21. Dezember 2011, 18:14

Wie klein kann ein Schwarzes Loch werden? Zu dieser spannenden Frage liegen nun neue astronomische Beobachtungen vor. Wir reden hier nicht von den Schwarzen Mini-Löchern am CERN, die möglicherweise reine Fantasie sind, sondern von kosmischen Schwarzen Löchern, die Massen vergleichbar mit der Sonnenmasse haben.  

"Igor", der Doppelstern

Das Objekt hört auf den kaum flüssig auszusprechenden Namen IGR J17091-3624. Machen wir uns das Leben leichter und nennen ihn "Igor" - Ähnlichkeiten zu lebenden oder toten Personen wären natürlich rein zufällig. Igor ist ein kompaktes Doppelsternsystem im Sternbild Skorpion, in dem sich zwei "Sterne" eng umkreisen. "Igor" ist sogar als Röntgendoppelstern beobachtbar.

[Skizze eine Röntgendoppelsterns mit Schwarzem Loch; Bild. A. Müller]

Das eine Objekt ist ein Stern und das andere ein Kandidat für ein stellares Schwarzes Loch. "Igor" ist ungefähr 65.000 Lichtjahre (20 kpc) von uns entfernt, also fast dreimal weiter weg, als das Zentrum der Milchstraße. Bei der genauen Entfernung herrscht allerdings noch eine große Unsicherheit. Vom Stern strömt Plasma hinüber auf das kompakte Schwarze Loch. Das geschieht in Form einer Gasscheibe, die sich um das Loch ausbildet, weil die Sternmaterie ja seine Rotation mitbringt.  

Aktuelle Röntgenbeobachtungen

Unser eigener Körper ist ein Wärmestrahler. Bei einer Oberflächentemperatur von ungefähr 30 Grad gibt unsere Haut Wärmestrahlung vor allem im Bereich der Infrarotstrahlung ab, also bei etwas größeren Wellenlängen als rotes Licht. "Igor" kann darüber nur müde lächeln. Denn in seinem Todesstrudel um das Schwarze Loch wird es so heiß wie im Zentrum unserer Sonne, ca. 10 Mio. Grad (1 keV). Die hier abgegebene Wärmestrahlung landet daher im hochenergetischen Bereich des elektromagnetischen Spektrums bei der Röntgenstrahlung! Die astronomisch beobachtete Röntgenquelle ist also letztlich die heiße Gasscheibe um das Schwarze Loch. Die Scheibe beobachteten nun Astronomen mit dem im Weltraum befindlichen Röntgenteleskop Rossi X-ray Timing Explorer, kurz RXTE. Etwa ein halbes Jahr lang hatten sie gemessen, wie die Röntgenhelligkeit mit der Zeit variiert. Die so gewonnene Lichtkurve zeigte wiederkehrende Strukturen. Astronomen nennen sie quasiperiodische Oszillationen (QPOs) und im Fall von IGR J17091-3624 zeigen sie typische Frequenzen zwischen 10 Millihertz und 10 Hertz.  

Was steckt dahinter?

"Igors" Lichtkurven zeigen auffällige Ähnlichkeiten zu einem anderen Doppelstern, nämlich GRS 1915+105. Dieser ist ein guter Kandidat für ein stellares Schwarzes Loch mit ca. 14 Sonnenmassen. Bislang waren dessen charakteristische Variation der Röntgenhelligkeit ein prominenter Einzelfall. Die Physik in GRS 1915+105 wird zurzeit so interpretiert, dass das Loch über die Scheibe mit Material angefüttert und ein Teil dieses Materials wieder als Materiestrahl, sog. Jets, herausgeschossen wird. Mit der Menge an einfallender Materie pro Zeit, der sog. Akkretionsrate, steigt aber auch die Leuchtkraft an. Dies wiederum mindert wegen dem zunehmenden Strahlungsdruck den Einfall der Materie und stoppt den Abschuss des Jets. GRS 1915+105 pendelt daher periodisch zwischen hoher und niedriger Röntgenhelligkeit bzw. hoher und geringer Akkretionsrate bzw. auftretenden und ausbleibenden Jet. Die QPOs in der Lichtkurve wiederum hängen nach gängiger Interpretation mit Instabilitäten in der rotierenden Gasscheibe zusammen. So interpretieren die Astronomen auch die Beobachtungen bei "Igor".  

Wie klein ist das Loch?

Nimmt man an, dass "Igors" Schwarzes Loch am höchsten Limit Materie verschluckt - eine Grenze, die man Eddington-Rate nennt - so folgt eine Lochmasse von nur etwa drei Sonnenmassen - vorausgesetzt das Objekt ist nicht weiter entfernt als ca. 55.000 Lichtjahre (17 kpc).  Drei Sonnenmassen - das ist verdammt wenig. Diese Angabe kann man sofort in eine Größe umrechnen, wenn wir annehmen, dass es sich um ein Schwarzes Loch handelt, das nicht rotiert. Dessen Radius, also die Größe des Ereignishorizonts, der sog. Schwarzschildradius, beträgt bei drei Sonnenmassen genau neun Kilometer. "Igors" Schwarzes Loch ist nicht viel größer als eine Großstadt, aber so schwer wie drei Sonnen.  

Das ungelöste Problem mit der Mindestmasse

Nach Einstein können Schwarze Löcher eigentlich beliebige Massen haben - nach unten und nach oben unbegrenzt. Weil es aber bestimmte Mechanismen für die Entstehung und für das Wachstum kosmischer Schwarzer Löcher gibt, so muss es auch plausible Massen für Schwarze Löcher geben. Wenn die Löcher aus Sternen entstehen, so wird die unter Massengrenze im Bereich von Sternmassen liegen. Wenn sie dann Materie aufsammeln und dazu nur soviel Zeit haben, wie das Alter des Universums, können sie nicht schwerer sein, als einige zehn Milliarden Sonnenmassen - wie man nachrechnen kann.
In der theoretischen Astrophysik ist es gerade ein großes Problem, dass man nicht genau weiß, wie viel Masse die schwersten Neutronensterne bzw. wie viel Masse die leichtesten, stellaren Schwarzen Löcher haben. Beide gehen ja aus dem Kollaps massereicher Sterne hervor, ein Ereignis, das von einer heftigen Sternexplosion (Supernova Typ II, Hypernova) begleitet wird.

