Das Massemonster im Herzen der Milchstraße

Blick ins Herz der Milchstraße

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Blick ins Herz der Milchstraße: Das im Sommer 2002 mit NAOS/CONICA am Very Large Telescope gewonnene Infrarotbild zeigt einen wenige Lichtjahre großen Ausschnitt des galaktischen Zentrums. Heiße Sterne erscheinen blau, kühle rot; der Schleier stammt von interstellaren Staubwolken. Die beiden kleinen gelben Pfeile in der Bildmitte markieren den Ort des vermeintlichen Schwarzen Lochs SgrA*.

Seit der Entdeckung der Quasare ("quasi-stellar radio sources") vor etwa 40 Jahren haben Astrophysiker versucht, eine schlüssige Erklärung für die Energieproduktion dieser spektakulären Objekte zu finden. In den weit entfernten Quasaren wird in einem Gebiet von nur wenigen Lichtjahren tausend bis einige hunderttausend Mal mehr elektromagnetische Strahlung erzeugt als sonst in ganzen Galaxien. Man weiß inzwischen, dass Quasare in den Zentren von großen Galaxien lie-gen. Hochgebündelte "Jets" aus relativistischen Elektronen, die aus dem Kern herausströmen sowie zeitlich schnell variierende Röntgen- und Gammastrahlung sind weitere charakteristische Merkmale von Quasaren und anderen aktiven Galaxienkernen. All diese Phänomene sind nicht durch die sonst in Galaxien dominierenden Kernverschmelzungen in Sternen zu erklären - dagegen aber recht plausibel durch die Umwandlung von Gravitations- in Strahlungsenergie. Dieser Prozess läuft offenbar innerhalb der Akkretionsströme in der unmittelbaren Umgebung von massiven Schwarzen Löchern ab. Man weiß seit den theoretischen Arbeiten von Albert Einstein und Karl Schwarzschild, dass jede konzentrierte Massenverteilung einen charakteristischen Radius besitzt - den so genannten Schwarzschildradius -, innerhalb dessen selbst Lichtquanten nicht mehr aus dem Gravitationsfeld entweichen können. Paradoxerweise kann ein solches "schwarzes" Loch dennoch Strahlung produzieren. Nach dem theoretischen Szenario geschieht das immer dann, wenn Materie von außen in das Gravitationsfeld eines Schwarzen Lochs einfällt und dabei außerhalb des Schwarzschildradius Gravitationsenergie in Strahlung umgewandelt wird. Dieser physikalische Prozess läuft mit größerer Effizienz ab als jeder andere uns bekannte. Auf diese Weise lassen sich Quasare durch die Akkretion von Gas und Sternen auf massereiche Schwarze Löcher erklären. Inzwischen ist dieses Modell unter Astrophysikern generell akzeptiert. Dennoch ersetzt dieser "Indizienbeweis" natürlich keinesfalls den direkten Nachweis, der nur über die charakteristische Schwerkraft und die Existenz eines Ereignishorizonts führen kann. Gibt es also solche massiven Schwarzen Löcher wirklich?

Quasare gehören zu den leuchtkräftigsten Objekten im Universum

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Quasare gehören zu den leuchtkräftigsten Objekten im Universum. Auf einem Gebiet von nur wenigen Lichtjahren erzeugen sie tausend bis einige hunderttausend Mal mehr elektromagnetische Strahlung als ganze Sternsysteme. Quasare liegen in den Zentren großer Galaxien und werden offenbar von supermassiven Schwarzen Löchern "angetrieben".

Eine Möglichkeit, eine räumlich konzentrierte Masse direkt nachzuweisen, besteht darin, die Geschwindigkeiten von Gas und Sternen in deren Umgebung zu bestimmen. Die Technik ist eine einfache Umkehrung dessen, was Johannes Kepler bereits vor 400 Jahren im Sonnensystem gezeigt hat. Wenn man die Bahnen von Testteilchen (im Fall von Galaxienkernen sind dies Sterne oder individuelle interstellare Gaswolken) als Funktion des Abstands vom dynamischen Zentrum misst, lässt sich unter gewissen grundsätzlichen Annahmen das Gravitationsfeld bestimmen. Damit diese Methode aber zu schlüssigen Ergebnissen bezüglich der Eigenschaften der Zentralmasse führt, müssen die Beobachtungen nahe genug an sie herankommen. Dies erlaubt es, verschiedene Formen von Massenkonzentrationen zu unterscheiden.

