Кратко — что можно и чего нельзя твёрдо утверждать из изображения теневого силуэта M87, с пояснениями и оставшимися неоднозначностями.
1) Ограничения на метрики вращающейся чёрной дыры
- Размер тени в согласии с гравитационной линзой у объекта с массой и дистанцией, совместимыми с оценками EHT: диаметр тени $\approx 42\mu \mathrm{as}$ (порядок). Это в первую очередь фиксирует отношение массы к расстоянию $M/D$ через угол, под которым видна фотонная орбита.
- Любая альтернативная метрика должна давать радиус фотонной орбиты и проекцию тени, совпадающие с наблюдаемым в пределах погрешности (несколько процентов–десятков процентов). Поэтому большие отклонения от Kerr (например, отсутствие фотонной сферы или сильно отличающаяся квадрупольная компонента) сильно задеты.
- Тесты «безволосости» (no-hair): наблюдаемая форма тени ограничивает возможные отклонения квадруполя $Q$ от Kerr-зависимости $Q=-a^{2}M$, но текущая точность и систематики не позволяют наложить строгие ограничения меньше порядка $10\%$–$30\%$ на параметры отклонения в популярных параметризациях (напр., Johannsen-параметры).
- Скорость вращения (спин $a$) и наклонение $\iota$ влияют на асимметрию тени; для M87 наблюдаемая умеренная асимметрия совместима с умеренным или высоким спином при малом угле наклона $\iota \sim 17^{\circ }$ (по направлению джета), но есть сильные диагональные вырожденности «спин ↔ эмиссия/геометрия», поэтому спин нельзя определить однозначно только по изображению тени.
2) Ограничения на аккреционный диск и плазму
- Тип излучения: изображение и спектрополяриметрия 230 GHz указывают на доминирование оптически тонкой синхротронной эмиссии от горячей, разреженной плазмы (RIAF/ADAF-подобная среда) вблизи горизонта.
- Оптическая толщина при наблюдаемой частоте должна быть не слишком велика, чтобы тень была видимой: оптическая толщина ${\tau }_{230}\lesssim 1$. Это ограничивает комбинации электронной плотности $n_e$ и температуры $T_e$ в ближней зоне.
- Модель потока: радиационно неэффективные потоки (RIAF / GRMHD модели) с горячими электронными популяциями дают лучшие согласия; полностью тонкие, плотные диски (стандартный тонкий диск) несовместимы с образом.
- Распределение электронов: наблюдение требует существенной нереликтовой составляющей (нелинейный хвост частиц или kappa-распределение) либо высоких температур, но точный спектр и $T_e/T_i$ остаются незафиксированными.
3) Ограничения на магнитные поля и режим аккреции
- Наблюдаемая яркостная асимметрия и поляризация указывают на наличие упорядоченного магнитного поля близко к горизонту; это совместимо с режимом Magnetically Arrested Disk (MAD), который обеспечивает высокую потоковую магнитную энергию и мощный джет.
- По моделям порядок величины поля у горизонта оценивают как $B\sim 1$–$100\mathrm{G}$ (зависит от допущений), точная оценка сильно зависит от энергии электронов и заполнения пар.
- Ограничение: существует требование, чтобы магнитный поток был достаточен для объяснения мощности джета; это ставит нижнюю границу на магнитный флюкс, но точные числа зависят от модели преобразования магнитного потока в джет.
4) Основные теоретические неоднозначности и систематические ошибки
- Плазменная оптика и дисперсия: показатель преломления плазмы $n(\omega )=\sqrt{1-{\omega }_p^2/{\omega }^2}$ с ${\omega }_p^2=4\pi n_e{e}^2/m_e$ может влиять на траектории лучей при высоких плотностях; для мм-волн влияние обычно малое, но не всегда пренебрежимо при плотных локальных областях.
- Рассеяние и интерстеллярные эффекты: межзвёздное (и внутригалактическое) рассеяние расширяет и искажает изображение; деблюринг вносит модельные систематики.
- Электронная микрофизика: неясны точные механизмы нагрева электронов, доля нетермической популяции, отношение $T_e/T_i$; эти параметры критически влияют на яркостное распределение и смещают искажения тени.
- Релятивистский перенос излучения: требуется полная GR-поляризованная передача (с учётом синхротронного поглощения, вращения Фарадея и конверсии), и упрощения приводят к систематике в форме и поляризации.
- Деграды между геометрией эмиссии и метрикой: разные комбинации метрики, распределения источника излучения и плазменных свойств могут дать похожие изображения (то есть картинка тени не однозначно определяет метрику).
- Нелинейная временная изменчивость: турбулентность и флуктуации в GRMHD приводят к изменению яркостной карты на времени порядка $GM/c^3$; усреднённое изображение теряет информацию о мгновенных структурах.
- Ограниченная частотная перекрытие: наблюдения на одной частоте ($230\mathrm{GHz}$) дают ограниченную информацию о спектральных и дисперсионных эффектов; многочастотные карты необходимы для устранения неопределённостей плазмы.
5) Что нужно для снятия неоднозначностей (кратко)
- Многочастотные и поляризационные VLBI‑наблюдения на более высокой разрешающей способности; временная серия изображений.
- Более точные GRMHD‑модели с разными схемами нагрева электронов и с учётом парообразования, плюс полная поляризованная радиативная передача.
- Совместный анализ тени + поляризации + спектра + времени для разрыва вырождений «метрика ↔ плазма».
Вывод: изображение тени M87 уже сильно сужает пространство моделей (отвергает грубые альтернативы без фотонной сферы и требует оптически тонкой горячей плазмы с упорядоченными магнитными полями), но точные тесты метрики Kerr и точные значения спина/магнитного поля/микрофизики плазмы всё ещё ограничены систематическими неопределённостями, связанными с плазменной физикой, моделью аккреции и радиативным переносом.