Filmer un trou noir se heurte à un problème fondamental : la lumière provenant de différentes parties du disque d'accrétion met des temps différents pour parvenir à l'observateur, et si l'on néglige cet effet, l'image est faussée. Les approximations rapides existantes utilisent le même instantané du plasma pour tous les rayons, ce qui fonctionne pour les sources compactes, mais échoue pour les jets étendus et la polarisation. Le calcul complet et lent exige de garder en mémoire des centaines d'instantanés tridimensionnels simultanément, ce qui dépasse les capacités des ordinateurs ordinaires. Ce travail s'inscrit parmi les efforts sur les approches hybrides, où le calcul lent n'est appliqué qu'à une partie de l'espace, mais jusqu'à présent, il n'existait aucun moyen de savoir à l'avance quelle partie choisir.
Les auteurs ont créé un cadre logiciel, CoportSL, qui effectue d'abord une analyse préliminaire peu coûteuse : pour chaque région de l'espace, il évalue la contribution à l'émission, à l'absorption et aux effets de Faraday. Ensuite, il identifie automatiquement les régions où la contribution totale dépasse un seuil donné, et ne conserve la dépendance temporelle que là. Pour le reste de l'espace, le temps est figé, mais le transfert radiatif est toujours calculé le long de chaque rayon. De plus, la méthode construit une fenêtre temporelle efficace à partir de la distribution des délais de propagation au sein de la région sélectionnée, en éliminant les queues rares. Tout cela a été testé sur des données de disque magnétiquement arrêté, similaire à M87*, avec deux modèles d'électrons et deux échelles d'image : l'une proche de l'horizon et l'autre large incluant le jet.
Pour la région proche de l'horizon, la méthode a réduit le nombre de couches chargées simultanément de 903 à 223, soit une réduction de 75,3 %, et pour le jet, de 897 à 496, soit 44,7 %. L'erreur maximale dans les images de Stokes n'a pas dépassé 4×10⁻³ par rapport au calcul complet. La mémoire nécessaire pour les structures de données principales est passée de 65,7 à 20,2 gigaoctets pour l'image proche, et de 64,1 à 37,3 gigaoctets pour le jet, ce qui tient dans une station de travail. Le temps de calcul d'une image avec la méthode hybride lente reste comparable à celui de la méthode rapide pour un petit nombre de cœurs, et n'est que 1,9 fois plus long sur 64 cœurs. La comparaison des courbes de lumière rapides et lentes montre une forte corrélation pour la région proche, mais pour le jet, un décalage temporel global n'élimine pas les écarts locaux, et les différences spatiales dans la polarisation restent significatives.
Ce travail se distingue des autres schémas hybrides en ce qu'il détermine pour la première fois la région lente non pas géométriquement ou par essais successifs, mais en fonction de la contribution des coefficients de transfert eux-mêmes, y compris les termes de Faraday, qui affectent la polarisation même là où il n'y a pas d'émission brillante. C'est une réponse directe à la question de savoir où il faut préserver l'évolution du fluide pour obtenir le Stokes complet. La méthode relie également pour la première fois le choix de la fenêtre temporelle à la distribution des délais au sein de la région déjà sélectionnée, plutôt qu'à la plage complète. Cette combinaison permet d'évaluer quantitativement l'erreur et d'économiser des ressources sans avoir à relancer les calculs.
Les développements futurs pourraient adapter la partition de la région et la fenêtre temporelle à la grandeur observée spécifique, par exemple aux statistiques de l'anneau photonique ou à la variabilité à courte période. Il faudra également déterminer la cause de la saturation de l'accélération parallèle sur un grand nombre de cœurs et optimiser l'accès aux données pour les longues séquences. Des tests sur d'autres états d'accrétion, angles d'observation et modèles d'électrons montreront à quel point les seuils et fenêtres trouvés sont universels.
La méthode influencera directement la préparation des bibliothèques théoriques d'images pour le télescope Event Horizon de nouvelle génération et l'interprétation de la polarimétrie dynamique. Elle peut également être utile pour modéliser la variabilité des blazars et d'autres jets relativistes, où la vitesse finie de la lumière est importante.
La prochaine étape consiste à convertir les images rapides et lentes en visibilités et en quantités de fermeture avec une couverture de lignes de base et un bruit réalistes, afin de comprendre quelles différences structurelles le ngEHT pourra observer. Ensuite, il faudra répéter les tests pour l'anneau photonique et les échos, où les délais relatifs sont eux-mêmes l'objectif.
En astrophysique des trous noirs, la question reste ouverte de savoir comment distinguer les effets de la propagation de la lumière de la dynamique propre du flux d'accrétion. Ce travail montre pour la première fois quantitativement que la lumière rapide peut donner des courbes de lumière presque identiques, mais des cartes spatiales de polarisation très différentes, ce qui signifie que négliger la vitesse finie de la lumière peut conduire à une interprétation erronée de la structure magnétique près de l'horizon.
Pour M87*, un rayon gravitationnel vaut environ 9,6 milliards de kilomètres, et le temps que met la lumière à le parcourir est d'environ 8,9 heures. Dans l'article, les délais sont mesurés précisément dans ces unités, et même une fenêtre « courte » de 110 rayons gravitationnels implique un étalement des temps d'émission de près de 41 jours.
Dans le film « Interstellar », le délai temporel près du trou noir Gargantua est représenté comme un ralentissement gravitationnel, mais ici il s'agit d'autre chose : la lumière provenant de différentes parties du disque parvient à la caméra à des instants différents, et sans en tenir compte, l'image ne serait pas simplement décalée, mais assemblée à partir de morceaux d'âges différents, comme un collage.