MPIfR: Public - Max Planck Institut für Radioastronomie

Schwarze Löcher im Radiolicht
W. Alef, H. Falcke, D. Graham, A. Kraus, T. Krichbaum, A. Lobanov, R. Porcas, E. Ros, A. Witzel,
J.A. Zensus
Schwarze Löcher faszinieren Wissenschaftler und Laien gleichermaßen. Zwar gibt es heute viele gute
Argument für ihre Existenz, aber gesehen hat sie bisher niemand. Dies ist nicht verwunderlich, denn die
besondere Eigenschaft Schwarzer Löcher ist ja, dass sie Licht und Material unwiederbringlich verschlucken.
Hinzu kommt, dass Schwarze Löcher im astrophysikalischen Maßstab sehr klein sind, so dass selbst
Teleskope mit höchster Vergrößerung sie bisher nicht abzubilden vermochten. Dies könnte sich aber
aufgrund der stürmischen Entwicklung der Radioastronomie in absehbarer Zeit ändern. Schon heute
erreichen Radiointerferometer mit interkontinentalen Basislängen (VLBI) räumliche Auflösungen, die um
Größenordnungen über denen anderer Methoden liegen und ein Ende dieser Entwicklung ist nicht
abzusehen. Radiointerferometer sind daher nicht nur ideale Werkzeuge für das Studium Schwarzer Löcher
in der Zukunft, auch jetzt schon sind sie hervorragend dafür geeignet, Schwarze Löcher in großer Zahl
aufzuspüren, wie Studien am MPIfR in Bonn belegen.
Wie kann man nun Schwarze Löcher sehen? Ein Kuriosum Schwarzer Löcher ist, dass sie den Raum um
sich herum so stark krümmen, dass selbst Licht nicht mehr zu einem entfernten Beobachter auf der Erde
gelangen kann, sondern zum Schwarzen Loch hin abgelenkt wird. Der Punkt ohne Wiederkehr für
Photonen ist dabei der »Ereignishorizont« - bei maximal rotierenden Schwarzen Löchern gegeben durch
das Produkt aus Gravitationskonstante und Masse, geteilt durch die Lichtgeschwindigkeit im Quadrat
(Rg=GM/c2). Alles, was sich hinter dem Ereignishorizont abspielt, entzieht sich unserer direkten
Beobachtung. Ursache dieses Phänomens ist eine extrem hohe Massenkonzentration auf sehr kleinem
Raum - die Masse der Erde auf einen Zentimeter Durchmesser konzentriert würde z.B. ein solches
Schwarzes Loch ergeben. Eine so hohe Massenkonzentration entsteht durch große Massenansammlungen
in den Zentren von Galaxien in den Anfängen des Kosmos oder auch durch Explosionen sehr großer Sterne
(Supernovae).
Die große Masse Schwarzer Löcher führt nicht nur dazu, dass Licht abgelenkt wird, sondern sie zwingt
auch Gas und Staub in ihrer Umgebung auf Spiralbahnen, die letztendlich im Ereignishorizont enden. Der
größte Teil der einfallenden Masse und Energie verschwindet dann für immer von der kosmischen
Bildfläche und nur einem kleinen Teil gelingt es zu entkommen, z.B. in Form von sogenannten Radiojets,
wie sie inzwischen in vielen Kernen aktiver Galaxien, den besten Kandidaten für Schwarze Löcher,
gesehen werden.
Das Einströmen in den Ereignishorizont wie auch das Entweichen der Radiojets passiert nicht lautlos,
sondern die ein- und ausströmende Materie macht durch mehr oder weniger starke Emission von
Photonen verschiedener Energie - vom Radio- bis zum Gammabereich - auf sich aufmerksam. Theoretisch
sollten Photonen sogar in der direkten Nähe des Ereignishorizonts abgestrahlt werden, allerdings: je näher
ein Photon am Schwarzen Loch abgestrahlt wird, desto größer ist die Wahrscheinlichkeit, dass es im
Ereignishorizont verschwindet. Die Wahrscheinlichkeit dafür nimmt drastisch zu, sobald ein Photon
innerhalb des »Photonenorbits« entsteht. Der Photonenorbit ist eine theoretische Bahn, auf der Licht
unendlich oft um das Schwarze Loch kreisen kann. In der Realität bedeutet dies, dass Photonen, die sich
auf Tangentialbahnen innerhalb des Photonenorbits befinden, früher oder später in das Loch hinein fallen,
während Photonen auf ferneren Bahnen entkommen und entdeckt werden können (siehe Abbildung 1).
Abbildung 1: Photonenbahnen in der Nähe
eines Schwarzen Lochs. Die Bahnen von
vier Photonen mit fast identischem
Ursprung, die ein Schwarzes Loch
tangential streifen (Einfall von rechts),
werden in der Nähe des Photonenorbits
sehr unterschiedlich abgelenkt. Die zwei
inneren Photonen enden letztlich im
Ereignishorizont (gestrichelter Kreis),
während die äußeren beiden Photonen zu
einem entfernten Beobachter entkommen.