[Gravitationskollaps eines Stern und Endobjekte in Abhängigkeit von kollabierender Masse; Bild: A. Müller]

Es wäre also wunderbar, wenn man seitens Beobachtung hier eine klare Trennlinie ziehen könnte, um etwas über die Physik kompakter Sterne und deren Inneres zu lernen. Das macht "Igor" so interessant!  

Wirklich ein Schwarzes Loch?

Es kann nicht ganz ausgeschlossen werden, dass das kompakte Etwas in "Igor" anstelle eines Schwarzen Lochs eine andere "Sternleiche" ist, nämlich ein Neutronenstern, der hier sein Unwesen treibt. Aber diverse Beobachtungen, vor allem die Kombination aus Radio- und Röntgenbeobachtungen, sprechen für ein Schwarzes Loch.  

Wie geht's weiter?

Die weiteren Untersuchungen zielen darauf ab, "Igors" Entfernung sehr genau zu bestimmen, um die Lochmasse genauer festnageln zu können.  Die Astronomen hoffen aus dem Vergleich der beiden Himmelsquellen, IGR J17091-3624 = "Igor" und GRS 1915+105, mehr über die Physik der Röntgendoppelsterne und die Mindestmasse Schwarzer Löcher zu lernen. Stay tuned.  

Quellen:

• Original-Publikation von Altamirano et al. 2011  
• Pressemeldung auf astronews.com 

Geschrieben in Schwarze Löcher | 0 Kommentare | 0 Trackbacks | Permalink

27. September 2011, 16:56

Wie? Quasare sollen sich als die längsten, kosmischen Lineale entpuppen? Wie funktioniert denn das?

Der Motor hellster kosmischer Leuchtfeuer
Supermassereiche Schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien entzünden die hellsten Lichter im Kosmos. Das geschieht allerdings nur, wenn die Schwarzen Löcher große Mengen Materie in kurzer Zeit verschlingen. In solchen Fällen macht sich das Loch als extrem helles, kosmisches Leuchtfeuer bemerkbar, das Energie bei allen Wellenlängen elektromagnetischer Strahlung abgibt. Die Leuchtkräfte eines einzigen der massereichsten AGN beträgt bis zu10^41 Watt, was ungefähr so viel wie 10.000 Milchstraßen entspricht!

Optisches Foto des Quasars 3C 273 (Bild: HST, NASA/ESA)

Quasare und andere galaktische Leuchtfeuer
Der Oberbegriff für derart funktionierende "Lichtmaschinen" lautet in der Astrophysik aktive Galaxienkerne oder kurz AGN (engl. active galactic  nuclei). Prominente Vertreter der AGN sind z.B. die Quasare und Seyfert-Galaxien; unsere Heimatgalaxie, die Milchstraße, gehört hingegen nicht zu den AGN. Zwar besitzt sie ein supermassereiches Schwarzes Loch von vier Millionen Sonnenmassen im Innern, aber dieses verschlingt kaum Materie, so dass dieses "hungernde Loch" auch nicht als Lichtmaschine zündet.

Querschnittskizze durch den inneren Teil einer aktiven Galaxie (Bild: A. Müller)

Zwei Arten von Höllenmaschinen
AGN sind achsensymmetrische Gebilde, die man sich vorstellen kann wie eine gigantische Scheibe aus Sternen und Staub. Diese Scheibe hat einen Durchmesser von einigen tausend Lichtjahren und in ihr rotiert die Materie wie in einem Karussell in das zentrale Schwarze Loch in der Scheibenmitte hinein.  Astronomen klassifizieren die AGN in zwei Typen, je nachdem, ob man von oben auf die Scheibe und in die Lichtmaschine hineinschauen kann (Typ 1) oder mehr auf die Kante der Scheibe schaut (Typ 2). Diese Orientierung ist reiner Zufall - eben je nachdem, wie die Erde relativ zu dem AGN steht.

Karussellfahrt in den Höllenschlund 
In der Scheibe erreicht das Material höchste Geschwindigkeiten, die kurz vor dem Schwarzen Loch sogar vergleichbar werden mit der Lichtgeschwindigkeit. Astronomen können diese wahnwitzige Karusselfahrt ohne Happy-end aus der Ferne beobachten, z.B. indem sie die abgegebene Strahlung mit Teleskopen verfolgen. Sie wird verfärbt und heller oder dunkler, je nachdem, ob der Astronom gerade den Teil des Karussells betrachtet, der sich gerade in unsere Richtung dreht oder von uns weg dreht. Der physikalische Effekt der dahintersteckt heißt Doppler-Effekt. Er gestattet es, auf bequeme weise Geschwindigkeiten zu messen - auch wenn das Material Millionen Lichtjahre entfernt ist.

Licht verrät die Karussellfahrt
Eine Spektrallinie (z.B. als eine Auftragung Lichtintensität über Wellenlänge), die von der Scheibe abgegeben wird, wird durch den Doppler-Effekt verbreitert und besitzt für den Beobachter aus der Ferne einen rotverschobenen und einen blauverschobenen Teil. Wie gesagt, sind die Geschwindigkeiten recht hoch, so dass die Spektrallinie extrem verbreitert wird. Astronomen nennen sie dann "breite Linie" (engl. broad line) und das Gebiet der Scheibe, aus der sie kommt, die "Region breiter Linien" (engl. broad line region, kurz BLR). Die bekanntesten Spektrallinien, die astronomisch gemessen werden, stammen u.a. von Wasserstoff (optisch; H beta bei 510 nm Wellenlänge) und Kohlenstoff (UV; C IV bei 155 nm).

Echo-Strahlung
Die kontinuierliche AGN-Strahlung aus dem Zentrum der Galaxie trifft nun auf das Scheibenmaterial und regt dieses zum Abstrahlen der BLR-Spektrallinien an. Dazwischen liegt ein zeitlicher Unterschied, der davon abhängt, wie weit die BLR vom Zentrum entfernt ist: Je größer die BLR, um so größer der zeitliche Unterschied zwischen Aussendung der Primärstrahlung im AGN und Aussendung der "Antwortstrahlung" in der BLR.

