Краткий анализ + конкретные альтернативы и наблюдательные тесты.
Основная проверка EHT: тень согласуется с прогнозом компактного объекта масштаба гравитационного радиуса ${\theta }_g=\frac{GM}{c^{2}D}$. Для невращающегося (Шварцшильда) радиус тени (аппр.) равен ${\theta }_{sh}=\sqrt{27}{\theta }_g$ (диаметр $\approx 2\sqrt{27}{\theta }_g$). EHT для M87 получил диаметр тени $\sim 40\mu \mathrm{as}$, что соответствует порядку величины массы и расстояния.
1) Альтернативные модели, совместимые с текущими данными, и их отличия
- Тяжёлые экзотические компактные объекты (ECO):
- Бозонные звёзды: могут имитировать тень при достаточно компактном распределении массы; отличие — отсутствие горизонта, возможная внутренняя эмиссия и более сглаженная/менее резкая внутренняя кромка тени, изменённый профиль высокоизогнутых (higher-order) колец.
- Гравстары/фазовые оболочки: тень близка к черной дыре, но отражённая/регистрируемая внутренняя эмиссия и специфические временные отражения от оболочки.
- Червоточины/голые сингулярности: могут давать дополнительные асимметрии или вторичные источники света через «проход», спектральные и поляризационные особенности.
- Общая характерность ECO: они обычно воспроизводят основную размерную шкалу тени, но отличаются деталями — наличие/интенсивность высокоопорядковых фотонных колец, внутренняя яркость, временные эхо-сигналы и отсутствие чистых горизонтовых эффектов.
- Модели плазмы и излучения (анизотропные/нетермические):
- Различные режимы аккреции (MAD vs SANE), неоднородная/анизотропная эмиссия вблизи основания джета, нетермические распределения электронов (квази-пауэр, $\kappa$-распределения) могут изменить яркостный профиль кольца, степень и направление поляризации, а также асимметрию изображения.
- Плазменная дисперсия на мм волнах мала, но неоднородности и оптическая толщина изменяют видимую форму и контраст тени.
- Итог: плазменные модели могут воспроизвести наблюдаемый «полумаяч» сдвиг и асимметрию без изменения фундаментальной геометрии пространства-времени.
2) Какие наблюдения/улучшения однозначно тестировали бы ОТО в сильном поле
- Разрешение и динамический диапазон для детектирования высокоизогнутых (higher-order) фотонных колец:
- GR предсказывает бесконечную последовательность субколец (photon subrings) с геометрически убывающей яркостью и фиксированным радиальным масштабом, близким к критическому параметру удара. Нахождение хотя бы нескольких последовательных колец с предсказанным расположением и экспоненциальной убывающей яркостью было бы «золотым» тестом.
- Требуется улучшенное угловое разрешение в несколько раз по сравнению с EHT: либо более короткие длины волн (подмиллиметровые: $\gtrsim 345\mathrm{GHz}$), либо длиннее базисы (space–VLBI). Цель — разрешение $\ll {\theta }_g$.
- Временное (кинематическое) разрешение — «кино» кольца:
- Временные задержки и перемещения ярких деталей, связанные с гравитационным лисенингом и орбитальной динамикой на радиусах $\sim fewGM/c^2$, позволяют отделить геометрию лучей от моделей эмиссии. Нужна чувствительность и скоростная кадровая способность.
- Поляриметрия высокой точности и картирование EVPA и степени поляризации:
- Параллельный перенос поляризации вдоль геодезических в кривом пространстве-времени предсказывает специфические картины поляризации вокруг тени. Сопоставление с GR-расчётами (включая эффект Фарадея) чувствительно к искривлению и вращению пространства-времени (frame-dragging).
- Широкополосная многоволновая VLBI (спектральная картография):
- Съёмки на нескольких частотах (мм–подмм) помогут отделить эффекты плазмы (оптическая толщина, Faraday) от чистой геометрии тени; также уменьшат влияние межзвёздного/галактического рассеяния.
- Точные измерения формы тени (отклонения от круговой симметрии) и связь с параметрами Керра:
- Для Kerr: квадрупольный момент $Q$ связан со спином $a$ и массой $M$ через $Q=-a^{2}M$. Измерение несферичности тени и её сдвига по отношению к центру позволит тестировать no‑hair-отношение.
- Комбинация с независимыми измерениями массы/расстояния:
- Сопоставление углового размера тени ${\theta }_{sh}$ с массой $M$ от динамики (звёзды/газ) даёт прямой тест: модель ожиданий ${\theta }_{sh}\sim \sqrt{27}\frac{GM}{c^{2}D}$ (с модификациями для спина). Значительное расхождение укажет на отклонение от Kerr/GR.
- Улучшения инструментов:
- Добавление антенн на большие расстояния (space–VLBI) для достижения базисов > земных диаметров.
- Работа на более высоких частотах ($345\mathrm{GHz}$ и выше) для лучшего разрешения и меньшего рассеяния.
- Увеличение чувствительности (больше антенн, шире полоса) для детекции слабых субколец и поляризации.
- Синхронные глобальные наблюдения для «киношной» съёмки и повышения u–v покрытия.
3) Ключевые диагностические признаки, отделяющие GR от альтернатив
- Наличие и характеристики серии photon subrings (расположение и экспоненциальный спад яркости) — сильный уникальный признак сильного гравитационного ленсинга в GR.
- Отсутствие внутренней яркости и резкая внутренняя кромка тени — указывает на наличие горизонта; внутренние эмиссии/эхо — сигнал в пользу ECO.
- Поляризационный паттерн и его согласие с параллельным переносом вдоль геодезических — чувствителен к frame‑dragging и кривизне.
- Точное соответствие формы тени (асимметрия, размытость) предсказаниям Kerr (включая зависимость от спина и наклона) — проверка no‑hair-отношения $Q=-a^{2}M$.
Короткий вывод: текущие EHT-данные совместимы как с Керровской чёрной дырой, так и с рядом экзотических/плазменных моделей, потому что разрешение и чувствительность ещё недостаточны для детекции тонких фотонных колец и поляризационных предсказаний. Для однозначного подтверждения ОТО в сильном поле нужны значительно лучшее угловое разрешение (space–VLBI или выше частоты), более высокая чувствительность, динамическое (киношное) и высокоточная поляриметрическая съёмка и поиск серии photon subrings и no‑hair‑параметров (например тест $Q=-a^{2}M$).