جامعة جنوب الدنمارك

أكياما، كازونوري؛ ألبيردي، أنتون؛ أليف، والتر؛ ألغابا، خوان كارلوس؛ أنانتوا، ريتشارد؛ أسادا، كييشي؛ أزولاي، ريبكا؛ باخ، أوي؛ باتسكو، آن كاثرين؛ بال، ديفيد؛ بالوكوفيتش، ميسلاف؛ بانديوبادياي، بيديشا؛ بارنت، جون؛ باوبوك، ميشي؛ بنسون، برادفورد أ؛ بينتلي، دان؛ بلاكبيرن، ليندي؛ بلونديل، رايموند؛ بومان، كاثرين ل؛ باور، جيفري سي؛ بويز، هوب؛ بريمر، مايكل؛ برينكيرينك، كريستيان د؛ بريسنن، روجر؛ بريتزن، سيلكي؛ برودرريك، أفيري إي؛ بروغوير، دومينيك؛ برونزوير، توماس؛ بوستامانتي، ساندرا؛ بيون، دو يونغ؛ كارلستروم، جون إي؛ تشيكوبيلو، كيارا؛ تشايل، أندرو؛ تشان، تشي كوان؛ تشانغ، دومينيك أو؛ تشاترجي، كوشيك؛ تشاترجي، شامي؛ تشين، مينغ تانغ؛ تشين، يونغجون؛ تشينغ، شياوبينغ؛ تشو، إيلجي؛ كريستيان، بيير؛ كونروي، نيكولاس إس؛ كونواي، جون إي؛ كوردس، جيمس إم؛ كراوفورد، توماس إم؛ كرو، جيفري ب؛ كروز-أوسوريو، أليخاندرو؛ كوي، يوزهو؛ غولد، رومان؛ تعاون تلسكوب أفق الحدث
نُشر في:
رسائل مجلة الفيزياء الفلكية

معرف الوثيقة الرقمي:
10.3847/2041-8213/ad2df1

تاريخ النشر:
2024

نسخة الوثيقة:
النسخة النهائية المنشورة

ترخيص الوثيقة:
CC BY

استشهاد بالإصدار المنشور (APA):
أكياما، ك.، ألبيردي، أ.، أليف، و.، ألغابا، ج. س.، أنانتوا، ر.، أسادا، ك.، أزولاي، ر.، باخ، أ.، باتسكو، أ. ك.، بال، د.، بالوكوفيتش، م.، بانديوبادياي، ب.، بارّيت، ج.، باوبوك، م.، بنسون، ب. أ.، بينتلي، د.، بلاكبيرن، ل.، بلونديل، ر.، بومان، ك. ل.، … تعاون تلسكوب أفق الحدث (2024). النتائج الأولى لتلسكوب أفق الحدث في القوس A*. الثامن. التفسير الفيزيائي للحلقة المستقطبة. رسائل المجلة الفلكية، 964(2)، المقال L26.https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad2df1

هذا العمل مقدم لكم من جامعة جنوب الدنمارك.
ما لم يُذكر خلاف ذلك، فقد تم مشاركته وفقًا للشروط الخاصة بالأرشفة الذاتية.
إذا لم يتم ذكر ترخيص آخر، تنطبق هذه الشروط:

إذا كنت تعتقد أن هذا المستند ينتهك حقوق الطبع والنشر، يرجى الاتصال بنا مع تقديم التفاصيل وسنقوم بالتحقيق في ادعائك.
يرجى توجيه جميع الاستفسارات إلىpuresupport@bib.sdu.dk

استلم في 4 يناير 2024؛ تم تنقيحه في 16 فبراير 2024؛ تم قبوله في 17 فبراير 2024؛ نُشر في 27 مارس 2024

مفاهيم المعجم الموحد لعلم الفلك: الثقوب السوداء (162)؛ الثقوب السوداء العملاقة (1663)؛ فيزياء الثقوب السوداء (159)؛ مركز المجرة (565)؛ التداخل الراديوي (1346)؛ الاستقطاب (1278)؛ الديناميكا الماغنتوهيدروديناميكية (1964)

مواد داعمة: مجموعة من الأشكال

الإشعاع الناتج عن السنكروترون من البلازما القريبة من الثقوب السوداء الضخمة يوفر مصدرًا حاسمًا لفهم العمليات الفيزيائية التي تحرك التراكم والتدفق في نوى المجرات. إنه مستقطب بطبيعته، حيث توفر كل من الاستقطاب الخطي والاستقطاب الدائري معلومات عن كثافة البلازما المنبعثة ودرجة حرارتها وتركيبها ومجالها المغناطيسي. في إطار الراحة للسائل المنبعث، يكون اتجاه الاستقطاب الخطي عموديًا على المجالات المغناطيسية المحلية، لذا تلتقط صور الاستقطاب الخطي هيكل المجال المغناطيسي المسقط عموديًا على خط الرؤية. أي بلازما مغناطيسية على طول خط الرؤية تضيف تأثيرات قطبية إضافية عبر دوران فاراداي، الذي يدور مستوى الاستقطاب الخطي مع الاعتماد، حيث هو الطول الموجي الملاحظ، وتحويل فاراداي، الذي يبادل بين حالات الاستقطاب الخطي والدائري. أخيرًا، بالنسبة للإشعاع بالقرب من الثقب الأسود، فإن الاستقطاب يخضع للدوران غير اللوني نتيجة الانتشار في الزمكان المنحني.

مؤخراً، نشرت مجموعة تلسكوب أفق الحدث (EHT) صوراً للثقب الأسود الضخم في مركز المجرة، القوس A* (Sgr A*؛ تلسكوب أفق الحدث)
برنامج زمالة هابل التابع لناسا، زميل أينشتاين.

يمكن استخدام المحتوى الأصلي من هذا العمل بموجب شروط رخصة المشاع الإبداعي النسب 4.0. يجب أن تحافظ أي توزيع إضافي لهذا العمل على النسبة للمؤلفين وعنوان العمل، واستشهاد المجلة ورقم DOI.

التعاون وآخرون 2022أ، 2022ب، 2022ج، 2022د، 2022هـ، 2022و، هنا بعد الأوراق I-VI). كشفت هذه الصور عن حلقة انبعاث ساطعة تحيط بانخفاض سطوع مركزي (“الظل الظاهر”)، متوافقة مع المظهر المتوقع لثقب أسود كير مع كتلة الذي يجمع فقط تدفقًا ضئيلًا من المادة مقارنةً بتلك التي تم التقاطها عند نصف قطر بوندي بطريقة غير فعالة إشعاعيًا (على سبيل المثال، هيلبرت 1917؛ باردين 1973؛ لومينيه 1979؛ ياروزينسكي وكوربيفسكي 1997؛ فالك وآخرون 2000). توفر المقارنات بين قياسات EHT والمحاكاة العددية تقديرات لمعدل تراكم الكتلة. وإضاءة تكون (انظر، على سبيل المثال، الورقة الخامسة، والمراجع المذكورة هناك). هنا هو معدل تراكم الكتلة في بوندي و هو سطوع إيدينغتون، مع ، و كونها ثابت الجاذبية، سرعة الضوء، كتلة البروتون، ومقطع طومسون، على التوالي. سابقًا، قدمت قياسات الانبعاث المستقطب خطيًا بالقرب من Sgr A* دليلًا قويًا على هذه الحالة المنخفضة من الاقتران (على سبيل المثال، أغول 2000؛ كواتارت وغروزينوف 2000). بالإضافة إلى ذلك، فإن شكل حلقة الانبعاث، بما في ذلك عدم وجود عدم تماثل ملحوظ في السطوع في صور EHT، يفضل زاوية رؤية في Sgr A* تكون عند ميل منخفض إلى معتدل. بالنسبة إلى الزخم الزاوي لتدفق التراكم الداخلي (انظر، على سبيل المثال، الشكل 9 في الورقة الخامسة).

تقرير تعاون تلسكوب أفق الحدث وآخرون (2024، فيما بعد الورقة السابعة) عن أول صور مستقطبة لـ Sgr A*، باستخدام ملاحظات EHT عند 230 غيغاهرتز التي تم أخذها في عام 2017. تظهر هذه الصور نمط استقطاب حلزوني بارز في حلقة الانبعاث.
الذي يتمتع باستقرار زمني، مستقطب خطيًا بقوة ( )، وتسيطر عليها بنية متناظرة حول المحور. كل من متوسط نسبة الاستقطاب للصورة ( ) ونسبة الاستقطاب المحلولة ( ) أعلى بكثير في Sgr A* مقارنة بملاحظات EHT لـ M87* (تعاون تلسكوب أفق الحدث وآخرون 2021a، فيما بعد ورقة M87* VII). في M87*، تم تفسير نمط الاستقطاب هذا بواسطة مجالات مغناطيسية متماسكة وديناميكية، تم إلغاء استقطابها بواسطة تأثيرات فاراداي (تعاون تلسكوب أفق الحدث وآخرون 2021b، فيما بعد ورقة M87* VIII).

في هذه الورقة، نقدم النمذجة النظرية والتفسير المرافق للورقة VII. في القسم 2، نلخص القيود الجديدة للملاحظات الاستقطابية على Sgr A*. في القسم 3، نقدم حججًا عامة حول ما تعنيه هذه القيود بالنسبة لـ Sgr A* من خلال المقارنة مع ثلاثة نماذج بسيطة: نماذج فيزيائية ذات منطقة واحدة لتقييم خصائص البلازما، نماذج حلقية هندسية لتقييم درجة التماسك في الصورة المستقطبة، ونماذج انبعاث شبه تحليلية لتقييم التفاعل بين الزمكان ومعلمات الانبعاث في تحديد هيكل الصورة المستقطبة. في القسم 4، نصف مكتبة كبيرة من محاكاة الديناميكا المغناطيسية النسبية العامة (GRMHD) لـ Sgr A*. في القسم 5، نقيم أي من هذه النماذج GRMHD متوافقة مع القيود الملاحظة. في القسم 6، نلخص نتائجنا ونصف الآفاق لتحسين القيود من الملاحظات المستقبلية لـ Sgr A*.

في الورقة VII، تم بناء صور استقطابية ثابتة من بيانات Sgr A* EHT المأخوذة في 6 و7 أبريل 2017 بين 226.1 و230.1 غيغاهرتز (انظر القسم 2 من الورقة VII لمزيد من التفاصيل). للتفسير النظري، نتبنى ثمانية قيود ملاحظة مستمدة من الصور التي تم إنشاؤها بواسطة طرق THEMIS وإعادة بناء الحلقة m (لاحظ أن “m” هو رقم الوضع الزاوي هنا، وليس نسبة الاستقطاب؛ انظر جونسون وآخرون 2020). من بين الطرق الأربعة المدرجة في الورقة VII، هذه هي الطرق الوحيدة التي توفر تقديرات بايزي، والتي نحسب منها فترات الثقة. هذه الطرق تتبنى افتراضات مختلفة تمامًا، وفي بعض النواحي، تحدد التباين المكاني والزماني المحتمل. باختصار، طريقة الحلقة m تناسب نموذج حلقة لكل لقطة بشكل مستقل، لكن التباين المكاني المسموح به محدود جدًا من حيث البناء ( للحدة الكلية، للاستقطاب الخطي، و للاستقطاب الدائري). بالمقابل، تحاول THEMIS تحسين صورة ثابتة واحدة تتماشى مع البيانات الكاملة على مر الزمن، مع ميزانية ضوضاء تُعزى إلى التباين الزمني. على الرغم من الفروق الكبيرة بين هذه النماذج، فإنها تستعيد كميات الصورة الرئيسية بدقة مماثلة في اختبارات البيانات الاصطناعية وتصل إلى ملاحظات متسقة إلى حد كبير (الورقة VII).

