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Superlinks http://www.abenteueruniversum.de/stersterne/bl6.html 08.12.2006 – Astronomie http://www.tempolimitlichtgeschwindigkeit.de/ Hinweis auf eine Sternzerstörung durch Gezeitenkräfte im Zentrum des Galaxienhaufens Abell 3571 Die Autoren der Veröffentlichung, davon mehrere vom MPE, entdeckten in den Daten des ROSAT Satelliten zufällig eine Röntgenquelle in dem Galaxienhaufen Abell 3571, die in ihrer Helligkeit über einen Zeitraum von 13 Jahren stetig abnahm. Solch eine Beobachtung ist konsistent mit der Zerstörung eines Sterns durch ein Schwarzes Loch mit 107 Sonnenmassen. Da das Schwarze Loch nur wenig Masse verschlingt, muss es sich um eine teilweise oder explosive Zerstörung eines Sterns handeln. ROSAT Falschfarbenbild des Galaxienhaufens A3571. Die variable Röngenquelle ist durch einen Pfeil markiert. Bild: MPE Diese Veröffentlichung wurde von den Herausgebern der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics als A&A Highlight eingestuft. Die Herausgeber wollen mit diesen Highlights die Aufmerksamkeit der Leser auf Veröffentlichungen in der aktuellen Ausgabe lenken, die sie für besonders wichtig oder interessant auch für Leser aus anderen Fachgebieten halten. Originalveröffentlichung in Astron. & Astrophys. 495, 523-535 (2009) (in englischer Sprache) Weitere Informationen erhalten Sie vom Autor Nico Cappelluti (02. März 2009) Schwarzes Loch bringt Licht ins Dunkel einer Galaxie Erstmals Lichtecho eines Röntgenblitzes im Detail beobachtet Eine künstlerische Darstellung des Lichtechos der Zerstörung eines Sterns durch ein Schwarzes Loch Bild: MPE/ESA Zum ersten Mal konnte ein Lichtecho der Zerstörung eines Sterns durch ein Schwarzes Loch im Detail verfolgt werden. Ein internationales Team um Stefanie Komossa vom MPE beobachtete dabei die stärkste Eisenemission, die jemals in einer Galaxie gemessen wurde und interpretierte sie als Beleg für das Vorhandensein eines molekularen Torus. Das Lichtecho führte nicht nur zur Entdeckung des stellaren Zerstörungsprozesses, sondern stellt zugleich eine vielversprechende neue Methode dar, Galaxienkerne zu kartografieren. MPE Pressemitteilung Originalveröffentlichung: ApJ Letters, 678, L13, 2008 Vorabdruck: arXiv:0804.2670v1 [astro-ph] (in englischer Sprache) (17. April 2008) Superkick: Schwarzes Loch aus Muttergalaxie verstoßen Der Raketeneffekt der Gravitation schießt ein Schwarzes Loch aus seiner Galaxie (künstlerische Darstellung). Gesamtbild: MPE, zugrundeliegende Galaxie: HST Archiv Gravitationsrakete beschleunigte das Schwerkraftmonster auf Tausende von Kilometern pro Sekunde Durch einen gewaltigen Ausbruch von Gravitationswellen beim Verschmelzen zweier Schwarzer Löcher wurde das dabei entstandene Schwarze Loch aus dem Kern seiner Galaxie herauskatapultiert. Dieser spektakuläre Vorgang, der von Theoretikern seit langem vorhergesagt worden war, konnte jetzt zum ersten Mal in der Natur beobachtet werden. Das Team um Stefanie Komossa vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) hat mit seiner Entdeckung ein neues Fenster in der beobachtenden Astrophysik aufgestoßen, mit weitreichenden Folgen für unser Verständnis der Galaxienentstehung und -entwicklung im frühen Universum. MPE Pressemitteilung Originalveröffentlichung: ApJ Letters, 678, L81, 2008 (in englischer Sprache) Vorabdruck in astro-ph: 0804.4585 (in englischer Sprache) Schwarzes Loch im Kugelsternhaufen Omega Centauri gefunden Künstlerische Darstellung des Schwarzen Lochs in Omega Centauri Bild: Gemini Observatory/AURA Der bekannte Kugelsternhaufen Omega Centauri, der schon mit blossem Auge zu sehen ist, beherbergt vermutlich ein Schwarzes Loch im Zentrum. Beobachtungen mit dem Gemini Observatorium in Chile und dem Hubble Weltraumteleskop durchgeführt von Eva Noyola vom MPE und internationalen Kollegen erbrachten überzeugende Hinweise auf die Existenz solch eines Objektes. Diese Entdeckung kann möglicherweise auch die Entstehung und Entwicklung der supermassiven Schwarzen Löcher in den Zentren von Galaxien erklären. Pressemitteilung des Gemini Observatoriums (in englischer Sprache) Pressemitteilung der ESA / Hubble Space Telescope (in englischer Sprache) Pressemitteilung der NASA / Hubble Space Telescopee (in englischer Sprache) Artikel in den astronews (in deutscher Sprache) Originalveröffentlichung: Astrophys. Journ., 