Starke Leistung im Doppelpack

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Starke Leistung im Doppelpack: Die Kamera CONICA, gekoppelt mit dem adaptiven Optiksystem NAOS und an einem der vier Acht-Meter-Spiegel des Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte montiert, lieferte die bisher schärfsten und empfindlichsten Aufnahmen des galaktischen Zentrums.

Wegen ihrer großen Entfernung lassen sich solche direkten Messungen nicht an Quasaren vornehmen. Für eine Reihe von nahen Galaxienkernen - einschließlich des Zentrums unserer eigenen Milchstraße - sind dagegen in den vergangenen zehn Jahren große Fortschritte auf der Suche nach zentralen Massenkonzentrationen gelungen. Diese teils mit bodengebundenen Teleskopen und teils mit dem Hubble Space Telescope gewonnenen Daten lassen es jetzt als wahrscheinlich erscheinen, dass fast alle Galaxienkerne dunkle zentrale Massenkonzentrationen besitzen, mit Massen zwischen einigen Millionen und einigen Milliarden Sonnenmassen. Dennoch reicht wegen der großen Entfernung der meisten dieser Objekte die räumliche Auflösung der Messungen noch nicht aus, um andere Erklärungen als ein Schwarzes Loch auszuschließen. Dem Zentrum unserer Milchstraße kommt bei der Frage eines überzeugenden Beweises für die Existenz von massiven Schwarzen Löchern eine besondere Rolle zu. Denn das galaktische "Herz" ist nur 26 000 Lichtjahre entfernt - also etwa hundert Mal näher als die uns nächsten externen Galaxien, tausend Mal näher als die nächsten aktiven Galaxienkerne und hunderttausend Mal näher als der nächste Quasar. Mit den besten Messungen im Optischen und Infraroten kann man daher Regionen von wenigen Lichttagen auflösen, mit den Methoden der interkontinentalen Radiointerferometrie (VLBI) sogar Bereiche von etwa zehn Lichtminuten. Seit fast 20 Jahren Lichtminuten. Seit fast 20 Jahren glauben die Astronomen, dass es auch im Zentrum unserer Milchstraße eine Massenkonzentration gibt. Da Gas und interstellarer Staub in der galaktischen Ebene sichtbare, ultraviolette und weiche Röntgenstrahlung fast vollständig absorbieren, lässt sich das galaktische Zentrum aber nur bei langen Wellenlängen (im Infrarot- und Radiobereich) und bei ganz kurzen Wellenlängen (im harten Röntgen- und im Gammabereich) untersuchen. Deshalb sind die wesentlichen Fortschritte im Verständnis des galaktischen Zentrums in den vergangenen zwei Jahrzehnten eine direkte Folge der verbesserten Empfindlichkeit und Winkelauflösung jener Detektoren, die durch diese neuen "Fenster" ins All spähen.

Die Radioquelle SGRA* - Sehr hell und sehr klein

Im Zentrum der Galaxis finden wir einen dichten Sternhaufen. In dessen Mittelpunkt wurde schon vor 20 Jahren eine sehr kompakte, helle Radioquelle (SgrA*, sprich: "Sagittarius A Stern") entdeckt. Deren Durchmesser ist kleiner als der Durchmesser der Erdbahn um die Sonne. Deshalb lag es nahe, im Milchstraßenzentrum - analog zu den Quasaren - ein zentrales massives Schwarzes Loch zu vermuten. In den vergangenen zehn Jahren ist es unserer Forschergruppe (Reinhard Genzel, Andreas Eckart, Rainer Schödel, Reiner Hofmann, Matthew Lehnert und Thomas Ott) am Garchinger Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik gelungen, die Geschwindigkeiten von tausend Sternen bis auf einen Abstand von unter einer Lichtwoche von SgrA* zu vermessen. Auch wenn dies ungefähr 180 Milliarden Kilometern entspricht, ist das aus astronomischer Sicht sehr wenig.