طوال هذا العمل، يمثل قياس الدوران الكبير والمتغير الزمني (RM) لـ Sgr A* عدم يقين منهجي كبير. يُعرف بأنه ، حيث هو زاوية موضع المتجه الكهربائي (EVPA)، قد ينشأ RM لـ Sgr A* من دوران فاراداي الداخلي إلى المنطقة المنبعثة، أو شاشة خارجية، أو تغييرات في البلازما التي تم استكشافها كدالة لعمق الضوء، أو مجموعة من هذه التأثيرات. من خلال فحص منحنيات الضوء المستقطبة لنفس اليومين كما في ملاحظات EHT لدينا، توصل ويلغوس وآخرون (2024) إلى . نحتفظ بمناقشة مطولة حول RM لـ Sgr A* في كل من الملاحظات والنظرية في الملحق C. باختصار، فإن نسبة RM

ملاحظة. توفر هاتان الطريقتان كل منهما تقديرات، منها يتم اقتباس مناطق الثقة. كقيود على نماذجنا، نتبنى بحذر الحد الأدنى والحد الأقصى من هذه مناطق الثقة من كلا الطريقتين مجتمعتين (العمود الأيمن)، باستثناء ، الذي يُعتبر حدًا أعلى. تفترض المعكوسة أن RM المتوسطة يمكن أن تُعزى إلى شاشة فاراداي خارجية، والتي يتم اعتماد تردد 228.1 غيغاهرتز لها.
الذي يمكن أن يُعزى إلى شاشة فاراداي خارجية لا يزال غير محلول. وبالتالي، طوال هذا العمل نعتبر إحصائيات الصورة المستعادة مع وبدون عكس RM. يتوافق عكس الصورة مع تفسير حيث يتم إرجاع RM المتوسط الزمني إلى شاشة فاراداي خارجية مستقرة نسبيًا، منفصلة عن نماذجنا، والتي يمكن تصحيحها. الامتناع عن القيام بذلك يتوافق مع تفسير يتم فيه توليد كل RM داخليًا، ضمن نماذجنا. يمكن لمحاكاة GRMHD لدينا إعادة إنتاج التباين اليومي لـ RM، ولكن ليس استقراره في الإشارة (انظر الملحق C).

لكل من هذه الطرق، تم حساب ثمانية قيود ملاحظة تم استكشافها في هذه الورقة، المدرجة في الجدول 1. لتوليد هذه النطاقات، تم إنشاء كمية كبيرة من الصور المتوافقة مع البيانات من توزيع تقديرات كل طريقة. قمنا بحساب القيم القابلة للملاحظة ذات الصلة لكل من هذه الصور ثم استنتجنا مناطق الثقة. لا توفر طريقة الحلقة m قيمًا مستقلة لـ ، والتي يتم تثبيتها على القيمة المتوسطة المستنتجة من ALMA لتحليل الاستقطاب الدائري (انظر الورقة VII). عند دمج الطريقتين للتفسير النظري، نتبنى الحد الأدنى والحد الأقصى من اتحاد كلا مناطق الثقة (انظر الشكل 10 في الورقة VII للتصور).

تشير الكميات و إلى الاستقطاب الخطي والدائري الصافي الذي يمكن استنتاجه من قياس غير محدد مكانيًا للصورة المتوسطة الزمنية. يتم إعطاؤها بواسطة

حيث تشير إلى مجموع كل بكسل . بالنسبة لمنحنيات الضوء المحللة زمنياً، والتي تختلف عن القيم المستنتجة من إعادة بناء صورتنا الثابتة، يجد ويلغوس وآخرون (2022b، 2024) و ، على التوالي، حيث نقتبس المركزية للقيم الملاحظة خلال نفس اليومين من الملاحظة. من المثير للاهتمام، نجد أن طريقة الحلقة m تصل إلى قيم
أقل بكثير من مقارنة بـ THEMIS، والتي قد تُعزى إلى إلغاء زمني لأنماط EVPA المتقلبة.

تتعلق بقية قيودنا بكميات هيكلية، بدءًا من و ، نسبة الاستقطاب الخطي والدائري المتوسطة للصورة. يتم إعطاؤها بواسطة

لاحظ أن هذه الكميات تعتمد على الدقة الفعالة لصورنا. طوال هذا العمل، نقتبس القيم من محاكاة لدينا تتوافق مع كدقة لمحاكاة دقة EHT. نتعامل مع نسبة الاستقطاب الدائري المحلولة كحد أعلى، وبالتالي يمتد النطاق المدمج إلى 0 في الجدول 1. ويرجع ذلك إلى أن الصور المستقطبة دائريًا المقدمة في الورقة VII تظهر اختلافات هيكلية نُعزى إلى الضوضاء (انظر أيضًا تعاون تلسكوب أفق الحدث وآخرون 2023، فيما بعد ورقة M87* IX). بسبب الحجم المطلق المتأصل في تعريف هذه الكمية، فإنه يكون متحيزًا بشكل مرتفع عندما تكون نسبة الإشارة إلى الضوضاء منخفضة جدًا.

تشير أوضاع المعقدة إلى تفكيك فورييه لهيكل الاستقطاب الخطي، حيث تشير إلى عدد المرات التي تدور فيها علامة EVPA مع الزاوية (بالومبو وآخرون 2020). يتم تعريف هذه المعاملات بواسطة

حيث و تشير إلى الإحداثيات القطبية في الصورة و . الوضع غير المتغير بالدوران، ، له اتصالات طبيعية مع ما نعتقد أنه هياكل قرص/نفاث متناظرة زاويًا، وبشكل خاص هندسة المجال المغناطيسي. يشفر اتساعه قوة هذا الوضع، بينما يشفر طوره زاوية الميل ويد اليمين لعلامات EVPA. نلاحظ أقرب إلى من ، مما يتوافق مع أنماط العلامات التي هي أكثر شكلًا دائريًا من شعاعي.

عند النظر في القيود الملاحظة بدون عكس RM، نتبنى ببساطة نطاق كما لوحظ في السماء. عند النظر في القيود الملاحظة مع عكس RM، نقوم بعكس على افتراض أن هناك شاشة فاراداي خارجية بيننا وبين المنطقة المنبعثة التي يمكننا وصفها بواسطة RM المتوسطة على مر الزمن. نظرًا لأن تعتمد على ضعف EVPA، نضيف لذلك إلى ، حيث هو RM المتوسطة الملاحظة في 6 و7 أبريل. وبالتالي، يمتد النطاق على تم تحويله بشكل كبير بواسطة شاشة فاراداي بواسطة تطبيق هذا الإزالة للدوران يؤدي إلى تغيير و توسيع القيد.

تم رسم الصور المتوسطة من التوزيعات الخلفية التي تم إنشاؤها بواسطة كل طريقة في الشكل 1. يتم عرض مجموعتين من الصور المستقطبة خطيًا، تتوافق مع الصور بدون دوران وبتدوير، على التوالي. لاحظ أن التدوير يعكس اتجاه لولب الاستقطاب، مما له آثار مهمة على هيكل التدفق. في الصفين الأولين، يتم عرض الكثافة الكلية بتدرج الرمادي، مع رسم خطوط الكنتور عند ، ، و من ذروة السطوع. تتكرر هذه الخطوط في الصف السفلي. في الصفين العلوي والوسيط،

تشفّر العلامات الملونة الاستقطاب الخطي، حيث يتناسب الطول مع إجمالي شدة الاستقطاب الخطي، ويتناسب اللون مع الاستقطاب النسبي. تُمثل الخطوط البيضاء المتقطعة شدة الاستقطاب الخطي بدلاً من الشدة الكلية.

أخيرًا، نقوم أيضًا بحساب أبسط وضع غير متناظر دورانيًا، ، كاستقصاء لعدم التماثل في الاستقطاب. مرة أخرى، يشفر قوة هذا الوضع، ونستخدم كاستكشاف للتناظر الدوراني. نظرًا لعدم وجود محور واضح (مثل محور الدوران) لتعريفه نحن لا ندرس . نحن أيضًا نمتنع عن حساب الترتيبات العليا الأوضاع، التي من المرجح أن تكون حساسة لتقلبات الضوضاء على نطاق أصغر.

كما تم مناقشته في القسم السابق، فإن الصورة المستقطبة خطيًا لـ Sgr A* تظهر ثلاث ميزات بارزة:

الاتجاه المعاكس لعقارب الساعة بعد التدوير بواسطة RM الظاهر، أو في اتجاه عقارب الساعة دون التدوير.

قبل استكشاف نماذج GRMHD الأكثر اكتمالاً من الناحية الفيزيائية، نوضح أن كل من هذه الميزات يمكن فهمها في سياق نماذج تحليلية بسيطة.

نستخدم الافتراضات الأساسية الموصوفة في الورقة الخامسة التي تفيد بأن Sgr A* هو ثقب أسود يتراكم عليه المادة مع نسبة إيدينغتون صغيرة للغاية ونتبع الورقة الثامنة الخاصة بـ M87* لتضمين الاستقطاب. هذا النموذج المستقطب ذو المنطقة الواحدة يثبت صحة النماذج العددية الأكثر تعقيدًا المعروضة لاحقًا في هذه الورقة ويقدم تفسيرًا طبيعيًا لنسبة الاستقطاب العالية لـ Sgr A* مقارنة بـ M87*.

نحن نمذج تدفق التراكم حول كرات متجانسة من البلازما ذات نصف قطر ، حيث ، مقارنة بالحجم الملحوظ لـ عند 230 جيجاهرتز (الأوراق III و IV)، مع حقل مغناطيسي موحد موجه في اتجاه مرجعي الميل بالنسبة لخط الرؤية. تعتمد نتائج نموذجنا ذو المنطقة الواحدة بشكل ضعيف فقط على اتجاه المجال. لاحظ أن سرعة البلازما والانزياح الجاذبي مهملان.

في الورقة الخامسة، افترضنا أن البلازما رقيقة بصريًا، ونسبة درجة حرارة الأيونات إلى الإلكترونات هي 3، وأن الأيونات تحت الفيرالية بعامل 3، والبلازما اعتماد قيود التدفق الملاحظ (ويلغوس وآخرون 2022أ)، حصلنا على الحل الذاتي المتسق و باستخدام هذا الحل، يمكننا تقدير قوة دوران فاراداي عند 230 جيجاهرتز مع العمق البصري لدوران فاراداي. :

أين هو معامل دوران فاراداي (على سبيل المثال، جونز وهاردي 1979). بالمقابل، توصلت نماذج مماثلة إلى لـ M87* (ورقة M87* الثامنة). القيمة المستنتجة لـ Sgr A* تشير إلى أن دوران فاراداي الداخلي
قد لا تكون قابلة للتجاهل (انظر أيضًا ويلغس وآخرون 2024)، لكنها قد لا تؤدي بالضرورة إلى إزالة استقطاب كبيرة.

من خلال تضمين تأثيرات العمق البصري واستخدام انبعاث وتوصيل السنكروترون المستقطب وفقًا لدكستر (2016)، نقوم بتخفيف بعض الافتراضات، مثل نسب درجات حرارة الأيونات والإلكترونات وعامل الفيريل، ونرسم مساحة المعلمات المسموح بها كما في ورقة M87* الثامنة. على وجه التحديد،

المتطلبات المذكورة أعلاه محددة بالمناطق الرمادية والخضراء في الشكل 2، على التوالي. تُظهر خطوط الكنتور المنقطة الحمراء شدة الحقل المغناطيسي، وتفترض الألواح المختلفة بلازما مختلفة. . باللون الأزرق، نرسم الخط المحيط الذي يتوافق مع ، حيث يصبح الاستقطاب الداخلي لفاراداي أكثر أهمية. على عكس M87* (انظر الشكل 2 من ورقة M87* VIII)، نجد أن المناطق التي يتم فيها تلبية قيود التدفق الكلي والقيود الشفافة بصريًا تحدث فقط في مناطق رقيقة لفاراداي من فضاء المعلمات. نلاحظ أن هذا يتوافق مع قياسات RM متعددة الترددات التي تقترح (ويلغوس وآخرون 2024). مرة أخرى، هذا يكفي لتدوير نمط EVPA بشكل ملحوظ، لكنه ليس كافيًا للتسبب في إزالة الاستقطاب بشكل كبير.

باختصار، تتطلب قيود التدفق الكلي وعمق البصريات لـ Sgr A* عمق فاراداي صغير، مما يفسر القيم الكبيرة المستنتجة لـ .

لأن إزالة الاستقطاب الشعاعي يمكن أن تقلل فقط من الكسر الاستقطابي الملحوظ، فإن قياسات الاستقطاب الخطي على مقاييس زاوية مختلفة توفر معلومات حول درجة النظام في الاستقطاب الأساسي. من الناحية النظرية، قد يكون من الممكن أن يكون المجال المغناطيسي الأساسي متشابكًا بشكل كبير على مقاييس أصغر بكثير من الشعاع. ومع ذلك، فإن مجموعة من غير المحلولة ( ) وبدقة EHT تقيس قياسات الاستقطاب الخطي درجة النظام في نمط الاستقطاب الحقيقي الأساسي على

مقاييس أصغر من حجم شعاعنا، مما يمنع وجود اضطراب غير محدد مكانيًا بشكل كبير.