676, 1008 - 1015, 2008 (in englischer Sprache) (7. April 2008) Schwarzes Loch bei der Mahlzeit beobachtet Forscher halten fest, wie das Gravitationsmonster einen Stern einfängt und aufsaugt Amerikanische Forscher haben erstmals die komplette Sternenmahlzeit eines Schwarzen Lochs verfolgt. Wie in einem Trickfilm konnten sie einem solchen Gravitationsmonster in rund vier Milliarden Lichtjahren Entfernung zusehen, wie es einen vorbeiziehenden Stern zerdrückte und auseinanderriss. Die resultierende Gaswolke schlürfte das Schwarze Loch dann in sich hinein, wobei ein Feuerwerk an ultravioletter Strahlung gezündet wurde. Dieses Licht haben die Forscher um Suvi Gezari vom California Institute of Technology in Pasadena mit dem Satelliten Galex aufgezeichnet und über Jahre gemessen. Aus den Messdaten lässt sich das Gewicht des Schwarzen Lochs ableiten und mehr über die Entwicklung dieser Ungetüme im Universum lernen. Die Forscher durchmusterten mit dem Weltraumsatelliten Galex weit entfernte Galaxien. Im Zentrum einer noch namenlosen Galaxie im Sternbild Bärenhüter entdeckten sie durch eine charakteristische ultraviolette Strahlung ein Schwarzes Loch bei seiner Mahlzeit. Im Verlauf zweier Jahre schauten sich Suvi und ihre Kollegen diesen Ort immer wieder an. Dabei konnten sie verfolgen, wie das Schwarze Loch einen Stern einfing und vollständig verschlang. Dies geschieht Berechnungen zufolge im Durchschnitt nur einmal in 10.000 Jahren. Der Gravitationskoloss zerdrückte den runden Stern zu einer pfannkuchenartigen Gaswolke, die er dann langsam einsaugte. Die Gaswolke heizte sich dabei auf mehrere hunderttausend Grad Celsius auf. Aus dieser Temperatur, der dabei freiwerdenden UV-Strahlung und dem Verlauf der Strahlungsintensität konnten die Forscher die Masse des Schwarzen Lochs mit rund vierzig Millionen Sonnenmassen bestimmen. Damit ist der Himmelskörper rund zehnmal so schwer wie das Schwarze Loch im Zentrum unserer Milchstraße. In beiden Fällen handelt es sich um so genannte stille Schwarze Löcher. In weit entfernten Galaxien sind diese nur durch ihre seltenen Mahlzeiten vorbeiziehender Sterne ausfindig zu machen. In so genannten aktiven Galaxien hingegen befindet sich um das Schwarze Loch eine Materiescheibe aus Sternenmaterial, die für einen stetigen Nachschub für die hungrigen Gravitationsmonster sorgt. Suvi Gezari (California Institute of Technology in Pasadena) et al.: Astrophysical Journal Letters, Bd. 653, S. 25 ddp/wissenschaft.de – Martin Schäfer Die Darstellung eines Künstlers zeigt, wie der runde Stern (links) zu einer Gaswolke verformt und durch die Gravitationskräfte komplett in seine Bestandteile zerlegt wird. Das Schwarze Loch (rechts) saugt die Reste strudelförmig auf Nimmerwiedersehen in sich hinein. Grafik: NASA/JPL-Caltech/Tim Pyle (SSC) 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. Eine neue Methode: Direkte Beobachtung Schwarzer Löcher Die vorangehenden Methoden involvieren alle elektromagnetische Strahlung. Sie erlauben eine astronomische Messung der Masse des kompakten, dunklen Objekts und des Volumens, das diese Masse einnimmt. Unter der Annahme, dass es sich bei dem kompakten Objekt um ein klassisches, rotierendes Schwarzes Loch handele, das durch die Kerr-Raumzeit beschrieben wird, kann auch die Lochrotation gemessen werden. Mit Methoden, die elektromagnetische Strahlung nutzen, ist es jedoch nicht möglich, die Existenz des Ereignishorizonts und der zentralen Krümmungssingularität nachzuweisen (Abramowicz et al. 2002; Müller 2007). Das liegt knapp gesagt daran, weil eine Zone mit exakt Null elektromagnetischer Emission messtechnisch nicht nachweisbar ist. Die Singularität ist hinter dem Horizont verborgen (kosmische Zensur nach Roger Penrose). Mit elektromagnetischer Strahlung lässt sich demnach immer nur indirekt schließen bzw. Alternativen zum klassischen Loch lassen sich nur durch Ausschlussverfahren beseitigen. Im Web-Artikel über Schwarze Löcher werden sämtliche Beobachtungsmethoden im Kapitel Beobachtung Schwarzer Löcher vorgestellt. Die Vermessung von Sternbewegungen ist ein kinematisches Verfahren, die Auflösung von Strukturen eher ein spektrales Verfahren. Die theoretische Astrophysik, im Speziellen eine numerische Methode, die man relativistisches Ray Tracing nennt, gestattet es, bereits im 'Computerlabor' die direkte Beobachtung von Schwarzen Löchern zu simulieren. Das