Astronomen können das messen, indem sie einerseits die Ankunftszeiten der primären AGN-Strahlung direkt beobachten und andererseits die zeitlich versetzte BLR-Linienstrahlung als "Echo" später aufnehmen. Solche Messungen der Lichtlaufzeitverzögerung sind in Fachkreisen auch bekannt als "reverberation mapping".

Außerdem gilt: Je leuchtkräftiger die Strahlung aus dem AGN-Zentrum ist, desto tiefer dringt sie in das Material der BLR ein. Das Material wird dort durch die AGN-Strahlung in elektrische Ladungsträger zerlegt (Photoionisation). Angeregt von der AGN-Strahlung strahlt das ionisierte BLR-Material dann die Linienstrahlung ab. 

Die räumliche Größe der BLR bzw. die Lichtlaufzeitverzögerung ist somit proportional zur AGN-Leuchtkraft.

Was ist neu?
In einer neuen Forschungsarbeit haben die Astronomen nun entdeckt, dass es bei den aktiven Galaxien eine neue Beobachtungsgröße gibt, die sich eignet, um sehr genau große Entfernungen zu bestimmen (Watson et al. 2011). Astrophysiker haben zunächst einen hochtrabenden Namen für Entfernung und sprechen von der Leuchtkraftdistanz. Sie hängt zusammen mit der Leuchtkraft einer Himmelsquelle (sozusagen der "Helligkeit vor Ort der Quelle") und dem Strahlungsfluss (der "beobachteten Helligkeit in großer Entfernung von der Quelle"). Es ist erstens intuitiv und anschaulich klar, dass der Strahlungsfluss mit dem Abstand der Quelle (quadratisch) abnimmt. Der Abstand bzw. die Leuchtkraftdistanz ist also proportional zu eins durch die Wurzel des Flusses. Sollte es zwei Quellen geben, bei denen derselbe Fluss beobachtet wird, so sind sie entweder in der gleichen Entfernung und haben dieselbe Leuchtkraft oder die eine hat eine höhere Leuchtkraft, ist dafür aber auch weiter weg. Die Leuchtkraftdistanz ist also zweitens proportional zur Leuchtkraft. Beide Sachverhalte stecken in der Definition der Leuchtkraftdistanz.

Nun hatten wir aber gerade besprochen, dass für die AGN, bei denen man eine BLR beobachtet, die BLR-Größe mit der AGN-Leuchtkraft zunimmt. Anders gesagt: Der Radius der BLR ist wegen der oben beschriebenen Physik proportional zur Wurzel der AGN-Leuchtkraft. Steigt der BLR-Radius, so muss aber auch die Strahlung mehr weg zurücklegen und die Lichtlaufzeitverzögerung nimmt zu. 

Wir folgern: Für eine aktive Galaxie (vom Typ 1) ist die Lichtlaufzeitverzögerung geteilt durch die Wurzel des Strahlungsflusses eine geeignete Größe, die Leuchtkraftdistanz oder Entfernung zu messen. Wir müssen uns nun "nur" für einige AGN diesen Quotienten Lichtlaufzeitverzögerung durch Wurzel des Strahlungsflusses beschaffen und die die Entfernung (=Leuchtkraftdistanz) für einen AGN bekannter Entfernung eichen.

Eichung und beobachtete AGN
Die neue Methode wurde an einem bestimmten AGN, der Galaxie NGC 3227, deren Entfernung gut bekannt ist, geeicht. Es ist geplant weitere AGN zur Eichung heranzuziehen, der Entfernung über die Cepheiden-Methode bestimmt wurde. Die Astronomen um Watson et al. benutzten ein Gruppe (engl. sample) von 38 AGN vom Typ 1. Für sie fanden sie, dass die neue Messgröße in der Tat ein guter Entfernungsindikator ist.

Vergleich mit der bisher favorisierten Methode
Die besten Standardkerzen für große Entfernungen waren bislang die Supernovae vom Typi Ia, also explodierende Weiße Zwerge. 1993 wurde entdeckt, dass ihre Helligkeiten gute Entfernungsindikatoren sind (sog. Phillips-Relation). 1998 brachte diese Art der Entfernungsmessung den Durchbruch für die Kosmologie, nämlich dass das Universum beschleunigt expandiert - ein Phänomen, für das die Dunkle Energie verantwortlich gemacht wird. Die Supernova-Methode taugt bis zu Entfernungen bis etwa z = 1,7 (große Entfernung werden in der Kosmologie mit der kosmologischen Rotverschiebung z, angegeben). Der Grund ist, dass die absolute Helligkeit der Supernovae Typ Ia einen Maximalwert erreicht, der auch ab einer bestimmten großen Entfernung nicht mehr beobachtbar ist.

Mit der neuen hier vorgestellten AGN-Methode kommt man hingegen bis zu z = 4 - vielleicht sogar weiter.

Wozu könnte das gut sein?
Die Supernova-Methode brachte einen Durchbruch in der Physik und unserem kosmologischen Weltbild, aber sie ist beschränkt. Es ist gut, nun eine Methode mithilfe der AGN weiterzuentwickeln, um Entfernungen noch tiefer in das Weltall zu messen. Die Hoffnung ist, die beschleunigte Expansion noch genauer zu untersuchen und so mehr über die rätselhafte Dunkle Energie zu lernen. Bisher legen die Beobachtungen nahe, dass eine Dunkle Energie in der Gestalt von Einsteins kosmologischer Konstante ("Lambda") realisiert ist. Astronomen können dies recht genau messen, indem sie den sog. w-Parameter und dessen zeitliche Veränderung bestimmen. Aktuell messen sie w = -1 und w' = 0, also eine zeitlich unveränderliche Form Dunkler Energie. 

Es ist nun spannend, mithilfe der neuen AGN-Methode die Messungen tiefer in den Kosmos fortzusetzen - und dabei vielleicht etwas vollkommen Neues, Unerwartetes zu entdecken.