كنموذج لعبة بسيط، قمنا بتحليل حلقة دائرية رقيقة مع استقطاب محصور في وضعين فوريير أزيموثيين، تم تمييزهما بمؤشر أولاً، نضيف ثابتاً ( وضع يحدد . نحن نثبت سعة هذا الوضع لتكون 0.07 لتتناسب مع الملاحظات غير المحلولة لـ . بعد ذلك، نضيف وضعًا ثانيًا مع مؤشر متغير وسعة 0.7، مشابهة لقمة الاستقطاب النسبي المتوقع لإشعاع السينكروترون. من خلال تغيير ، يمكننا تقييم درجة التماسك المسموح بها في استقطاب Sgr A* بشكل تقريبي.

تظهر الشكل 3 الاستقطاب النسبي المحلول بدقة زاوية قدرها كدالة لمؤشر الوضع الثانوي . سيكون لكل من حقل الاستقطاب المنظم تمامًا ( ) وحقل الاستقطاب غير المنظم بشدة ( ) . بالنسبة للأول، لا يوجد تدهور في الشعاع؛ بالنسبة للأخير، فإن تدهور الشعاع يقضي على كل الطاقة المستقطبة على المقياس الصغير، حتى عند دقة EHT. ومن ثم، فإن القيمة العالية لـ بالنسبة لـ التي نلاحظها هي تشخيص قوي للبنية المستقطبة المتماسكة.

كما هو متوقع، فإن القيم الصغيرة لـ تنتج كسور استقطاب محلولة مرتفعة جدًا، بينما القيم الكبيرة لـ تنتج كسور استقطاب محلولة منخفضة جدًا. العديد من التأثيرات التي لم يتم تضمينها في هذا النموذج البسيط يمكن أن تقلل من الاستقطاب النسبي المحلول – قد تكون سعة بنية الاستقطاب على المقياس الصغير أقل بكثير من الحد الأقصى للسينكروترون (على سبيل المثال، بسبب عمق بصري أو تدهور فاراداي)، قد يكون هناك مزيج من أكثر من اثنين من

الأوضاع، وقد تكون هناك بنية استقطاب شعاعية تسبب تدهور الشعاع. ومن ثم، يوفر هذا المثال حدًا أدنى محافظًا على مقياس البنية المستقطبة المتماسكة. لتكون متسقة مع قياساتنا لـ Sgr A*، نحتاج إلى ، مما يتوافق مع بنية على مقاييس زاوية من كما. هنا ، حيث هو المسافة و هو نصف قطر حلقة الإشعاع التقريبية في Sgr A*. ومن ثم، حتى بدون نمذجة مفصلة، نتوقع أن الاستقطاب الأساسي في Sgr A* منظم للغاية، مع طاقة كبيرة على مقاييس زاوية من أو أكثر. أي أن الكسر الكبير للاستقطاب المحلول يعني ترتيب نسبي لنمط المجال المغناطيسي على مقاييس أقل من حجم الشعاع.

تمكن النماذج شبه التحليلية من التحقيق في تأثيرات معلمات النموذج على الصور بتكلفة حسابية منخفضة. على سبيل المثال، تم استخدام النماذج شبه التحليلية لتدفقات الانجذاب غير الفعالة إشعاعيًا لعقود للحصول على رؤى قابلة للتعامل ولكن مدفوعة جسديًا حول تدفقات الانجذاب (برومايلي وآخرون 2001؛ برودريك وآخرون 2009، 2011، 2014، 2016؛ بو وآخرون 2016؛ بو وبرودريك 2018؛ فينسنت وآخرون 2022). هنا نستكشف نموذجًا بسيطًا جدًا، KerrBAM (أو نمذجة الانجذاب البايزية لكير)، وهو نموذج شبه تحليلي لإشعاع السينكروترون المحيطي، المحوري حول ثقب أسود كير (بالومبو وآخرون 2022). يقوم هذا الإطار النمذجي بإجراء تتبع للأشعة في فضاء كير الزمني لإنتاج صورة نموذجية تفترض حلقة استقطاب مع سرعة سائلة محددة، وهيكل مجال مغناطيسي، وملف إشعاع شعاعي. هنا نستخدم هذا النموذج البسيط لتوضيح تأثيرات الميل والدوران على بنية الصورة المستقطبة.

كنقطة انطلاق، نقوم بمتوسط المجالات المغناطيسية ومجالات السرعة في ثلاث محاكيات KHARMA GRMHD (سيتم مناقشتها في القسم 4) في كل من الزمن والزوايا. نحدد حلقة من الإشعاع مركزة عند نصف قطر ونستخدم قيم سرعة السائل وهيكل المجال المغناطيسي المستخرجة من مستوى GRMHD في هذا نصف القطر. لإعطاء حلقة الإشعاع عرضًا محدودًا بشكل واقعي، يتم توزيع الإشعاع في توزيع غاوسي يمتد تقريبًا ، مع الحفاظ على ثوابت السرعة والمتجهات المغناطيسية. مع هذه القيم، يتمكن KerrBAM من التقاط تأثيرات الإشعاع، وسحب الإطار، والتكبير على الصورة الناتجة. لاحظ أن هذا النموذج يستبعد المساهمة المحتملة للإشعاع من المستوى الأوسط (على سبيل المثال، فالك وآخرون 1993؛ ماركوف وآخرون 2007).

لثلاثة أقراص مغناطيسية محبوسة (MADs) مع دوران ، و +0.94، نرسم عدة كميات استقطابية مثيرة للاهتمام (العمود الأيسر) وصور نماذجها (الأعمدة التالية) في الشكل 4. جنبًا إلى جنب مع الملاحظات الاستقطابية، نضع قيودنا باللون الرمادي، حيث بالنسبة لـ يتم عرض النطاق بدون دوران RM كمنطقة مخططة. نظرًا لأن هذا النموذج يضع الإشعاع بالضبط عند المستوى الأوسط من خلال البناء، فإن الصور المنتجة عند الميل القريب جدًا من مضللة وبالتالي لا يتم تضمينها. لا تتضمن وصفة KerrBAM تأثيرات فاراداي، حيث يتم نمذجة عمق بصري بشكل تقريبي (في هذه الحالة تطبيق عمق بصري يعبر عن المستوى الأوسط المطبق بشكل موحد على

، و ) ويفترض نموذج إشعاع محدد مسبقًا محصور في المستوى الأوسط، لذا فإن التوافق التفصيلي مع نماذج GRMHD ليس متوقعًا ولا يتحقق. ومع ذلك، فإن هذا النموذج مفيد لفهم عدة اتجاهات نوعية في مكتبة GRMHD الخاصة بنا التي تم إعادة إنتاجها بنجاح.

أولاً، يتم تقليل الاستقطاب الصافي عند الميل المنخفض، حيث يتسبب تناظر تدفق الانجذاب في إلغاء الاستقطاب في الصورة المجمعة. سعة الوضع الثابت الدوراني دائمًا مرتفعة، بسبب التناظر الزاوي الأساسي للنظام. في الوقت نفسه، تكون سعة أقوى عند الميول الأعلى، حيث إنها حساسة للاختلافات في الصورة المستقطبة. أخيرًا، نحن
نسلط الضوء على اعتماد الدوران لـ ، والذي يظهر هذا النمذجة أنه مدفوع بتطور هيكل المجال المغناطيسي والسرعة في محاكيات GRMHD بسبب سحب الإطار (انظر أيضًا ريكارتي وآخرون 2022؛ تشايل وآخرون 2023؛ إمامي وآخرون 2023ب). يحتوي نموذج على ، مما يتوافق مع نمط EVPA حلقي للغاية وبالتالي مجالات مغناطيسية شعاعية. في الوقت نفسه، تكتسب نماذج الدوران الأعلى بسبب هياكل EVPA الحلزونية الأكثر. من المثير للاهتمام أن تظل مستقرة بشكل ملحوظ مع الميل، على الرغم من أن بنية الصورة العامة تبدو أنها تتطور بشكل كبير بالعين.

تظهر هذه الاستكشافات أن بعض من أبرز الميزات النوعية للصورة المستقطبة يمكن تتبعها

ملاحظة. العمود الأخير هو ، مع إحداثيات متزايدة في نصف القطر، متزايدة في الزاوية القطبية ، و متناسبة مع الطول . يتم إعطاء الأوقات بوحدات من ونصف الأقطار بوحدات من . قد يتم اعتماد إعدادات مختلفة لنماذج MAD مقارنة بنماذج SANE، كما هو موضح بواسطة .
إلى الخصائص الأساسية للسائل وفضاء الزمن (هيكل المجال المغناطيسي والدوران) دون الحاجة إلى استدعاء جوانب أكثر عدم اليقين من نماذج GRMHD مثل دوران فاراداي، ونسبة درجة حرارة الإلكترون إلى الأيون، ودالة توزيع الإلكترون. ومع ذلك، لا تزال الحسابات الأكثر اكتمالًا جسديًا مع محاكيات GRMHD التي تتضمن هذه التأثيرات بشكل ذاتي ضرورية للمقارنة الكمية.

بينما توفر النماذج شبه التحليلية رؤى نوعية وحدس حول تدفقات تراكم الثقوب السوداء، إلا أنها لا تفرض قوانين الحفظ أو تلتقط الظواهر الزمنية مثل الاضطراب والصدمات التي تلعب دورًا حاسمًا في تحديد الهيكل التفصيلي للنظام. وبالتالي، نقوم بإنشاء نماذج مصدر ديناميكية باستخدام محاكاة GRMHD العددية المثالية. يبدو أن تقريب السوائل يتعارض مع حقيقة أن معدل تصادمات كولوم صغير، مما يؤدي إلى مسارات حرة متوسطة تتجاوز حجم النظام، مما يعني أن معالجة كينتيك خالية من التصادمات قد تكون ضرورية (ماهديان وكواترت 1997). ومع ذلك، يمكن أن تنتج عدم استقرار كينتيك عدم تجانسات صغيرة في المجال المغناطيسي التي تنتج فعالية تصادمية من خلال تفاعلات الجسيمات والموجات (كونز وآخرون 2014؛ ريكويلمي وآخرون 2015؛ سيروني ونارين 2015؛ ميران وآخرون 2019). نفترض ضمنيًا أن التأثيرات الإشعاعية مثل التبريد ليست مهمة ديناميكيًا لتطور السائل. هذه الفرضية مدفوعة جيدًا نظرًا لانخفاض معدل التراكم. الذي تكون فيه فترة التبريد الإشعاعي طويلة مقارنة بفترة التراكم (ديبي وآخرون 2012؛ رايان وآخرون 2017؛ تشايل وآخرون 2018؛ بورت وآخرون 2019؛ ولكن انظر أيضًا يون وآخرون 2020).

في الورقة الخامسة، لمقارنة شدة الإشعاع الكلي مع قيود EHT ومتعددة الأطياف، قمنا بإنشاء مجموعة من الصور المستمدة من GRMHD تأخذ عينات من مجموعة من الظروف الأولية والمعلمات لدرجة حرارة الإلكترون ودالة التوزيع. نحن نبسط استكشافنا في هذا العمل، مقيدين أنفسنا بمحاكاة ذات ظروف أولية على شكل حلقة غير مائلة، ودوال توزيع إلكترونية حرارية نسبية (eDFs) تفتقر إلى المساهمات غير الحرارية، ودرجات حرارة إلكترونية محددة عبر Mościbrodzka وآخرون (2016). الوصفة (انظر المعادلة (8) أدناه). يتم تلخيص خصائص محاكاة GRMHD الخاصة بنا في الجدول 2. يتم دمج النقل الإشعاعي ضمن نصف قطر ، مع تجاهل صريح للمواد في المناطق ذات المغناطيسية العالية مع ، حيث يتم حقن كثافة الكتلة بشكل مصطنع للحفاظ على استقرار المحاكاة. نقوم باختبار تأثير اختياراتنا لنصف قطر التكامل الخارجي، قطع، و eDF في الملحقات D-F، على التوالي. بينما تعتبر الانحرافات عن هذه الافتراضات مثيرة للاهتمام و

ملاحظة. نحن نأخذ عينة خشنة من فضاء المعلمات ذو الأبعاد الخمسة. لكل مجموعة من المعلمات ولكل من رموز KHARMA و BHAC، نقوم بتتبع الأشعة لما يعادل 10 ليالٍ من الملاحظات.
من الناحية الجسدية، نؤجل التحقيق الشامل في هذه المواضيع إلى أعمال مستقبلية.

