lo tanto, podría proporcionar una mejor información sobre la fuente de emisión.

Ese documento contiene considerable información adicional e ilustraciones que vale la pena revisar. Gracias Jack R. Woods por el enlace que me llevó a la información anterior.

Edición anterior :

En el artículo: " Primeros resultados del telescopio M87 Event Horizon. V. Origen físico del anillo asimétrico ", (10 de abril de 2019), de The Event Horizon Telescope Collaboration, Kazunori Akiyama, Antxon Alberdi, Walter Alef, Keiichi Asada, Rebecca Azulay, Anne-Kathrin Baczko, David Ball, Mislav Baloković, John Barrett, et al., en uno de varios artículos publicados recientemente, explican:

(4) El anillo es más brillante en el sur que en el norte. Esto puede explicarse por una combinación de movimiento en la fuente y haz Doppler. Como ejemplo simple, consideramos un anillo luminoso, ópticamente delgado, que gira con velocidad v y un vector de momento angular inclinado en un ángulo de visión i > 0° con respecto a la línea de visión. Luego, el lado que se aproxima del anillo recibe un refuerzo Doppler y el lado que retrocede se atenúa, lo que produce un contraste de brillo superficial de orden unidad si v es relativista. El lado de aproximación del chorro a gran escala en M87 está orientado de oeste a noroeste (ángulo de posición$\mathrm{PA}\approx 288^\circ ;$en el Documento VI esto se llama${\mathrm{PA}}_{\mathrm{FJ}}$), o a la derecha y ligeramente hacia arriba en la imagen.

La Figura 5 de ese artículo está incluida en la respuesta de Rob Jeffries.

La conclusión a la que llegan, en parte, es:

"... Los resultados de esta comparación son consistentes con la hipótesis de que la emisión compacta de 1,3 mm en M87 surge dentro de unos pocos${r}_{{\rm{g}}}$de un agujero negro de Kerr, y que la estructura en forma de anillo de la imagen es generada por una fuerte lente gravitacional y un haz Doppler. Los modelos predicen que la asimetría de la imagen depende del sentido del giro del agujero negro. Si esta interpretación es precisa, entonces el vector de giro del agujero negro en M87 apunta hacia afuera de la Tierra (el agujero negro gira en el sentido de las agujas del reloj en el cielo). Los modelos también predicen que hay un fuerte flujo de energía que se aleja de los polos del agujero negro y que este flujo de energía está dominado electromagnéticamente. Si los modelos son correctos, entonces el motor central del jet M87 funciona con la extracción electromagnética de energía libre asociada con el giro del agujero negro a través del proceso Blandford-Znajek".

Primer borrador :

El artículo: " Inestabilidad de la ergoregión de objetos exóticos compactos: perturbaciones electromagnéticas y gravitacionales y el papel de la absorción ", (15 de febrero de 2019), de Elisa Maggio, Vitor Cardoso, Sam R. Dolan y Paolo Pani explica que esto se debe a la rotación superradiancia en la página 10:

"... la inestabilidad puede entenderse en términos de ondas atrapadas dentro de la barrera de la esfera de fotones y amplificadas por la dispersión superradiante$^{[43]}$
[43]R. Brito, V. Cardoso y P. Pani, Lect. Notas Phys. 906, pág. 1 (2015), arXiv: 1501.06570 .

En el artículo " Superradiance ", (arriba) aunque considerablemente más largo, tal vez mucho más accesible. En la página 38 donde explican el Proceso de Penrose ofrecen un diagrama que probablemente facilita la comprensión de esto:

"Figura 7: Vista pictórica de los procesos originales de Penrose. Una partícula con energía E$_0$se desintegra dentro de la ergosfera en dos partículas, una con energía negativa E$_2$< 0 que cae en el BH, mientras que la segunda partícula escapa al infinito con una energía superior a la partícula original, E$_1$> mi$_0$.".

De la página 41:

"Figura 8: La analogía del carrusel del proceso de Penrose. Un cuerpo cae casi desde el reposo en un cilindro giratorio, cuya superficie se rocía con pegamento. En la superficie, el cuerpo se ve obligado a co-rotar con el cilindro (análogo por lo tanto del BH ergosfera, la superficie más allá de la cual ningún observador puede permanecer estacionario con respecto al infinito). Los estados de energía negativa de la ergoregión son interpretados por la energía potencial asociada con la superficie pegajosa. Si ahora la mitad del objeto (en rojizo) se separa de la primera medio (amarillento), alcanzará el infinito con más energía (cinética) de la que tenía inicialmente, extrayendo energía rotacional del sistema".

