Der Nachweis von schwarzen Löchern

 
 

Schwarze Löcher machen sich durch folgende Beobachtungen bemerkbar:

  • schnell fluktuierende Röntgenstrahlung
  • Extrem energiereiche Strahlung
  • Gravitationswelle  
 
 

1. schnell fluktuierende Röntgenstrahlung von Cygnus X1

Die Vermutung, dass es sich hierbei um eine starke Röntgenquelle handelt, bestand bereits seit 1962 und wurde schließlich 1970 mit Hilfe des Uhuru Röntgenteleskopes nachgewiesen. Ab 1974 wurde aufgrund der extrem kurzfristigen Variationen der Röntgenintensität und anderer Eigenschaften vermutet, dass Cygnus X-1 ein Doppelstern mit einem extrem kompakten Objekt sei. Ein kompaktes Objekt ist eines, bei dem sehr viel Masse auf sehr wenig Raum konzentriert ist. Aufgrund der Masse scheidet ein Neutronenstern aus, womit alles auf ein stellares Schwarzes Loch hindeutet.
Die Röntgenquelle ist ein Doppelstern mit einem Blauen Riesen (Spektraltyp O9,7) als Hauptstern. Die beiden Doppelsternkomponenten umkreisen einander in 5,6 Tagen. Dabei ist der Abstand nur etwa doppelt so groß wie der Radius des Hauptsterns.
Der blaue Riese hat die 300–400.000-fache Leuchtkraft der Sonne, den 15–17-fachen Durchmesser sowie ein Masse von rund 40 Sonnenmassen.
Dieser blaue Riese verliert viel Masse. Diese Masse fließt zum Begleiter und fällt spiralförmig auf ihn hinunter. Die dabei sich bildende Akkretionsscheibe wird durch das auftreffende Gas so stark erhitzt, dass sie Röntgenstrahlung aussendet.
Spätere Forschungen ergaben eine sehr schnelle Umdrehung von 790/Sekunde. Der Durchmesser des Objekts hat einen maximalen Wert, damit sich seine Oberfläche nicht mit mehr als Lichtgeschwindigkeit bewegt und liegt bei etwa 120 km Durchmesser.  Damit das Objekt stabil ist, kann man annehmen, dass der stabile Radius deutlich kleiner sein sollte, was ebenfalls auf ein Schwarzes Loch hin deutet.
Auch die Intensität und das Energieniveau der Strahlung kann nur mit dem Modell eines schwarzen Loches erklärt werden.
Im Röntgenbereich bewegt sich die Energieabstrahlung in einer Größenordnung von rund zehntausend Sonnenleuchtkräften. Deshalb wird vermutet, dass eines der beiden Objekte ein Schwarzes Loch von 14,8±1 Sonnenmassen ist und einem Ereignishorizont mit schätzungsweise 26 Kilometern Radius hat.

 
 

2. Extrem energiereiche Strahlung von aktiven Galaxien

 
 

Radiogalaxie Centaurus A: NGC 5128 Der Kern der Galaxie sendet Radio-, Röntgen- und Gammastrahlung von hoher Energie aus. Entdeckt wurde die 6,6 mag helle Galaxie bereits im 19. Jahrhundert, aber erst 1970 konnte mit einer Höhenforschungsrakete die starke Röntgenstrahlung registriert werden.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Bild rechts: ESO

 
 

Doppelradioquelle Cygnus A: Die Bilder der Radiostrahlung zeigen zwei Jets, die das Zentrum der Galaxie in entgegen gesetzte Richtungen verlassen und deren Ausdehnung ein Vielfaches der Ausdehnung der im Bereich des sichtbaren Lichts nachweisbaren Galaxie selbst ist. Die Jets enden in Gebieten sehr heißen Gases, die durch ihre Radiostrahlung deutlich nachweisbar sind. Hier treffen die Jetteilchen auf das die Galaxie umgebende intergalaktische Medium, das dabei stark aufgeheizt wird.

Bild links: Wikipedia, Falschfarbenaufnahme

 
 

3. Gravitationswelle   

Gravitationswellen sind analog zu elektromagnetischen Wellen Transversalwellen.  (Wasserwellen) Aus Sicht eines lokalen Beobachters scheinen sie die Raumzeit quer zu ihrer Ausbreitungsrichtung zu stauchen und zu strecken. Sie haben ebenfalls zwei Polarisationszustände. Auch sie breitet sich mit Lichtgeschwindigkeit aus. Die Wellenlängen liegen zwischen 1026 Meter und 10-4 Meter. Somit unterscheidet sich das Gravitationswellen-Spektrum vom Spektrum des sichtbaren Lichts (3,8x10-10 Meter bis 7,8x10-10 Meter).
Da einerseits mit Teleskopen nur Licht emittierende Objekte erfasst werden können und andererseits ca. 99 Prozent aller Materie keine bisher nachweisbare Strahlung emittiert, eröffnen Gravitationswellen eine Möglichkeit zur Erfassung dunkler Materie.