تقوم مكتبة GRMHD الخاصة بنا بأخذ عينات من فضاء معلمات ذو خمسة أبعاد. المعلمة الأولى هي حالة المجال المغناطيسي، إما نموذج MAD (بيسنوفتاي-كوجان ورزمايكين 1976؛ إيغومينشيف وآخرون 2003؛ نارايان وآخرون 2003؛ تشيكهوفسكوي وآخرون 2011) أو نموذج التطور القياسي والعادي (SANE) (دي فيلييرز وآخرون 2003؛ غامي وآخرون 2003؛ نارايان وآخرون 2012؛ سادوسكي وآخرون 2013). تصف هذه النماذج الحالات التي يكون فيها التدفق المغناطيسي الذي يخترق الأفق لمعدل تراكم معين قد تشبع وأصبح ذا أهمية ديناميكية (MAD) أو لا (SANE). الثانية هي دوران الثقب الأسود، الذي نرمز له بـ حيث تشير العلامة السلبية إلى قرص متراجع بالنسبة إلى متجه الدوران. والثالث هو الميل، الذي يأخذ عينات بشكل موحد بدلاً من فقط كما تم التحقيق فيه في الورقة الخامسة، لأن دوران فاراداي وانبعاث الاستقطاب الدائري يكسران التماثل عند اعتبار الاستقطاب. معلمنا الرابع هو الذي يحدد القيمة التقريبية لنسبة درجة حرارة الأيونات إلى الإلكترونات كالبلازما (موستشيبروتسكا وآخرون 2016). بالتحديد،

أين و هي درجات حرارة الأيونات والإلكترونات، على التوالي. بينما كانت الأهمية المحتملة لتبريد الإلكترونات لمصدر M87* تحفز النماذج التي تحتوي على إلكترونات أكثر برودة، هنا نأخذ في الاعتبار فقط بسبب النسبة الأصغر بكثير من إيدينغتون لـ أخيرًا، المعامل الخامس لدينا هو قطبية المجال المغناطيسي بالنسبة إلى متجه الزخم الزاوي للقرص، سواء كانت متوافقة أو معكوسة، مما يؤثر على اتجاه دوران فاراداي ويد الازدواجية للإشعاع المستقطب دائريًا. هذه الدرجة الأخيرة من الحرية تهم فقط في نقل الإشعاع المستقطب وتم تجاهلها في الورقة الخامسة. نحن ننتج مكتبة من الصور لكل مجموعة من هذه المعاملات، كما هو موضح في الجدول 3.

نحتفظ باستخدام رموز متعددة لتقييم الفروق النظامية العددية. من أجل التسجيل، نقوم بإنشاء مكتبات تمتد ما يعادل حوالي 108 ساعة من الملاحظات الليلية للتركيبات المعلمية المدرجة في الجدول 3 باستخدام مجموعتين من الأكواد: KHARMA (Prather وآخرون 2021) + IPOLE (موشيبروتسكا وغامي 2018) و BHAC (بورت وآخرون 2017؛ أوليفاريس وآخرون 2019) + رابتر (برونزوير وآخرون 2018، 2020)، حيث يتوافق الرمز الأول والثاني في كل زوج مع GRMHD و GRRT، على التوالي. كتحقق إضافي من التناسق، يتم إنشاء مجموعة ثالثة باستخدام H-AMR (ليزكا وآخرون 2022) + IPOLE لمجموعة فرعية من فضاء المعلمات (فقط حقول متوافقة، و ) التي لا نستخدمها للتسجيل.

يتم تهيئة كل محاكاة مع حلقة من الغاز في توازن هيدرو ديناميكي مع زخم زاوي ثابت (فيش بون ومونكريف 1976). يتم إزعاج هذه الحلقات بحقل مغناطيسي ضعيف، قطبي. تختلف المحاكاة في نصف قطرها الابتدائي لأقصى ضغط (من إلى ) ومؤشر الأديباتيك، . تختلف الرموز في اختيارها لـ لأن ينطبق على سائل من الإلكترونات النسبية و ينطبق ذلك على سائل من الأيونات غير النسبية، ولكن يتم تطوير سائل واحد فقط في هذه النماذج. اعتمادًا على حجم الحلقة وتكوين المجال المغناطيسي الأولي، تتطور المحاكاة إلى حالة MAD أو SANE (انظر، على سبيل المثال، وونغ وآخرون 2022).

في الشكل 5، نعرض مجموعة من لقطات GRMHD المتوسطة زمنياً من مكتبتنا، مشوشة إلى دقة EHT باستخدام نواة التمويه الغاوسي مع عرض كامل عند نصف الحد الأقصى (FWHM) من في اللوحة اليسرى من كل مجموعة، نرسم الكثافة الكلية بتدرج الرمادي والاستقطاب الخطي المحلّل كعلامات ملونة. في اللوحة اليمنى من كل مجموعة، نرسم الاستقطاب الدائري من الأزرق إلى

أحمر مع خطوط كثافة إجمالية. كل لوحة مُعَيرة بشكل فردي بحيث تمتد خرائط الألوان من 0 إلى الحد الأقصى على اليسار و على اليمين. كل من هذه النماذج هو MAD محاكاة المجال المتماسك، تم حسابها باستخدام رموز مختلفة كما هو موضح أعلاه.

تظهر الرموز توافقًا من حيث الكثافة الكلية والشكل المستقطب، لكنها تختلف بعض الشيء في درجة الاستقطاب. مع زيادة الميل، تصبح صورة الكثافة الكلية أكثر عدم تماثل بسبب تأثير دوبلر (على سبيل المثال، فالك وآخرون 2000؛ ميديروس وآخرون 2022؛ الورقة الخامسة). وينطبق الشيء نفسه على الاستقطاب، الذي يتأثر أيضًا بتدرج إزالة الاستقطاب بفاراداي (انظر الملحق A.3). يتم تشفير هندسة المجال المغناطيسي كما تم أخذها من خلال الأشعة الضوئية المنحرفة في صورة الاستقطاب الدائري. على وجه الخصوص، تعرض الصور الجانبية في الاستقطاب الدائري انعكاسات في الإشارة على طول كل من المحور الأفقي والرأسي بسبب تقلبات في اتجاه المجال المغناطيسي على خط الرؤية، وتختفي هذه الإشارة مع انخفاض زاوية الرؤية (ريكارت وآخرون 2021؛ تسونيتو وآخرون 2021).

نقدم منهجية جديدة لتقييم كل من نماذج GRMHD الخاصة بنا باستخدام القيود القطبية الثمانية في الجدول 1. تعمل خطة التقييم الجديدة لدينا على صور GRMHD المتوسطة زمنياً وتحاول استيعاب التباينات بين الأكواد. لاحظ أننا ندرج فقط الكميات المستنتجة من صورنا القطبية في هذه القيود، ولكننا سنناقش المقارنات مع الكثافة الكلية والقيود متعددة الترددات المستمدة في الورقة الخامسة.

الشكل 6. القيود القطبية المجمعة على مكتبة نموذج GRMHD باستثناء تفشل النماذج البرتقالية، بينما تنجح النماذج الخضراء في الزاويتين المعطاة والمكملة، وتنجح المناطق الزرقاء فقط مع الزاوية المعطاة أو المكملة كما هو موضح. يتم رسم نماذج SANE في النصف العلوي، بينما يتم رسم نماذج MAD في النصف السفلي. تتوافق الأعمدة المختلفة مع دوران مختلف من -0.94 إلى 0.94. داخل كل شريحة، يتوافق الاتجاه الشعاعي مع واتجاه الزاوية الأفقية يتوافق مع ميل المراقب.
2. لكل مجموعة من المعلمات، نقوم بدمج قيم المتغيرات القابلة للرصد التي تتنبأ بها رموز KHARMA و BHAC. نظرًا لوجود 10 نوافذ ومجموعتين من الرموز، فإن هذا يؤدي إلى 20 عينة مختلفة. من هذه القيم، نحسب الكوانتيلات لكل ملاحظة لالتقاط تباين الوقت.
3. ينجح النموذج في تجاوز قيد الملاحظة الفردية إذا كان هناك تداخل بينه وبين منطقة الكوانتيل وتلك الخاصة بالملاحظات. ينجح النموذج في تلبية مجموعة من القيود الملاحظية إذا اجتاز جميع القيود في المجموعة في الوقت نفسه.

أهم الفروق مقارنة بنظام التقييم المستخدم في الورقة الخامسة هي أن هذا النظام الجديد يعمل على الصور المتوسطة زمنياً ويجمع النتائج من عدة أكواد في نطاق نظري واحد. قمنا باختبار إجراء التقييم باستخدام مجموعة محاكاة واحدة في كل مرة. نظرًا لأن درجات حرارة الإلكترونات في نموذج KHARMA تُعطى بشكل منهجي أعلى من تلك الخاصة بنماذج BHAC (انظر الملحق H)، فإن نماذج KHARMA تمرر نماذج ذات أكبر هناك المزيد من الاختلاف بين الرموز لنماذج SANE مقارنة بنماذج MAD. القيود التي يوجد بها أكبر قدر من الاختلاف بين الرمزين هي ، و ، حيث استبعدت محاكاة KHARMA نماذج SANE أكثر من محاكاة BHAC في كل حالة.

كل من القيود الرصدية لها ارتباطات معروفة مع الفيزياء الأساسية. وللاختصار، نؤجل استكشافًا تعليميًا لكيفية تأثير كل من معلماتنا الحرة.

يتم طباعة على الملاحظات في الملحق أ. ندرس كيف يؤثر كل قيد فردي على اختيار النموذج في الملحق ب. هنا نلخص نتائج التقييم على أعلى مستوى، أولاً باستبعاد ثم بما في ذلك إما كما لوحظ أو بعد إجراء دوران RM.

في الشكل 6، نرسم جدول النجاح/الفشل الذي يجمع جميع القيود القطبية، باستثناء . تجمع هذه الرسوم البيانية بين كلا قطبي المجال المغناطيسي، موضحة مرورًا طالما أن أيًا من القطبين يمر. هذه الجداول تختلف قليلاً ولكن ليس بشكل منهجي كدالة لقطبية المجال المغناطيسي.

نجد أن القيد الصارم على هو الأكثر قوة، حيث يقود معظم الاتجاهات الموضحة في هذه الصورة. إنه أكثر تقييدًا لمساحة المعلمات من ، والتي تتطلب نطاقًا أكبر بكثير ( مسموح. الـ تستبعد القيود بعض النماذج الإضافية التي تكون عادةً على الحافة، لكنها لا توفر الكثير من القوة التقييدية الإضافية لأن و مرتبطان. بدون تظهر الشكل 6 عدم وجود تفضيل كبير بين و نماذج.

بينما كانت قيود شدة إجمالي لدينا عمومًا تفضل القيم الأكبر من (بسبب القيود متعددة الأطوال الموجية إلى حد كبير؛ الورقة الخامسة)، تفضل قيودنا الاستقطابية عادةً قيمًا أكثر اعتدالًا. وذلك لأن القيم الأكبر من عادة ما تؤدي إلى أعماق دوران فاراداي الداخلية الأكبر (انظر الملحق A.4)، وهو المحرك الفيزيائي الأكثر أهمية لفقدان الاستقطاب في نماذجنا. ومع ذلك، فإن هناك اتجاهًا مثيرًا للاهتمام فيما يتعلق بالدوران يسمح لأحد أفضل النماذج في الورقة V بالاستمرار في النجاح مع . هذا هو MAD نموذج. تحتوي نماذج MAD ذات الدوران الأكبر على أعماق دوران فاراداي أصغر (انظر

الشكل 7. نفس الشكل 6، ولكن مع تضمين القيد على الطور لـ بدون دوران RM. فقط النماذج ذات الحركة المعاكسة لجهة عقارب الساعة ( لا يوجد نموذج يفي بجميع القيود القطبية وقيود الكثافة الكلية المستخدمة في الورقة الخامسة.

الملحق H)، مما يسمح لهم بتمرير قيود للقيم الأكبر من نُشير إلى الملحق ب للحصول على تحليل أكثر تفصيلاً لكل قيد تم النظر فيه بشكل فردي.

أولاً، نناقش الـ القيود إذا لم يتم تنفيذ إعادة دوران RM. من الممكن أن يُعزى RM بالكامل إلى دوران فاراداي الذي تم التقاطه داخل مجال محاكاة لدينا. نماذج GRMHD قادرة على إنتاج الحجم الصحيح لـ RM من دوران فاراداي على مقاييس أفق الحدث، لكنها تميل إلى إنتاج تقلبات في إشارة RM غير متسقة مع عقود من ملاحظات Sgr A* التي تنتج قيم سلبية لـ RM (Ricarte et al. 2020؛ M87* Paper VII؛ Wielgus et al. 2024). ومع ذلك، من الممكن أن تكون هذه المشكلة مرتبطة بالاختلاف الزائد في نماذجنا التي تم تحديدها في الورقة V. نحن نناقش المزيد من الشكوك المحيطة بتفسيرنا لـ RM في الملحق C.