Für solche Präzisionsbeobachtungen ist es entscheidend, die theoretisch mögliche optische Leistungsfähigkeit der Teleskope auszuschöpfen und beispielsweise die durch die Erdatmosphäre verursachte Bildverschmierung ("Seeing") auszuschalten. Mit diesem "adaptive Optik" genannten Verfahren sowie mit der "Speckleabbildung" kann man Infrarotbilder erhalten, die nur noch durch die fundamentale Begrenzung der Lichtbeugung des Teleskops limitiert sind. Mit großen Fernrohren wie dem Keck-Teleskop auf Hawaii, dem New Technology Telescope (NTT) und dem Very Large Teleskop (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) lässt sich damit die Bildschärfe gegenüber konventionellen Techniken um mehr als eine Größenordnung verbessern.

Hoch auflösendes Infrarotbild und stellare Eigenbewegungen im Zentrum unserer Milchstraße

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Hoch auflösendes Infrarotbild und stellare Eigenbewegungen im Zentrum unserer Milchstraße. Das linke Bild zeigt eine Infrarotaufnahme (Ks-Band: 2,1µm Wellenlänge) der zentralen 20 Bogensekunden (etwa 2,6 Lichtjahre), die im August 2002 mit dem neuen NAOS/CONICA-System auf dem Very Large Telescope der ESO aufgenommen wurde. Dieses Bild mit adaptiver Optik hat eine Auflösung von 60 Millibogensekunden und eine Grenzgröße von Ks = 20. Damit ist das Bild drei Mal schärfer und zwanzig Mal tiefer als es noch vor wenigen Jahren möglich war. Die verschieden Flecke sind Sterne im dichten zentralen Sternhaufen. Das kleine Kreuz markiert die Position der kompakten Radioquelle SgrA*. Die Position der Radioquelle konnte mithilfe von Sternen, die sowohl im Infrarot- wie im Radiobereich strahlen (hellblaue Kreise) mit einer Genauigkeit von 10 Millibogensekunden im Infrarotbild lokalisiert werden. Das rechte Bild zeigt einen Ausschnitt des linken Bildes (markiert links durch das zentrale Rechteck) in der unmittelbaren Umgebung von SgrA*. Mit vielen solchen Aufnahmen zwischen 1992 und 2002 konnten Eigenbewegungen von mehr als tausend Sternen bis zu einem Abstand von wenigen Lichttagen von SgrA* nachgewiesen werden. Einige dieser Eigenbewegungen sind als Pfeile dargestellt. Der schnellste Stern (S2), der im Frühjahr 2002 nur 12 Millibogensekunden von SgrA* entfernt war, bewegte sich zu diesem Zeitpunkt mit einer Geschwindigkeit von mehr als 5000 Kilometern pro Sekunde - und damit etwa 200 Mal schneller als die Erde um die Sonne. Dies deutet auf eine konzentrierte Masse von etwa drei Millionen Sonnenmassen hin, die mit SgrA* verbunden ist.

Aus dem Vergleich von solchen Infrarotaufnahmen über eine Reihe von Jahren konnten wir 1996 die Geschwindigkeiten von Sternen am Himmel, die so genannten Eigenbewegungen, bestimmen. Weiterhin ließen sich durch Analyse von Linien in den stellaren Infrarotspektren Dopplerbewegungen ableiten, also die Geschwindigkeiten entlang der Sichtlinie in Richtung Erde. Aus einer statistischen Analyse der Geschwindigkeiten konnten wir dann quantitativ das Gravitationsfeld und die Massenverteilung bestimmen. Das Ergebnis dieser Messungen zeigte deutlich, dass es eine kompakte zentrale Masse von etwa drei Millionen Sonnenmassen gibt, die in einem Bereich von weniger als 15 Lichttagen um SgrA* konzentriert ist. Und diese Masse ist "dunkel", also unsichtbar, und nicht durch die Verteilung normaler Sterne zu erklären.

Die wahrscheinlichste Konfiguration dieser Massenkonzentration ist die eines massereichen Schwarzen Lochs. Im Prinzip könnte diese zentrale Massenkonzentration im Milchstraßenzentrum (und in den oben angesprochenen externen Galaxien) aber auch ein dunkler, extrem kompakter Haufen von kleinsten, schwach strahlenden Sternen, von sehr dicht "gepackten" Neutronensternen oder von substellaren Objekten (wie Felsbrocken) sein - oder gar aus hypothetischen schweren Elementarteilchen ohne Ladung bestehen.