Ein Photon dazwischen könnte theoretisch
ewig um das Schwarze Loch kreisen.
Das abrupte Verschwinden von Photonen sollte sich dann auch auf die visuelle Erscheinung eines
Schwarzen Lochs auswirken. Eingebettet in einen leuchtenden Halo von aus- oder einfallendem Gas würde
man dann das Schwarze Loch als einen »Schatten« davor erblicken.
In der Tat kann man solche Bilder auf dem Computer simulieren. Wenn man die Masse und die Rotation
des Schwarzen Lochs vorgibt, ist die Bahn eines Photons von jedem Ort aus durch Einsteins allgemeine
Relativitätstheorie festgelegt und kann berechnet werden. Durch ein Ray-Tracing-Verfahren, bei dem
Lichtbahnen bis zum Beobachter verfolgt werden, entsteht dann im Computer ein vollständiges, virtuelles
Bild der Umgebung eines Schwarzen Lochs.
Ein Beispiel für eine solche Rechnung wird in der linken Spalte von Abbildung 2 gezeigt. Man sieht
deutlich den klaren, kreisförmigen Schatten im Zentrum der Emission. Dieser Schatten ist immer
vorhanden, solange das Emissionsgebiet transparent (»optisch dünn«) ist. Die Position des Schattens
ändert sich nur ein wenig zwischen einem rotierendem und einem nicht-rotierenden Schwarzen Loch und
auch der Durchmesser ist nur wenig von der Rotation des Schwarzen Lochs abhängig - entscheidend ist
hingegen die Masse. Als Näherungsformel kann man rechnen, dass der Schatten ungefähr einen
Durchmesser von 10 mal dem Gravitationsradius, also DSchatten~10 GM/c2,hat. Der Schatten ist deutlich
größer als der Ereignishorizont, weil unter anderem das Schwarze Loch als seine eigene Gravitationslinse
funktioniert und so sein Bild vergrößert.
Der Durchmesser des Schattens wächst linear mit der Masse und die beobachtbare Größe am Himmel
schrumpft linear mit der Entfernung. Die besten Kandidaten für die realistische Abbildung des Schattens
sind also möglichst schwere Schwarze Löcher in relativ kleinem Abstand zum Beobachter. Aus diesem
Grund ist das Zentrum unserer Milchstraße mit ihrer hellen Radioquelle, Sagittarius A*, das
vielversprechenste Ziel. Messungen der Eigenbewegung von Sternen im Galaktischen Zentrum haben
deutlich gezeigt, dass es sich bei dieser Quelle wahrscheinlich um das zentrale Schwarze Loch der
Milchstraße handelt, mit einer relativ genau bestimmten Masse von 3 Millionen mal der Masse der Sonne.
Die Größe des Schattens beträgt dann ungefähr den dritten Teil einer astronomischen Einheit und bei
einer Entfernung von 8 kpc (2,5⋅ 1020 m) zum Galaktischen Zentrum entspricht dies einer Größe am
Himmel von ~40 Mikrobogensekunden.
Abbildung 2: Computersimulation eines in transparentes, leuchtendes Gas eingehülltes
Schwarzen Lochs. Die horizontale Achsenmarkierung gibt die räumliche Skala in Einheiten des
Gravitationsradius (Rg) an, während die vertikale Skala relative Intensitätswerte für vertikale
(gestrichelte Linie) und horizontale (durchgezogene Linie) Querschnitte durch das Bild angibt. Die
obere Reihe zeigt ein rotierendes und die untere Reihe für ein nicht-rotierendes Schwarzes Loch.
Die mittlere und rechte Spalte zeigen Bilder, wie man sie mit Radiointerferometern (VLBI) bei 0,6
und 1,3mm Wellenlänge für ein optisch dünnes Emissionsgebiet um das Schwarze Loch im
Zentrum der Milchstraße erwarten würde. Der Schatten ist immer noch klar sichtbar.
Auf den ersten Blick mag dies sehr klein erscheinen, aber tatsächlich hat die VLBI-Gruppe des MPIfR mit
3mm-VLBI inzwischen schon Bilder von aktiven Galaxienkernen mit weltrekordverdächtigen 50
Mikrobogensekunden Auflösung gemacht. Die dazu verwandte Technik nennt sich Very-Long-BaselineInterferometry (VLBI; siehe Abbildung 3). Dabei werden weltweit Radioteleskope kombiniert, deren
Signale über einen VLBI-Korrelator - wie z. B. dem MKIV-Korrelator in Bonn, einem Rechner der neuesten
Generation - korreliert und dann zu einem extrem hochaufgelösten Bild von Radioquellen
zusammengesetzt. Die höchsten Bildschärfen (beste Auflösungen) werden bei den höchsten Frequenzen,
also den kürzesten Wellenlängen, erreicht, d.h. inzwischen bei Wellenlängen um 3 mm (86 GHz).