إذا تم نسب RM بالكامل إلى دوران فاراداي الداخلي، فإن قيدنا على يمتد عبر الفترة إضافة هذا القيد إلى الشكل 6 ينتج الشكل 7. اختيار لـ ينشأ ذلك لأن اتجاه لولب الاستقطاب هو عكس اتجاه المجال المغناطيسي، الذي يرث اتجاه الغاز المتدفق والغاز المنبعث (انظر القسم 3.3 والملحق A.3). وهذا يتوافق مع الحركة عكس عقارب الساعة، مما يتعارض مع تفسيرات النقاط الساخنة للومضات المستقطبة سواء في الأشعة تحت الحمراء القريبة (NIR؛ تعاون GRAVITY وآخرون 2018، 2020a، 2020b) أو في المليمتر الفرعي (فوس وآخرون 2022؛ ويلغوس وآخرون 2022b). أي أن التوافق مع الحركة مع عقارب الساعة سيتطلب إذا افترضنا أن تتبع خطوط المجال المغناطيسي مع تدفق بوانتينغ الخارج (تشايل وآخرون 2023)، وهو ما لا يتوافق مع الشكل القطبي الخطي كما لوحظ في السماء.

بدون دوران RM، لا يمكن لأي نموذج أن يمر في الوقت نفسه بجميع قيود الكثافة الكلية والقيود القطبية. وذلك لأن نموذج الرهان الأفضل في الورقة V ينتج نمط EVPA يكون شعاعياً جداً (انظر الملحق A.2). جميع النماذج التي تتجاوز قيود الاستقطاب لدينا في الشكل 7 تفشل في تلبية قيود متعددة على الكثافة الكلية. على وجه الخصوص، جميع النماذج الثمانية الموضحة في الشكل 7 تنتج تدفقاً زائداً في الأشعة تحت الحمراء لتتناسب مع الملاحظات، وجميعها باستثناء نموذج SANE في تنتج بشكل مفرط تدفق الأشعة السينية (الورقة الخامسة). كلاهما فشل خطير، حيث أن كل من تدفقات الأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية المقدرة بواسطة نماذجنا هي حدود دنيا بسبب نقص الإلكترونات غير الحرارية وحجم المحاكاة الصغير بالنسبة لمنطقة انبعاث الأشعة السينية. خمسة من النماذج تفشل أيضًا في مطابقة الحجم المرصود وتدفق المصدر عند 86 غيغاهرتز (إيساoun وآخرون 2019). جميع هذه النماذج تفشل أيضًا في تلبية شرط هيكلي واحد على الأقل من حيث الكثافة الكلية (اختبارات شكل الحلقة وارتفاع الرؤية في الورقة الخامسة). في الختام، لا يمكننا العثور على نموذج متوافق لـ Sgr A* دون تدوير RM.

بدلاً من ذلك، في هذا القسم نفسر متوسط RM كدرع فاراداي خارجي، مما يحفز عملية التدوير. كما تم مناقشته في القسم 2، يعتمد على ضعف RM، والذي له قيمة متوسطة من تم الحصول عليه. وهذا قد يؤدي إلى تحول في من إذا تم تفسير هذا RM كدرع فاراداي خارجي. في هذه الصورة، يفسر الدرع الخارجي المستقر نسبيًا الإشارة الثابتة لـ RM التي تم ملاحظتها لعقود (ومع ذلك مع تباين على مستوى ثم، مكون إضافي على مقاييس أفق الحدث، والذي تم تضمينه بالفعل بشكل ذاتي في نماذجنا، يفسر التغير الزمني دون الساعة.

إذا تم اعتبار متوسط RM ليوم معين بالكامل على أنه ناتج عن شاشة خارجية، فإن قيودنا على يمتد ( ).

الشكل 8. نفس الشكل 6، ولكن مع تضمين القيد على طور مع دوران RM. فقط النماذج ذات الحركة في اتجاه عقارب الساعة ( ) تمر. نموذج أفضل من الورقة V يمر بجميع قيود الكثافة الكلية والقيود القطبية: MAD متماسك.

إضافة هذا القيد إلى الشكل 6 ينتج الشكل 8. يتطلب إجراء هذا القطع زوايا ميل ، والتي تتوافق مع الحركة في اتجاه عقارب الساعة في السماء، والتي تتفق الآن مع النماذج المذكورة سابقًا للومضات المستقطبة في NIR وتحت المليمتر.

مع دوران RM، يمر أحد أفضل النماذج من تحليل الكثافة الكلية بجميع قيود الكثافة الكلية والقيود القطبية المطبقة. هذا هو نموذج MAD ، متماسك. كان النموذج الثاني الأفضل من الورقة V لديه ومعلمات متطابقة بخلاف ذلك. هذا النموذج الثاني يمر بجميع القيود باستثناء ، والتي ينتج عنها أقل من المطلوب بنسبة . لكي يمر نموذج الأفضل، يجب أن يأتي على الأقل من RM المقاسة من شاشة خارجية. من الجدير بالذكر أن النموذج الأفضل يفشل إذا تم تفسير RM الأصغر المقاسة عند 86 غيغاهرتز قبل بضعة أيام، (ويلغوس وآخرون 2024)، بدلاً من ذلك على أنه الشاشة الخارجية.

في الشكل 9، نعرض النموذج الأفضل (BHAC المعروض) الذي ينجو مع دوران RM. في العمودين الأيسر، نرسم صورته القطبية الكاملة بأسلوب الشكل 5. لا يتم تطبيق أي تشويش في العمود الأيسر، ويتم تطبيق كـ FWHM نواة غاوسية على الصورة في العمود الثاني لتقريب دقة EHT. يتميز هذا النموذج بحلقة فوتون ساطعة، وفي صورتنا بدون تشويش، نتجنب خطوط كثافة الكثافة الكلية من خريطة الاستقطاب الدائري لكشف عكس إشارة حلقة الفوتون (المناقشة في موشيبروتسكا وآخرون 2021؛ ريكارتي وآخرون 2021).

على اليمين، ننتج خريطة لكثافة الانبعاث المرصود في محاكاة KHARMA المعادلة (باستخدام إحداثيات كير-شيلد). يتم تطبيع خريطة كثافة الانبعاث بحيث تكون قيمتها القصوى واحدة، ويتم تصورها في مقياس لوغاريتمي مع 3 أوامر من الحجم في النطاق الديناميكي. يتم الإشارة إلى خط نظرنا بواسطة السهم الأخضر، وتحيط كونتور بيضاء بالانبعاث الكلي. يكشف هذا أنه بينما يكون الانبعاث في ذروته عند نصف قطر صغير بالقرب من مستوى القرص، فإن جزءًا كبيرًا من الانبعاث ينشأ من
منطقة قمع نفاثة أكثر انتشارًا. حساب نصف قطر الانبعاث المميز الموزون بالانبعاث ، حيث هو كثافة الانبعاث و هو نصف القطر في الإحداثيات الأسطوانية، نجد . نلاحظ أن خياراتنا لتضمين وظائف توزيع الإلكترونات الحرارية فقط واستبعاد المناطق التي تحتوي على في هذا العمل تقلل من المساهمة المحتملة لنفاثة في الانبعاث الكلي (على سبيل المثال، الشكل 12 من فروم وآخرون 2022). قد تكون مكون نفاث كبير ضروريًا لإعادة إنتاج مؤشر الطيف المسطح عند هذه الترددات (فالك وآخرون 1993؛ فالك وماركوف 2000؛ موشيبروتسكا وفالك 2013).

عند نصف قطر ، نحسب متوسط قوة المجال المغناطيسي الموزون بالكتلة ، حيث يتوافق النطاق المذكور هنا مع القيم من النسبة المئوية 16 إلى 84 التي تم الحصول عليها في سلسلة الزمن. تتفق هذه القيمة بشكل معقول مع نموذج المنطقة الواحدة الذي تم مناقشته في القسم 3.1، على الرغم من أننا نلاحظ أن هذه القيمة تتطور بشكل كبير مع نصف القطر، حيث تصل إلى عند نصف قطر و عند الأفق.

ينتج هذا النموذج قوة تدفق قدرها ولديه معدل تراكم قدره . يتمتع هذا النموذج بكفاءة نفاثة كبيرة جدًا تبلغ حوالي مدعومًا بآلية بلاندفورد وزنايك (1977). ومع ذلك، على الرغم من كفاءته، فإن قوة النفاثة ليست عالية بما يكفي لتوقع تأثيرات عالمية على تطور مجرتنا (على سبيل المثال، سو وآخرون 2021).

تظهر الصورة المستقطبة الأولى لـ Sgr A* على مقاييس أفق الحدث نسبة استقطاب عالية تم حلها قدرها ونمط EVPA منظم ومتماثل دوراني. من خلال الحجج شبه التحليلية والمقارنات مع محاكاة GRMHD، نصل إلى الاستنتاجات التالية:

يضيف الدوران الكثير من الفوضى الإضافية إلى هيكل EVPA. يمكن أن يُعزى التباين بين نسب الاستقطاب الخطية المحلولة مكانيًا ( ) وغير المحلولة ( ) إلى الإلغاءات بسبب الطبيعة المتماثلة للصورة.
2. مدفوعة في الغالب بنسبة الاستقطاب المحلولة مكانيًا، تفضل قيودنا بشدة نماذج MAD على نظرائها SANE، كما في ورقة M87* VIII.
3. إذا اعتمدنا على دوران فاراداي الداخلي لإنتاج RM المرصود ولم نقم بإجراء دوران، فلا يوجد نموذج يمر بجميع قيود الكثافة الكلية والقيود القطبية.
4. من ناحية أخرى، إذا افترضنا أن RM يمكن أن يُعزى إلى شاشة خارجية وقمنا بدوران نمط EVPA، فإننا نجد نموذجًا واحدًا يمر بجميع قيود الكثافة الكلية والقيود القطبية المطبقة: MAD متماسك.
بينما حققت محاكاة GRMHD المثالية لدينا التي تحتوي فقط على توزيعات الإلكترونات الحرارية نجاحًا ملحوظًا في إعادة إنتاج العديد من الكميات المرصودة لـ Sgr A*، إلا أنها لا تزال تحتوي على العديد من العيوب المعروفة. معظم هذه النماذج تفرط في تقدير التغير الزمني، بما في ذلك النموذج الأفضل (الورقة V)، ونحذر من أن القيم المستنتجة من نموذجنا الأفضل لا ينبغي تفسيرها على أنها قياسات. تشمل المناطق المعروفة التي يمكن تحسين هذه المحاكاة فيها ما يلي:

نماذج الأقراص المائلة (على سبيل المثال، فراجيل وآخرون 2007؛ ليسكا وآخرون 2018؛ تشاترجي وآخرون 2020) قد تؤدي إلى خصائص دوران فاراداي مختلفة بسبب هندستها عند نصف قطر كبير.
2. الديناميكا الحرارية للإلكترونات: الوصفة التي اعتمدناها من موشيبروتسكا وآخرون (2016) لتحديد درجة حرارة الإلكترون تلتقط بشكل عام الاتجاهات التي تُرى في المحاكاة الحركية التي تُعالج بشكل صريح التسخين والتبريد (على سبيل المثال، تشايل وآخرون 2018؛ ديكستر وآخرون 2020؛ ميزونو وآخرون 2021؛ ديهينغيا وآخرون 2023) ولكنها لا تعيد إنتاجها بتفاصيل كثيرة. بشكل عام، يُعتقد أن هناك مساهمة غير حرارية في وظيفة توزيع الإلكترونات ضرورية لإعادة إنتاج توزيع الطاقة الطيفية (أوزيل وآخرون 2000؛ ماركوف وآخرون 2001؛ دافيلار وآخرون 2018) ويتم التنبؤ بها بشكل طبيعي من خلال محاكاة الجسيمات في الخلايا (كونز وآخرون 2016؛ بال وآخرون 2018). يمكن أن يكون لوظائف توزيع الإلكترونات غير الحرارية تأثيرات كبيرة على كل من الكثافة الكلية والخصائص المستقطبة (على سبيل المثال، ماركوف وآخرون 2001؛ ماو وآخرون 2017؛ دافيلار وآخرون 2018؛ كروز-أوسوريو وآخرون 2022؛ فروم وآخرون 2022؛ الورقة V) وهي طريق واعد لمواصلة الاستكشاف النظري.
3. تركيبة البلازما: يوضح وونغ وغامي (2022) أن النماذج التي تتغذى بالهيليوم بدلاً من الهيدروجين قد تكون لها أشكال انبعاث مختلفة بشكل كبير، تميل نحو درجات حرارة أعلى وكثافات أقل وبالتالي نسب استقطاب أعلى. في الوقت نفسه، يمكن أن تؤثر وجود أزواج الإلكترون-البوزيترون بشكل كبير على تأثيرات فاراداي، مما يؤدي إلى توقيعات محتملة في كل من الاستقطاب الخطي والدائري التي لم يتم استكشافها بالكامل (أنانتوا وآخرون 2020؛ إمامي وآخرون 2021، 2023أ؛ ورقة M87* IX).