Resultat zeigt das Bild rechts, bei dem das (rotierende) Schwarze Loch klar inmitten einer leuchtenden, rotierenden Gasscheibe hervortritt. Die Idee ist es, die starke Strahlungsabsorption, also das, was Schwarze Löcher schwarz macht, direkt mit einem hochauflösenden Teleskop zu messen. Schwenkt man mit diesem Superteleskop zufällig über den Bereich, wo man ein Schwarzes Loch vermutet, so sollte die Helligkeit signifikant abnehmen: Man hätte den 'Schwarzen Fleck' (Dissertation von A. Müller 2004) erblickt! Der schwarze Fleck (engl. Black Spot) entspricht einem Gebiet stark unterdrückter Emission rund um den äußeren Horizont eines Schwarzen Loches, wie es ein entfernter Beobachter wahrnimmt. Der Horizontradius steigt mit der Lochmasse an, so dass der Fleck für schwerere Löcher an Größe gewinnt. Je näher der potentielle Kandidat ist, umso besser kann der schwarze Fleck mit irdischen Teleskopen aufgelöst werden, weil die scheinbare Größe zunimmt. Beide Kriterien erfüllt das Galaktische Zentrum. Ein weiterer guter Kandidat ist das zentrale Loch der aktiven Galaxie M87 (Arbeiten der VLBI-Gruppe am MPI für Radioastronomie, Bonn). Vermutlich werden innerhalb der nächsten fünf Jahre echte Radiofotos gemacht werden, die so aussehen wie die Ray-Tracing-Simulation oben! Doch selbst wenn die direkte Abbildung der Schwärze des kompakten, dunklen Objekts im Zentrum der Milchstraße gelingt, wird es schwer sein, daraus klar ein klassisches Loch zu folgern. Die Schwierigkeit ist, das andere kompakte Objekte wie der Gravastern, Holostern, Bosonenstern oder Fermionenstern aus der Sicht des entfernten Bebachters sehr große Ähnlichkeit mit einem klassischen Schwarzen Loch haben. Es muss jedoch betont werden, dass nach gegenwärtigem Stand der Beobachtungen ein klassisches, rotierendes Schwarzes Loch von 3.6 Millionen Sonnenmassen die Beobachtungen am besten erklärt. Kosmische Tänze Auch beim Umlauf der Planeten um die Sonne werden Gravitationswellen erzeugt, allerdings so schwach, dass sie nicht nachweisbar sind. Als beobachtbare Quellen von Gravitationswellen kommen nur energiereiche astrophysikalische Ereignisse wie eine Supernova oder der Urknall beziehungsweise Ereignisse, an denen kompakte Objekte wie Neutronensterne oder Schwarze Löcher beteiligt sind, in Frage. Da solche Quellen aber weit von uns entfernt sind, ist die Amplitude der ausgelösten Gravitationswellen am Ort der Erde sehr klein. Die Detektoren dieser Wellen müssen in der Lage sein, Ausschläge zu messen, die kleiner sind als der Durchmesser eines Atomkerns. Trotzdem konnte bereits der Nachweis erbracht werden, dass Gravitationswellen tatsächlich existieren. Im Jahre 1974 entdeckten die amerikanischen Astronomen Russell Hulse und Joseph Taylor ein Doppelsystem (PSR J1913 + 16), in dem ein Pulsar und ein Neutronenstern einander in knapp acht Stunden umkreisen [3]. Nach der Geometrodynamik sollte ein solches System Gravitationswellen abstrahlen und dadurch Energie verlieren. Deshalb rücken die beiden Sterne näher zusammen und müssen sich dann wegen der Erhaltung des Drehimpulses schneller umkreisen. Im Laufe der Jahre sollte sich also die Bahnperiode stetig verringern. Genau diesen Effekt haben Hulse und Taylor gemessen; er beträgt nach 30 Jahren etwa 40 Sekunden und stimmt innerhalb von 0,2 Prozent mit den Voraussagen der Geometrodynamik überein [4]. Ein kleineres Schwarzes Loch umkreist ein extrem massereiches Schwarzes Loch, das von einer Akkretionsscheibe aus heißer Materie umgeben ist. Beim Durchstoßen dieser Scheibe erzeugt das kleine Schwarze Loch einen heftigen Energieausbruch. Quelle: Valtonen/SuW-Grafik Inzwischen hat man dieses Verhalten an vielen weiteren kompakten Doppelsystemen beobachtet. Das spektakulärste System heißt OJ 287 - hier umkreist ein Schwarzes Loch mit 100 Millionen Sonnenmassen ein weiteres mit 18 Milliarden Sonnenmassen (Bild oben). Das massereichere Schwarze Loch ist von einer Akkretionsscheibe aus Materie umgeben. Alle zwölf Jahre durchstößt das kleinere diese Akkretionsscheibe, was pro Umlauf zu zwei heftigen Energieausbrüchen führt, die übrigens schon seit hundert Jahren beobachtet werden. Aus den Bahndaten kann man den Zeitpunkt des nächsten Ausbruchs vorhersagen. Nur wenn man berücksichtigt, dass dieses System auch Gravitationswellen abstrahlt, stimmt die Vorhersage, sonst liegt man mittlerweile um 20 Tage daneben [5]. Wenn ein Körper von Materie umgeben ist, so übt er eine Anziehungskraft auf diese aus. Anziehungskräfte können enorme Größen annehmen, wenn wir z.B. an eine bestimmte Art von Röntgendoppelsternen denken (siehe hierzu auch "kataklysmische Veränderliche"). In solchen Systemen ist ein Weißer Zwerg von Erdgröße in der Lage, einen gigantischen Roten Riesen regelrecht aufzusaugen. Diesen Vorgang nennt man Akkretion (lat. accretio, "Zuwachs"). Wie in dieser Darstellung gezeigt, fließt Materie vom Roten Riesen über zu einem gravitationsstarken Weißen Zwerg. Die vom Roten Riesen stammende Materie fällt nicht einfach auf den Zwergstern herunter, sondern bewegt sich auf spiralförmigen Bahnen zum Zwerg und geht dort vorübergehend in Keplersche Umlaufbahnen über. Durch Scherung und Turbulenzen wird Drehimpuls in der gebildeten Materiescheibe nach außen transportiert, so dass Teilchen bzw. Partikel immer weiter nach innen wandern und schließlich zum Zwerg gelangen. Akkretion spielt nicht nur bei Röntgendoppelsternen eine wichtige Rolle, sondern auch bei gerade erst entstandenen Sternen und in den Zentren aktiver Galaxien (AGN, Active Galactic Nuclei). Akkretion ist also kein seltener Vorgang im Kosmos. Dieses gravitationsbedingte Aufsammeln von Materie kann gehemmt werden durch den Gasdruck und durch Drehimpuls. Der Gasdruck kann aber durch Kühlung (einfache Wärmeabstrahlung) gemindert werden, Drehimpuls lässt sich umverlagern. Das geschieht in einer sich um das Schwarze Loch (oder den Stern) bildenden Akkretionsscheibe. Akkretionsscheiben entstehen, wenn die Scheibenmasse gering im Vergleich zu der des Zentralkörpers ist und die Geschwindigkeit der thermischen Teilchenbewegung geringer ist als die Umlaufgeschwindigkeit. In der elliptischen Galaxie NGC 7052 hat das Hubble- Weltraumteleskop ein Schwarzes Loch entdeckt (links die Aufnahme eines erdgebundenen Teleskops). Was auf dem rechten Bild fast wie eine Radkappe aussieht, ist eine gigantische Akkretionsscheibe von 3700 Lichtjahren Ausdehnung im Zentrum der Galaxie. Diese riesige Staubmenge stammt vermutlich aus der Kollision mit einer anderen Galaxie, das Schwarze Loch benötigte mehrere Millionen Jahre um diese Scheibe auszubilden. Das Loch hat inzwischen eine Größe von 300 Millionen (!) Sonnenmassen erreicht. Mit freundlicher Genehmigung von Roeland P. van der Marel (STScI), Frank C. van den Bosch (University of Washington), and NASA Akkretionsscheiben sind normalerweise axialsymmetrisch und sehr dünn. Sie bilden sich aus, wenn relativ kühles und drehimpulsarmes Material aufgesammelt wird. Die Kühlung erfolgt recht leicht durch einfache Abstrahlung der Wärmeenergie. Der Drehimpuls kann dann in der Scheibe abgebaut werden. Zum Verständnis dieses Vorgangs müssen wir uns vor Augen halten, dass in der Akkretionsscheibe differentielle Rotation vorherrscht. Das bedeutet, dass die Umlauf (Winkel) -geschwindigkeit im Scheibenzentrum am größten ist und nach außen hin abnimmt. Hinzu kommt die zum Zentrum hin zunehmende Materiedichte. Mit freundlicher Genehmigung von Michael Owen, John Blondin (North Carolina State Univ.) So bleibt es nicht aus, dass zwischen den Teilchen der Materie eine Reibung entsteht, wodurch sich das Material aufheizt. Radial benachbarte Regionen der Scheibe sind durch thermische (und/oder magnetische) Turbulenzen aneinander gekoppelt, innen rotierende Materie versucht benachbarte Regionen mitzureißen. Die Trägheit der weiter außen rotierenden Partikel erzeugt aber einen Bremseffekt. Allerdings sind die Scherkräfte in einer Keplerscheibe rotierenden Gases längst nicht hoch genug, um hydrodynamische Turbulenzen zu erzeugen (hydrodynamisch deshalb, weil sich die Materie in der Scheibe ähnlich einer Flüssigkeit verhält). Die genauen Vorgänge in Akkretionsscheiben sind daher noch nicht eindeutig geklärt. Hier könnten aber magnetische Effekte eine wesentliche Rolle spielen. Die Temperaturen in Akkretionsscheiben Schwarzer Löcher können sehr hohe Werte erreichen, bis zu vielen Millionen [K], vor allem in Nähe des Horizontes. Unter diesen Verhältnissen wird jede Form von Materie ionisiert, d.h. die Elektronen lösen sich von den Atomen und wir haben es mit einem Plasma zu tun. Aufgrund dieser enormen Temperatur emittieren Akkretionsscheiben überwiegend Röntgenstrahlung. Allerdings "kühlen" sich die Röntgenphotonen zum Teil auch ab, indem sie absorbiert