Otro modelo más complicado, que se cree que va más allá de lo que se pidió, de la página 46:

"Figura 9: Vista pictórica de los diferentes procesos de colisión de Penrose. Izquierda: partículas iniciales con momento radial entrante (pág.$^r _1$< 0 y p$^r_2$< 0). La partícula 3 tiene un impulso radial entrante inicial, pero finalmente encuentra un punto de inflexión y escapa al infinito. Se demostró que la eficiencia máxima para esto es bastante modesta η ∼ 1.5$^{[168, 169, 170, 171]}$. Derecha: partículas iniciales con p$^r_1$> 0 y p$^r_2$< 0. En este caso la partícula 1 debe tener p$^r_1$> 0 dentro de la ergosfera. Para este proceso, la eficiencia puede no estar ligada para BH extremos$^{[172, 173]}$.

[168]T. Piran y J. Shaham, "Límites superiores en procesos de Penrose colisionales cerca de horizontes de agujeros negros giratorios", Phys.Rev. D16 (1977) 1615–1635.

[169]T. Harada, H. Nemoto y U. Miyamoto, "Límites superiores de emisión de partículas por colisión y reacción de alta energía cerca de un agujero negro de Kerr con rotación máxima", Phys.Rev. D86 (2012) 024027, arXiv:1205.7088 [gr-qc].

[170]M. Bejger, T. Piran, M. Abramowicz y F. Hakanson, "Proceso de colisión de Penrose cerca del horizonte de los agujeros negros extremos de Kerr", Phys.Rev.Lett. 109 (2012) 121101, arXiv:1205.4350 [astro-ph.HE].

[171]O. Zaslavskii, "Sobre la energía de las colisiones de partículas cerca de los agujeros negros: efecto BSW versus proceso Penrose", Phys.Rev. D86 (2012) 084030, arXiv:1205.4410 [gr-qc].

[172]JD Schnittman, "Un límite superior revisado para la extracción de energía de un agujero negro de Kerr", arXiv: 1410.6446 [astro-ph.HE].

[173]E. Berti, R. Brito y V. Cardoso, “Residuos de ultra alta energía del proceso de colisión de Penrose”, arXiv: 1410.8534 [gr-qc].

Hay un resumen en la página 170 (en ninguna parte cerca del final del documento) que explica:

"En las teorías gravitatorias, la superradiación está íntimamente relacionada con la aceleración de las mareas, incluso a nivel newtoniano. Las teorías gravitacionales relativistas predicen la existencia de BH, soluciones de vacío gravitacional cuyo horizonte de sucesos se comporta como una membrana viscosa unidireccional. Esto permite que se produzca superradiación en el espacio-tiempo de BH , y para extraer energía del vacío incluso en el nivel clásico.Cuando se tienen en cuenta los efectos semiclásicos, la superradiancia también se produce en configuraciones estáticas, como en el caso de la radiación de Hawking de un Schwarzschild BH.

La eficiencia de la dispersión superradiante de GW por un BH giratorio (Kerr) puede ser superior al 100% y este fenómeno está profundamente relacionado con otros mecanismos importantes asociados con los objetos compactos giratorios, como el proceso de Penrose, la inestabilidad de la ergorregión, el Blandford-Znajek. y la inestabilidad del SFC. La superrradiación rotacional puede ser un desafío para observar en el laboratorio, pero su contraparte BH está asociada con una serie de efectos e inestabilidades interesantes, que pueden dejar una huella observacional. Hemos presentado un tratamiento unificado de los fenómenos superrradiantes de BH que incluyen BH cargados, dimensiones superiores, espaciotiempos planos no asintóticamente, modelos analógicos de gravedad y teorías más allá de GR".

Creo que estamos viendo uno de los efectos del disco de acreción girando a velocidades muy altas. Esto se denomina emisión relativista y ocurre porque las partículas (en este caso, la materia en el disco de acreción) que viajan a velocidades relativistas (digamos, más de 0,2c), tienden a emitir preferentemente su radiación en un cono hacia la dirección del movimiento. .

Esto sugiere que la materia en la parte inferior de la imagen (las manchas más brillantes) se desplaza hacia nosotros y las partes más oscuras se alejan. Dado que el agujero negro tiende a deformar la luz alrededor de sí mismo, no estoy seguro de la orientación del disco de acreción en la foto.