Ring of Fire in M 87 - Max Camenzind - Akademie HD 2019 Bild: Event Horizon Telescope Collaboration - LSW Heidelberg

Ring of Fire in M 87

Max Camenzind – Akademie HD 2019
    Bild: Event Horizon Telescope Collaboration

EHT Press Conference @ EU
10.4.2019

EHT Press Conference @ NSF
                     10.4.2019

EHT Press Conference @ NSF

First Results from EHT  6 Papers
      erschienen am 10.4.2019 in ApJ Letters
          300 Autoren von 60 Instituten
• I. The Shadow of the Supermassive Black
  Hole  Übersichtsartikel.
• II. Array and Instrumentation.
• III. Data Processing and Calibration.
• IV. Imaging the Central SM Black Hole.
• V. Physical Origin of the Asymmetric Ring.
• VI. Shadow and Mass of the Central Black
  Hole.

Inhalt
• Warum gerade Messier 87?
• Was wissen wir über Messier 87?
•  Jet und Schwarzes Loch von M87.
• Das Event Horizon Teleskop EHT:
•  Welche Bild-Information gewinnt man mit
  einem Interferometer?
•  Die (u,v)-Fourier-Ebene und Visibilität.
• Der Akkretions-Torus um ein rotierendes
  Schwarzes Loch:
•  Eine Simulations-Bibliothek von Bildern

Einige Fakten zu Messier 87
• Alle Galaxien weisen SL im Zentrum auf!
• Das nächste Objekt wäre das Schwarze Loch
  im galaktischen Zentrum mit 4,4 Mio.
  Sonnenmassen in 8 kpc Entfernung.
• Messier 87 ist 2000 mal weiter entfernt –
  16,8 Mpc - dafür ist der Horizont auch 1500
  mal größer, da die Masse des Schwarzen
  Lochs 6,6 Mrd. Sonnenmassen beträgt.
•  Der scheinbare Winkeldurchmesser ist für
  beide Horizonte damit etwa gleich!

Horizont-Skala   Die „besten Schwarzen Löcher“

Virgo-Haufen mit M 87
Distanz: 16 Mpc = 50 Mio.LJ
M 87: elliptische Galaxie E1

Messier 87
Teleskop: CFHT

Bewegung der Sterne in M87                           MH = (6,6 +- 0,4) Mrd. MS

                             Schwarzes Loch
                             zwingt Sterne
                             zu immer
                             schnellerer
                             Bewegung
                             ---------------------
                             1 arcsec = 80 pc
                             1 pc = 206.264 AE

                             Gebhardt et al. 2011         Bewegung
                             arXiv:1101.1954              in Ellipse

MH = 6,6x109 MS
                  Messier 87
 a = 0,95
                  Black Hole
                  rg = 66 AE
                  rH = 86 AE

SL in Messier 87 ist Quelle eines
großräumigen Jets  Radioblase / VLA
 Schwarze Loch rotiert schnell – a > 0,95

M87 Jet to Bubble Montage

M 87
    Jet
     &
Counter-
    Jet
-----------         Core mit
                    Schwarzem Loch
  VLBA
 43 GHz
Craig Walker 2018
arXiv:1802.06166

Jets in M87 variabel: Tage - Wochen

Teleskop des VLBA-Netzwerks

25-m-Teleskope des VLBA-Netzwerks
     Beobachtung bei 0,3 – 96 GHz

VLBA:   10 25m dishes, 8000km baseline

EU Pressekonferenz – Europäer überfordert
• Die Masse des Schwarzen Lochs in Messier 87
  folgt nicht aus diesem Bild – rotierende SL
  haben verschiedene Radien! – ISCO!
•  Die Masse folgt aus der Kinematik der
  Sterne!  MH = 6,6 Mrd. Sonnenmassen.
• Einstein hat die Schwarzen Löcher nicht
  erfunden.  war zeitlebens dagegen!
•  Schwarzschild & Roy Kerr haben sie als
  Lösung der Einstein-Gleichungen gefunden!
• Ein Schwarzes Loch wirft keinen Schatten.
•  völliger Unsinn: Shadow of Black Holes!

Radioteleskope wirken
wie Slits in Interferometrie

Beugungsgrenze  Fringe Pattern

Radio-Interferometrie
Größte Basislinie  Auflösungsvermögen

                           Messe elektrische
                           Felder

                           Korreliere dies
                            im Computer

                           Wiederhole
                            für jedes Paar

Das Globale EHT-Netzwerk 2018

2017 EHT Network of 8 Telescopes

Global Network of 8 Telescopes 2017
  ALMA

IRAM 30-m-Teleskop Sierra Nevada
Europas Beitrag zum EHT auf 2850 müM

Südpol-Teleskop SPT – 10 m
Die Daten (27 PB!) blieben ein halbes Jahr am Südpol,
            bis es wieder Sommer wurde!

