EHT publicó en 2019 la primera imagen de la sombra de un agujero negro supermasivo, M87*. Gracias a ella se estimó su masa en (6.5 ± 0.7) × 10⁹ masas solares (LCMF, 10 abr 2019). Se han mejorado mucho en las técnicas bayesianas de análisis de la imagen con métodos de Montecarlo basados en cadenas de Markov. Se publica The Astrophysical Journal que la sombra se explica mejor cuando a la contribución difusa del primer anillo de fotones se le añade la del segundo anillo. Aunque su anchura estimada es de 1–2 μas y EHT tiene una resolución angular efectiva mínima de ∼10 μas, se han detectado indicios de la presencia de este segundo anillo de fotones (aunque en rigor creo que no se puede decir que se haya observado). Gracias a ello se estima la masa del agujero negro supermasivo en (7.13 ± 0.39) × 10⁹ masas solares, un valor compatible con la anterior estimación. Este trabajo augura que futuros interferómetros espaciales podrán detectar con la misma técnica el tercer anillo de fotones; todo un acicate para su desarrollo.
La colaboración del Telescopio del Horizonte de Sucesos (EHT) ha comparado la reconstrucción de la imagen de la fotosfera de M87* con datos obetenidos durante los días 5, 6, 10 y 11 de abril de 2017. Se han usado dos modelos, uno que solo incluye la contribución difusa del primer anillo de fotones (n=0) y otro modelo llamado híbrido que además incluye la contribución del segundo anillo de fotones (n=1). Se afirma que el ajuste bayesiano es mucho mejor en este segundo caso para las imágenes obtenidas durante los cuatro días de observación; aunque en el artículo no se presenta un contraste de hipótesis que permita evaluar la significación estadística, o número de sigmas, asociado. Además se observan indicios de una emisión hacia el suroeste que se asocia al origen del chorro ultrarrelativista de M87*, lo que apoya que su origen es el proceso de Blandford–Znajek (1977). La rotación del agujero negro enrolla las líneas de campo magnético de forma helicoidal; como la materia en el disco de acreción es transportada hacia el interior del disco, parte de dicho materia escapa del disco siendo transportada por las líneas de campo magnético para dar lugar al chorro.
Un gran trabajo de la colaboración EHT que está extrayendo mucha más información de la que esperábamos de sus observaciones de 2017. Todos estamos esperando a que se publiquen los primeros análisis de las observaciones realizadas en abril de 2018 con tres radiotelescopios adicionales y las de abril de 2021 (donde además de Sagittarius A* y M87* también se observó el cuásear 3C 273). El nuevo artículo es EHT Collaboration (Avery E. Broderick et al.), «The Photon Ring in M87*,» The Astrophysical Journal 935: 61 (16 Aug 2022), doi: https://doi.org/10.3847/1538-4357/ac7c1d, arXiv:2208.09004 [astro-ph.HE] (18 Aug 2022). Más piezas en este blog sobre M87* y sobre EHT.
Por cierto, la ausencia de una estimación de la significación estadística de la detección del anillo, así como la estimación de su intensidad más alta de la esperada, genera ciertas dudas sobre este trabajo. Nos las resume Matt Strassler, «Has the Light From Behind a Black Hole Been Seen? Does the Claim Ring True?» Of Particular Significance, 22 Aug 2022 (quien ya criticó la interpretación de la imagen original en «A Ring of Controversy Around a Black Hole Photo,» OPS, 14 Jun 2019).
[PS 09 sep 2022] Sobre el grosor del segundo anillo y ciertas dudas sobre su observación se ha publicado Will Lockhart, Samuel E. Gralla, «How narrow is the M87* ring? I. The choice of closure likelihood function,» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS) 509: 3643-3659 (09 Nov 2021), doi: https://doi.org/10.1093/mnras/stab3204, arXiv:2107.06948 [astro-ph.HE] (14 Jul 2021); «How narrow is the M87* ring? II. A new geometric model,» arXiv:2208.09989 [astro-ph.HE] (22 Aug 2022), doi: https://doi.org/10.48550/arXiv.2208.09989. [/PS]
Para entender el nuevo análisis hay que comparar dos conjuntos de imágenes. Por un lado, las de esta figura que muestra los mapas de la temperatura de brillo de M87* usando un modelo que solo incluye el primer anillo de fotones, es decir, la contribución difusa principal de la sombra del agujero negro. Se muestra el mapa de máxima verosimilitud (arriba), de la imagen promedio (en medio) y la desviación típica con contornos de la imagen promedio (abajo). En todos estos mapas se ha usando un filtrado con un haz gaussiano con un diámetro de 15 µas (la circunferencia blanca, abajo a la izquierda), en lugar del haz gaussiano de 20 µas usado en los artículos publicados en 2019.
Y por otro lado, esta figura muestra los mapas de la temperatura de brillo de M87* usando un modelo que además del primer anillo de fotones también incluya el segundo anillo; también se usa un filtrado con un haz gaussiano con un diámetro de 15 µas. Te recomiendo comparar con atención esta figura con la anterior. Lo más llamativo es que la fotosfera en el mapa de máxima verosimilitud (arriba) es más estrecha y más redondeada. Pero lo más relevante es que la desviación típica con respeto a la imagen promedio (abajo) es de menor amplitud, lo que indica que este ajuste de los datos es mucho mejor. Me hubiera gustado una cuantificación estadística de esta diferencia con un contraste de hipótesis que permitiera estimar la significación estadística de la diferencia entre ambos modelos.