ستكون هناك عدة تطورات جارية ضمن EHT لها تأثير كبير على اختبار تفسيرنا الحالي، خاصة الاستكشافات في الزمن والتردد. هناك جهد مستمر لإنتاج أفلام ديناميكية لـ Sgr A*، على الرغم من التحديات الناتجة عن تغطية لقطات نادرة جدًا ( ) (تييد وآخرون 2020؛ فرح وآخرون 2022؛ ليفيس وآخرون 2023). ستوفر قياسات السرعة الزاوية الظاهرة أو ربما حركة النقاط الساخنة قيودًا إضافية على الدوران والميل (وييلغوس وآخرون 2022ب؛ كونروي وآخرون 2023). إن إعادة البناء الديناميكي والنمذجة الهندسية لهذه البيانات بواسطة كنولمولر وآخرون (2023) تتماشى مع الميل المستنتج والحركة في اتجاه عقارب الساعة لنموذجنا الأفضل. على مدى فترات زمنية أطول (من سنوات)، سيكون من المهم الحصول على متوسطات لكميات مثل ، التي تتغير قليلاً في نماذجنا بسبب ارتباطها الوثيق مع دوران الثقب الأسود.

في مجال التردد، ستتضمن مجموعات بيانات EHT المستقبلية بيانات بتردد 345 غيغاهرتز. إن اعتماد الطول الموجي على شاشة التشتت نحو مركز المجرة يعيق تصوير Sgr A* عند الترددات المنخفضة تحت 86 غيغاهرتز (جونسن وآخرون 2018؛ إيساوان وآخرون 2019، 2021). بمفردها، ستخفف صورة مستقطبة بتردد 345 غيغاهرتز بالفعل من واحدة من أكبر عدم اليقين النظامي لدينا، RM؛ ستنخفض إجمالي دوران EVPA بمقدار 2، حيث إنه يتناسب مع . ستتمتع هذه الصور أيضًا بدقة أعلى جوهريًا بمقدار . قد تمكن الملاحظات المتزامنة ثنائية النطاق من إنتاج خرائط RM، والتي ستكون أفضل أداة لدينا لوصف شاشة فاراداي وتوضيح نهجنا نحو إزالة الدوران. إذا كان RM ينشأ حقًا من شاشة فاراداي خارجية ولم يتغير مصدر الانبعاث بشكل كبير، فعند 345 غيغاهرتز يجب أن نلاحظ دوران EVPA موحد مكانيًا بمقدار في اتجاه عقارب الساعة بالنسبة لصورتنا عند 230 غيغاهرتز (تقريبًا في منتصف الصفين العلويين في الشكل 1). في الوقت نفسه، قد يظهر RM بسبب دوران فاراداي الداخلي مزيدًا من التباين المكاني وقد يتسبب في تقلبات محتملة بسبب الاضطراب في تدفق التراكم الداخلي (ريكارتي وآخرون 2020).

نظرًا لشساعة مساحة المعلمات والنمذجة المتاحة للتفسير النظري، نتوقع أن تستمر الصورة المستقطبة لـ Sgr A* في تقييد النماذج للعديد من الدراسات القادمة. ستستمر مجموعة بيانات EHT المتزايدة في تحدي النماذج النظرية وتوفير رؤى حول طبيعة الثقوب السوداء، والتراكم، وفيزياء البلازما.

تشكر تعاون تلسكوب أفق الحدث المنظمات والبرامج التالية: أكاديمية سينيكا؛ أكاديمية فنلندا (المشاريع 274477، 284495، 312496، 315721)؛ الوكالة الوطنية للبحث والتطوير (ANID)، تشيلي عبر NCN19_058 (TITANs)، فوندسيتي 1221421 و BASAL FB210003؛ مؤسسة ألكسندر فون هومبولت؛ زمالة أبحاث ألفريد ب. سلون؛ أليغرو، مركز ALMA الإقليمي الأوروبي في هولندا، شبكة أبحاث الفلك NL NOVA ومعاهد الفلك في جامعة أمستردام، جامعة لايدن، وجامعة رادبود؛ صندوق تطوير ALMA في أمريكا الشمالية؛ برنامج الفيزياء الفلكية والفيزياء عالية الطاقة من MCIN (بتمويل من الاتحاد الأوروبي NextGenerationEU، PRTR-C17I1)؛ مبادرة الثقب الأسود، التي تمولها منح من مؤسسة جون تمبلتون (60477، 61497، 62286) ومؤسسة غوردون وبيتي مور (منحة GBMF-8273)- على الرغم من أن الآراء المعبر عنها في هذا العمل هي آراء المؤلف ولا تعكس بالضرورة آراء هذه المؤسسات؛ مؤسسة برينسون

؛ مؤسسة “لا كايسا” (ID 100010434) من خلال رموز الزمالة LCF/BQ/DI22/11940027 و LCF/BQ/DI22/ 11940030؛ تشاندرا DD7-18089X و TM6-17006X؛ مجلس المنح الدراسية في الصين؛ زمالات مجلس العلوم ما بعد الدكتوراه في الصين (2020M671266، 2022M712084)؛ المجلس الوطني للعلوم الإنسانية والعلوم والتكنولوجيا (CONAHCYT، المكسيك، المشاريع U0004-246083، U0004-259839، F0003-272050، M0037279006، F0003-281692، 104497، 275201، 263356)؛ منحة كولفوتورو؛ وزارة الاقتصاد والمعرفة والشركات والجامعة في حكومة الأندلس (منحة P18-FR-1769)؛ المجلس الأعلى للبحوث العلمية (منحة 2019AEP112)؛ عائلة ديلاني عبر كرسي جون أ. ويلر في معهد بيريمتر؛ الإدارة العامة لشؤون الموظفين الأكاديميين – الجامعة الوطنية المستقلة في المكسيك (DGAPA-UNAM، المشاريع IN112820 و IN108324)؛ المنظمة الهولندية للبحث العلمي (NWO) لجائزة VICI (منحة 639.043.513)، منحة OCENW.KLEIN.113، وكونسورتيوم الثقوب السوداء الهولندي (مع المشروع رقم NWA 1292.19.202) من برنامج البحث أجندة العلوم الوطنية؛ الحواسيب الفائقة الوطنية الهولندية، كارتيسيوس وسنليوس (منحة NWO 2021.013)؛ زمالة EACOA الممنوحة من قبل جمعية المراصد الأساسية في شرق آسيا، التي تتكون من معهد سينيكا لعلم الفلك والفيزياء الفلكية، المرصد الفلكي الوطني في اليابان، مركز العلوم الفلكية الضخمة، الأكاديمية الصينية للعلوم، ومعهد علوم الفضاء والفلك الكوري؛ منحة التعاون الأوروبي للبحث (ERC) منحة التآزر “BlackHoleCam: تصوير أفق الحدث للثقوب السوداء” (منحة 610058)؛ برنامج البحث والابتكار Horizon 2020 للاتحاد الأوروبي بموجب اتفاقيات المنح RadioNet (رقم 730562) و M2FINDERS (رقم 101018682)؛ برنامج منح Horizon ERC Grants 2021 بموجب اتفاقية المنحة رقم 101040021؛ المجلس الأوروبي للبحث من أجل منحة متقدمة “JETSET: إطلاق، انتشار وانبعاث النفاثات النسبية من الاندماجات الثنائية وعبر مقاييس الكتلة” (منحة رقم 884631)؛ FAPESP (مؤسسة دعم البحث في ولاية ساو باولو) بموجب منحة 2021/01183-8؛ صندوق CASANID رقم CAS220010؛ حكومة فالنسيا (المنح APOSTD/2018/177 و ASFAE/2022/018) وبرنامج GenT (المشروع CIDEGENT/2018/021)؛ مؤسسة غوردون وبيتي مور (GBMF-3561، GBMF-5278، GBMF-10423)؛ معهد الدراسات المتقدمة؛ المعهد الوطني للفيزياء النووية (INFN) قسم نابولي، مبادرات محددة TEONGRAV؛ المدرسة الدولية ماكس بلانك للبحث في علم الفلك والفيزياء الفلكية في جامعات بون وكولونيا؛ منحة بحث DFG “فيزياء النفاثات على مقاييس الأفق وما بعدها” (منحة رقم 443220636)؛ زمالة ما بعد الدكتوراه المشتركة بين كولومبيا/فلاتيرون (البحث في معهد فلاتيرون مدعوم من مؤسسة سيمونز)؛ وزارة التعليم والثقافة والرياضة والعلوم والتكنولوجيا في اليابان (MEXT؛ منحة JPMXP1020200109)؛ منحة جمعية اليابان لتعزيز العلوم (JSPS) منحة دعم الأبحاث لزمالة JSPS (JP17J08829)؛ المعهد المشترك للعلوم الأساسية الحاسوبية، اليابان؛ برنامج البحث الرئيسي للعلوم الحدودية، الأكاديمية الصينية للعلوم (CAS، المنح QYZDJ-SSWSLH057، QYZDJ-SSW-SYS008، ZDBS-LY-SLH011)؛ زمالة Leverhulme Trust للبحث المبكر؛ جمعية ماكس بلانك (MPG)؛ مجموعة شراكة ماكس بلانك من MPG وCAS؛ MEXT/JSPS KAKENHI (المنح 18KK0090، JP21H01137، JP18H03721، JP18K13594، 18K03709، JP19K14761، 18H01245، 25120007، 23K03453)؛ مشاريع البحث MICINN PID2019-108995GB-C22 و PID2022-140888NB-C22؛ MIT العلوم والتكنولوجيا الدولية

“صناديق المبادرات (MISTI)؛ وزارة العلوم والتكنولوجيا (MOST) في تايوان (103-2119-M-001-010-MY2، 105-2112-M-001-025-MY3، 105-2119-M-001-042، 106-2112-M-001-011، 106-2119-M-001-013، 106-2119-M-001-027، 106-2923-M-001-005، 107-2119-M-001-017، 107-2119-M-001-020، 107-2119-M-001041، 107-2119-M-110-005، 107-2923-M-001-009، 108-2112-M-001-048، 108-2112-M-001-051، 108-2923-M-001-002، 109-2112-M-001-025، 109-2124-M-001-005، 109-2923-M-001-001، 110-2112-M-003-007-MY2، 110-2112-M-001-033، 110-2124-M-001007، و110-2923-M-001-001)؛ وزارة التعليم (MoE) في تايوان برنامج يوشان للباحثين الشباب؛ قسم الفيزياء، المركز الوطني للعلوم النظرية في تايوان؛ إدارة الطيران والفضاء الوطنية (NASA، منحة الباحث الضيف في فيرمي 80NSSC20K1567، منحة برنامج نظرية علم الفلك 80NSSC20K0527، جائزة NASA NuSTAR 80NSSC20K0645)؛ منح زمالة هابل من NASA HST-HF2-51431.001-A وHST-HF2-51482.001-A الممنوحة من معهد علوم التلسكوب الفضائي، الذي تديره جمعية الجامعات للبحث في علم الفلك، Inc.، لصالح NASA، بموجب عقد NAS5-26555؛ المعهد الوطني للعلوم الطبيعية (NINS) في اليابان؛ البرنامج الوطني الرئيسي للبحث والتطوير في الصين (منحة 2016YFA0400704، 2017YFA0402703، 2016YFA0400702)؛ مجلس العلوم والتكنولوجيا الوطني (NSTC، منح NSTC 111-2112-M-001-041، NSTC 111-2124-M-001-005، NSTC 112-2124-M-001-014)؛ مؤسسة العلوم الوطنية الأمريكية (NSF، منح AST-0096454، AST-0352953، AST0521233، AST-0705062، AST-0905844، AST-0922984، AST1126433، OIA-1126433، AST-1140030، DGE-1144085، AST1207704، AST-1207730، AST-1207752، MRI-1228509، OPP1248097، AST-1310896، AST-1440254، AST-1555365، AST1614868، AST-1615796، AST-1715061، AST-1716327، AST-1726637، OISE-1743747، AST-1743747، AST-1816420، AST1952099، AST-1935980، AST-2034306، AST-2205908، AST2307887)؛ زمالة ما بعد الدكتوراه في علم الفلك وعلم الفلك من NSF (AST-1903847)؛ مؤسسة العلوم الطبيعية في الصين (المنح 11650110427، 10625314، 11721303، 11725312، 11873028، 11933007، 11991052، 11991053، 12192220، 12192223، 12273022، 12325302، و12303021)؛ مجلس الأبحاث في العلوم الطبيعية والهندسة في كندا (NSERC، بما في ذلك منحة اكتشاف ومنح برنامج ألكسندر غراهام بيل للدراسات العليا – برنامج الدكتوراه)؛ برنامج المواهب الوطنية للشباب في الصين؛ مؤسسة البحث الوطنية في كوريا (منحة زمالة الدكتوراه العالمية: المنح NRF-2015H1A2A1033752، برنامج زمالة البحث في كوريا: NRF-2015H1D3A1066561، برنامج Brain Pool: 2019H1D3A1A01102564، منحة دعم البحث الأساسي 2019R1F1A1059721، 2021R1A6A3A01086420، 2022R1C1C1005255، 2022R1F1A1075115)؛ المدرسة البحثية الهولندية لعلم الفلك (NOVA) معهد افتراضي للاكتساب (VIA) زمالات ما بعد الدكتوراه؛ NOIRLab، الذي تديره جمعية الجامعات للبحث في علم الفلك (AURA) بموجب اتفاق تعاوني مع مؤسسة العلوم الوطنية؛ مرصد أونسالا الفضائي (OSO) البنية التحتية الوطنية، لتوفير مرافقه/ الدعم الرصدي (يتلقى OSO تمويلاً من خلال مجلس البحث السويدي بموجب منحة 2017-00648)؛ معهد بيريمتر للفيزياء النظرية (يتم دعم البحث