und wieder emittiert werden. Je nachdem, wie oft dieser Vorgang wiederholt wird, ist die Scheibe am Ende auch im sichtbaren Licht zu beobachten. Umgekehrt können "kalte" Photonen auch wieder an Energie gewinnen, wenn sie an den hochenergetischen Teilchen der Scheibe gestreut werden ( inverse Comptonstreuung), wodurch erneut Röntgen- oder Gammastrahlung entsteht. Akkretion kann jedoch selbst dann stattfinden, wenn keine Kühlung durch Wärmeabstrahlung möglich ist. Diesen heißen Materiefluss nennt man ADAF (advection- dominated accretion flow). Die Hitze sorgt dafür, dass sich der Materiefluss regelrecht aufbläht und es nicht mehr zur Ausbildung der beschriebenen Akkretionsscheibe kommt. Vielmehr wird jetzt unser Raubtier aus annähernd kugelförmigen Schalen mit Materie gefüttert. Doch zurück zu den Akkretionsscheiben: Durch die Ionisation ist die Materie nun elektrisch geladen und die Reibung kann magnetische Polarisationen ausbilden, falls sie nicht schon von vornherein (z.B. durch den akkretierten Stern) vorhanden waren. Letzten Endes ist die abgestrahlte Wärmeenergie nichts anderes als umgewandelte und freigesetzte Gravitationsenergie. Durch die Reibung geben die innen umlaufenden Partikel Drehimpuls ab an die weiter außen laufenden. Das bedeutet, dass die innere Materie Drehimpuls verliert und damit zum Zentralkörper stürzen kann. Üblicherweise erfolgt die Abbremsung der inneren Scheibenmaterie recht langsam, weshalb ein Schwarzes Loch durchaus "sparsam" mit seinem "Futter" umgehen kann. Insgesamt aber ist die Umwandlung der Gravitationsenergie sehr effektiv: bis zu 20% der Ruhenergie der Materie wird in Strahlung umgewandelt. Mit freundlicher Genehmigung von XMM-Newton, ESA, NASA Bis jetzt haben wir uns Bilder von rotierenden Schwarzen Löchern und ihren Akkretionsscheiben angesehen, wie sie ein Beobachter in der Realität eigentlich nicht wahrnehmen würde. Wir vergaßen nämlich die relativistischen Effekte, die durch die Raumzeitkrümmung hervorgerufen werden! Was wir hier sehen ist ein verzerrtes Abbild einer äquatorialen Akkretionsscheibe, wenn wir sie unter einem Winkel von 80° zur Symmetrieachse betrachten, wir also fast auf die Kante der Scheibe schauen. Neben der Kepler- Rotation ist in dieser Studie eine radiale Drift berücksichtigt, d.h. ab einem bestimmten Radius bewegt sich Materie im freien Fall auf den Kerr- Geodäten zum Loch. Die Scheibe endet am Rand der inneren Fläche, wobei dieser Rand den Ereignishorizont darstellt (in Wirklichkeit ist die Fläche völlig schwarz, denn durch die Gravitations- Rotverschiebung wird hier jede Strahlung unterdrückt). Die innere Fläche ist dabei das mit a = 0,8 rotierende Kerrsche Loch, welches natürlich nicht zu sehen ist. Was im Bild hell erscheint, ist das auf uns zukommende Licht des rotierenden Plasmas, es wird in unsere Richtung gebündelt. Es handelt sich hierbei um einen relativistischen Effekt ("Beaming"), der von sehr schnell bewegten ("relativistischen") Teilchen ausgeht: In Bewegungsrichtung wird die Strahlung immer mehr gebündelt, je schneller sich das Teilchen bewegt (Forward beaming). Hierdurch erscheint die Strahlungsquelle heller. Auf der anderen Seite wird dagegen die sich von uns wegbewegende Strahlung unterdrückt (Back beaming). Je näher wir zum Ereignishorizont hinüber sehen, umso schwächer wird das Licht, bis es direkt am Rand unendlich rotverschoben ist. Durch die starke Krümmung der Raumzeit sehen wir als Bogen oberhalb des Lochs die Unterseite der vorderen Scheibe. Das eigentlich von uns weggerichtete Licht wird um das Loch herumgelenkt, es wirkt als Gravitationslinse. Mit freundlicher Genehmigung von Dr. Andreas Müller, wissenschaftlicher Koordinator im Exzellenzcluster "Origin and Structure of the Universe" der Technischen Universität München. Bei schnellerer Rotation und veränderten Blickwinkeln wird das ungewöhnliche Bild der Akkretionsscheiben noch asymmetrischer und verzerrter, wie diese Simulation zeigt. Nahe dem Horizont erkennt man sogar Sekundärbilder des Scheibeninnenrandes. In diesem Fall handelt es sich um eine Scheibentrunkation, d.h. die Scheibe umgibt das Schwarze Loch torusförmig, weshalb eine Lücke zwischen Scheibe und Loch besteht. Quelle: J.