 

Quelle: "A new cosmological distance measure using AGN", Watson et al. 2011, ApJ in press; arXiv:1109.4632

Geschrieben in Schwarze Löcher | 4 Kommentare | 0 Trackbacks | Permalink

16. Februar 2011, 13:45

Der Farben- und Formenreichtum der Natur ist in der Tat überwältigend. Als Naturwissenschaftler fasziniert mich daran, dass es diesen Reichtum sowohl im Kleinen, im alltäglich Greifbaren, aber auch im ganz Großen gibt. Die Astronomie beschenkt uns täglich mit Bildern, die nicht nur von herausragender Schönheit sind, sondern deren Verständnis über ihr Zustandekommen uns einfach nur ein verzücktes "Wow!" über die Lippen kommen lässt. Um ein solches Bild soll es jetzt gehen und ich zeige es hiermit einfach mal: » weiter

Geschrieben in Schwarze Löcher | 1 Kommentare | 0 Trackbacks | Permalink

18. Dezember 2010, 19:22

Gammastrahlenausbrüche (engl. gamma-ray bursts, GRBs) bezeichnet ein plötzliches, extrem hochenergetisches, elektromagnetisches Leuchten. Sie passieren ohne Vorwarnung und können überall am Himmel auftreten. Astronomen entdecken davon mittlerweile unzählige und wissen nach einigem Rätseln seit den 1990er Jahren, dass GRBs verschmelzenden Doppelsterne oder Sternexplosionen sind, bei denen stellare Schwarze Löcher entstehen. Es gibt zwei Typen dieser Ausbrüche, die sich lediglich durch ihre Dauer unterscheiden: Kurzzeitige sind kürzer als zwei Sekunden und langzeitige entsprechend länger bis zu 1000 Sekunden. Erklärt wird dies mit verschiedenen Entstehungsprozessen, denn bei kurzzeitigen verschmelzen sich umkreisende, kompakte Sterne (z.B. Neutronenstern mit Neutronenstern oder Neutronenstern mit Schwarzem Loch) miteinander. Bei den langzeitigen Bursts kollabiert ein einzelner, massereicher Stern. Wer mehr über GRBs im Allgemeinen erfahren möchte, sei an eine Zusammenfassung aus meinem Weblexikon verwiesen.
 
Nachglühen mal sichtbar, mal verschwunden
Nach dem prompten Leuchten im hochenergetischen Gammastrahlenbereich (noch energiereicher als Röntgenstrahlung) ist bei den meisten Ausbrüchen ein Nachleuchten bei größeren Wellenlängen, also geringeren Strahlungsenergien beobachtbar. Es ist sogar noch Tagen und Wochen nach dem eigentlichen Gamma-Burst zu messen.
Dieses Nachleuchten ist astronomisch ganz wichtig, weil es zur Bestimmung der kosmologischen Rotverschiebung und damit der Entfernung der Bursts dient. GRBs aufgrund ihrer extrem Leuchtkraft gehören zu den am weitesten, entfernten Himmelsobjekten überhaupt.
 
Rätselhafte Dunkle Bursts
Bei den langzeitigen GRBs hatten die Astronomen im Prinzip immer ein Nachleuchten im Röntgenbereich festgestellt, aber nur bei etwa 40-60% von ihnen gab es auch ein optisches/infrarotes Nachleuchten. Alle, bei denen dieses optische Nachleuchten fehlt, werden von den Fachleuten „Dunkle Bursts“ (engl. dark gamma-ray bursts) genannt. Die Ursache für dieses Phänomen war bislang nicht geklärt.
 
Durchbruch mit dem GROND-Instrument
Gamma-Astronomen um Jochen Greiner (MPE) haben nun dieses Rätsel gelöst. Dazu verwendeten sie das GROND-Instrument, das am 2,2-Meter-Teleskop der MPG und der ESO im chilenischen La Silla stationiert ist. Greiner ist Entwickler und Chef des GROND-Projekts, das speziell für das Nachleuchten der GRBs, wie es im Optischen und Nahinfraroten auftritt, entwickelt wurde. In Greiners Team ist auch der junge Astronom Thomas Krühler, der für seine Promotion auf dem Gebiet der GRBs mit dem Universe PhD Award 2009 vom Exzellenzcluster Universe ausgezeichnet wurde - auch er trug maßgeblich zu dieser aktuellen Entdeckung bei.  
 
Erklärung der Dunklen Bursts
Sie haben nun einige GRBs analysiert und fanden für die dunklen Bursts folgende Erklärung: Zum einen gibt auf der Sichtlinie zum Ausbruch Unmengen an kosmischem Staub. Dieses extrem kalte Material, das teilweise aus recht komplexen Molekülen bestehen kann, "verschluckt" sehr effizient den optischen Teil der Strahlung – ein Effekt, den die Astronomen Extinktion nennen. Zum anderen ist ein Teil der Bursts extrem weit von der Erde entfernt. Die Distanzen sind so hoch (Rotverschiebungswerte ab z = 5), dass sich der Effekt der kosmologischen Rotverschiebung extrem bemerkbar macht. Das bedeutet, dass die Strahlung einerseits noch weiter zum roten Ende des Spektrums verschoben wird, d.h. weg vom roten/infraroten in den Radiobereich und andererseits wird die Intensität der Strahlung durch die Rotverschiebung ebenfalls stark reduziert. Insgesamt kommt durch diese beiden Effekte – Abschwächung durch Staub sowie Rotverschiebung - wenig optische und infrarote Strahlung beim irdischen Beobachter an. Der Burst erscheint dunkel, obwohl er es an sich vor Ort gar nicht wahr.

Ressourcen:

• Meldung auf astronews.com
• wiss. Originalveröffentlichung in "Astronomy & Astrophysics" von Greiner et al. (2010)
• Gammastrahlenausbrüche im Web-Lexikon von A. Müller

Geschrieben in Schwarze Löcher | 12 Kommentare | 0 Trackbacks | Permalink

11. März 2010, 12:44

Nach heutigem Kenntnisstand ist das Objekt mit dem Namen A0620-00 im Sternbild Einhorn das nächste Schwarze Loch zur Erde. Keine Angst – es ist mehrere tausend Lichtjahre von uns entfernt, so dass uns auf der Erde von diesem Loch keine Gefahr droht. In diesem Beitrag soll es darum gehen, woher man das alles weiß.