MIT Haystack Observatory

Auflösung Galaktisches Zentrum

Grönland Teleskop Erweiterung 12 m

IRAM NOEMA 8 Plateau de Bure
10 15-m-Antennen auf 2550 müM

EHT
     Daten-
   Handling
  ---------------
 Die ganzen Daten
(ein paar Petabyte)
    wurden auf
Festplatten zu MIT
und MPIfR in Bonn
geschickt und dort
   im Korrelator
    verarbeitet

Der Korrelator in Haystack (MIT)

VLBI Rotation der Erde  Abbildung

Radio astronomers use the
term "uv coverage" to refer
to the projected baseline
                                 Effekt der Basislinie
lengths and orientations for
which data are obtained. The
east and north projection of
each baseline as measured in
units of the observing
wavelength are referred to as
"u" and "v", respectively. As
the Earth rotates, the
projection of each baseline in
the plane normal to the
direction to the source
changes such that each
baseline sweeps out an arc in
the uv plane. Each location in
the uv plane corresponds to
one Fourier component of
the image on the sky. The
ability to reconstruct the sky
image improves with
increasing uv coverage.

Interferometer  Visibility Bild-Funktion V(u,v)

   Ein Interferometer liefert 2 Zahlen: das Signal im Realteil (V R) und
   Imaginärteil (VI), die zusammen die komplexe Visibilität V(u,v) bestimmen.
   Diese ist genau die 2D Fourier-Transformierte der Intensitätsverteilung
   I(x,y). Dabei sind u und v die Koordinaten der Basislinien in EW- und NS-
   Richtung, gemessen in Einheiten der verwendeten Wellenlänge l (1,3 mm).

V(u,v) ist eine komplexe Zahl
 r: Betrag (Amplitude); f: Phase

Die Umkehrung ist nicht eindeutig
da V(u,v) nicht in der ganzen (u,v)-Ebene bekannt!

Die
 Bedeckung
  der (u,v)-
   Fourier-
    Ebene
 ist unvoll-
   ständig
   für M87
 --------------
  N(N-1)/2
 Basislinien
     N=7
Erddurchmesser = 10 Gl

Visibilität-Amplitude (Jy) vs. Basis-Linie

                    Modell einer Ringemission
                    mit Durchmesser 47 µas

Fourier-Transformation Scheibe

Korrelierter Strahlungsstrom Jy

EHT: An additional consideration when scaling a project to
include a wide array of telescopes is the weather and
observation variability for each observatory. Having sites in
deserts, tropics, mountains, and ice fields reinforces the need
to account for climate differences, which we continue to
monitor and analyze to find key times throughout the year for
optimal visibility. Here, we take key measurements of
atmospheric opacity and transmittance to find correlations
among all our array sites, thus discerning the best observation
periods when we can most effectively gather light with all our
telescopes. Opacity and transmittance measure the ability of
electromagnetic signals to pass through the atmosphere and
arrive at our receivers while still encoding the desired
information. At high atmospheric opacities, the molecules in
the air diffract (change the direction of photon paths) the light
so that the original signal decays. Therefore, we continue to
monitor weather patterns to minimize the signal decay and
observe the most complete wave.

Winkeldurchmesser Messier 87 SL
•  Gravitationsradius GM/c² = 66 AE = 4 µas
•  ISCO-Radius = 2GM/c² = 132 AE @ a = 0,95
•  Der Scheibeninnenrand wird durch ISCO
  bestimmt.
•  Winkeldurchmesser ISCO in d = 16 Mpc
• q = (4GM/c²)/d = 264 AE / 16 Mpc
    = 264 /(16 x 106 x 206.264) = 8,0 x 10-11 rad
    = 1,64 x 10-5 arcsec = 16,4 µas
Auflösungsvermögen von EHT @ 230 GHz:
   q = l/BLmax = l/13.000 km [Erddurchmesser]
     = 1,3 mm/13.000 km = 1,0 x 10-10 rad
     = 20,6 µas  20 µas (EHT)  ISCO-Durchm.

Innerste Kreisbahn ISCO
 hängt vom Drehimpuls a ab
 Bestimmt Innenrand Scheibe
                  Radius (AE)

      100
            200
                                                         600

                      300
                                400
                                                  500
                                      M = 6,0 x 109 MS

Akkretion auf Schwarzes Loch

Kleinster Beam-Size = ISCO-Durchmesser
                      Torus-Struktur
                       Jet-Inklination: 17°
                     Max. Intensität
                       @ r = 24 µas = 6 GM/c²

                       ISCO

    Beam-Size 20 µas              Beaming

                  Scale: 50 µas

Der Akkretions-Torus eines SL / Teil II

So sieht es nicht aus !
 … nicht Emission von dünner Scheibe

Magnetfelder treiben Turbulenz in der
   Scheibe und kollimieren Jets

Torus als Anfangsbedingung 
        Magnetischer Turbulenz  Akkretion
GM/c²

                    Spin a = 0,9375

                   rin = 6 GM/c²
                   rmax = 12 GM/c²

                                      GM/c²

Die Magnetorotations-Instabilität
• Magnetorotationsinstabilität (MRI) oder
  Balbus-Hawley-Instabilität bezeichnet das
  Phänomen der Entstehung von Instabilität
  rotierender Fluide in der Umgebung schwacher
  Magnetfelder unter bestimmten
  Voraussetzungen mit der Folge, dass Materie
  ins Zentrum fällt (d.h. akkretiert).
• Steven A. Balbus und John F. Hawley zeigten
  1991 durch Analyse der Gleichungen der
  Magnetohydrodynamik, dass schwache
  Magnetfelder zu Instabilitäten in den
  rotierenden Scheiben führen  Turbulenz.

