Die Masse macht's

• Mini- oder Mikrolöcher
• Stellare Kollapsare von etwa 5 bis 100 Sonnenmassen
• "Mittelgewichte" von mehr als 100 bis 10 000 Sonnemassen
• Supermassive Löcher ab ∼ 1 Million Sonnenmassen

Man beachte, dass bei dieser Aufzählung die Grenzen willkürlich gezogen wurden, die Übergänge sind fließend. Lediglich stellare Löcher haben eine Obergrenze von etwa 100 Sonnenmassen, weil ein Stern nicht schwerer werden kann (siehe hierzu Riesensterne). Die erste genannte Gruppe wird uns im nächsten Kapitel beschäftigen, beginnen wir deshalb mit den Löchern stellarer Massen.

Wenn ein Stern seinen nuklearen Brennstoff verbraucht hat und die Masse des Kerns im Innern mehr als etwa 3 Sonnenmassen übersteigt, gibt es keine bekannte Kraft mehr im Universum, die den Kollaps zum Schwarzen Loch verhindern könnte. Ist das geschehen, hat sich der Stern vom übrigen Weltall abgeschnitten. Es gibt keine "feste" Oberfläche mehr, sondern nur noch einen Raumbereich als Grenze, unterhalb der man nichts mehr sehen kann, aus der keine Informationen mehr nach außen dringen können - den Ereignishorizont.

Alles, was in den Horizont eindringt, bleibt für immer darin verborgen. Weder Licht noch Röntgenstrahlung, weder Funksignale oder noch so kleine oder superenergiereiche Teilchen können entweichen. Der Radius eines Ereignishorizontes ist recht klein: Für ein Schwarzes Loch von 10 Sonnenmassen beträgt er nur 30 km.

Mit freundlicher Genehmigung von CXC/M.Weiss

Wie schon angedeutet, liegt die "Mindestmasse" eines stellaren Schwarzen Lochs bei etwa 3 Sonnenmassen. Zwischen 1,4 und 3 Sonnenmassen wird der Kollaps des Sterns bei einem Neutronenstern enden, weil hier das entartete Neutronengas der Gravitation einen noch ausreichenden Druck gegenüber stellen kann. Ähnliches trifft auch für Sterne noch kleinerer Massen zu: Bis herab zu etwa 0,4 Sonnenmassen bilden sich Weiße Zwerge, in denen ein entartetes Elektronengas den notwendigen Gegendruck liefert. Aus Sternen unterhalb der Mindestmasse können heute also keine Schwarzen Löcher gebildet werden.

Massereiche Sterne entstehen in Gebieten hoher Gas- und Staubkonzentration. Die kollabierende Wolke ist von so viel Materie umgeben, dass der sich bildende Protostern immer weiter wachsen kann. Die Natur hat diesem Treiben aber eine Grenze gesetzt. Auch wenn noch so viel an Materienachschub vorhanden ist, befreit sich der Stern von selbst aus dem Dunkel. Durch den inzwischen enormen Druck und die hohen Temperaturen im Innern sind Kernfusionen angesprungen, die jetzt gewaltige Energiemengen freisetzen und nach außen abtransportieren. Es entsteht ein Sternwind aus geladenen Teilchen, die mit hohen Geschwindigkeiten ins All geschleudert werden. Je massereicher der Stern ist, umso schneller laufen die Kernprozesse ab und umso stärker ist der Sternwind. Bei etwa 120 Sonnenmassen kann man fast von einem "Sturm" sprechen, der Wind ist so kräftig, dass er jede umgebende Materie fort bläst und er damit nicht mehr weiter wachsen kann.

Nun hat ein solcher Sternkoloss an seinem Lebensende keine 100 oder 120 Sonnenmassen mehr! Durch seinen starken Sternwind sowie immer wiederkehrende Instabilitäten (siehe hierzu auch Eta Carinae) stößt er im Laufe der Zeit große Mengen an Materie ab. Übrig bleiben dann für das Schwarze Loch vielleicht noch 50, 80 Sonnenmassen (genaue Werte sind nicht bekannt). Weil massereiche Sterne nicht sehr alt werden (sie verbrauchen ihren Brennstoff extrem schnell), können sie sich nicht weit von ihrem Entstehungsort entfernen. Sie entstehen auch selten allein, sondern meist gleich in Gruppen und sind damit häufig von viel Materie umgeben bzw. sogar in Doppel- oder Mehrfachsysteme eingebunden. Durch diesen Umstand kann das entstandene Schwarze Loch nun munter weiter wachsen!