Interessanterweise zeigen Beobachtungen von Sagittarius A*, dass tatsächlich die Emission bei dieser
Wellenlänge aus der direkten Umgebung des Schwarzen Lochs kommen muss. Hinzu kommt, dass die
Emission von Sagittarius A* zu höheren Frequenzen heller und auch transparenter wird. Dies schafft
geradezu ideale Verhältnisse, um den Schatten des Schwarzen Lochs wirklich zu entdecken.
Abbildung 3:
Millimeter VLBI. Das
Bild zeigt eine
Weltkarte mit der
Position von
amerikanischen
(schwarz) und
europäischen
Teleskopen (rot), die
bei 3mmWellenlänge
beobachten und zu
einem globalen
Interferometer
zusammengeschaltet
werden können. Das
zusammengeschaltete
»Array« erreicht
dann eine Auflösung,
die einem virtuellen
Radioteleskop mit
dem Durchmesser
der Erde entspricht.
Zur Zeit scheitert dies aber noch daran, dass interstellares Material in der Milchstraße entlang unseres
Sehstrahles das Bild bei Wellenlänge um 3mm (und länger) - wie ein Milchglas - verwäscht. Dieser Effekt
verschwindet aber bei kürzeren Wellenlängen und höheren Frequenzen. Dies alles führt dazu, dass die
beobachtete Größe der Radioquelle Sagittarius A* mit abnehmender Beobachtungswellenlänge immer
weiter abnimmt, so dass irgendwann unweigerlich der Ereignishorizont in den Blick kommen muss
(Abbildung 4). Die VLBI-Gruppe arbeitet daher z.Zt. daran, VLBI bei sehr kurzen Wellenlängen
durchzuführen. Erste Testmessungen bei 1,3 mm Wellenlänge bestätigen die technische Realisierbarkeit
und deuten an, dass in Zukunft auch VLBI-Beobachtungen bei noch kürzeren Wellenlängen (z.B. 0,8 mm)
möglich sein sollten.
Bisher hat tatsächlich ein Experiment funktioniert, dass sich in den für die allgemeine Relativitätstheorie
interessanten Bereich vorgewagt hat. Dabei wurde die Quelle Sagittarius A* mit 1,4 mm VLBI entdeckt
und man stieß erstmalig in einen Bereich vor, der ganz dicht an dem vorhergesagten Schatten lag.
Allerdings erlaubte die Qualität dieser ersten Daten noch nicht, ein aussagekräftiges Bild zu
rekonstruieren. Verbesserungen in der Signalgewinnung und Datenauswertung sind jedoch in Sicht und
die Aussichten sind motivierend. Gelingt es uns mit VLBI zu den höchsten Frequenzen vorzustoßen, dann
werden wir mit größter Wahrscheinlichkeit den Schatten des Schwarzen Lochs und seines
Ereignishorizonts sehen können, seine noch hypothetische Existenz vorausgesetzt.
Abbildung 4: Mit VLBI gemessene
Größe der Radioquelle Sagittarius A*
in Millibogensekunden als Funktion
der Beobachtungswellenlänge in
Zentimetern (nach T. Krichbaum). Die
kleinste bisher beobachtete Skala
wurde bei einer Wellenlänge von 1,4
mm erreicht (links unten) und ist
schon sehr nahe am erwarteten
Schatten des Ereignishorizonts.
Schwarze Löcher in anderen Galaxien. - Sagittarius A* im Zentrum unserer Milchstraße ist aber nicht
unsere einzige Hoffnung, den Ereignishorizont zu erreichen. Astrophysiker vermuten schon seit langem,
dass im Herzen jeder Galaxie ein Schwarzes Loch sitzt, ähnlich dem, oder größer als das in unserer
Milchstraße. Leider ist auch dort der Nachweis noch immer extrem schwierig. Denn vor allem jene
Schwarzen Löcher, die in den uns am nächsten liegenden Galaxien vermutet werden, leiden derzeit an
Futtermangel da nicht genügend Gas bis hin zum Zentrum einströmt. Ihre kümmerliche Strahlung im
sichtbaren Licht leuchtet dann so schwach, dass sie sich nur sehr schwer von der Strahlung massereicher
Sterne unterscheiden lässt. Selbst mit dem scharfen Blick des Hubble-Weltraumteleskops ist es oft nicht
möglich, das schwache Glimmen hungernder Schwarzer Löcher vor dem Hintergrund der hellen Galaxie
ausfindig zu machen. Die Suche nach neuen Schwarzen Löchern gleicht der Suche nach der
sprichwörtlichen Stecknadel im Heuhaufen. Im Radiobereich hat man dahingegen bessere Chancen, weil
dort Sterne viel weniger prominent strahlen. Wenn man mit einem hochauflösenden Radiointerferometer
auf eine Galaxie schaut, ist der Heuhaufen weg und nur noch die Nadel sichtbar.