جامعة بريتوريا للمساعدة المالية في توفير عقد خادم الكتلة الجديدة وسوبرمايكرو (الولايات المتحدة الأمريكية) من أجل منحة تمويل تم الموافقة عليها لهذه العقد في عام 2020؛ برنامج توجيه بلدية شنغهاي للبحث الأساسي للعلماء الدوليين (رقم المنحة 22JC1410600)؛ برنامج شنغهاي التجريبي للبحث الأساسي، الأكاديمية الصينية للعلوم، فرع شنغهاي (JCYJ-SHFY-2021-013)؛ الوكالة الحكومية للبحث في وزارة التعليم الإسبانية من خلال جائزة “مركز التميز سيفيرو أوتشوا” لمعهد أستروفزياء الأندلس (SEV-2017-0709)؛ منحة وزارة العلوم والابتكار الإسبانية CEX2021-001131-S الممولة من MCIN/AEI/10.13039/501100011033؛ جائزة سبينوزا SPI 78-409؛ مبادرة كراسي البحث في جنوب أفريقيا، من خلال مرصد جنوب أفريقيا لرصد الراديو (SARAO، رقم المنحة 77948)، وهو مرفق تابع لمؤسسة البحث الوطنية (NRF)، وهي وكالة تابعة لوزارة العلوم والابتكار (DSI) في جنوب أفريقيا؛ مؤسسة توراي للعلوم؛ المجلس السويدي للبحث (VR)؛ مجلس العلوم والتكنولوجيا في المملكة المتحدة (رقم المنحة ST/X508329/1)؛ وزارة الطاقة الأمريكية (USDOE) من خلال مختبر لوس ألاموس الوطني (الذي تديره شركة ترياد للأمن الوطني، LLC، لصالح إدارة الأمن النووي في USDOE، العقد 89233218CNA000001)؛ وزمالة ما بعد الدكتوراه لجائزة YCAA.

نشكر موظفي المراصد المشاركة ومراكز الارتباط والمؤسسات على دعمهم الحماسي. تستخدم هذه الورقة البيانات التالية من ALMA: ADS/JAO.ALMA#2016.1.01154.V. ALMA هو شراكة بين المرصد الجنوبي الأوروبي (ESO؛ أوروبا، ممثلة بدولها الأعضاء)، NSF، والمعاهد الوطنية للعلوم الطبيعية في اليابان، جنبًا إلى جنب مع المجلس الوطني للبحوث (كندا)، وزارة العلوم والتكنولوجيا (MOST؛ تايوان)، معهد أكاديميا سينيكا لعلم الفلك والفيزياء الفلكية (ASIAA؛ تايوان)، ومعهد كوريا لعلم الفلك وعلوم الفضاء (KASI؛ جمهورية كوريا)، بالتعاون مع جمهورية تشيلي. يتم تشغيل المرصد المشترك ALMA بواسطة ESO، والجامعات المرتبطة، Inc. (AUI)/NRAO، والمرصد الفلكي الوطني في اليابان (NAOJ). NRAO هو مرفق تابع لـ NSF يتم تشغيله بموجب اتفاقية تعاونية من قبل AUI. استخدمت هذه الدراسة موارد منشأة أوك ريدج للحوسبة القيادية في مختبر أوك ريدج الوطني، المدعوم من مكتب العلوم التابع لوزارة الطاقة الأمريكية بموجب العقد رقم DE-AC05-00OR22725؛ وبنية ASTROVIVES FEDER التحتية، برمز المشروع IDIFEDER-2021086؛ ومجموعة الحوسبة لمراصد VLBI في شنغهاي المدعومة من الصندوق الخاص لعلم الفلك من وزارة المالية في الصين. نشكر أيضًا مركز علم الفلك الحسابي، المرصد الفلكي الوطني في اليابان. تم دعم هذا العمل من قبل FAPESP (مؤسسة دعم البحث في ولاية ساو باولو) بموجب المنحة 2021/01183-8.

APEX هو تعاون بين معهد ماكس بلانك لعلم الفلك الراديوي (ألمانيا)، ومنظمة ESO، ومرصد أونسالا الفضائي (السويد). SMA هو مشروع مشترك بين SAO وASIAA ويموّل من قبل مؤسسة سميثسونيان وأكاديمية سينكا. يتم تشغيل JCMT بواسطة المرصد الشرقي الآسيوي نيابة عن NAOJ وASIAA وKASI، بالإضافة إلى وزارة المالية في الصين، والأكاديمية الصينية للعلوم، وبرنامج البحث والتطوير الوطني الرئيسي (رقم 2017YFA0402700) في الصين ومنحة مؤسسة العلوم الطبيعية في الصين 11873028. دعم إضافي للتمويل
يتم توفير الدعم لمشروع JCMT من قبل مجلس مرافق العلوم والتكنولوجيا (المملكة المتحدة) والجامعات المشاركة في المملكة المتحدة وكندا. مشروع LMT يتم تشغيله بواسطة المعهد الوطني لعلم الفلك والبصريات والإلكترونيات (المكسيك) وجامعة ماساتشوستس في أمهرست (الولايات المتحدة الأمريكية). يتم تشغيل تلسكوب IRAM بقطر 30 متر على بيكو فيليتا، إسبانيا، بواسطة IRAM وبدعم من CNRS (المركز الوطني للبحث العلمي، فرنسا) وMPG (جمعية ماكس بلانك، ألمانيا) وIGN (المعهد الجغرافي الوطني، إسبانيا). يتم تشغيل SMT بواسطة مرصد أريزونا الراديوي، وهو جزء من مرصد ستيوارد التابع لجامعة أريزونا، مع دعم مالي للعمليات من ولاية أريزونا ودعم مالي لتطوير الأدوات من NSF. يتم توفير الدعم لمشاركة SPT في EHT من قبل المؤسسة الوطنية للعلوم من خلال منحة OPP-1852617 لجامعة شيكاغو. كما يتم توفير دعم جزئي من معهد كافلي لفيزياء الكون في جامعة شيكاغو. تم توفير ماسر الهيدروجين SPT كقرض من GLT، بفضل ASIAA.

استخدم هذا العمل بيئة اكتشاف العلوم والهندسة المتطرفة (XSEDE)، المدعومة من منحة NSF رقم ACI-1548562، وCyVerse، المدعومة من منح NSF رقم DBI-0735191، DBI1265383، وDBI-1743442. تم تخصيص موارد XSEDE Stampede2 في TACC من خلال TG-AST170024 وTG-AST080026N. تم تخصيص موارد XSEDE JetStream في PTI وTACC من خلال AST170028. هذا البحث هو جزء من مشروع الحوسبة Frontera في مركز تكساس المتقدم للحوسبة من خلال تخصيص شراكات المجتمع الكبيرة Frontera رقم AST20023. تم تمكين Frontera بفضل منحة مؤسسة العلوم الوطنية رقم OAC-1818253. تم إجراء هذا البحث باستخدام الخدمات المقدمة من اتحاد OSG (Pordes et al. 2007؛ Sfiligoi et al. 2009) المدعوم من منح مؤسسة العلوم الوطنية رقم 2030508 و1836650. تم استخدام عمل إضافي مع ABACUS2.0، الذي هو جزء من مركز eScience في جامعة جنوب الدنمارك، ومجموعة Kultrun الفلكية الهجينة (المشاريع Conicyt Programa de Astronomia Fondo Quimal QUIMAL170001، Conicyt PIA ACT172033، Fondecyt Iniciacion 11170268، Quimal 220002). تم إجراء محاكاة أيضًا على مجموعة SuperMUC في LRZ في غارشينغ، وعلى مجموعة LOEWE في CSC في فرانكفورت، وعلى مجموعة HazelHen في HLRS في شتوتغارت، وعلى Pi2.0 وSiyuan Mark-I في جامعة شنغهاي جياو تونغ. يتم الاعتراف بالموارد الحاسوبية لمركز تكنولوجيا المعلومات الفنلندي للعلوم (CSC) ومشروع البنية التحتية للكفاءة الحاسوبية الفنلندية (FCCI). تم تمكين هذا البحث جزئيًا من خلال الدعم المقدم من Compute Ontario (http:// computeontario.ca), حساب كيبك (http://www.calculquebec.ca) وحساب كندا (http://www.computecanada.ca).

لقد تلقى مركز EHTC تبرعات سخية من شرائح FPGA من شركة Xilinx Inc.، في إطار برنامج جامعة Xilinx. لقد استفاد مركز EHTC من التكنولوجيا التي تم مشاركتها بموجب ترخيص مفتوح المصدر من قبل التعاون في معالجة إشارات الفلك والبحث في الإلكترونيات (CASPER). نحن ممتنون لمشروع EHT لشركة T4Science وMicrosemi لمساعدتهما في مجال الماسرات الهيدروجينية. لقد استخدمت هذه الأبحاث نظام بيانات الفيزياء الفلكية التابع لناسا. نحن نقدر الدعم المقدم من الطاقم الموسع لمشروع ALMA، منذ بداية مشروع تنسيق ALMA وحتى الحملات الرصدية في عامي 2017 و2018. نود أن نشكر A. Deller وW. Brisken على الدعم الخاص بمشروع EHT في استخدام DiFX. نشكر مارتن شيبرد على إضافة ميزات إضافية في برنامج Difmap التي تم استخدامها لنتائج التصوير CLEAN المقدمة في هذه الورقة. نحن نعترف بأهمية ماونا كيا، حيث يقع SMA و

تقع محطات JCMT EHT، لها أهمية كبيرة بالنسبة للشعب هاواي الأصلي.

البرمجيات: eht-imaging (Chael et al. 2016)، Numpy (Harris et al. 2020)، Scipy (Jones et al. 2001)، Pandas (McKinney 2010)، Astropy (The Astropy Collaboration et al 2013، 2018)، Jupyter (Kluyver et al. 2016)، Matplotlib (Hunter 2007)، THEMIS (Broderick et al. 2020)، IPOLE (Noble et al. 2007؛ Mościbrodzka & Gammie 2018)، KHARMA (Prather et al. 2021)، BHAC (Porth et al. 2017؛ Olivares et al. 2019)، H-AMR (Liska et al. 2022)، RAPTOR (Bronzwaer et al. 2018، 2020)، KerrBAM (Palumbo et al. 2022).

باستخدام نماذجنا GRMHD، نستكشف فضاءً بارامترًا ذا خمسة أبعاد، مقيدًا بثمانية جوانب قابلة للرصد من الصورة المستقطبة التي نعتقد أنها مرتبطة بالنماذج بطرق مفهومة فيزيائيًا. أدناه، نبرز الاتجاهات الأكثر بروزًا في مكتبة الصور المحاكاة لدينا لشرح أصولها الفيزيائية. نركز على أمثلة توضيحية في هذا الملحق، لكننا نقدم توزيعات شاملة للمتغيرات القابلة للرصد المحسوبة من نماذجنا GRMHD في الملحق H.