 

 

zum Bild rechts: Gravitationswellen stauchen und dehnen Raum und Zeit.  

 
 

Ursachen und Quellen:

 
  Gravitationswellen entstehen bei beschleunigten Bewegungen. Sitzt ein Stern nur so da und krümmt den Raum, entstehen keine Gravitationswellen. Ein System aus beschleunigten Massen verändert dagegen die Raumzeit. Die Gravitationswelle bewegt sich mit Lichtgeschwindigkeit von der beschleunigten Massen weg.
Man unterscheidet drei Arten von Gravitationswellen nach der Entstehung:
1. Kontinuierliche Gravitationswellen werden von Neutronensternen verursacht. Bei konstanter Drehung verursachen sie eine in Frequenz und Amplitude konstante Gravitationswelle, da ein schnell rotierender Neutronenstern nicht symetrisch ist.
2. Zusammenstoß zweier Objekte wie z. B. Weiße Zwerge, Neutronensterne oder Schwarze Löcher bilden ein Paar mit einer bestimmten Umlaufbahn, so erzeugen sie charakteristische Gravitationswellen mit einer Dauer im Sekundenbereich. Durch diese Emissionen geht etwas Energie verloren, sodass über Millionen Jahre beobachtet die Umlaufbahn kleiner wird. Kleinere Umlaufbahnen bewirken wie in einem Pirouetteneffekt eine höhere Beschleunigung, was die Emission von Gravitationswellen steigert. Am Ende der spiraligen Phase erfolgt die Kollision.
3.  explosive Gravitationswellen: Quellen intensiverer und damit leichter nachweisbarer Gravitationswellen erwartet man bei Supernova-Explosionen sowie bei in geringem Abstand einander umkreisenden oder zusammenstoßenden Neutronensternen und/oder Schwarzen Löchern.  (kurzes Ereignis)
 
 

Die Observatorien

Wellenlängen zwischen 107 und 1015 Meter müssen mit Interferometern mit sehr großen Armlängen gemessen werden. Deswegen sind für Messungen dieser Wellenlängen weltraumbasierte Laser-Interferometer erforderlich.  
Kürzere Wellenlängen können mit dem LIGO in den USA nachgewiesen werden.

Es gibt sechs Messgeräte für Gravitationswellen unterschiedlicher Wellenlängen:

  • LIGO Hanford, Washington (USA) –
  • LIGO Livingston, Louisiana (USA) –
  • GEO600 Hannover (BRD) –
  • Virgo, Pisa (Italien) –
  • TAMA 300 Mitaka (Japan) –
  • KARGA Hida (Japan)

Gravitationswellen wurden erstmals im September 2015 am LIGO in USA registriert.

 
 

GEO 600
Das Observatorium wurde 1996 bei Hannover eingerichtet. Nach Testläufen im Sommer 2002 und Ende 2003 wurde der reguläre Betrieb 2005/06 aufgenommen. An Geo 600 wurden wesentliche Teile der Instrumente entwickelt und getestet, mit denen an den beiden großen LIGO-Detektoren in den USA am 11. Februar 2016 die Entdeckung von Gravitationswellen bekannt gegeben wurden. Es misst Wellen zwischen 50 Hz und 2 kHz.
VIRGO
Das Observatorium ist eine Italienisch-französische Kooperation und steht in der Nähe von Pisa, Italien. Der Detektor war in den Jahren 2007 bis 2011 im Betrieb. Es misst Wellen zwischen 10 Hz und 10 kHz. Aufgrund dieser Frequenzen können Gravitationswellen verursacht von engen Doppelsternsystemen und Supernovae registriert werden.  
LIGO (Laser Interferometer Gravitationswelle Observatorium)
Die zwei Observatorien befinden sich in den USA. Eins in Hanford, Washington und das Andere im 3000 Kilometer entfernten Livingstone, Louisiana. Ein reales Signal wird von beiden Observatorien zeitversetzt empfangen. Ist dieser Unterschied nicht mehr als zehn Millisekunden, was der Lichtlaufzeit von Licht entspricht, ist dies ein Beleg für die Authentizität des Signals. Außerdem  lässt sich durch die gemessene Laufzeit die Himmelsregion einschränken aus der das Signal kam. Der Messaufbau ist geeignet zum Empfang der Gravitationswellen von Pulsaren und der Verschmelzung kompakter Objekte.
TAMA 300
Die Einrichtung ist ein japanisches Projekt, das als Technologiestudie dienen sollte. Das Observatorium wurde in den 1990er Jahren in Betrieb genommen. Es steht in Mitaka, Japan. Sein Messbereich liegt bei etwa 1kHz.
KARGA
Das zweite Observatorium in Japan steht im 105 Kilometer entfernten Hida.  
LISA (Interferometer Space Antenna)
Aufgrund von Haushaltskürzungen wurde die Mission 2011 von der NASA aufgegeben. Unter der Bezeichnung New Gravitational wave Observatory (NGO) wurde das Projekt von der ESA unter dem Thema „Das gravitative Universum“ in die weiteren Planungen aufgenommen.

