Bild mit Loch

Astronomen porträtierten erstmals das Schwarze Loch im Zentrum unserer Milchstraße – mithilfe von Radiowellen

Das Zentrum der Milchstraße im Infrarotlicht. Die blauen Flecken sind Röntgenquellen nahe dem Schwarzen Loch Sgr A*.
Das Zentrum der Milchstraße im Infrarotlicht. Die blauen Flecken sind Röntgenquellen nahe dem Schwarzen Loch Sgr A*.

Sie haben es faustdick hinter dem Ereignishorizont, bringen die Augen von Astronomen und Astronomiebegeisterten zum Leuchten und bleiben selbst doch im Dunkeln: Schwarze Löcher. Erst zum zweiten Mal ist es einem internationalen Team von Astronomen gelungen, ein Bild eines solchen Massemonsters aufzunehmen. Doch was sehen wir eigentlich auf dem Bild von »unserem« Schwarzen Loch, das im Milchstraßenzentrum sitzt wie die schwarze Katze mit geschlossenen Augen bei Nacht?

Wenn wir in Richtung Milchstraßenzentrum schauen, wird unser Blick im sichtbaren Licht schnell von Gas und Staub blockiert. Im Bereich der Infrarot- und Radiostrahlung haben wir erheblich mehr Weitblick und können tief in die Zentralregionen unserer Milchstraße blicken. Schon lange war klar, dass sich im Zentrum ein extrem massereiches und dichtes Objekt befinden muss. So lassen sich etwa Sterne beobachten, die jenes Objekt auf exzentrischen Bahnen mit unglaublicher Geschwindigkeit umrunden – die schnellsten Sterne bringen es auf rund 24 000 km/s, was acht Prozent der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Das jetzt veröffentlichte Bild ist der erste direkt sichtbare Beweis, »dass es sich bei dem Objekt im galaktischen Zentrum tatsächlich um ein Schwarzes Loch handelt«, sagt Anton Zensus, Direktor am Max-Planck-Institut für Radioastronomie und Gründungsvorsitzender des EHT-Aufsichtsrats.

Trotz seiner enormen Masse von 4,5 Millionen Sonnenmassen hat »Sagittarius A*« oder »Sag A*« nur einen Durchmesser von der halben Strecke zwischen Sonne und Erde. Damit ist es in einer Entfernung von rund 26 000 Lichtjahren nur noch ein winziges Fleckchen am Himmel. Das Schwarze Loch in der Galaxie M87, dessen Aufnahme im Jahr 2019 veröffentlicht wurde, ist mit einer Masse von 6,5 Milliarden Sonnenmassen zwar ungleich schwerer und größer – doch ist es auch rund 2000-mal weiter von der Erde entfernt, was die beiden Schwarzen Löcher in ähnlicher Größe am Himmel erscheinen lässt.

Wie ein Bierdeckel auf dem Mond

Wie lässt sich nun ein Objekt im Detail untersuchen, dessen scheinbare Größe – Winkelausdehnung sagen die Astronomen – gerademal so »groß« ist wie die eines Bierdeckels auf dem Mond?

Für die Aufnahmen wurden die Schwarzen Löcher nicht im Bereich des sichtbaren Lichts beobachtet, sondern im Radiowellenbereich – hier strahlen sie besonders kräftig und auf ihrem langen Weg zur Erde werden diese Wellen kaum durch Gas oder Staub abgeschwächt. Erdgebundene Radioteleskope, die vom Aussehen her meist riesigen Satellitenschüsseln ähneln, nutzen aus, dass die Erdatmosphäre für einen weiten Bereich der Radiowellen durchlässig ist, so auch für die 1,3-Millimeter-Wellen der neuen Beobachtungen. Radiowellen sind – wie das sichtbare Licht – Teil des elektromagnetischen Spektrums und im Radioteleskop werden sie gesammelt, gebündelt und in ein elektrisches Signal umgewandelt.

Wellen lassen sich durch ihre Frequenz, die Anzahl ihrer Schwingungen pro Sekunde, und ihre Amplitude, die Stärke ihrer Auslenkung, beschreiben. Man hat also eine mehr oder weniger schnelle Abfolge von Wellenbergen und Wellentälern. Wie alle Wellen können sich auch Radiowellen überlagern, sie »interferieren«, wobei sich ein charakteristisches Interferenz-Muster zeigt. Trifft Wellenberg auf Wellenberg (und Wellental auf Wellental) so ergibt sich ein starkes Signal (konstruktive Interferenz) – treffen sich jedoch Wellental und Wellenberg, so löschen sich die Wellen bei gleicher Amplitude vollständig aus (destruktive Interferenz). Nun gibt es aber auch Situationen, die dazwischen liegen: Trifft ein Wellenberg nur fast genau auf ein Tal, so schwächt sich das Signal um einen ganz bestimmten Wert ab.