بناءً على ذلك، تحتوي نماذج SANE على مجالات مغناطيسية أضعف بالقرب من الأفق مقارنةً بنظيراتها MAD عند معدل تراكم معين. ونتيجة لذلك، بمجرد إعادة قياس السائل لإعادة إنتاج التدفق الملحوظ في المليمتر، عادةً ما تحتوي نماذج SANE على كثافات كتلة أكبر. وهذا يترجم مباشرةً إلى عمق دوران فاراداي أكبر، والذي يرتبط مباشرةً بتشويش/إزالة الاستقطاب لصور نموذج EHT (Mościbrodzka et al. 2017؛ Jiménez-Rosales & Dexter 2018؛ Ricarte et al. 2020؛ M87* Paper IX). نماذج SANE لدينا أيضًا أبرد (Paper V)، مما يزيد من كفاءة دوران فاراداي (Jones & O’Dell 1977؛ Quataert & Gruzinov 2000).

في الشكل 10، نستكشف الفروقات بين نماذج MAD و SANE لدينا مع الثابت وحقول متراصة. في الألواح العلوية، نرسم صور KHARMA المتوسطة زمنياً في الكثافة الكلية والاستقطاب الخطي، مشوشة إلى دقة في الألواح السفلية، نقارن الفروق في نسبة الاستقطاب الخطي والدائري المحللة، وعمق دوران فاراداي، و . في هذه الرسوم البيانية والرسوم التالية في هذا القسم، نعرض نطاقات الخطأ النظرية التي تم حسابها بناءً على الفروق بين الأكواد، وتغير الوقت، والجيران الأقرب في فضاء المعلمات. يتم تقديم تفاصيل كيفية حساب هذه الأشرطة الخطأ النظرية في القسم 5.

هنا نرى أن نموذج SANE لديه نسبة استقطاب خطي أقل بكثير و )، والذي يمكن أن يُعزى إلى عمق فاراداي أكبر بكثير تؤدي أعماق فاراداي الأكبر بكثير في نماذج SANE مقارنةً بنماذج MAD المعادلة إلى معظم الاختلافات بين هاتين الفئتين من النماذج. يمكن لنماذج SANE أيضًا إنتاج استقطاب دائري أكبر. بفضل تحويل فاراداي (M87* الورقة التاسعة). أظهر بالومبو وآخرون (2020) أن هو تمييز قوي بين نماذج MAD و SANE لـ M87*. كما هو متوقع، أكبر بكثير لنموذج MAD مقارنة بنموذج SANE

نموذج. من المثير للاهتمام أنه بينما تظهر نماذج SANE لـ M87* عادةً ، وبما يتوافق مع أنماط EVPA الشعاعية، يكتسب نمط EVPA في هذا النموذج SANE بعض الالتواء بسبب وجود نفاث مائل للأمام نراه في الإسقاط (الزاوية العلوية اليسرى).

إن دوران الثقب الأسود هو كمية مثيرة للاهتمام بشكل خاص لتقييدها نظرًا لتداعياتها على تجميعها الكوني وعمليات التغذية الراجعة. وقد استكشفت عدد من الدراسات المتعلقة بتلسكوب أفق الحدث مؤخرًا توقيعات الدوران، وقد أظهرت بنية الاستقطاب الخطي المحلولة أنها واحدة من أكثر الأدوات الواعدة والمتاحة (بالومبو وآخرون 2020؛ تشايل وآخرون 2023؛ إمامي وآخرون 2023ب؛ كيو وآخرون 2023؛ ريكارتي وآخرون 2023).

في الشكل 11، نرسم الطور والسعة لـ كدالة للدوران لمجموعة فرعية من نماذج MAD المعكوسة. يدور القرص الخارجي للاكتساب في اتجاه عكس عقارب الساعة في السماء لـ وفي اتجاه عقارب الساعة في السماء لـ ، وهو ما ينعكس في إشارة (أو بالأحرى، إشارة مكونه التخيلي). كما تم مناقشته في القسم 3.3، يتطور مع الدوران بسبب سحب الإطار، مما يؤدي إلى تغييرات في المجال المغناطيسي وبنية السرعة (بالومبو وآخرون 2020؛ تعاون تلسكوب أفق الحدث وآخرون 2021ب؛ ريكارتي وآخرون 2022؛ تشايل وآخرون 2023؛ إيمامي وآخرون 2023ب؛ تشيو وآخرون 2023). النماذج الأكثر دورانًا في الاتجاه الأمامي تكتسب مكونًا قويًا من المجال المغناطيسي الأفقي، مما يؤدي إلى أنماط EVPA أكثر شعاعية ( أقرب إلى ). أخيرًا، أقوى للنماذج المتناظرة والمنظمة
من النماذج العكسية الأكثر فوضى (انظر أيضًا تشيو وآخرون 2023).

ميل يعتبر ذا أهمية خاصة لأن نشاطه المتألق المستقطب يمكن تفسيره بنموذج نقطة ساخنة مستقطبة يفضل زاوية رؤية تقريبًا من الأمام (تعاون جرافيتي وآخرون 2020أ، 2020ب؛ ويلغوس وآخرون 2022ب). بالإضافة إلى ذلك، من المهم معرفة ما إذا كان محور الزاوية الزاوية للقرص أو BH يتماشى مع أي هيكل في بيئته.

يتم طباعة الميل على الصورة المستقطبة بطرق متنوعة، ونرسم معظم مشاهداتنا القطبية كدالة للميل في الشكل 12. هنا يتم اعتبار نماذج MAD ، ، تنتج هذه النماذج صورًا متناظرة دورانيًا عند مشاهدتها من الأمام، وبالتالي يؤدي الإلغاء إلى سلوك معكوس لـ و ، حيث ينخفض الأخير مع الميل بسبب إزالة الاستقطاب فاراداي. بشكل بديهي، ، سعة الوضع الثابت الدوراني، هي الأقوى لزوايا الرؤية من الأمام والأضعف لزوايا الرؤية من الجانب. في الوقت نفسه، فإن الوضع غير المتناظر يمتلك أكبر سعة للميل المتوسط. يتم ترميز اتجاه لولبية الاستقطاب الخطي مباشرة في ، وبالتالي نرى أن لـ و لـ . أخيرًا،

ترمز إلى اتجاه المجال المغناطيسي بالنسبة لخط الرؤية. حوالي

(درجة حرارة الإلكترون) كما هو موصوف في القسم 4، يحدد نسبة درجة حرارة الأيون إلى الإلكترون كبلasma (موسكيبرودزكا وآخرون 2016). زيادة مع تثبيت جميع المعلمات الأخرى تجعل الإلكترونات في نموذج معين أكثر برودة وأقل كفاءة في الانبعاث. وبالتالي، تميل النماذج ذات الأكبر إلى أن تكون لها قيم أكبر من عند إعادة قياسها لتحقيق نفس تدفق الهدف. نتيجة لذلك، فإن زيادة

تزيد بشكل غير مباشر من عمق دوران فاراداي (موسكيبرودزكا وآخرون 2017؛ خيمينيز-روساليس وديكستر 2018؛ ريكارتي وآخرون 2020؛ M87* الورقة الثامنة). زيادة تؤدي أيضًا إلى تحويل الانبعاث بعيدًا عن المستوى الأوسط وتركيزه نحو منطقة قمع النفاث (الورقة الخامسة؛ وونغ وآخرون 2022). هذا التأثير أضعف بكثير بالنسبة لـ MADs مقارنة بـ SANEs، حيث أن نماذج MAD تحتوي بطبيعتها على بلازما أصغر

على مقاييس الأفق. في الشكل 13، نرسم نماذج المجال المتراصف BHAC MAD ، كدالة لـ ، بالإضافة إلى العديد من مشاهداتهم للاستقطاب الخطي. تفسر زيادة إزالة الاستقطاب فاراداي الانخفاضات في و مع . ينمو الاستقطاب بشكل أكثر عدم تناظر كلما زادت

المتوسط الزمني. في النقل الإشعاعي، تنقلب اتجاهات دوران فاراداي والانبعاث المستقطب دائريًا عندما ينقلب المجال المغناطيسي. يمكن أن يؤدي ذلك إلى تغييرات في أشكال كل من الصور المستقطبة خطيًا ودائريًا. زيادة دوران فاراداي الذي يدور قليلاً عقارب الساعة، يؤدي إلى تحول في . بالإضافة إلى ذلك،

A.5. قطبية المجال المغناطيسي في GRMHD المثالي، فإن المعادلات التي تحكم تطور سائل مغناطيسي غير متغيرة عند قلب إشارة اتجاه المجال المغناطيسي. ومع ذلك، فإن معادلات GRRT ليست كذلك، مما يؤدي إلى توقيعات استقطابية محتملة لاتجاه المجال القطبي. عند إجراء النقل الإشعاعي، (الاستقطاب الدائري الجوهري للإشعاع المنبعث) و

(دوران فاراداي) حساسة كل منهما لاتجاه المجال بالنسبة لـ الموجة الفوتونية. تشير ستوكز السلبية تاريخيًا لـ Sgr A* إلى وجود مجال مغناطيسي موجه بعيدًا عنا. ومع ذلك، تناقش الورقة M87* IX كيف يمكن أن يكون لقلب اتجاه المجال المغناطيسي تأثيرات غير تافهة على الصورة المستقطبة دائريًا (تجاوز قلب الإشارة البسيط) وتأثيرات ملحوظة على

بسبب تأثيرات فاراداي (انظر أيضًا ريكارتي وآخرون 2021؛ إيمامي وآخرون 2023ب). في الشكل 14، نبرز الفروق بين نماذج المجال المتراصف والمعكوسة لنماذج KHARMA MAD المتوسطة الزمنية. يتم تشويش كل نموذج باستخدام كشعاع غاوسي FWHM كما هو موضح في الكثافة الكلية وعلامات الاستقطاب الخطي على اليسار والدوائر الاستقطابية والكثافة الكلية على اليمين. نكتب و لكل نموذج في الزاوية السفلية اليسرى، مما يكشف عن اختلافات كبيرة وغير متوقعة، مما يحفز
تتبع الأشعة المستقلة لكل قطبية مجال مغناطيسي. في الاستقطاب الخطي، يأتي الاختلاف من عكس الاتجاه الذي يحول دوران فاراداي نمط EVPA. حجم هذا التأثير أكبر من ذلك المبلغ عنه في الورقة M87* IX لأن نماذج M87* موجهة تقريبًا بالكامل من الأمام، تُشاهد من خلال قمع مفرغ (ريكارتي وآخرون 2020). يمكن أن تجمع نماذج Sgr A* عمق دوران فاراداي أكبر حيث يمر الإشعاع عبر المزيد من القرص عند زوايا ميل أكبر. في الاستقطاب الدائري، يتميز هذا النموذج بشكل أساسي بقلب إشارة عام، لكن هذا ليس موحدًا عبر الصورة، مما يؤدي إلى اختلاف صغير في . وذلك لأن معامل تحويل فاراداي، الذي يتبادل الاستقطاب الخطي والدائري، غير متغير عند قلب إشارة اتجاه المجال المغناطيسي.

في القسم 5، قمنا بتضمين مجموعة محدودة من الرسوم البيانية التي تعكس أي من نماذجنا اجتازت كل من القيود الملاحظة الاستقطابية على Sgr A*. هنا نقوم بتفصيل تأثير كل قيد بشكل فردي.

في الشكل 15، نرسم تأثير القيود، التي نجد أنها الأكثر أهمية لاختيار النموذج. مقارنةً بالقيود الأخرى، يتم قياسه بدقة نسبية، وتوافق الطريقتان بشكل جيد جداً. يفسر عمق دوران فاراداي الاتجاهات في هذه الشكل (انظر الملحق H). يميل حدوث المزيد من إزالة الاستقطاب بفعل فاراداي إذا أكبر، إذا كانت الميل أكبر، أو إذا كان النموذج SANE. من النماذج التي تفشل في القيود، معظمها مفرط الاستقطاب، لكن بعض القليل- نماذج الدوران العالي، المواجهة للوجه، مستبعدة لتوقع قيم التي تكون كبيرة جدًا. نجد أن أكثر تقييدًا بكثير من (الشكل 16)، الذي يتم قياسه بدقة أقل بكثير. تذكر أن هو
أقل بكثير (وأقل توافقًا مع منحنى الضوء) في نموذج الحلقة m مقارنةً بـ THEMIS. نجد أنه إذا كانت القيم الأعلى والأكثر تماسكًا إذا تم اعتماد القيد من THEMIS بمفرده، فإن ذلك كان سيستبعد العديد من النماذج المواجهة (الموضحة في القسم 3.3 والملحق A.3)، بما في ذلك نموذج الرهان الأفضل.