 
 
LISA besteht aus drei Raumsonden, deren gemeinsamer Schwerpunkt der Librationspunkt L5 ist und den sie umkreisen.   Das Bild zeigt die Bewegung einer Sonde von LISA in einem Jahr. Die grüne Linie stellt die Erdbahn dar, die rote den Weg einer Sonde im Jahr. Der Start der Raumsonden ist für 2034 anvisiert.
 
 
 
 
Prinzipieller Aufbau eines Gravitationswellen Observatoriums An der Hauptstation des Observatoriums (die Ecke im L, an der sich die beiden Arme kreuzen) wird ein stabilisierter Laserstrahl von zehn Watt Leistung zunächst durch einen Spiegel geschickt, der das Laserlicht zwar in das System lässt, aber nicht in die umgekehrte Richtung. Danach trifft der Strahl auf einen Strahlteiler, hier wird der Strahl jeweils zur Hälfte in einen der zwei oder vier Kilometer langen Arme geschickt. In jedem Arm untergebracht ist ein Fabry-Pérot-Resonator, bestehend aus zwei Spiegeln (davon einer teildurchlässig), so dass das Licht etwa 75-mal diese Strecke durchläuft, ehe es durch den teildurchlässigen Spiegel tritt und wieder auf den Strahlteiler trifft. Durch diese Technik der Mehrfachreflexionen wird die effektive Lauflänge des Lichtes vergrößert, was wiederum die Empfinddlichkeit des Instrumentes erhöht.  
An dem Strahlteiler in der Eckstation werden beide Teilstrahlen auf eine Fotodiode gelenkt, welche die Intensität des dort ankommenden Lichtes misst. Das Interferometer, insbesondere die verstellbaren Spiegel an den Enden der beiden Arme, wird nun so eingestellt, dass sich die beiden Teilstrahlen gerade auslöschen und somit bei der Fotodiode idealer weise kein Licht ankommt. Durch zahlreiche äußere, aber auch innere Einflüsse ist dies nicht permanent möglich, so dass das gesamte System ständig nachjustiert werden muss, um die Auslöschung der beiden Teilstrahlen zu erreichen.
Durchquert eine Gravitationswelle das Observatorium, ändern sich die relativen Längen der Arme des Interferometers (Mess-Strecke): Ein Arm oder beide Arme können sich (um unterschiedliche Beträge) verlängern oder auch verkürzen. Das ruft eine Phasenverschiebung der beiden Teilwellen des Laserlichtes hervor und deren Interferenz ändert die Intensität des gemessenen Lichtes.


 
   
 

Der Messbereich eines Observatoriums hängt von der Länge der Mess-Strecke ab. Um Wellen mit niedriger Frequenz, also langer Wellenlänge, zu messen muß die Mess-Strecke groß sein.
Die Grafik zeigt, aufgrund von Modellrechnungen ermittelten, Frequenzbereiche und Amplituden der Gravitationswellen verschiedener Quellen. Die grünen Punkte zeigen Frequenzbereiche von folgenden heute erwarteten Quellen: 1: Zusammensturz von kompakten Doppelsystemen – 2: Bildung von Neutronensternen oder Schwarzen Löchern – 3: Verschmelzung von Schwarzen Löchern – 4: Supernova-Kollaps – 5: Signal vom September 2015.

 
 

Die Messung

Im September 2015 wurde erstmals eine Gravitationswelle im LIGO-Observatorien gemessen. Es können nur sehr starke Gravitationswellen gemessen werden. Hier muß die Energie von zwei schwarzen Löchern im Spiel gewesen sein. Man nimmt an, dass sie mit einander verschmolzen sind.