Para entender lo que se espera observar en la fotosfera de un agujero negro supermasivo podemos recurrir a esta figura del artículo; se observa una proyección polar de las trayectorias de los fotones para un agujero sin rotación (a=0), con rotación (a=0.75) y con rotación ultrarrápida (a=0.998). El disco negro es el horizonte de sucesos, la sombra es la región gris y los anillos están coloreados; el diámetro de la anillo brillante observado es de con un diámetro de 42 ± 3 µas. La contribución del primer anillo (n=0) es muy ancha (la coloreada en rojo, verde y azul en tono más claro), por ello su contribución en la imagen de M87* es básicamente un incremento de brillo sobre un fondo difuso. El segundo anillo (n=1) es mucho más delgado (coloreado en rojo, verde y azul en tono más oscuro) y se sitúa en la zona izquierda (más interior) de la región coloreada del primer anillo. El tercer anillo (n=2) es muy delgado (también coloreado en tono oscuro) y se sitúa fuera del primer anillo (en la región vacía, de color blanco, entre la zona gris de la sombra y la coloreada del primer anillo para a=0.75 y 0.998). Hay infinitos anillos, cada vez más delgados, indicándose en la figura la posición del anillo n=∞. En la práctica la resolución angular mínima de EHT es mayor que la anchura de los anillos y de la banda vacía, con lo que la imagen está degenerada y no se puede esperar observar los anillos, solo detectar su presencia de forma indirecta.
Lo que realmente se obtiene de los interferómetros de EHT son las llamadas visibilidades (o amplitudes de visibilidad), a partir de las cuales se reconstruye la imagen de la sombra. Esta figura muestra las nuevas estimaciones de las visibilidades (puntos azules) para los días 6 y 11 de abril de 2017, comparadas con su ajuste teórico para el modelo híbrido (con los dos anillos n=0 y n=1). La contribución del segundo anillo (n=1) se observa en rojo, con la contribución del resto de la imagen en verde; la parte gaussiana en azul solo contribuye para líneas de base muy cortas (es decir, entre radiotelescopios cercanos, como ALMA y APEX, o JCMT y SMA). Se observa muy bien el mínimo en la visibilidades c cerca de 3.5 Gλ, que está asociado a la forma de anillo de la imagen (con la parte central más oscura). Me hubiera gustado que en el artículo se incluyera una figura con las visibilidades para el modelo sin segundo anillo con objeto de apoyar la conclusión de que el modelo que lo incluye ajusta mucho mejor las visibilidades (he buscado las publicadas en 2019 pero son difíciles de comparar con las nuevas).
Más allá de la observación del primer anillo de fotones, creo que la contribución más relevante del nuevo artículo es la emisión hacia el suroeste; esta emisión se observa con entre 4 σ y 12 σ de significación estadística y se interpreta como resultado del origen del chorro relativista de M87*. La razón principal es que está alineada con el chorro observado a 3 mm (86 GHz) por GMVA (Global mm-VLBI Array), recuerda que EHT observa a 1.3 mm (231 GHz). Esta figura muestra abajo a la derecha la estructura del chorro observado a 3 mm (el fondo coloreado con tonos rojizos), una ampliación (zoom) del núcleo del chorro arriba a la derecha y una comparación con la imagen de EHT arriba a la izquierda. Los puntos verdes son las observaciones del núcleo del chorro a 2.3 GHz (el más a la derecha con mayor barra de incertidumbre), 5 GHz, 8.4 GHz, 15.2 GHz, 23.8 GHz y 43.2 GHz (el más a la izquierda con la menor barra de incertidumbre), así como la posición teórica estimada (el círculo verde sin barra de incertidumbre). La coincidencia de los últimos con el brillo de la sombra observado por EHT (figura arriba a la izquierda) sugiere que se ha logrado observar el origen del chorro relativista.
Este resultado no es una prueba definitiva (una evidencia), pero es un nuevo indicio (evidence en inglés) de que el origen del chorro relativista es el agujero negro supermasivo M87*. Con este resultado EHT logra hacer lo que pretendían Miyoshi et al. (LCMF, 06 jun 2022) con sus pareidolias chorristas; ellos querían ver el chorro a toda costa y para ello torturaban los datos hasta el extremo. La mejor respuesta que ha podido dar la colaboración EHT a su crítica infundada (más allá de la breve respuesta oficial) ha sido observar indicios claros del origen del chorro, tras realizar un análisis riguroso con técnicas de análisis de los datos más avanzadas que las originales (que entonces no observaron indicios del chorro). Por cierto, los nuevos indicios apoyan la teoría estándar para el origen de estos chorros, el Blandford–Znajek (1977). Esta figura, que resume el proceso, es del artículo de Juan Arturo Alonso de Pablo, Jorge Sánchez Almeida, «La rotación y el transporte de momento en plasmas astrofísicos y de laboratorio,» Revista Española de Física 27(4): 15-24 (2013) [IAC, PDF] [web].