Bahn des Sterns S2 um die Position der kompakten Radioquelle SgrA*

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Bahn des Sterns S2 (kleine Kreise und Rechtecke mit Fehlerbalken) um die Position der kompakten Radioquelle SgrA* (großer Kreis mit Kreuz). Die Daten werden perfekt durch eine hochelliptische Bahn mit einer Exzentrizität von 0,87, einer Umlaufperiode von 15,2 Jahren und einer kleinen Halbachse von 0,12 Bogensekunden beschrieben, in deren einem Fokus die Radioquelle sitzt.

Um eine solche Konfiguration auszuschließen, war es nötig, noch wesentlich näher an das Massenzentrum heranzukommen. Dieser Durchbruch gelang im Frühjahr 2002 mit der neuen Kamera CONICA, die unsere Gruppe zusammen mit Kollegen am Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg unter der Gesamtleitung von Rainer Lenzen in den vergangenen acht Jahren entwickelt hatte. Diese neuartige Kamera, gekoppelt mit einem von französischen Wissenschaftlern entwickelten adaptiven Optiksystem (NAOS), wurde Ende 2001 am Yepun-Teleskop, einem der vier Acht-Meter-Spiegel des Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte installiert. Erste Testmessungen des galaktischen Zentrums wenige Monate später waren sofort ein voller Erfolg: Es entstanden die bisher schärfsten und empfindlichsten Aufnahmen vom Zentrum unserer Milchstraße. Auf den neuen VLTInfrarotbildern gelang es, SgrA* mit einer Genauigkeit von zehn Millibogensekunden (tausendstel Bogensekunden) zu lokalisieren. Dabei stellte sich bei den Messungen im Frühjahr 2002 heraus, dass sich der Stern S2 bis auf etwa 12 Millibogensekunden - entsprechend etwa 17 Lichtstunden - der Radioquelle genähert hatte und sich mit bislang nie beobachteter Geschwindigkeit von mehr als 5 000 Kilometern pro Sekunde (18 Millionen Kilometer pro Stunde) bewegt. Damit eröffnete sich die Möglichkeit, die Massenverteilung auf Skalen unseres Sonnensystems zu messen. Eine genauere astrometrische Analyse der Position von S2 in den vergangenen zehn Jahren zeigte dann zweifelsfrei, dass sich dieser Stern auf einer hochelliptischen Keplerbahn um die Radioquelle bewegt. S2 kreist also um das vermutete Schwarze Loch wie ein Planet um die Sonne - und zwar mit einer Umlaufperiode von nur 15 Jahren.

Aus den neuen Messungen lässt sich durch Anwendung der Keplerschen Gesetze sehr einfach die Masse bestimmen, die innerhalb des Periradius' von 17 Lichtstunden (etwa 2 000 Mal der Schwarzschildradius eines Schwarzen Lochs von drei Millionen Sonnenmassen) liegen muss: 3,7 plus/minus 1,5 Millionen Sonnenmassen (M0). Dies ist innerhalb der Fehler genau dieselbe Masse, die aus den oben diskutierten statistischen Methoden bei viel größeren Abständen von SgrA* abgeschätzt wurde. Das bedeutet, dass das Gravitationspotenzial mit hoher Präzision dem einer Punktmasse entspricht. Wenn man statt einer Punktmasse eine ausgedehnte Massenverteilung annimmt, muss der charakteristische Radius einer solchen Verteilung kleiner als zehn Lichtstunden sein, und damit deren Dichte mindestens 1017 M0pc-3 (oder etwa 10-5 g cm-3). Dies ist etwa elf Größenordnungen größer als die dichtesten bekannten astrophysikalischen Sternhaufen, einschließlich des Sternhaufens im galaktischen Zentrum selbst.

DUNKLER HAUFEN LEBT NUR KURZ

Ein solcher dunkler Haufen hat aber nur eine sehr begrenzte Lebensdauer, bevor er einerseits teilweise kollabiert (zum Beispiel zu einem Schwarzen Loch) und andererseits "verdampft". Diese Lebensdauer kann aus Masse und Dichte recht genau abgeschätzt werden und würde im galaktischen Zentrum weniger als einige hunderttausend Jahre betragen. Dieser Wert ist aber wesentlich kleiner als das Alter aller im linken Bild auf Seite 56 sichtbaren Sterne. Es ist also mit großer Sicherheit auszuschließen, dass man ein solch kurzlebiges Objekt beobachten könnte.