 
 

Die theoretischen Überlegungen wie eine Gravitationswelle eines bestimmten Objekts in einer bestimmten Entfernung aussehen muß werden mit dem gemessenen Signal verglichen. In der theoretischen Überlegungen wird die Entfernung so lange verändert, bis das Gravitationswellen-Signal mit dem gemessenen Signal überein stimmt. Die Himmelsregion aus der das Signal kam wird durch seine Laufzeit zwischen zwei Observatorien ermittelt.
Die Quelle, die das Signal GW150914 erzeugte, lässt sich am südlichen Sternhimmel lokalisieren, aus der Gegend der Großen Magellanschen Wolke. Die Große Magellansche Wolke scheidet allerdings als Quelle aus, weil sie uns mit einem Abstand von 170 000 Lichtjahren viel zu nahe liegt. Das Signal erreichte die Erde aus einer Entfernung von 1,3 Milliarden Lichtjahren.

bestätigte Messungen von Gravitationswellen
Stand Juli 2017

GW150914 im September 2015 Entdeckt mit LIGO
Verschmelzung zweier schwarzer Löcher mit 35 und 30 Sonnenmassen
Zu einem schwarzen Loch mit 62 Sonnenmassen

GW151226 im Dezember 2015 Entdeckt mit LIGO
Verschmelzung zweier schwarzer Löcher mit 14 und 7 Sonnenmassen
Zu einem schwarzen Loch mit 20 Sonnenmassen

GW170104 im Januar 2017 Entdeckt mit LIGO
Verschmelzung zweier schwarzer Löcher mit 31 und 19 Sonnenmassen
Zu einem schwarzen Loch mit 49 Sonnenmassen  

 
 

Gravitationslinse

Es gibt eine große Anzahl von Objekten, die z.B. kreisförmige Bögen oder symetrische Punkte um eine Galaxie zeigen. Da die Bögen oder Punkte identische Spektren haben geht man davon aus, dass es sich um Hintergrund Objekte handelt, die sich direkt hinter der Galaxie befinden und normalerweise von ihr bedeckt werden. Das gravitative Feld der Galaxie wirkt jedoch wie eine Linse, sodaß diese Objekte als Bögen oder Punkte trotzdem gesehen werden können.

 

 

 

 

Bild rechts wurde vom Hubble Weltraumteleskop aufgenommen. Es zeigt den Galaxienhaufen Abell 2218 im Sternbild Drache.

 

Allgemein gilt: Intergalaktische Objekte mit einer sehr großen Masse lenken elektromagnetische Wellen in eine andere Richtung. Dementsprechend wird das Abbild des Hintergrundobjektes verlagert, verzerrt und möglicherweise vervielfacht.
Die Wirkung beruht auf der durch Albert Einstein in seiner allgemeinen Relativitätstheorie als Wirkung der Gravitation auf die Raumzeit beschriebenen Krümmung des Raumes durch massehaltige Objekte oder Energie. Ein Lichtstrahl bewegt sich entlang dieser verzerrten Raumzeit und wird ebenfalls verzerrt.
Die Untersuchung von Gravitationslinsen bietet den Astronomen die erstklassige
Gelegenheit, die großräumige Verteilung der gesamten gravitierenden Materie, einschließlich ihrer dunklen Komponente, zu erforschen.
Andererseits lassen sich mit Hilfe des Gravitationslinseneffekts auch weit entfernte Galaxien und Quasare detailliert untersuchen.

 
  Die zunehmende Anzahl bekannter Gravitationslinsensysteme erlaubt zudem auch den Vergleich der Massenverteilung der Galaxien mit Vorhersagen kosmologischer Modelle zu vergleichen und Modelle zu überprüfen.
Eine Gravitationslinse muß nicht zwangsläufig von einem schwarzen Loch verursacht werden. Es genügt auch eine große Masse, wie die eines Galaxienhaufens. 
 
 
Das mit der Himmelsdurchmusterung des Satelliten COSMOS untersuchte Areal liegt auf dem Himmelsäquator, damit es von allen Teleskopen der Welt leicht zugänglich ist. Das Gebiet wurde mit der ACS-Kamera des Hubble Weltraumteleskops aufgenommen. Seine Fläche beträgt zwei Quadratgrad. Insgesamt wurden in diesem Feld 280 000 Galaxien und 67 Gravitationslinsenkandidaten gefunden. Die Analyse der Gravitationslinsenwirkung liefert nun eine Karte der Massenverteilung der Dunklen und leuchtenden Materie.  
ACS-Kamera des Hubble Weltraumteleskops: Das Instrument ist für die Beobachtung großer Raumgebiete im sichtbaren, ultravioletten und nahem infraroten Spektrum konstruiert worden. Dies ermöglicht generell ein weites Einsatzgebiet. Insbesondere sollen Galaxien untersucht werden, die bereits kurz nach dem Urknall entstanden sind und somit eine hohe Rotverschiebung aufweisen. Das Instrument wurde bei der Servicemission SM 3B installiert (Space Shuttle), wobei es die Faint Object Camera aus der Instrumentenbucht verdrängte.
 