Die Entdeckungsgeschichte von A0620-00
In den Jahren 1975-76 wurde ein Helligkeitsausbruch im Bereich der Röntgenstrahlung am Himmel beobachtet, der eine Röntgenintensität von der 50fachen Intensität des bei hohen Strahlungsenergien sehr hellen Crab-Nebel erreichte. Was war das bloß für ein Objekt am Himmel? Eine Sternexplosion?
Optisch wurde in Richtung dieses Ausbruchs ein Gegenstück entdeckt. Es hört auf den Katalognamen V616 Mon, liegt also im Sternbild Monoceros, dem Einhorn. Das Einhorn liegt "direkt links" vom berühmten Wintersternbild Orion. Die optischen Eigenschaften von V616 Mon lassen darauf schließen, dass dieses Objekt ein Zwergstern vom Spektraltyp K5 ist.
Die Röntgenquelle zeigt Helligkeitsvariationen, die sehr gut dadurch erklärt werden können, dass ein kompakter Röntgenstern um den optischen Zwergstern kreist. Die Helligkeitsvariationen kommen durch die Umkreisung der Sterne umeinander und die Auswirkungen des Doppler-Effekts zustande. Aus der Helligkeitsvariation lassen sich daher die beiden Sternmassen im Doppelstern und die Neigung der Bahnebene zum Beobachter (Inklination) bestimmen. Die Neigung beträgt ungefähr 50 Grad. Der Zwergstern hat nur 0,4 Sonnenmassen und der Röntgenstern hat 6,6 Sonnenmassen – zu viel für einen Neutronenstern und nicht die passenden Eigenschaften für einen normalen Stern. Deshalb muss der kompakte Begleitstern ein stellares Schwarzes Loch sein. Solche Röntgendoppelsterne sehen aus, wie in der Grafik illustriert - im Unterschied zur Grafik muss man sich bei A0620-00 anstelle des Roten Riesen nur einen Zwergstern denken.

A0620-00 gehört zur Klasse der soft X-ray transients (SXTs), damit sind Röntgenquellen gemeint, die nur für kurze Dauer eine gewisse Helligkeit bei weichen, also kleinen, Röntgenenergien erreichen. Der gewaltige Ausbruch in den 1970er-Jahren, eine Nova, war bis heute der Weltrekord für alle Röntgendoppelsterne. A0620-00 war einige Tage lang heller als alle Röntgendoppelsterne in der Milchstraße zusammen! Seitdem geschah aber nichts Aufregendes mehr. Die Quelle befindet sich in einer Art Ruhezustand (engl. quiescent mode) und weist eine Röntgenleuchtkraft von 3 x 10^30 erg/s auf.
Das Schwarze Loch "spuckt" offenbar einen Teil der Sternmaterie wieder aus, denn Radiobeobachtungen belegen das Vorhandensein eines kräftigen Materiestrahls, der vom Loch ausgeht. Das ist ein Jet.

Röntgenastronomie besagt: Das Loch rotiert langsam
Die Modelle in der Röntgenastronomie erlauben es sogar zu ermitteln, ob sich das Schwarze Loch um sich selbst dreht. In der Theorie sind nicht rotierende Schwarze Löcher (Schwarzschild-Typ) und rotierende Schwarze Löcher (Kerr-Typ) bekannt.  Das Ausmaß der Rotation kann man in eine Größe packen, die Spin- oder Kerrparameter a genannt wird. Bei a = 0 rotiert das Loch gar nicht; bei a = 1 rotiert es maximal.

Wie ist das nun bei  A0620-00? Die Rotation des Schwarzen Loches, also den a-Wert, können Astronomen aus beobachteten Röntgenspektren bestimmen. Röntgenastronomen benutzen dafür das Softwarepaket XSPEC.
Die Materie, die vom Zwergstern in das Schwarze Loch stürzt, führt eine Drehbewegung aus, die ihr der Stern mitgibt. Dieser Drehimpuls führt dazu, dass sich um das Schwarze Loch eine dünne rotierende Materiescheibe ausbildet: die Akkretionsscheibe.
Diese Scheibe besteht aus einem Plasma, das vom generellen Trend umso heißer wird, je weiter innen es sich in der Scheibe befindet. Die Scheibe gibt Wärmestrahlung ab, also die Strahlung eines Schwarzen Körpers. Es ist schon in den 1970er-Jahren gelungen, ein Modell für diese dünne Scheibe zu entwickeln, dass auch mit der Allgemeinen Relativitätstheorie verträglich ist (Novikov-Thorne-Modell von 1973). Man kann mit den Modellen den inneren Rand der Akkretionsscheibe bestimmen. Je schneller ein Schwarzes Loch sich um sich selbst dreht, um näher liegt der Scheibeninnenrand am Loch. Aus dem mit XSPEC gemessenen Innenrand der Scheibe folgt sofort die Lochrotation, also der Spinparameter a.
Das XSPEC-Modell heißt übrigens KERRBB2 (entwickelt von Li et al. 2005) und ist benannt nach der Kerr-Metrik eines rotierenden Loches und nach dem Schwarzen Körpers (engl. blackbody=BB). Aus der Anpassung des Modells an die Messdaten ("Fit") folgen der Spinparameter a und die Akkretionsrate, also wie viel Materie das Loch pro Zeit verschluckt. Je mehr es pro Zeit verschluckt, umso höher ist die Röntgenleuchtkraft.
Mit den Beobachtungsdaten von Röntgenteleskopen folgte nun, dass das Schwarze Loch in A0620-00 recht langsam rotiert (a = 0,12) und nicht besonders heftig Materie schluckt (Akkretionsrate von 1,6 x 10^18 g/s; das ist deutlich unter der Eddingtonrate).

Entfernungsbestimmung von A0620-00
Der Begleitstern kann genutzt werden, um die Entfernung des Röntgendoppelsterns zu bestimmen. Spektraltyp und Radius des Zwergsterns dienen zur Abschätzung der absoluten Helligkeit. Aus der beobachteten, scheinbaren Helligkeit und einer Berücksichtigung der Rötung des Sternenlichts durch interstellaren Staub auf dem Weg zur Erde folgt mit dem Distanzmodul die Entfernung.
Die Entfernung von A0620-00 beträgt nur 1,06 kpc, also knapp 3500 Lichtjahre. Damit handelt es sich das nächste kosmische Schwarze Loch zur Erde.
Unsicherheiten in der Entfernung von A0620-00 gibt es in der Tat, denn die Klassifizierung des Spektraltyps des Zwergsterns schwankt zwischen K3 und K7. Spektraltypen werden in zehn Stufen zwischen 0 und 9 feiner unterteilt.