Ein Radioteleskop empfängt auf seiner gesamten Schüsselfläche Radiowellen des Schwarzen Lochs, reflektiert sie und bringt die Strahlung im Fokus zur Interferenz zusammen. Zeigt das Teleskop ganz genau auf das Schwarze Loch, so registriert man ein starkes Signal; »guckt« das Radioteleskop aber ein Stückchen am Schwarzen Loch vorbei, ergibt sich eine mehr oder weniger starke Abschwächung des Signals. Indem das Radioteleskop den Himmel Stück für Stück abtastet, erhält man ein »Radiobild« des Himmels.

Um ein möglichst scharfes Bild des Objekts zu bekommen, möchte man im Idealfall nur ein Signal registrieren, wenn das Teleskop direkt auf die Quelle zeigt. Eine Möglichkeit wäre es, Radiowellen mit kürzerer Wellenlänge zu beobachten: Die destruktive Interferenz tritt schneller auf und die Grenzen und Strukturen des Objekts wären somit schärfer eingegrenzt. Da die Durchlässigkeit der Erdatmosphäre für diesen Wellenlängenbereich jedoch stark abnimmt, muss man auf die zweite Möglichkeit zurückgreifen: den Durchmesser des Teleskops erhöhen. Und hier wird es dann ein wenig unpraktisch: um das gewünschte Auflösungsvermögen zu erhalten, müsste die Satellitenschüssel in etwa Erddurchmesser haben. Doch es gibt einen Ausweg: anstelle einer Riesenschüssel können mehrere Radioteleskope zusammengeschlossen werden. Das »Event Horizon Telescope« (deutsch »Ereignishorizont-Teleskop«) ist ein solcher weltweiter Verbund aus Radioteleskopen, der es über die sogenannte Langbasisinterferometrie erlaubt, Radiosignale der Schwarzen Löcher mit gewünschter Genauigkeit aufzuzeichen.

Dazu werden die Signale der einzelnen Teleskope gespeichert und zusammen mit ihren genauen Standortdaten und hochpräzisen Zeitmessungen (im Bereich von Femtosekunden) rechnerisch verknüpft. Die Datenmengen, die hierbei aufgezeichnet und zusammengeführt werden müssen, liegen im Petabyte-Bereich (gängige Computerfestplatten fassen ein Tausendstel davon). Solche Datenmengen überfordern auch schnellste Internetverbindungen. Die Daten werden daher mit Hilfe von Festplatten und »zu Fuß« zu ihrem Bestimmungsort transportiert – oft augenzwinkernd als »sneakernet« oder »Turnschuhnetzwerk« bezeichnet.

Solcherart mit Daten ausgestattet, geht es dann ganz sportlich an die nächsten Schritte. Jedes Teleskop-Paar liefert ein Interferenzmuster, dessen Hell-Dunkel-Abfolge mit dem Abstand der Teleskope zueinander korreliert: stehen sie nahe beieinander ist das Interferenzmuster etwas breiter, stehen sie weit voneinander entfernt zeigt sich eine schmalere Hell-Dunkel-Abfolge. Werden nun alle Teleskop-Paar-Muster mit äußerst komplexen Algorithmen rechnerisch zusammengefügt, ergibt sich ein Abbild des Verursachers: das Schwarze Loch ist endlich fotografisch festgehalten! Doch die Frage ist: Was sehen wir eigentlich auf der Aufnahme?

Wäre das Schwarze Loch gänzlich isoliert, völlig frei von Umgebungsmaterie – dann würde es seinem Namen alle Ehre machen und wir könnten auch mit raffiniertesten Tricks gar nichts sehen. Das Schwarze Loch, eine richtig schwere Kugel, deren Radius (der sogenannte Schwarzschild-Radius) dem »Ereignishorizont« entspricht, dem nichts entkommen kann: Massereiche Materie schon gar nicht, und selbst ein Photon kommt dort nicht wieder raus.

Doch ganz so einsam ist ein Schwarzes Loch dann doch nie: Im Zentrum einer Galaxie weisen die schon erwähnten schnellen Sterne auf den Massegiganten hin. Zusätzlich kann es noch von gewaltigen Materiemengen umgeben sein, die als rotierende Scheibe auf das Schwarze Loch einstürzen. Dabei heizen sich Gas und Staub dieser Akkretionsscheibe auf mehrere Millionen Grad auf und erreichen Geschwindigkeiten, die sogar einen wesentlichen Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit erreichen können. Und die in diesem heißen Kreisverkehr entstehende Strahlung ist es dann auch, die das Schwarze Loch letztendlich verrät.