Diese Aufnahme des Chandra- Röntgenobservatoriums zeigt uns das Binärsystem SS 433 im Sternbild Adler in 16 000 Lichtjahren Entfernung. Zu sehen ist, wie die Illustration andeutet, ein Schwarzes Loch, umgeben von einer Akkretionsscheibe, welches Materie von einem Begleitstern absaugt. Die beiden großen "Ohrläppchen" rechts und links stellen dabei die beiden ultraschnellen, 50 Millionen K heißen Plasmajets dar. Das in der Bildmitte angedeutete Loch ist also längst noch nicht am Ende seines Wachstums angelangt.
Mit freundlicher Genehmigung von NASA/CXC/U.Amsterdam/S.Migliari et al.

Lange Zeit war völlig unklar, ob "Zwischengrößen" bei Schwarzen Löchern überhaupt existieren, neben den supermassiven (siehe weiter unten) waren nur diejenigen stellaren Ausmaßes bekannt. Erst seit dem Jahr 2000 weiß man von den "Mittelgewichten", die mehrere 100 bis zu etwa 10 000 Sonnenmassen erreichen. Wie kann man überhaupt ein derartiges Gebilde erkennen und nachweisen?

Je mehr Materie von einem Schwarzen Loch angezogen wird, umso mehr erhöht sich die Reibung in der Akkretionsscheibe und die Temperatur steigt. So hoch, dass sogar Röntgen- und Gammastrahlung emittiert wird. Die gesamte Strahlung erzeugt einen nach außen gerichteten Druck, der bei Erreichen eines bestimmten Grenzwertes so groß wird, dass keine weitere Materie ins Schwarze Loch fallen kann. Bei Überschreitung des Limits wird sogar Materie abgestoßen. Diese Grenze nennt man Eddington- Limit. Das Eddington- Limit ist damit eine physikalische Grenze für den "Appetit" eines Schwarzen Lochs. Für eine vorgegebene Masse gibt es somit eine maximale Leuchtkraft, und aus dieser Beziehung kann man die Masse des Schwarzen Lochs ableiten.

Wie können Astronomen überhaupt die Massen Schwarzer Löcher bestimmen? Bei stellaren Löchern gelingt dies z.B. durch Beobachtung von Bahnstörungen eines Sterns durch den unsichtbaren Begleiter (der Stern "wackelt" etwas hin und her, so weist man sogar extraterrestrische Planeten nach, aus dieser Ablenkung kann man auf die Masse schließen). Bei supermassiven Löchern geschieht dies äquivalent durch Observation umlaufender Materiewolken, deren Bahngeschwindigkeit messbar ist (durch spektrale Untersuchungen). Bei Löchern mittlerer Masse kann man die Helligkeit der Röntgenstrahlung in Beziehung zur ins Loch fallenden Materie setzen und daraus deren Größe ableiten. Die Größe weit entfernter, massereicher Schwarzer Löcher muss man anders bestimmen. Sie verraten sich als sehr aktive Objekte in den Galaxienzentren (AGN, siehe auch weiter unten). Ein AGN variiert häufig seine Leuchtkraft, vor allem im Röntgenbereich. Diese Helligkeitsschwankungen liegen im Bereich von Tagen. Man darf sich nun ziemlich sicher sein, dass die Strahlungsquelle nicht größer sein kann als die Strecke, die das Licht in dieser Zeit zurücklegt. Das bedeutet,

R < c × t

Innerhalb dieses Radius muss sich also die bestimmte Masse befinden. Aus den so ermittelten Werten, häufig viele Millionen bis mehrere Milliarden Sonnenmassen und Radien bis zu einigen Lichttagen lässt sich nur der Schluss ziehen, dass in diesem Raumgebiet ein Schwarzes Loch vorhanden sein muss. Es gibt keine Alternative dazu.

Dem Chandra- Satelliten gelang, ein mittelschweres Schwarzes Loch in der Galaxie M 82 im Großen Bären in 11 Millionen Lichtjahren Distanz ausfindig zu machen. Man fand es etwa 600 Lichtjahre vom Galaxienzentrum entfernt in einem Sternhaufen. Hier sind, nach dem Eddington- Limit bestimmt, etwa 500 Sonnenmassen in einem Volumen von der Größe des Mondes vereint!
Mit freundlicher Genehmigung von NASA/CXC/SAO

Astrophysiker sind sich noch nicht sicher, wie diese "Mittelschwergewichte" entstehen. Es könnte direkt in den Sternentstehungsgebieten geschehen, weil hier genügend Materie vorhanden ist. Erst recht in den Galaxienzentren. Möglich ist auch, dass wir es mit einem Relikt der ersten Sterngeneration zu tun haben, die ersten Sterne konnten bis zu 1000 Sonnemassen beinhalten. Es ist allerdings genauso möglich, dass man einer Täuschung unterliegt und das beobachtete Röntgenlicht durch den Beaming- Effekt verstärkt wird und die ermittelte Masse nicht annähernd so hoch ist wie errechnet.