 

Starker Gravitationslinsen Effekt

Es werden die extrem intensiven Gravitationsfelder astronomischer Objekte wie Schwarze Löcher, Galaxien oder Galaxienhaufen benötigt, um einen starken Gravitationslinseneffekt hervor zurufen. Bei diesen ist es möglich, dass eine hinter der Gravitationslinse liegende Lichtquelle nicht nur verschoben erscheint, sondern dass der Beobachter mehrere Bilder sieht. Ein im Jahre 1985 im Sternbild Pegasus entdeckte Punkte wurden als Einsteinkreuz bezeichnet.  
Ein weiteres Beispiel ist der Quasar QSO 2237+0305 im Sternbild Pegasus, der von der Erde aus gesehen genau hinter dem Kern einer etwa 400 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie steht, die als Gravitationslinse wirkt. Durch die Gravitationslinse entstehen vier ähnlich helle Bilder in Form eines Kreuzes mit dem Galaxienkern im Zentrum.

 

Schwacher Gravitationslinsen Effekt

Aufgrund eines schwachen oder weit entfernten Gravitationsfeldes sind die Auswirkungen der Gravitationslinse nicht direkt ersichtlich, da die eigentliche Form der Objekte hinter der Gravitationslinse nicht bekannt ist. In diesem Fall ist die Bestimmung des Gravitationsfeldes dennoch durch statistische Methoden möglich, indem Form und Orientierung vieler der im Hintergrund vorhandenen Galaxien untersucht werden. Hierbei geht man davon aus, dass die Orientierung der Galaxien im Hintergrund ohne eine Gravitationslinse zufällig wäre. Mit Gravitationslinse erhält man eine Scherung (Verschiebung) des Hintergrundes, sodass Galaxien häufiger entlang eines Rings um Regionen mit starkem Gravitationsfeld ausgerichtet erscheinen. Hieraus kann die Massenverteilung bestimmt werden, welche den Linseneffekt hervorruft.
Da dieser Effekt klein ist, muss für eine ausreichende statistische Signifikanz eine große Anzahl von Galaxien untersucht werden.

 
 

Mikrolinseneffekt

Eine schwächere Gravitation bewirkt kleinere Effekte, bei denen der Abstand zwischen den verschiedenen durch die Gravitationslinse erzeugten Bildern des Hintergrundobjekts so gering ist, dass sie von heutigen Teleskopen nicht getrennt beobachtet werden können und auch die Lichtablenkung nicht gemessen werden kann.
Die Wirkung der Gravitationslinse zeigt sich dann dadurch, dass das Gesamtlicht der unaufgelösten Bilder des Hintergrundobjekts heller erscheint, als es ohne die Linse wäre. Eine solche Verstärkung wäre an sich noch nicht leicht erkennbar, da die eigentliche Helligkeit und Entfernung des Hintergrundobjekts normalerweise nicht bekannt sind. Bewegen sich aber Linse und Hintergrundobjekt am Himmel sehr nahe aneinander vorbei, dann nimmt die Helligkeit während eines solchen Mikrolinsen-Ereignisses in charakteristischer Weise zu und wieder ab, während das durch den Einsteinradius gegebene Gebiet hoher Verstärkung durchquert wird.
Der Einsteinradius (Einstein Ring) ist ein Sonderfall des Einsteinkreuzes (siehe oben). Er tritt auf wenn das gebeugte Objekt für den Beobachter exakt hinter der Gravitationslinse steht. Dann entsteht kein Kreuz, sondern ein Ring.   

Bild Hubble Weltraumteleskop / NASA im Sternbild Schlangenträger (J162746.44-005357.5 )
 
  Quellen:

Spektrum der Wissenschaft 2009/12 Seite 24
Sterne und Weltraum 2016/3 Seite 24
Sterne und Weltraum 2016/4 Seite 31
Sterne und Weltraum 2016/7 Seite 18
Sterne und Weltraum 2008/11 Seite 42

 
     
  letztes Update 3.8.2016