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Wir haben ein Bild


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Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 7/2022 vom 10.06.2022

SCHWARZE LÖCHER

Das Team des Event Horizon Telescope (EHT) hat den Schatten des Schwarzen Lochs im Zentrum unserer Galaxis abgebildet (siehe »Der Schatten von Sagittarius A*«, S. 28). Das Ergebnis wurde am 12. Mai 2022 weltweit auf Pressekonferenzen präsentiert. Die gezeigten Ergebnisse liefern überwältigende Belege dafür, dass es sich bei Sagittarius A* (Sgr A*) um ein extrem massereiches Schwarzes Loch im Zentrum unserer Milchstraße handeln muss. Sgr A* befindet sich in einer Entfernung von etwa 26 600 Lichtjahren zur Erde und ist somit deutlich näher als das zuvor von der EHT-Kollaboration abgebildete Schwarze Loch in der elliptischen Galaxie Messier 87 (siehe SuW 6/2019, S. 26) – es wird mit M 87* bezeichnet.

Bislang konnten erst zwei extrem massereiche Schwarze Löcher durch bildgebende Verfahren direkt nachgewiesen werden. In beiden Fällen – M87* und Sgr A* – zeigen die Bilder einen hellen ...

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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 7/2022

Schärfster Blick ins Herz der Milchstraße Diese Montage zeigt den Nachthimmel mit dem Band unserer Heimatgalaxie. Aufgenommen wurde die Szenerie beim Teleskopverbund ALMA in den chilenischen Anden. Das Event Horizon Telescope lieferte das kleine Radiobild oben. Es zeigt die sehnsüchtig erwartete erste direkte Aufnahme des größten Schwarzen Lochs im Zentrum unserer Galaxis. Von uns aus gesehen liegt es im Sternbild Schütze (Sagittarius) in 26600 Lichtjahren Distanz.
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... Emissionsring um eine dunkle Zentralregion. Und in beiden Fällen ist der Radius des dunklen Bereichs konsistent mit der auf Grund der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein erwarteten Größe des Schattens eines Schwarzen Lochs.

Die zuvor bereits aus den Sternbewegungen um das galaktische Zentrum bestimmte Masse von 4,3 Millionen Sonnenmassen konnte mit den neuen Ergebnissen der EHT-Kollaboration bestätigt werden. Aufwändig gerechnete numerische Simulationen zeigen, dass die EHT-Bilder von Sgr A* konsistent sind mit dem erwarteten Aussehen eines rotierenden Schwarzen Lochs dieser Masse. Die präsentierten Ergebnisse liefern somit direkte Evidenz dafür, dass ein rotierendes extrem massereiches Schwarzes Loch im Zentrum der Milchstraße existiert.

Mit der Veröffentlichung des neuen Ergebnisses für Sgr A* konnte bereits für zwei schwergewichtige Schwarze Löcher die charakteristische Schattensignatur, bestehend aus einem hellen Ring um einen dunklen zentralen Bereich, nachgewiesen werden.

Der Vergleich mit dem EHT-Resultat für das Schwarze Loch M 87* bestätigt die Vorhersagen der einsteinschen Theorie über drei Zehnerpotenzen für die Masse.

Die EHT-Beobachtungen

In einer weltweiten Zusammenarbeit wurde Sgr A* mit acht Radioteleskopen beobachtet. Im Gegensatz zu den Beobachtungen für M 87* war die Datenlage durch die Beteiligung des South Pole Telescope (SPT) am Südpol verbessert. Die Kampagne fand in fünf Nächten, in der Zeit zwischen dem 5. und 11. April 2017, statt. EHT-Beobachtungen nutzen, wie alle radiointerferometrischen Beobachtungen mit langen Basislinien (englisch: Very Long Baseline Interferometry, kurz VLBI), die Rotation der Erde. Die Einzelbeobachtungen der Radioteleskope auf verschiedenen Kontinenten werden nachträglich miteinander kombiniert, um die Beobachtung durch ein Riesenteleskop mit Erddurchmesser zu synthetisieren.

Jedes einzelne Radioteleskop stellt quasi einen Ausschnitt aus der Oberfläche eines hypothetischen Superteleskops dar.

Während der Erdrotation und im Lauf der Beobachtungszeit nimmt jeder Spiegel immer neue Positionen auf dieser hypothetischen Oberfläche ein. Dadurch entsteht aus den vielen Einzelteleskopen die Wirkung eines einzelnen Teleskops mit einem wesentlich größeren Spiegeldurchmesser. Generell hängt die Auflösung von der Öffnung eines Teleskops ab. Mit diesem genialen Einfall lässt sich das Auflösungsvermögen mittels VLBI im Radiowellenbereich drastisch steigern.

