¿Todos los agujeros negros tienen discos de acreción planos? Si es así, ¿por qué?

No todos los agujeros negros tienen discos de acreción. Para que una masa estelar tenga un disco de acreción, debe haber 1) una estrella compañera, que está 2) suficientemente cerca y 3) tiene transferencia de masa. Aproximadamente la mitad de los sistemas estelares son binarios (¡o incluso triples!), Por lo que para los agujeros negros que se forman en un solo sistema estelar, no habrá un disco de acreción [1]. Para que ocurra una transferencia masiva, la estrella donante debe estar experimentando un “desbordamiento del lóbulo de Roche”.
El potencial de Roche describe el campo gravitacional en un sistema rotativo de dos cuerpos. La estrella donante tiene un “lóbulo de Roche”, que es la región donde el material está unido al donante. Los detalles del desbordamiento del lóbulo de Roche dependen de la relación de masa, la separación y la evolución del donante, si el donante avanza hacia el final de su vida y se hincha debido a la complicada física que ocurre en el interior [2]. Cuando todos los detalles son correctos para que esto suceda, obtienes un objeto que se llama un “binario de rayos X” (XRB).

No todos los agujeros negros supermasivos (SMBH) parecen tener discos de acreción, tampoco. El consenso es que todas las [3] galaxias albergan SMBH en sus núcleos, pero solo una fracción de ellas se consideran “núcleos galácticos activos” (AGN). Es probable que algunos estén oscurecidos / mal alineados, pero en las antiguas galaxias “rojas y muertas” que son pobres en gas, es posible que no haya suficiente gas en el medio interestelar para alimentar un AGN.

Ok, ¿qué pasa con la planaridad? Para las masas estelares BHs en XRBs, el momento angular del material acreedor está dictado por la configuración del binario. Básicamente, esto obliga al material de acumulación a tener una configuración de disco [4].

En AGN, la imagen parece ser diferente. La imagen estándar de un disco AGN es la de un “toro grueso” que rodea un disco delgado.
No tengo muy claro cuál es el supuesto mecanismo dinámico para la formación del toro y el disco. Sin embargo, se observa que para algunos AGN, el eje del chorro parece haber cambiado con el tiempo. Compare la imagen superior con la inferior:
Por lo general, pensamos que el eje del chorro es perpendicular al plano del disco (pero también podría estar alineado con el eje de rotación de BH, y no es necesario que sean los mismos). Si hay un eje de chorro cambiante, eso sugiere que el disco no se queda en el mismo plano (pero nuevamente podría ser el giro del BH girando alrededor, en lugar del disco).

De todos modos, la astronomía puede ser bastante complicada.

[1] Esto es un poco ingenuo, porque los BH se forman a partir de estrellas masivas (> 8 masas solares); pero la fracción binaria es diferente de las estrellas de alta masa y baja masa. Las estrellas de mayor masa en realidad tienen una fracción binaria más alta que las estrellas de menor masa.
[2] Ver, por ejemplo, Hansen, Kawaler y Trimble’s Stellar Interiors .
[3] ¿Pero tal vez no galaxias enanas? … Esta es un área activa de investigación.
[4] Sin embargo, el giro del BH no necesita estar alineado con el momento angular del disco de acreción. En la parte interna del disco de acreción, puede haber alguna interacción giro-órbita que deforma la parte interna del disco de acreción.