Noch nähere Löcher?
Ob es Schwarze Löcher gibt, die noch näher an der Erde sind, ist schwer zu sagen. Denn im Prinzip macht sich ein Schwarzes Loch, das wenig Materie verschluckt kaum bemerkbar. A0620-00 ist nur deshalb aufgefallen, weil für relativ kurze Zeit Materie vom Nachbarstern in das Schwarze Loch stürzte.
Und natürlich könnte es deutlich nähere Schwarze Löcher geben, nämlich Schwarze Mini-Löcher auf der Erde, die beim Bombardement der Erdatmosphäre mit kosmischer Strahlung entstanden und nach extrem kurzer Zeit durch Aussendung von Hawking-Strahlung zerfielen.

Quellen:
Cantrell et al. arXiv preprint 1001.0261
Gou et al. arXiv preprint 1002.2211

Geschrieben in Schwarze Löcher | 0 Kommentare | 0 Trackbacks | Permalink

11. Februar 2010, 22:47

Glob'ste nich, wa? Gib's aba! Zwar nicht im Land der unbegrenzten Möglichkeiten, aber dafür nördlich davon, in einem Land, wo eigentlich dem Namen nach keiner sein sollte: Kana da.

Jetzt isser aber bald da, der Hawking. Und es wird Tage geben, die einem Studi ein Hawking-Strahlerlächeln ins Gesicht zaubern. Solche Tage werden im Sommer 2010 am PI verlebt werden können.
PI – das  steht nicht etwa für eine transzendente Kreiszahl, sondern für einen hochpotenten Kreißsaal, in dem neue Ideen der theoretischen Physik geboren werden. Das PI ist das renommierte Perimeter-Institut für Theoretische Physik in Waterloo im Staat Ontario, Kanada. » weiter

Geschrieben in Schwarze Löcher | 1 Kommentare | 0 Trackbacks | Permalink

31. Januar 2010, 19:21

Nach der gängigen Lehrmeinung kollabieren massereiche Sterne am Ende ihres Sternenlebens zu einem Schwarzen Loch. Könnten Quanteneffekte diesen Prozess verhindern?

Klassische Schwarze Löcher sind Gebilde der Allgemeinen Relativitätstheorie, einer Gravitationstheorie, die Quanteneffekte nicht berücksichtigt. Die Relativitätstheorie sagt die Existenz Schwarzer Löcher voraus. Wir wollen nun der spannenden Frage nachgehen, ob der Kollaps auf ein Schwarzes Loch aufgehalten werden kann, wenn man Quanteneffekte berücksichtigt.

Die Theoretiker diskutieren eine Vielzahl von alternativen Modellen zum klassischen Schwarzen Loch. Dazu gehören Bosonensterne, Fermionensterne, Fusselbälle, Holosterne, Gravasterne und neuerdings Schwarze Sterne (engl. black stars, gelegentlich auch "Dunkle Sterne" nach engl. dark stars). Letztere sind Gegenstand der Titelgeschichte der aktuellen Ausgabe von "Spektrum der Wissenschaft" [1].

Eine Gegenüberstellung
Klassische Schwarze Löcher haben im Innern eine unendliche Dichte in der Singularität, und sie haben einen Ereignishorizont.
Schwarze Sterne haben im Innern keine unendliche Dichte, und sie haben keinen Ereignishorizont. Der Raum selbst verhindert den Kollaps auf die Singularität. Schwarze Sterne sind vielmehr normalen Sternen vergleichbar. So haben sie eine feste Oberfläche – das macht sie zugegebenermaßen sympathisch. Sie sind sehr dunkel durch die Gravitationsrotverschiebung, aber eben nicht absolut schwarz wie klassische Schwarze Löcher, von denen am Horizont tatsächlich null Emission ausgeht.

Ansatz aus der Theorie
Die drei Theoretiker Carlos Barcelo (IAA Spanien), Matt Visser (Univ. Wellington, Neuseeland), Stefano Liberati (SISSA Italien) und Sebastiano Sonego (Univ. Udine, Italien) bedienten sich der sog. semiklassischen Quantengravitation [2,3], einer Methode, die bereits Stephen Hawking in den 1970er Jahren zur Ableitung der berühmten Hawking-Strahlung benutzte. In diesem Regime wird die Gravitation behandelt wie in der Allgemeinen Relativitätstheorie, d.h. als gekrümmte Raumzeit ohne Quantisierung, hinzu kommen allerdings Teilchen, die wie Quantenfelder beschrieben werden.

Rolle des Vakuums
Die Schlüsselrolle spielt nun das Vakuum. In den Feldgleichungen der semiklassischen Quantengravitation tritt das Vakuum auf der rechten Seite im Energie-Impuls-Tensor auf. In einem normalen Stern spielt dieser Term (mit der Gestalt <0|T|0>, eine Vakuumpolarisation) keine Rolle. Doch im Kollaps wird die Sternmaterie so stark verdichtet, dass dieser Anteil wichtig werden kann.  Er kann sogar antigravitativ wirken und so den Kollaps bremsen.

Quanteneigenschaften retten Sterne
Es wäre nicht das erste Mal, dass Quanteneffekte im Kollaps eine Rolle spielen würden. Schon bei den Weißen Zwergen und den Neutronensternen sind es Quanteneffekte – das Pauli-Prinzip der Quantenmechanik – die einen neuen Entartungsdruck hervorrufen und die Weiße Zwerge bzw. Neutronensterne stabilisieren und vor dem Kollaps auf ein Schwarzes Loch retten.