An den Beobachtungen im April 2017 waren folgende Radioteleskope beteiligt: das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) und das Atacama Pathfinder Experiment (APEX) in Chile, das IRAM-30-Meter-Teleskop in Spanien, das James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) und das Submillimeter Array (SMA) auf Hawaii, das Large Millimeter Telescope Alfonso Serrano (LMT) in Mexiko, das Submillimeter Telescope (SMT) in Arizona sowie das South Pole Telescope (SPT) in der Antarktis. Seit April 2017 sind drei weitere Teleskope hinzugekommen: das Greenland Telescope (GLT) auf Grönland, das NOrthern Extended Millimeter Array (NOEMA) in den französischen Alpen und das Zwölf-Meter-Teleskop auf dem Kitt Peak in Arizona, USA (siehe »Globaler Verbund von Radioteleskopen«).

Was variiert im Zentrum?

Die Radioquelle Sgr A* ist stark variabel – sie flackert auf kurzen Zeitskalen. Beide, Sgr A* und M 87*, sind von leuchtendem Gas umgeben. Dieses Material bewegt sich in beiden Quellen mit der gleichen Geschwindigkeit – fast so schnell wie das Licht. Während das Gas im Fall von M 87* Tage bis Wochen benötigt, um M 87* zu umrunden, dauert dieser Vorgang beim viel masseärmeren und damit kleineren Schwarzen Loch in Sgr A* nur unge- fähr drei Minuten. Dadurch ändern sich Helligkeit und Verteilung des Gases während der Beobachtungen von Sgr A* sehr schnell. Besonders Infrarot- und Röntgenteleskope verfolgen dieses Flackern von Sgr A* seit vielen Jahren. Es wird als »Flares« bezeichnet. Sgr A* variiert auch auf Grund der Streuung des Lichts an dem ionisierten Gas in der Ebene der Milchstraße. Mit diesem Problem haben Teleskopbeobachtungen im sichtbaren Licht besonders zu kämpfen.

So entsteht der Schatten

Erklären lassen sich Ring und Verdunkelung durch die kombinierte Wirkung des Ereignishorizonts und des starken Gravi- tationslinseneffekts der Schwarzen Löcher.

Der Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs trennt Beobachtbares von Unbeobachtbarem. Am Ereignishorizont wird die Fluchtgeschwindigkeit gleich der Lichtgeschwindigkeit. Laut Einsteins spezieller Relativitätstheorie ist eine Bewegung mit einer Geschwindigkeit schneller als der Lichtgeschwindigkeit nicht möglich. Somit kann aus dem Bereich innerhalb des Ereignishorizonts weder Information noch Licht entkommen – auch Gravitationswellen nicht. Für die Beobachtungen von Sgr A* hat das zur Folge, dass der Bereich des Ereignishorizonts dunkel bleibt.

Photonen außerhalb des Ereignishorizonts werden durch die extreme Gravitation des Schwarzen Lochs und dem daraus resultierenden Gravitationslinseneffekt auf Bahnen um das Schwarze Loch umgelenkt. Diese Photonenbahnen definieren einen Ring, der den dunklen Bereich, der als »Schatten« des Schwarzen Lochs bezeichnet wird, begrenzt. Der Durchmesser des Schattens d Schim Bogenmaß ist gegeben durch die Gleichung d Sch10 GM/(c 2D), wobei G die Gravitationskonstante, c die Lichtgeschwindigkeit, M die Masse des Schwarzen Lochs und D die Entfernung von der Erde zum Schwarzen Loch angibt.

Leider erschwert das Flackern von Sgr A* die Bildgewinnung mit Radiotele- skopen. Dieses Phänomen ist vergleichbar dem Versuch, einen flatternden Schmetterling zu fotografieren. Eine Verkürzung der Belichtungszeit hilft – reduziert aber die Bildhelligkeit. Ähnlich ist es mit Sgr A*. Eine längere Belichtungszeit ist wünschenswert, um eine möglichst tiefe und detailgetreue Aufnahme der Quellstruktur zu erhalten. Allerdings verwackeln und verschmieren dann die Helligkeitsvariationen das Bild.

Den Schmetterling kann man in den kühlen Morgenstunden am besten fotografieren, denn dann sitzt er meist re- gungslos in der Wiese. Bei Sgr A* hilft es, die Quelle in einem vergleichsweise ruhigen Moment abzubilden.

Die größte Herausforderung für die Bildgewinnung im Fall von Sgr A* bestand für das EHT-Team darin, die stabil vorhandene Bildstruktur von den durch Variabilität verursachten Bildartefakten zu unterscheiden und zu trennen.