Basierend auf einem in Bonn entwickelten Modell für die Natur der Radioemission, wie sie in Sagittarius A*
gefunden wird, kann man vorhersagen, wie stark die Emission bei anderen, hungernden Schwarzen
Löchern ist. Mit Radiointerferometern wurden die 100 nächsten Galaxien in unserer kosmischen
Nachbarschaft (innerhalb von 60 Millionen Lichtjahren) untersucht, die im Verdacht stehen, in ihren
Zentren Schwarze Löcher zu verstecken. Die Ausbeute dieser Jagd war erstaunlich groß: Tatsächlich
wurde die vorausgesagte Radiostrahlung in fast der Hälfte aller untersuchten Milchstraßensysteme
gefunden (siehe Abbildung 5).
Abbildung 5: Die von der Kante
sichtbare Spiralgalaxie NGC 4565 ist
ungefähr 30 Millionen Lichtjahre von der
Erde entfernt und liegt im Sternbild
"Coma Berenicis" (Haar der Berenike).
Zwar verdeckt ein großer Staubring das
galaktische Zentrum von NGC 4565,
doch mit Hilfe der hochauflösenden VLBITechnik konnte die Radiostrahlung eines
nur schwach aktiven Schwarzen Lochs
nachgewiesen werden (Insert). Die
Auflösung ist dabei tausendmal besser
als die des Hubble-Weltraumteleskops.
(Foto: William McLaughlin, ARGO
Cooperative Observatory; Insert: H.
Falcke, VLBA)
Die Radiosignale der entdeckten Quellen ähneln stark denen der Radioquelle Sagittarius A* im Zentrum
unserer eigenen Galaxis. Daher kann man diese neuen Quellen als Geschwister des Schwarzen Lochs in
unserer Milchstraße ansehen, von denen man nun Dutzende neu entdeckt hat.
Wegen ihrer Nähe sind solche Schwarze Löcher in unserer kosmischen Nachbarschaft besonders
interessant: Radioastronomen können jetzt die Phänomene sehr viel genauer untersuchen. Typische
Quasare - Galaxien mit sehr hellen Schwarzen Löchern - sind 500 mal weiter entfernt und der
Ereignishorizont ist entsprechend kleiner. Dafür wird man allerdings durch eine größere Helligkeit und eine
reichhaltigere Struktur entschädigt.
Ein weiterer Vorteil der radiointerferometrischen Entdeckung Schwarzer Löcher ist, dass sie – und damit
auch die Zentren von Galaxien – mit sehr hoher Präzision lokalisiert werden können. Da Galaxien nicht
feststehen, sondern sich unter der Gravitationswirkung der dunklen Materie im All bewegen, müssten sich
auch die zentralen Schwarzen Löcher langsam am Himmel bewegen. Durch den Vergleich der Positionen
bei aufeinanderfolgenden Beobachtungen ließe sich so die Bewegung von Galaxien im Laufe einiger Jahre
direkt am Himmel beobachten.
Eine andere, etwas indirektere Methode, die Signatur eines Schwarzen Loches zu finden, basiert auf
Messungen der Intensitätsschwankungen der Strahlung von Quasaren und den damit korrelierten
Auswürfe hoch relativistischen und scheinbar überlichtschnellen Plasmas in den Jet. Die mit dem 100m
Radioteleskop in Effelsberg 1985 entdeckten extremen Helligkeitsschwankungen, die sogenannte IntraDay Variability (IDV) in Blazaren, zeigen in einigen Fällen Periodizitäten, die man möglicherweise auf
periodische Schwankungen am Fußpunkt der Jets, in denen die Radiostrahlung entsteht, zurückführen
kann. Mittels des Lichtlaufzeit-Argumentes gelangt man so zu Aussagen, die Regionen mit einem
Durchmesser von nur wenigen Lichtstunden (< 5 Mikrobogensekunden) betreffen. Diese Präzession der
Jetachse hängt unmittelbar mit der Geometrie in der Umgebung des Schwarzen Loches, und der es
umgebenden Masseverteilung zusammen. Eine genauere Untersuchung der Präzession der Jetfußpunkte
mittels mm-VLBI und Variabilitätsmessungen werden es daher erlauben, die physikalischen Bedingungen
(Masse, Energieverteilung) in unmittelbarer Nähe von Schwarzen Löchern zu bestimmen.
Max-Planck-Gesellschaft Jahrbuch 2001. Copyright © 2001 Max-Planck-Institut f. Radioastronomie.
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