Aufbau eines Schwarzen Sterns
Gemäß dem Modell haben Schwarze Sterne einen endlichen Radius und nehmen die höchste Temperatur im Zentrum an. Die Autoren machen leider keine Angaben zur Zustandsgleichung eines Schwarzen Sterns, der offenbar auch nur durch die Eigenschaft Masse charakterisiert wird.
Auch Schwarze Sterne emittieren eine Art Hawking-Strahlung - auch ohne Ereignishorizont. Somit strahlen sie Information ab und würden damit das Informationsparadoxon klassischer Schwarzer Löcher lösen. (Wir erinnern uns: Wegen der Frage, ob Schwarze Löcher Information vernichten oder nicht, verlor Hawking 2004 eine Wette.)

Mein Gesamteindruck
Problematisch ist, dass Schwarze Sterne in der Praxis kaum von Schwarzen Löchern zu unterscheiden sind. Unterschiede treten erst bei Abständen auf, wo der Ereignishorizont klassischer Schwarzer Löcher beginnt. Und so nahe kommen die Astronomen noch nicht an die beobachteten Kandidaten für Schwarze Löcher heran.
Das Hauptproblem wird leider im SdW-Artikel nicht erwähnt: Rotation ist wichtig. Die Autoren beschreiben nicht einen rotierenden Schwarzen Stern. Sie behaupten zwar in [2], dass alle Schlussfolgerungen auf andere (insbesondere rotierende) Lösungen übertragen werden können, aber sie bleiben den Beweis schuldig. Die Rotation der kosmischen Kandidaten für Schwarze Löcher ist jedoch wichtig, denn sie wird in vielen Fällen gemessen (sowohl bei Kandidaten für stellare, als auch für solche von supermassereichen Schwarzen Löchern). Außerdem gibt es in der Astrophysik Vorgänge, die unbedingt schnell rotierende Loch-Raumzeiten erfordern, so die Erzeugung von relativistischen Jets [4].
Bei mir bleibt ein Rest von Unbehagen bei diesem neuen Vorschlag, der viele Grundfragen der theoretischen Physik unbeantwortet lässt und nicht wirklich verträglich ist mit astronomischen Beobachtungen.

Literatur
[1] Barcelo et al. SdW Ausgabe 02/2010
[2] Barcelo et al., Phys. Rev. D 2008. Preprint
[3] Visser et al., General Relativity and String Theory 2008. Preprint
[4] Müller Andreas, Sachbuch "Schwarze Löcher – Die dunklen Fallen der Raumzeit", Spektrum Akademischer Verlag 2009. Weblink zum Buch.

Geschrieben in Schwarze Löcher | 5 Kommentare | 0 Trackbacks | Permalink

11. Dezember 2009, 09:07

Liebe Leserinnen, liebe Leser
Heute bin ich in eigener Sache unterwegs: Mein erstes Buch ist in den Läden. Es hat den Titel "Schwarze Löcher - Die dunklen Fallen der Raumzeit" und erscheint in der populärwissenschaftlichen Reihe "Astrophysik aktuell" bei Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg. Das Buch richtet sich an Schüler, Lehrer, Studenten, Hobbyastronomen und interessierte Laien. » weiter

Geschrieben in Schwarze Löcher | 5 Kommentare | 2 Trackbacks | Permalink

08. Januar 2009, 22:12

Hühner legen Eier. Aus niedlichen kleinen Küken werden wieder Hühner und trifft dieses einen Hahn, der seinerseits ein Küken war, so werden daraus neue Eier und daraus wieder Hühner usw. Vielleicht staunen Sie, dass der Herr Müller so wunderbar aufgeklärt daherreden kann. Jahaaa. Aber ich hab' da 'mal 'ne gute Frage: War zuerst ein Huhn da, das diese osterhasenfreundliche Kettenreaktion in Gang gebracht hat oder war zuerst ein Ei da? » weiter

Geschrieben in Schwarze Löcher | 8 Kommentare | 0 Trackbacks | Permalink

08. August 2008, 22:48

Wie quetscht man 26.000 Jahre in 10 Minuten? Kein Problem: Lesen.

24.000 vor Christus
Ein namenloser Steinzeitmann blickt an den sternübersäten Nachthimmel. Zur gleichen Zeit, woanders im Kosmos, genauer gesagt tief im Zentrum unserer Heimatgalaxie Milchstraße, macht sich eine Schar Lichtteilchen auf den Weg ins All. Sie haben einen langen Weg vor sich – bis zur Erde.

4000 vor Christus
Die Sumerer siedeln sich im Zweistromland zwischen Euphrat und Tigris, dem heutigen Irak, nieder. Es ist ein Volk der Pioniere der Zahlen und des Sternenhimmels. Die Babylonier übernehmen vieles dieser Kultur und sehen in einer bestimmten Sternenkonstellation einen Löwenkopf mit Flügeln. Ägypter und Inder sehen darin vielmehr einen Reiter oder Bogenschützen.

3340 vor Christus
In den Ötztaler Alpen erliegt ein reicher, kleiner Mann, Mitte 40, seinen Verletzungen. Ein Pfeil verletzte ihn tödlich. Alles sieht nach einem Überfall aus - War Habgier das Motiv?

Um 0
Die Griechen deuten die sumerische Sternenfigur als Zentauren, ein Mischwesen aus Pferdeleib und Männeroberkörper, bewaffnet mit Pfeil und Bogen. Im Lateinischen wurde der Schütze später zum Sternbild Sagittarius (Sgr), dem Schützen.

1783 nach Christus
Das Mittelalter ist schon lange vorüber. Referent John Michell stellt in seiner Rede vor der Royal Society Sterne vor, die durch ihre Gravitation ihr eigenes Sternenlicht einfangen könnten.

1868
In Südfrankreich, nahe dem Ort Cro-Magon, finden Forscher fünf Menschenskelette, darunter unser namenloser Steinzeitmann. Der Teaser-Protagonist ist schon lange tot.

1916
Der Physiker Albert Einstein veröffentlicht eine neue Theorie der Gravitation, in der die Schwerkraft geometrisch als verbogene Raumzeit aufgefasst wird. Der deutsche Astronom Karl Schwarzschild löst als erster Einsteins Gleichungen und findet die verbogene Raumzeit einer Punktmasse. Am Ort der Masse wird die Krümmung der Raumzeit unendlich. Im gleichen Jahr stirbt Schwarzschild.