 Optisch dünne Emission
    aus einem Akkretions-Torus
                                          Jet

1,3 mm  Synchrotron-Emission von thermischen Elektronen in Magnetfeldern

EHT GRMHD-Code Simulationen
Dichte                                 Magnetisierung

  Jet

              Oliver Porth et al. 2019; arXiv:1904.04923

EHT GRMHD Akkretion vs Codes

                             Messier 87:
                             GM/c³ = 9,0 h
                             Horizont-Rot:
                             PH = (4p/a)rH/c
                                = 6,4 Tage

                           Oliver Porth et al. 2019;
                           arXiv:1904.04923

     2000        Zeit t = 10.000 GM/c³

Dichte & Gasdruck in GRMHD

     10 GM/c²
                Oliver Porth et al. 2019; arXiv:1904.04923

Jet-
Scheibenrand          Jet
    (s = 1)
 Jet-Öffnung

                       Jet

               Oliver Porth et al. 2019; arXiv:1904.04923

Abbildung eines Akkretions-Torus

Schwarzschild
                Laserstrahlen

Kerr Schwarzes
     Loch

Lichtablenkung Kerr

b
    Rc

              Photonorbit

Photoneneinfang am SL

Photon Ring Schwarzschild a=0
                     Photon capture radius Rc
                     seen from infinity

 Die EHT-Autoren glauben, das Maximum
 der Strahlung sei durch Photonorbit gegeben!
  Photonen mit Impaktparameter b < Rc
 werden eingefangen und verschluckt,
  Photonen mit b > Rc können nach
    Unendlich entweichen.
  Rc hängt jedoch vom Spin a ab – Rc < RISCO !!

Dopplerfaktor einer Scheibe
Frequenz: fbeob = D fem , D = aem/gem(1+v.n/c)

    Blauverschiebung              Rotverschiebung
             D>1       Horizont   D=0      D

Akiyama et al. 2017

     Beaming und Photonorbit
  Accretion-Flow Dominated Modell
         Rotationsperiode Horizont: 8 Tage

EHT-Collaboration 2019

Ringdurchmesser = 11 Gravitationsradien

Kleinster Beam-Size = ISCO-Durchmesser
                      Torus-Struktur
                       Jet-Inklination: 17°
                     Max. Intensität
                       @ r = 21 µas = 5 GM/c²

                       ISCO

    Beam-Size 20 µas              Beaming

                  Scale: 50 µas

M87 EHT
      Bild
11. April 2017
------------------
Auflösung = 20 µas
 3 verschiedene
       Tage
  Stabilität der
 Bildgewinnung
  Te = 4 Mrd. K !

GRMHD Simulationen verschmiert

Die Rotation der Schwarzen Löcher
 treibt Jets an - Rotationsenergie

Rotation verzerrt
                 die Bilder einseitig
                 Großer Inklination

B. Zink [LSW]

Hot Spot um Schwarzes Loch: R = 6 RS, 60° Inklination [Neuschäfer LSW]

Hot Spot um Schwarzes Loch ?

Schwarzschild a = 0: ISCO = 6GM/c²    Kerr a = 0,95 GM/c: ISCO = 2GM/c²
 r = 3GM/c² : Photonorbit             r = 1,4GM/c² : Photonorbit
 Im GC: Umlaufperiode = 5 h           Im GC: Umlaufperiode = 1,2 h

    Simulation: Avery Broderick - www.science.uwaterloo.ca/~abroderi

Wie wird Sgr A* aussehen ?
 wahrscheinlich größere Inklination

Beobachtung mit VLBI
am Galaktischen Zentrum

Was bringt die Zukunft ?
Das Event Horizon Telescope hat seine Aufgabe mehr
als nur zufriedenstellend gelöst. Aber es wird natürlich
nicht aufhören! Auch andere Schwarze Löcher wollen
beobachtet werden. Und neben den ursprünglichen
acht Teleskopen haben sich mittlerweile auch einige
andere Sternwarten der Organisation angeschlossen.
Es wird also bei zukünftigen Beobachtungen noch
mehr Basislinien geben, noch mehr Informationen und
damit noch bessere Bilder. Prinzipiell spricht auch
nichts dagegen, die Löcher noch ein wenig größer zu
machen: Man könnte ein Radioteleskop auch irgendwo
im All platzieren (Mond z.B.) und mit den Teleskopen
auf der Erde kombinieren. Und wer weiß, was wir dann
damit alles sehen können…