M87* — ключевые извлечённые параметры
- Масса: EHT согласуется с динамикой звёзд и измерил тень, дающую массу $M\approx (6.5\pm 0.7)\times 10^9{M}_{\odot }$ (EHT 2017/2019).
- Спин: прямого точного измерения нет. Модельные подборы (GRMHD + синтез изображения) допускают широкий диапазон $a$ (от умеренных до высоких), причём направление оси сопряжено с направлением джета; однозначно не установлено. Обозначение: $a=Jc/(G{M}^2)$.
- Аккреция / магнитное поле: изображение и поляриметрия указывают на радиационно неэффективный поток (RIAF/ADAF) с сильными организованными магнитными полями; EHT склоняется к сценарию MAD (magnetically arrested disk) для объяснения мощного джета. Оценки скорости аккреции у горизонта — порядок величины $\dot{M}\sim 10^{-6}-10^{-3}{M}_{\odot }{\text{yr}}^{-1}$ (приближённо, модельно-зависимо).
Sgr A* — ключевые извлечённые параметры
- Масса: совместима с динамикой звёзд, EHT и астрометрия дают $M\sim 4\times 10^6{M}_{\odot }$ (порядок, с сопоставимой точностью).
- Спин: практически не ограничен наблюдениями EHT; сильная внутривременная изменчивость и модельная дегенерация оставляют $a$ неопределённым.
- Аккреция / поток: очень низкий, радиационно неэффективный поток; оценки у горизонта $\dot{M}\sim 10^{-9}-10^{-7}{M}_{\odot }{\text{yr}}^{-1}$ (порядок величины). Важна сильная коротковременная изменчивость на времени порядка гравитационного времени.
Фундаментальная связь тени с массой (упрощённо, для невращающейся метрики)
- радиус тени определяется параметром отсечки фотонов: $b_{ph}=3\sqrt{3}GM/c^2$, угловой диаметр тени $\theta \approx 2b_{ph}/D=\frac{6\sqrt{3}GM}{c^{2}D}$. Отклонения от Kerr влияют на эту величину и форму.
Совместимость с альтернативными моделями (gravastar, бозонная звезда, другие имитаторы)
- Что можно повторить: компактные безгоризонтные объекты (некоторые модели бозонных звёзд, gravastar, другие «mimickers») при правильной компактности и распределении излучения могут воспроизвести кольцевую структуру и диаметр тени, поэтому сами по себе изображения EHT не исключают все такие варианты.
- Ключевые отличия, по которым альтернативы могут быть несовместимы с наблюдениями:
- наличие/отсутствие фотонной оболочки (photon sphere) и её точная геометрия — влияет на детальные свойства колец и подколец (higher-order photon rings); некоторые мозонные звёзды не дают ту же строгую структуру.
- наличие поверхности: объекты со «твёрдой» поверхностью должны генерировать дополнительное тепловое/теоретически наблюдаемое излучение при падении материи (избыточное центральное свечение, вспышки с определённым спектром), что EHT и мультидиапазонные наблюдения накладывают ограничения на яркость такой поверхности.
- поляризация и Faraday-эффекты: распределение магнитного поля и поляризованная эмиссия у горизонта для моделей с горизонтом и без него различаются; EHT-поляриметрия уже накладывает ограничения.
- Вывод: EHT исключил классы моделей, которые приводят к значимым отклонениям в размере/форме тени или к яркой поверхности, но не все экзотические имитаторы полностью отвергнуты — многие требуют отдельной проверки модель-коэффициентов и спектрально-временных предсказаний.
Какие дополнительные наблюдения могли бы различить сценарии (конкретно, что и почему)
- Детектирование высших порядков фотонных колец (photon ring substructure). Эти кольца чувствительны к метрике пространства-времени и менее зависят от аккреционной плазмы; их точное положение/контраст различается для Kerr и многих имитаторов. Требует: более высокий динамический диапазон и разрешение → длиннее базelines (включая космическую VLBI) и/или более высокие частоты $(\gtrsim 230\text{GHz},345\text{GHz})$.
- Временное разрешение (кинематография): для Sgr A* характерное гравитационное время $t_g=GM/c^3$ — порядка $t_g(\text{Sgr A*})\sim 20\text{s},t_g(\text{M87*})\sim 9\text{ч}$. Коротковременные «фильмы» горизонта могут обнаружить отражения/периодичные эхо или стабильные поверхности, несовместимые с горизонтом. Требуются быстрые наблюдения с VLBI и улучшенная интеграция. Формула: $t_g=\frac{GM}{c^3}$.
- Поляриметрия высокого качества и многочастотная поляриметрия: различия в структуре магнитного поля и Faraday-вращении между MAD/SANE и моделями с поверхностью дают диагностические признаки.
- Мультидиапазонные кампании (радио — инфракрас — рентген): поиск теплового излучения от возможной поверхности, характерных вспышек при падении материи, спектральных признаков, несовместимых с RIAF.
- Поиск близких пульсаров вокруг Sgr A*: точное таймирование даст мощные тесты квадруполей и наличия горизонта (например, предсказывает ли метрика «парадокс отражения/эхо»).
- Гравитационно-волновые наблюдения (LISA, наземные): EMRI (extreme-mass-ratio inspiral) с LISA измерит мультипольный набор пространства-времени и отличит Kerr-чёрную дыру от многих имитаторов; так же ringdown-спектроскопия и поиск «эхо» в GW укажут на отражающую поверхность.
- Улучшение разрешения за счёт более высоких частот и/или космической VLBI и расширение удельной чувствительности → позволит измерять асимметрию тени, малые отклонения формы, фазовую структуру кольца.
Краткое резюме
- EHT дал прямые измерения тени, подтвердившие массу M87* и согласные с массой Sgr A*; точно измерить спин нельзя — только модельные ограничения; аккреция у обоих — радиационно неэффективная, для M87* предпочтение MAD.
- Изображения и поляриметрия существенно сузили пространство допустимых экзотических имитаторов, но полностью не исключили все модели (особенно те, которые специально «тонко» имитируют Kerr).
- Решающее различие потребует улучшенной пространственной/временной разрешающей способности, высокочастотной и поляризационной VLBI, мультидиапазонных кампаний, поиска пульсаров и будущих гравитационно-волновых измерений (LISA).