- P. Luminet Die Ausbildung magnetischer Strukturen in den Akkretionsscheiben führt uns zu einem weiteren erstaunlichen Effekt, nämlich der Entstehung so genannter Jets. Nicht alle zum Schwarzen Loch hinabstürzende Materie wird durch den Horizont zur Singularität gezwungen, ein Teil kann auch durch das Magnetfeld abgelenkt werden. Entlang der magnetischen Feldlinien wird die Materie extrem beschleunigt und gelangt zu den Polen des Schwarzen Lochs, von wo sie mit teilweise fast Lichtgeschwindigkeit in den Raum gestoßen wird. Kerrsche Löcher versetzen alles um sich herum in Rotation. Selbst die umgebende Raumzeit wird unweigerlich von dieser Bewegung zur Rotation gezwungen. Diese Rotation des Lochs kann aber gebremst werden, wenn es von ionisiertem Gas umgeben ist, welches ein Magnetfeld aufweist. Das Loch verhält sich wie ein rotierender elektrischer Leiter, und es bildet sich eine Spannungsdifferenz aus zwischen den Polen und dem Äquator, ganz ähnlich einer Autobatterie. Nur dass hier die Spannungsdifferenz nicht 12 Volt, sondern 10 15 [V] beträgt! Irgendwo weit außerhalb des Lochs schließt sich der Stromkreis. Hier werden geladene Teilchen beschleunigt und bringen letztendlich die Jets hervor, die wir bei vielen Quasaren und ähnlichen Objekten ("AGN") beobachten. Es ist sogar möglich, dass durch die enorme Spannung Teilchen quasi aus dem "Nichts", aus dem (Quanten-) Vakuum erzeugt werden, vor allem Elektronen und Positronen, die beobachtete Synchrotronstrahlung lässt darauf schließen. Die entnommene Energie übt einen Zug auf das rotierende Loch aus, wodurch im Endeffekt die Drehbewegung gebremst wird. Die Rotation kann allerdings auch weiter beschleunigt werden, wenn nämlich das Loch Materie akkretiert und deren Drehimpuls übernimmt. Jets sind also Ströme extrem beschleunigter Materie, besser gesagt aus Plasma, da wir es mit extrem heißem, hochionisiertem Gas zu tun haben. Sie treten nicht nur bei Schwarzen Löchern auf, sondern auch beispielsweise bei recht jungen Sternen. Die imposantesten Erscheinungen werden jedoch durch Schwarze Löcher initiiert, sie können Jets erzeugen, die sich Millionen von Lichtjahren in den Raum erstrecken. Einer der bemerkenswertesten Jets stammt aus der Galaxie fotografiert vom Röntgenobservatorium Chandra . In einer Falschfarben- Komposition sehen wir den Jet im Radiobereich (rot) kombiniert mit dem blauen Röntgenanteil. Produziert wird der Jet von hochenergetischen Teilchen, die vom Zentrum der Galaxie (rechts unten), einem superschweren Schwarzen Loch, ausgestoßen werden. Der Jet schleppt ein Magnetfeld mit, um dessen Feldlinien spiralende relativistische Elektronen Synchrotronstrahlung emittieren. Die Synchrotronstrahlung selbst streut nun wieder am heißen Jetplasma, so dass aus der Radioemission nichtthermische Röntgenphotonen werden. Mit freundlicher Genehmigung von Chandra Observatory, NASA/ Radio: NRAO, VLA Wenn sich ein Plasmastrom geradlinig Millionen Lichtjahre in den Raum erstreckt, muss zwangsläufig die ihn speisende Quelle über lange Zeit sehr konstant den Materiestrahl erzeugen. Wenn auch das Plasma sich mit fast Lichtgeschwindigkeit ausbreitet, so benötigt es doch Millionen von Jahren, um die beobachtete Ausdehnung des Jets zu erreichen. Ein schnell rotierender Kreisel ist ein stabiles System, man kann ihn kaum aus seiner Rotationslage ablenken. Wenn doch, stabilisiert er sich nach kurzer Zeit wieder. Schwarze Löcher sind nichts anderes als gigantische kosmische Kreisel! Ihre unvorstellbar große Rotationsenergie ist die Quelle der Jets. Die wahrscheinlichste Erklärung zur Entstehung der Jets liefert der so genannte Blandford- Znajek- Prozess (nach Roger Blandford und Roman Znajek, 1977). Die Rotation eines Schwarzen Lochs versetzt die umgebende Raumzeit in einen wirbelnden Strudel. Davon wird auch das umgebende Magnetfeld betroffen, welches entweder vom akkretierten Gas mitgeführt wurde (fast jedes Gas im Kosmos ist magnetisch), oder durch das Plasma der Akkretionsscheibe selbst entsteht. Die Magnetfeldlinien werden nun korkenzieherartig durch die Rotation außen entlang der Rotationsachse miteinander verdrillt. Seitlich aus der Scheibe einfallende Plasmateilchen werden von den Magnetfeldlinien erfasst und an ihnen entlang zu den Rotationspolen beschleunigt. Das Plasma ist jetzt relativistisch beschleunigt, es wird also mit fast Lichtgeschwindigkeit ausgestoßen. Die Wechselwirkungen des Plasmas mit Magnetfeldern wird durch die so genannte Magnetohydrodynamik beschrieben. Mit freundlicher Genehmigung von NASA und Ann Field (Space