Massenverteilung im galaktischen Zentrum

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Massenverteilung im galaktischen Zentrum. Bestimmungen der eingeschlossenen Masse bei verschiedenen Abständen von SgrA* sind durch die verschiedenen Symbole und ihre Felder dargestellt; ein Parsec (pc) entspricht 3,26 Lichtjahren. Die aus der Bahn von S2 sich ergebende Masse (kleiner schwarzer Kreis) ist innerhalb der Fehler identisch mit Messungen der Masse bei größeren Abständen; es muss sich also mit hoher Genauigkeit um eine Punktmasse handeln, die in dieser Abbildung eine horizontale Gerade ist. Nur außerhalb von etwa 0,5 pc steigt durch die Präsenz des sichtbaren Sternhaufens die eingeschlossene Masse an (gepunktetgestrichelte Modellkurve). Eine Kombination einer Punktmasse von 2,6 Millionen Sonnenmassen und des sichtbaren Sternhaufens passt am besten zum Modell und zu allen Daten (durchgezogene Modellkurve). Eine hypothetische ausgedehnte Masse muss eine Mindestdichte von 1017 M0pc-3 haben (gestrichelte Modellkurve).

Die Daten schließen auch ganz klar eine weitere Konfiguration aus, die in den vergangenen Jahren diskutiert wurde, nämlich die eines "Balls" entarteter Fermionen ohne Ladung, die in verschiedenen Modellen jenseits des heutigen Standardmodells der Teilchenphysik möglich sind. Ein solcher Ball wäre einfach zu groß und die damit verbundene Massendichte zu klein, um mit den Messungen von S2 vereinbar zu sein. Die einzige noch verbleibende Konfiguration, die kein Schwarzes Loch ware, ist ein Ball von hypothetischen schweren Bosonen, da diese im Prinzip auf ein Volumen von wenig größer als des eines Schwarzen Lochs kondensieren konnten. In diesem Fall wurde aber die unvermeidbare Akkretion von baryonischer Materie auf den Bosonenball zu einem "finalen" Kollaps und damit zu einem Schwarzen Loch führen, sodass auch eine solche Konfiguration nicht stabil ist. Die neuen Messungen lassen also als einzig mögliche Interpretation nur ein massereiches Schwarzes Loch zu.

Wie verläuft das weitere Schicksal des Sterns S2? Schätzungen zeigen, dass trotz seiner geringen Entfernung zum Schwarzen Loch die Gezeitenkräfte des Lochs bei weitem nicht ausreichen, um den Stern selbst zu verzerren oder gar zu zerreissen. Demnach solle S2 also weiterhin auf seiner Umlaufbahn alle 15 Jahre bei SgrA* vorbeikommen, bis er entweder selbst "stirbt" oder möglicherweise in der extrem dichten Umgebung um das Loch mit einem anderen Stern zusammenstösst. Die neuen Beobachtungen lauten eine neue Phase von Präzisionsmessungen ein, in der mit immer hoherer räumlicher Auflösung die unmittelbare Umgebung eines Schwarzen Lochs und die dort ablaufenden physikalischen Prozesse untersucht werden konnen. In den nächsten Jahren wird es mit interferometrischen Verfahren gelingen, durch die Zusammenkoppelung der vier Acht-Meter- Spiegel des VLT Auflösungen von weniger als zehn Millibogensekunden zu erreichen und damit den relativistischen Bereich starker Gravitation um das Loch zu untersuchen. Und mit interkontinentaler Submillimeter- Interferometrie wird es vielleicht möglich werden, den Ereignishorizont selbst zu detektieren. Das galaktische Zentrum bleibt ein spannendes Labor der Gravitationsphysik.

Prof. Dr. Reinhard Genzel

Prof. DR. REINHARD GENZEL ist seit 1986 Direktor und wissenschaftliches Mitglied am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik in Garching. Stationen seiner wissenschaftlichen Laufbahn waren das Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn, die University of California in Berkeley sowie die Ludwig-Maximilians-Universität in München. Seine Arbeitsschwerpunkte sind vor allem die Astrophysik von Galaxienkernen, die Sternentstehung und das interstellare Medium sowie Schwarze Löcher. Reinhard Genzel erhielt 1990 den Gottfried-Wilhelm-Leibniz-Preis der Deutschen Forschungsgemeinschaft. Er ist Auswärtiges Mitglied der französischen Académie des Sciences, der amerikanischen National Academy of Sciences sowie der Leopoldina in Halle. Seit 1999 hat Genzel ein "joint appointment" als Full Professor for Physics an der University of California.