Um diese komplexe Struktur zu erfassen und zu quantifizieren, wurden eine ganze Reihe verschiedener Methoden der Bildrekonstruktion und Modellierung ausprobiert, ausgewählt und schließlich angewandt. Das war auch der Grund, weshalb wir nach dem Erfolg mit M 87* etwa drei Jahre analysieren mussten, bis ein ähnliches Resultat für Sgr A* gelang.

Globaler Verbund von Radioteleskopen

Das Event Horizon Telescope umfasst inzwischen elf Radioteleskope, die sich auf dem ganzen Erdball verteilen. Sie haben zum Teil tausende Kilometer Abstand voneinander, der auf Bruchteile von Millimetern genau bekannt sein muss. Die Messungen der Teleskope von ein und derselben Radioquelle erhalten mit Hilfe von Atomuhren vor Ort einen präzisen Zeitstempel und werden hinterher mit Computern zusammengeführt.

Dieser enorme Aufwand ist der Schlüssel für hochaufgelöste Bilder mittels Very Long Baseline Interferometry (VLBI).

Um ein stabiles Bild von Sgr A* zu gewinnen, muss sowohl für die schnelle Variabilität der Quellstruktur als auch für deren Verschmierung durch die interstellare Streuung korrigiert werden.

Die EHT-Beobachtungen wurden um zeitgleiche Aufzeichnungen der Helligkeitsschwankungen mit anderen Teleskopen ergänzt. So konnten die Forschenden herausfinden, auf welchen Zeitskalen und bei welchen beobachteten Radiofrequenzen Sgr A* variiert. Diese Beobachtungen fanden zum Beispiel im Infrarot- und Röntgenbereich statt. Am 6. und 7. April 2017 flackerte Sgr A* nur schwach.

Allerdings ergab sich für diesen Zeitraum aus VLBI-Beobachtungen bei längeren Wellenlängen – sie können auf Grund von interstellarer Streuung nicht für die Kartierung der Quellstruktur genutzt werden – ein Flackern der Helligkeit der Gesamthelligkeit der Quelle und damit eine Evidenz für eine Änderung der Quellstruktur (siehe »Die schnelle Variabilität von Sagittarius A*«). Das ist nicht gut, wenn man ein stabiles Bild der Quelle erhalten möchte. Um diese Änderung der Quellstruktur zu quantifizieren, wurde ein Modell mit verschiedenen Parametern entwickelt, welches die verschiedenen Aspekte der Änderung der Quellstruktur nachbildet. So lassen sich Methoden, die eigentlich für die Modellierung einer statischen Quelle entwickelt wurden, auch auf Daten einer variablen Quelle anwenden.

Der mühsame Weg zum finalen Bild

Um die unterschiedlichen bildgebenden Verfahren zu testen und die besten Parameter für die Bildgewinnung zu bestimmen, wurden synthetische Beobachtungen von sieben geometrischen Modellen für die Bildrekonstruktion von Sgr A* getestet. Dabei wurden die folgenden Modelle reproduziert: Ringe, Scheiben, Sicheln, eine Doppelquelle und eine punktförmige Quelle mit einem ausgedehnten Halo.

Diese Auswahl kam den auf Grund von theoretischen Überlegungen erstellten simulierten Bildern der Quelle sehr nah. Bereits zuvor war das für M 87* bekannt, wo eine Ringquelle gefunden worden. Auch für Sgr A* war eine Ringquelle ein mögliches Ergebnis. Während die wahrscheinlichsten geometrischen Modelle getestet wurden, war es wichtig, sich nicht von vornherein auf ein bestimmtes Modell festzulegen.

Um diese geometrischen Modelle realistischer zu gestalten, wurden ihnen dieselben Eigenschaften bezüglich der Variabilität und Streuung durch das interstellare Medium zugeordnet wie diejenigen, die Sgr A* aufweist. Anhand der Rekonstruktion der Testmodelle wurden die Parameter bestimmt, welche die Testmodelle am besten reproduzierten. Die besten Parameter – Top-Set-Parameter genannt – dienten schließlich dazu, das Bild von Sgr A* zu rekonstruieren.

Die mit dem EHT aufgenommenen Daten und die mit dem parametrischen Modell analysierten Daten wurden anschließend mit den Top-Set-Parametern rekonstruiert. Die Bildrekonstruktionen von Sgr A* zeigen zu 95 Prozent eine Ringstruktur, also einen hellen Ring um einen abgeschatteten Bereich. Aber das ist noch nicht alles. Aus den Daten geht auch hervor, dass Sgr A* komplexer und vielleicht asymmetrisch sein könnte.