Telescope Science Institute) M 87, eine 50 Millionen Lichtjahre entfernte Galaxie im Sternbild Jungfrau. Sie ist schon lange als Radiogalaxie (Bild links oben) bekannt, von der ein gewaltiger Jet ausgeht. Auch im optischen Bereich ist er zu sehen (Hubble- Aufnahme, rechts oben). Durch riesige Arrays von Radioteleskopen (VLBA, Very Long Baseline Array) konnte das Zentrum des Jets ermittelt werden. Es ist der rote Fleck (Durchmesser: 1/10 Lichtjahr) im unteren Bild, hier verbirgt sich ein Schwarzes Loch von 3 Milliarden Sonnenmassen. Mit freundlicher Genehmigung von NASA, National Radio Astronomy Observatory/National Science Foundation, and John Biretta (STScI/JHU) Nahezu eine Million Lichtjahre lang sind die Jets der Radio- Galaxie 3C296, die der elliptischen Galaxie NGC 5532 entstammt. In dieser Aufnahme, in der ein optisches (blau) dem Radiobild (rot) überlagert ist, sieht man deutlich die großen Radioblasen an den Enden der Jets. Hot spots ("heiße Flecken") entstehen an einer Stoßfront, wenn die Jets auf das intergalaktische Medium auftreffen und das fast mit Lichtgeschwindigkeit strömende Plasma dort urplötzlich abgebremst wird. Die Jetmaterie zerspritzt hier geradezu, denn sie kann nicht weiterströmen und somit bilden sich die großen Radioblasen. Turbulenzen im Jet können kleinere "interne" Stoßfronten ausbilden, die wir als Knoten im Jet beobachten. Mit freundlicher Genehmigung von AUI, NRAO Mehr zur Akkretion: http://www.wissenschaft-online.de/astrowissen/lexdt_a02.html#akk Mehr zu Jets: http://www.wissenschaft-online.de/astrowissen/lexdt_j.html#jet Letzte Änderung: 11. Juli 2008 31. August 1999 Die größten Crashs im Universum Streifende Begegnung Schwarzer Löcher erstmals im Computer simuliert / Verbesserte Suchstrategien nach Gravitationswellen aus dem All Abbildung I: Schon nach wenigen Bruchteilen einer Sekunde ist alles vorbei. Die beiden Schwarzen Löcher verschmelzen vollständig miteinander. Während des Zusammenpralls verformen sich die Grenzflächen, aus denen kein Lichtstrahl mehr entrinnen kann. Die künstliche Farbgebung in der Darstellung ermöglicht es, selbst kleinste Schwankungen der theoretischen Beobachtungshorizonte besser sichtbar zu machen. Die Größenzunahme im Verlauf der Kollision ist nur ein scheinbarer Zoomeffekt, da der Beobachter sich mit den nach innen fallenden Gitterpunkten auf das Schwarze Loch zubewegt. Für die Simulation der Kollision waren komplizierte Einsteinsche Feldgleichungen zu lösen. Sogar auf den sehr leistungsfähigen Parallelrechnern dauerten die von den Forschern des Albert-Einstein-Instituts durchgeführten Berechnungen insgesamt rund 140 000 Stunden. Bei Verwendung nur eines Prozessors wären dafür etwa 16 Jahre notwendig gewesen. Abbildungen: Albert-Einstein-Institut Wie zwei Schwarze Löcher bei einer streifenden Kollision miteinander verschmelzen, haben erstmals Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für Gravitationsphysik (Albert-EinsteinInstitut) in Golm bei Potsdam mit Computerhilfe berechnet. Solche Simulationen sind eine wichtige Voraussetzung für den geplanten Nachweis von Gravitationswellen, die bei den heftigsten Crashs im Universum entstehen. Schwarze Löcher sind extrem verdichtete Objekte, deren Anziehungskraft weder Licht noch andere elektromagnetische Strahlung entkommen läßt. Deshalb sind die Chancen nicht sehr groß, sie zu entdecken. In wenigen Jahren wird es jedoch eine alternative Nachweismethode geben. Gravitationswellen - winzige "Kräuselungen" der Raumzeit, die bei der Bewegung großer Massen entstehen - sollen mit speziellen Detektoren aufgespürt werden. Mit numerischen Simulationen, die Aussagen über die zu erwartenden Profile von Gravitationswellen liefern, bereitet sich am Albert-Einstein-Institut eine Arbeitsgruppe um Prof. Edward Seidel auf diese Aufgabe vor. "Kollidierende Schwarze Löcher gehören zu den aussichtsreichsten Kandidaten für den Nachweis von Gravitationswellen", sagt Prof. Seidel. In den vergangenen Jahren sei es zwar gelungen, die Veränderungen der Amplitude und Frequenz von Gravitationswellen Schwarzer Löcher auf direktem Kollisionskurs zu berechnen. Solche Crashs gibt es aber wahrscheinlich nur sehr selten im All. Häufiger sind vielmehr Zusammenstöße rotierender "schwarzer Monster", die sich auf spiralförmigen Bahnen einander näher kommen. Die weltweit ersten, vollständig räumlichen Rechnungen der