如何区分真实的 astrophysical 磁化黑洞模仿体与一个真正的（理论）黑洞

我们提醒，LIGO 引力波（GW）中观测到的铃宕（ring down）特征源自新形成致密天体的光子球（Rp=3M）的颤动，而非其事件视界（R=2M）的颤动。此外，引力波中晚时回声的初步证据可能是无视界致密天体而非真空黑洞（BH）的特征。类似地，即使对于一个理想黑洞，其阴影半径为 R_shad = \sqrt{3}Rp，实际上是其光子球的引力透镜阴影。因此，任何具有 R \geq R = 3M 的致密天体都会产生类似的阴影。故而，尚无任何观测曾探测到任何事件视界或任何精确黑洞。还需注意，嵌入致密天体附近吸积等离子体中的磁场预期具有 B \sim 1/r 的径向模式，而更强的黑洞模仿体（BHM）偶极磁场应按 B \sim 1/r3 衰减。据此，已有研究建议可通过研究所谓天体物理黑洞附近磁场的径向模式来推断其真实性质。但在此我们强调，在 BHM 表面附近，磁场模式与非相对论偶极子的情形有显著不同。特别地，我们指出对于超致密 BHM，其极区磁场比赤道磁场弱一个极大的因子 \sim z_s/lnz_s，其中 z_s>>1 为表面引力红移。我们建议，通过研究致密天体附近磁场的径向变化以及显著的角向不对称性，未来观测或可区分理论黑洞与天体物理黑洞模仿体。本研究还表明，即便假设某些 BHM 拥有比磁星更强的磁场，在某些情况下它们也可能有效表现为具有极低磁场的 atoll 型中子星。