Insbesondere die azimutale Helligkeitsverteilung entlang des Rings ist nicht eindeutig zu rekonstruieren. Der Grund für diese Unsicherheit sind die limitier- te uv-Bedeckung der EHT-Basislinien und wiederum die Variabilität der Quelle. Unter uv-Bedeckung versteht man die Abdeckung der Gesamtfläche des synthetisierten Riesenteleskops durch die Einzelteleskope. Je mehr Teleskope im weltweiten Verbund die Quelle beobachten, desto besser wird die uv-Bedeckung und umso genauer kann das Bild der beobachteten Quelle rekonstruiert werden. Im Fall der EHT-Beobachtungen von M 87* war die uv-Bedeckung sogar etwas weniger gut. Aber M 87* variiert auf längeren Zeitskalen und lässt sich somit eher mit dem regungslosen Schmetterling in den frühen Morgenstunden vergleichen.

Die rekonstruierten Bilder von Sgr A* wurden anschließend in vier Sorten kategorisiert: Drei Ringsorten entsprechen Ringmoden, und die vierte Sorte entspricht den eher selten vorkommenden, nicht ringartigen Strukturen. Das Ergebnis der komplexen und aufwändigen Prozedur der Bildrekonstruktion lässt sich wie folgt zusammenfassen: Wahrscheinlich zeigt die Radiostruktur von Sgr A* bei einer Beobachtungswellenlänge von 1,3 Millimetern einen Ring. Mit einer sehr geringen Wahrscheinlichkeit ist die Struktur jedoch komplexer.

Die zweite von der EHT-Kollaboration für Sgr A* veröffentlichte Aufnahme zeigt daher – im Gegensatz zu M 87* – nicht nur ein Bild, sondern eine Collage aus fünf Bildern (siehe »Rekonstruierte Bilder«).

Alle fünf sind Ergebnisse des Bildrekonstruktionsverfahrens für Sgr A*. Das große, zentrale Bild wurde durch Mittelung aus den Ergebnissen verschiedener Algorithmen (CLEAN, RML, Bayesian) ermittelt, die bereits bei M 87* eingesetzt worden waren. Die kleinen Bilder darunter zeigen auch Resultate der Bildgewinnung für Sgr A*. Sie dokumentieren, dass sich in den meisten Fällen der Bildrekonstruktion Sgr A* durch einen Ring darstellen lässt. Allerdings variiert dieser Ring in der Helligkeitsverteilung auf Grund zu weniger Messdaten.

Die relative Häufigkeit, mit der die verschiedenen Ringarten detektiert wurden, ist in den Säulendiagrammen in dem jeweiligen kleinen Bild am unteren Rand zu erkennen. Während die Ringform des zweiten kleinen Bildes eher häufiger zu finden war (magentafarbener Balken des Säulendiagramms), wurde die etwas deformierte Ringvariante des rechten kleinen Bildes eher selten gefunden (gelber Balken des Säulendiagramms). Diese un- terschiedlichen Ringarten entsprechen nicht verschiedenen Schnappschüssen der variablen Quelle, sondern sind der Unsicherheit auf Grund der dürftigen uv-Bedeckung geschuldet.

Im neuen EHT-Paper IV beschreibt das Team im Detail die anspruchsvolle und schwierige Vorgehensweise bei der Bildrekonstruktion. Die für Sgr A* bestimmten Größen sind Konsensparameter – ermittelt dank speziell entwickelter komplexer Methoden. Sie könnten im Verlauf weiterer Beobachtungen genauer bestimmt werden.

Da Sgr A* in fünf aufeinanderfolgenden Nächten vom EHT-Team beobachtet wurde, stellt sich die Frage, ob sich das Bild während dieser Zeit veränderte. Es scheint Hinweise auf eine Veränderlichkeit der Struktur zu geben. Allerdings kann eine mögliche Entwicklung der Bildstruktur nicht zuverlässig nachgewiesen werden.

Weitere Untersuchungen und – wie so häufig in der Astronomie – weitere Beobachtungen werden helfen, diese Frage zu beantworten.

Wirklich ein Schwarzes Loch?

Die EHT-Bilder von Sgr A* erfüllen die Erwartungen, bestätigen die Voraussagen der allgemeinen Relativitätstheorie und entsprechen den Voraussagen für ein rotierendes Schwarzes Loch. So weit, so fantastisch.