Änderungen im Minutentakt

Die Materie der Akkretionsscheibe lässt das Schwarze Loch mit der Zeit immer massereicher werden – wobei der »Appetit« von Objekt zu Objekt verschieden sein kann. »Sag A*« gehört zu den etwas ruhigeren Kandidaten, während das Schwarze Loch in M87 für seinen ununterbrochenen, großen Materiehunger bekannt ist. Das zeigte sich etwa auch bei der Erstellung der beiden Aufnahmen: Groß und konstant gefüttert erschien M87 in den Datensätzen ruhiger und stetiger, was eine Abbildung etwas »einfacher« machte als bei »Sag A*«, wo Änderungen der äußeren Erscheinung manchmal sogar im Minutentakt auftreten konnten.

Doch ob eher satt oder hungrig: die gewaltige Masse des Schwarzen Lochs führt in beiden Fällen zu einem Phänomen, das uns auf der Erde nur mit reichlich Fantasie und als Analogie unterkommt: Setzen wir uns auf die gemütliche und sehr durchgesessene Couch, sinken wir tief ein und die Polsterung krümmt sich in Richtung unseres, nunja, unteren Rückens. Kekskrümel, der schläfrige Kater und die Fernbedienung wollen zwar nicht »abbiegen«, folgen aber unweigerlich der gekrümmten Polsterfläche und landen auf unserem Schoß. Beim Schwarzen Loch ist es nun die »Raumzeit«, die gekrümmt wird – und wenn das Licht auch einem geraden Pfad folgt, so ist es die Raumzeit, die gebogen ist, und damit den Weg des Lichts vorgibt.

Betrachten wir nun zuerst die Situation, dass die Akkretionsscheibe des Schwarzen Lochs genau senkrecht zu unserer Blickrichtung orientiert ist – wir schauen direkt von oben auf den heißen Materie-Donut. Alles Licht, das innerhalb des Ereignishorizonts auftrifft, wird vom Schwarzen Loch verschluckt – und wir sehen, dass wir hier nichts sehen: den Schatten des Lochs. Doch dann kommt noch die Krümmung hinzu: Auch Licht, das sich etwas außerhalb des Ereignishorizonts befindet, wird so zum Loch hin gekrümmt, dass es ebenfalls verschwindet: der Schatten, den wir wahrnehmen, ist also letztendlich größer, als das eigentliche Schwarze Loch.

Nun ist es aber wahrscheinlicher, dass wir unter irgendeinem Winkel auf die Akkretionsscheibe blicken – vielleicht sogar direkt auf den Rand der Scheibe. In diesem Fall wird Strahlung von der Akkretionsscheibe, die sich hinter dem Schwarzen Loch befindet, so durch die Raumzeit-Krümmung abgelenkt, dass sie unsere Teleskope trotzdem erreichen kann: Licht von der Oberseite der Akkretionsscheibe »krümmt sich« nach oben und Licht von der Unterseite der Akkretionscheibe nach unten. Das Bild, das wir so sehen, ähnelt so ein bisschen einem »Doppel-Jupiter« mit leuchtenden Ringen. Und wir schauen sowohl auf die Seite der Ringe, als auch von oben drauf – nur dass der Jupiter hier unser Schwarzes Loch ist und die Ringe die fütternde Akkretionsscheibe sind.

Auch wenn nun ein Foto von »Sag A*« vorliegt – es gibt noch einige Fragen, die das Schwarze Loch noch nicht preisgegeben hat: »Die spannende Frage ist, welche Eigenschaften dieses schwarze Loch hat, zum Beispiel ob es rotiert, ob es geladen oder elektrisch neutral ist«, sagt Dominik Schwarz, der an der Universität Bielefeld auf dem Gebiet der Radioastronomie forscht und selbst nicht an der Studie beteiligt war.

Wem nun ein bisschen schwindlig ist: kein Problem, das geht der Akkretionsscheibe genauso! Da sich die Materie in der Scheibe auf einer Spiralbahn in Richtung Schwarzes Loch befindet, bewegt sich die Strahlung auf der einen Seite auf uns zu, und auf der anderen Seite von uns weg. Das erinnert an den akustischen Dopplereffekt, wonach etwa die Sirene eines Polizeiwagens bei Annäherung schriller und bei Entfernung etwas dumpfer wird. Im Falle des Schwarzen Lochs kommt es zum sogenannten relativistischen oder Doppler-Beaming, wobei sich durch relativistische Effekte die scheinbare Helligkeit emittierender Materie, die sich nahe der Lichtgeschwindigkeit bewegt, verändert. So erscheint eine Seite auf dem Schwarzen-Loch-Bild heller und die andere dunkler.

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