Annäherung und des "nichtfrontalen" Zusammenstoßes zweier Schwarzer Löcher hat kürzlich Dr. Bernd Brügmann vom Albert-Einstein-Institut durchgeführt und im "International Journal of Modern Physics" (D8 /1999/ S. 85-100) veröffentlicht. Die numerischen Simulationen erfolgten auf dem 32-Prozessor-Computer "Origin 2000" des Albert-Einstein-Instituts und zeitweilig auch auf dem 256-Prozessor-Rechner des National Center for Supercomputing Applications (NCSA) an der University of Illinois, USA. Mit einer am Konrad-Zuse-Zentrum in Berlin entwickelten Visualisierungssoftware hat Werner Benger die Vorgänge in bewegten Bildern dargestellt. Die Simulationen zeigen, wie "schwarze Monster" von weniger als zehn bis zu vielen hundert Millionen Sonnenmassen verschmelzen und Gravitationswellen erzeugen. Während der Annäherungsphase der Schwarzen Löcher entstehen sehr schwache, aber regelmäßige Signale. Der scheinbare Horizont, der eine Näherung für die Oberfläche des Schwarzen Loches darstellt, jenseits der kein Lichtstrahl mehr das Schwarze Loch verlassen kann, wird gestreckt und nimmt schließlich die Form einer Erdnuß an. Dann verschmelzen die scheinbaren Oberflächen der Objekte wie zwei Wassertropfen miteinander. Innerhalb weniger Mikrosekunden wächst die Amplitude der Gravitationswellen sehr stark an, und auch ihre Frequenz nimmt deutlich zu. Danach klingen die Abbildung II: Während der Kollision senden die Schwarzen Löcher große Energiemengen in Form von Gravitationswellen in das All. In einiger Entfernung vom Kollisionspunkt ist eine Raumverzerrung (weißer Fleck) sichtbar, die das Intensitätsmaximum der Gravitationswelle markiert. Sie breitet sich mit Lichtgeschwindigkeit in das All aus und nimmt dabei an Stärke ab. Abbildungen: Albert-Einstein-Institut Schwingungen - ähnlich wie bei einer Kirchenglocke - langsam aus, während die fusionierten Schwarzen Löcher einen gemeinsamen Horizont von kugelförmiger Gestalt bilden. Die Berechnungen zeigen zum Beispiel, dass zwei Schwarze Löcher mit zehn bzw. 15 Sonnenmassen, die aus rund 50 Kilometern Abstand in weniger als 200 Mikrosekunden "aufeinanderspiralen" und verschmelzen, etwa ein Prozent ihrer Gesamtmasse als Gravitationswellen aussenden. "Das ist ein gigantischer Energiebetrag, der etwa tausendmal größer ist als die von der Sonne in fünf Milliarden Jahren freigesetzte Strahlung", erläutert Dr. Brügmann. Da Wissenschaftler solche Crashs im Universum vorwiegend in sehr großen Entfernungen erwarten, sind die sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreitenden Raumverzerrungen in Erdnähe dennoch sehr winzig. Sie entsprechen in etwa der Änderung einer einen Kilometer langen Strecke um weniger als ein Tausendstel des Durchmessers eines Protons. Mit dem Gravitationswellenexperiment GEO 600 - ein gemeinsam vom Max-Planck-Institut für Quantenoptik und der Universität Hannover entwickelter Detektor mit zwei je 600 Meter langen Interferometern - das Ende 2000 bei Hannover in Betrieb gehen soll, wird man diese Winzigkeit messen können. Vorsichtigen Schätzungen zufolge könnten Kollisionen stellarer Schwarzer Löcher im Umkreis von 600 Millionen Lichtjahren statistisch einmal pro Jahr auftreten. Die jetzt durchgeführten Berechnungen sind die Voraussetzung, um die kurzzeitigen und schwachen Signale aus den gemessenen Daten herausfiltern zu können. Außerdem werden die Simulationen eine Interpretation der gemessenen Wellenprofile überhaupt erst ermöglichen sowie astrophysikalische und kosmologische Fragen beantworten helfen. "Ich glaube, dass die Erforschung Schwarzer Löcher eines der Schlüsselthemen in der Astronomie des ersten Jahrzehnts des 21. Jahrhunderts sein wird", bekräftigt Prof. Bernard Schutz, Direktor am Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik, die hohen Erwartungen der Wissenschaftler. "Zwar läßt sich mit ihnen nicht experimentieren, doch indem wir ihr Verhalten im Computer simulieren, erfahren wir eine Fülle von Einzelheiten." Ein langfristiges Forschungsziel wird es sein, die Wechselwirkungen zweier rotierender Schwarzer Löcher während mehrerer Umläufe um ihren gemeinsamen Schwerpunkt zu simulieren. Das erfordert jedoch nicht nur eine weitere Erhöhung der Rechnerkapazitäten, sondern auch Verbesserungen bei den Lösungsansätzen der komplizierten Feldgleichungen von Albert Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie. Uwe Seidenfaden