Aber dennoch bleibt ein Zweifel. Die einsteinsche allgemeine Relativitätstheorie sagt die Existenz der Schwarzen Löcher voraus. Vermutlich kann sie aber das Phänomen der Schwarzen Löcher nicht in Gänze erklären. Es besteht die Möglichkeit, dass eine fundamentalere Theorie der Gravitation vonnöten ist, um den Bereich innerhalb des Ereignishorizonts zu erklären (siehe SuW 4/2022, S. 34). Da das EHT-Team mit seinen Aufnahmen der extrem massereichen Schwarzen Löcher dem Ereignishorizont nahekommt, besteht die Hoffnung, die Frage beantworten zu können, ob Einsteins Theorie tatsächlich modifiziert werden muss. Lassen sich in diesen hochaufgelösten EHT-Beobachtungen vielleicht schon Abweichungen von der Kerr-Metrik rotierender Schwarzer Löcher erkennen?

Die Frage lautet pointiert: Handelt es sich bei Sgr A* wirklich um ein Schwarzes Loch? Und falls es kein Schwarzes Loch ist, was ist es dann?

Der Helligkeitskontrast zwischen Ring und Schatten ist ein Hinweis auf die Existenz eines Ereignishorizonts. Damit kann es sich bei Sgr A* nicht um eine »nackte«, also sichtbare, Singularität handeln. Einige Modelle für Bosonensterne scheiden aus (siehe SuW 8/2021, S. 25). Das sind hypothetische Objekte, die ausschließlich aus Teilchen mit ganzzahligem Spin (Bosonen) zusammengesetzt wären. Berechnungen zeigen, dass derartige exotische Objekte ähnlich kompakt und dunkel wie Schwarze Löcher sein können, jedoch keinen Ereignishorizont besitzen. Einige Alternativen zum Schwarzen Loch bleiben demnach auch mit den neusten EHT-Messungen im Rennen.

Das EHT-Team kann in den bisherigen Analysen auch weitere sehr spezielle Lösungen ausschließen, so auch das Morris-Thorne-Wurmloch und die nackte Singularität der Reissner-Nordström-Metrik.

Die durch diese Modelle erzeugten Schatten wären deutlich kleiner als der beobachtete Schatten von Sgr A*. Das rotierende Schwarze Loch scheint die plausibelste Erklärung für den mit dem EHT beobachteten Ring zu sein.

Vergleicht man die Beobachtungen von Sgr A* mit den Beobachtungen der EHT-Kollaboration von M 87*, so ist das Gravitationspotenzial ähnlich. Allerdings ist die Krümmung der Raumzeit im Fall von M 87* um sechs Größenordnungen stärker, weil seine Masse 1500-mal so hoch ist.

Kombiniert man diese Ergebnisse des EHT mit den Resultaten, welche mit LIGO und Virgo für Gravitationswellen von verschmelzenden Schwarzen Löchern gewonnen wurden, so zeigt sich eine geradezu atemberaubend gute Bestätigung der einsteinschen Theorie. Sie beschreibt korrekt den gesamten Massenbereich von den stellaren Schwarzen Löchern bis hin zu den Giganten, die milliardenfach massereicher sind.

Ausblick

Die Untersuchung der Schwarzen Löcher geht in die nächste Runde. Das EHT-Team hat im März 2022 erneut Daten gewonnen, und diesmal war eine Rekordzahl von elf Teleskopen beteiligt. Das EHT-Netzwerk wächst demnach kontinuierlich, und die technologischen Neuerungen werden noch weitaus beeindruckendere Bilder und bald sogar Filme von Schwarzen Löchern in naher Zukunft ermöglichen.

Literaturhinweise

Akiyama, K. et al.: First Sagittarius A* Event Horizon Telescope results. I. The shadow of the supermassive Black Hole in the center of the Milky Way. The Astrophysical Journal Letters 930, 2022

Akiyama, K. et al.: First Sagittarius A* Event Horizon Telescope results. II. EHT and Multi-wavelength Observations, Data Processing, and Calibration. The Astrophysical Journal Letters 930, 2022

Akiyama, K. et al.: First Sgr A* Event Horizon Telescope results. III. Imaging of the Galactic Center supermassive Black Hole.

The Astrophysical Journal Letters 930, 2022 Akiyama, K. et al.: First Sagittarius A* Event Horizon Telescope results. IV. Variability, morphology, and Black Hole mass. The Astrophysical Journal Letters 930, 2022

Akiyama, K. et al.: First Sagittarius A* Event Horizon Telescope results. V. Testing astrophysical models of the Galactic Center Black Hole. The Astrophysical Journal Letters 930, 2022

Weblink EHT-Website:

https://eventhorizontelescope.org

Dieser Artikel und Weblinks: www.sterne-und-weltraum.de/ artikel/2020804