1932
Der US-amerikanische Radioingenieur Karl Guthe Jansky entdeckt im Sternbild Schützen eine helle Radioquelle, genannt Sgr A*.

1967
Der Relativitätstheoretiker John Wheeler erfindet einen Namen für die Punktmassen, die Schwarzschild berechnet hat. Er greift den Zuruf aus seinem Vortragspublikum auf und nennt diese Gebilde black holes: Schwarze Löcher.

1969
Die Astrophysiker Donald Lynden-Bell und Martin Rees etablieren ein Modell, in dem Schwarze Löcher Materie aus ihrer Umgebung aufsammeln. Die dabei auftretenden Leuchtkräfte der Strahlung in der Nähe des Lochs können bei hoher Einfallrate extrem hoch werden. Diese akkretierenden, supermassereichen Schwarzen Löcher können damit die rätselhaften Quasare sehr elegant erklären.

1980
Der Astronom Charles Townes mutmaßt, dass sich bei Sgr A* eine extrem hohe Massenkonzentration befinden könnte.

1991
Deutsche Bergwanderer entdecken eine Gletschermumie  beim Tisenjoch in den Ötztaler Alpen. "Ötzi" hat schlechte Zähne, ist häßlich, tätowiert, tot, aber bald weltberühmt.

1993
US-amerikanische Radioastronomen entdecken im Zentrum der Milchstraße eine Mini-Spirale: eine Struktur turbulenter Gasbewegung – offenbar Material in einigen Parsec Entfernung zur Mitte der Milchstraße, das in das kompakte Zentrum unserer Heimatgalaxie stürzt.

 

1995
Astronomen des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik (MPE) in Garching um Reinhard Genzel und Andreas Eckart beobachten mit Infrarotteleskopen die Bewegung von Sternen um das Zentrum der Milchstraße. Indirekt lassen diese Beobachtungen den Schluss zu, dass die kompakte Radioquelle Sgr A* mit einem sehr kompakten, dunklen Objekt von etwa 2.4 Mio. Sonnenmassen assoziiert ist. Dies kann direkt mithilfe des 3. Kepler-Gesetzes gefolgert werden. So viel Masse, auf so wenig Raum? Da kann doch eigentlich nur ein supermassereiches Schwarzes Loch im Herzen unserer Heimatgalaxie lauern, oder?

1998
US-amerikanische Astronomen um Andrea Ghez beginnen ähnliche Studien zum Zentrum der Milchstraße wie die MPE-Gruppe. Die Amerikaner benutzen die Keck-Teleskope auf Hawaii. Ein Wissenswettlauf entbrennt, der bis heute anhält. Insgesamt stimmen die unabhängig gewonnenen Forschungsergebnisse  der beiden konkurrierenden Gruppen überein.

1999
DJ Ötzi landet 1999 mit "Anton aus Tirol" einen Hit. Er hat gute Zähne, ein weißes Mützerl, ist lebendig und bald weltberühmt – zumindest in Deutschland.

2003
Die Infrarotastronomen des MPE Garching beobachten weiterhin das Zentrum der Milchstraße, diesmal allerdings mit dem leistungsfähigen Very Large Telescope (VLT) in Chile. Die Sternbewegungen deuten nun auf ein schwereres Schwarzes Loch von etwa 3 Mio. Sonnenmassen hin. Blitze im Nahinfrarotbereich legen sogar den Verdacht nahe, dass das superschwere Schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße rotiert und zwar mit dem halben Wert vom Maximum.

2003
Anstelle eines Schwarzen Loches könnte ein Bosonenball im Zentrum der Milchstraße sitzen. Auch andere Modelle wie der Gravastern oder der Holostern können als Alternative zum klassischen Schwarzen Loch nicht ausgeschlossen werden. Der aktuelle Favorit bei den Astronomen ist das Schwarze Loch, dessen Existenz die Singularitätentheoreme einfordern und das als Relikt von Kollapsrechnungen nach Einsteins Theorie resultiert.

2004
Röntgenastronomen um Bernd Aschenbach am MPE Garching nutzen den europäischen Röntgensatellit XMM-Newton, um das superschwere Schwarze Loch bei Sgr A* zu untersuchen. Das Resultat im hochenergetischen Bereich der Strahlung bestätigt die Masse von etwa 3 Mio. Sonnenmassen, weist aber auf eine deutlich höhere Lochrotation am theoretischen Limit  hin. Diese Interpretation folgt aus der Analyse der Spektren von Röntgenblitzen, die sich in unmittelbarer Nähe zum Loch ereignen. Was da blitzt, ist bislang unklar.

2004
Ein junger Astrophysiker liefert seine Doktorarbeit zum Thema Schwarze Löcher ab. Er möchte jetzt wieder regelmäßig Zähneputzen, wird sich niemals tätowieren lassen, ist total lebendig und wird weltberühmte Forscherkollegen haben, die weder Anton, noch Ötzi heißen.

2005
Infrarotastronomen am MPE beginnen mit der Planung des neuen Instruments GRAVITY. Projektleitung hat Frank Eisenhauer (MPE). GRAVITY soll die räumlichen Strukturen im Zentrum der Milchstraße noch besser auflösen. Die Auflösung soll am Himmel Strukturen von etwa zehn Mikrobogensekunden auflösen – das entspricht in etwa der scheinbaren Größe des Schwarzschildradius eines 3 Mio. Sonnenmassen schweren Loches in einer Entfernung von 26.000 Lichtjahren.

2007
Ein Ü30-Astrophysiker schreibt eine aktuelle Zusammenfassung zum größten Schwarzen Loch in seiner Heimatgalaxie und veröffentlicht sie auf seiner Website.

2008
Die eingangs erwähnte Schar von Lichtteilchen kommt nach 26.000jähriger Reise durch das All im Orionarm der Milchstraße bei der Sonne und schließlich auf der Erde an. Sie erzählen uns eine aufregende Geschichte vom Zentrum unserer Heimatgalaxie – vom Riesenloch in der Milchstraße.

Vielen Dank an KOSMOlogs-Leser Marco für diesen Leserwunsch!

Geschrieben in Schwarze Löcher | 5 Kommentare | 2 Trackbacks | Permalink