Weitere Hinweise auf Schwarze Löcher mittlerer Masse fanden sich in Kugelsternhaufen, weil hier Bewegungen der Sterne auf dunkle, massereiche Zentren hinweisen sowie in Zwerggalaxien.

Die "Boliden" unter den Schwarzen Löchern findet man nur in den Zentren vieler Galaxien. Allgemein ist man in der Astrophysik sogar zu der Überzeugung gelangt, dass eigentlich in jedem Galaxienzentrum ein Schwarzes Loch stecken müsste. Selbst im Zentrum unserer Galaxis hat sich ein Schwarzes Loch verborgen, das sich inzwischen jedoch auf vielfältige Weise verraten hat.

Wenn wir von unserer Position im Außenbereich der Milchstraße zum galaktischen Zentrum sehen, so wird die Sicht durch dicke Gas- und Staubschichten völlig behindert. Für einige Wellenlängen sind diese Bereiche aber durchlässig, so auch für Röntgenstrahlung. Diese Falschfarbenaufnahme des Chandra- Observatoriums zeigt einen Bereich von 400 mal 900 Lichtjahren um das Zentrum. Eingebettet in rund 10 Millionen K heißes Gas in dieser Region, sehen wir als weißen Fleck in der Bildmitte den Bereich des supermassiven Schwarzen Lochs. Nach neueren Erkenntnissen ist es 3,6 Millionen Sonnemassen "schwer".
Mit freundlicher Genehmigung von D. Wang (UMass) et al., CXC, NASA

Das Milchstraßenzentrum im Radiolicht, auch diese Wellenlänge lässt uns einen Blick auf das Innerste unserer Galaxis werfen. Der helle Fleck kennzeichnet wiederum die Umgebung des Schwarzen Lochs, bekannt als Sagittarius A*. Die feinen, filamentartigen Bögen entstehen wohl, weil Ströme heißen Plasmas entlang magnetischer Feldlinien geführt werden. Ein wahrhaft ungemütlicher Ort!
Mit freundlicher Genehmigung von Farhad Yusef-Zadeh et al. (Northwestern), VLA, NRAO
Auch im Infrarotbereich lassen sich Details erspähen. Diese Aufnahme entstand mit der Infrarotkamera NAOS der europäischen Südsternwarte. Die Lage von Sagittarius A* ist mit Pfeilen gekennzeichnet. Imposant ist, dass wir einen Bildausschnitt von nur 2 Lichtjahren Ausdehnung sehen. Man konnte nun auch bestimmen, dass "unser" Schwarzes Loch eines vom Kerr- Typ ist: Es rotiert mit etwa halber Maximalgeschwindigkeit (man erinnere sich: Maximal-Kerr ist halbe Lichtgeschwindigkeit).
Mit freundlicher Genehmigung von Rainer Schödel (MPE) et al., NAOS-CONICA, ESO

Aus der elliptischen Riesengalaxie Centaurus A schießt ein 30 000 Lichtjahre langer Jet aus dem Zentrum.

Wir haben es mit einem sehr aktiven Galaxienkern ("AGN", Active Galactic Nuclei) zu tun, in welchem ein Schwarzes Loch von mehreren Millionen Sonnenmassen ständig Gas, Staub, ja ganze Sterne verschlingt. Hier, etwa in der Bildmitte, beginnt der Jet und führt nach links oben. Die übrigen Lichtpunkte, die wir hier im Röntgenlicht sehen, werden Neutronensterne oder stellare Schwarze Löcher sein. Centaurus A ist mit 11 Millionen Lichtjahren Distanz die uns nächste aktive Galaxie.
Mit freundlicher Genehmigung von R.Kraft (SAO) et al., CXO, NASA

Der Quasar 3C175 ist eine wahre kosmische Teilchenkanone. Elektronen und Protonen schießen mit fast Lichtgeschwindigkeit als dünner Jet 1 Million Lichtjahre weit ins All bevor sie vom intergalaktischen Medium abrupt gebremst werden und hierdurch eine Blase bilden. Antriebsmotor für diesen Jet ist auch hier ein supermassereiches Schwarzes Loch im Zentrum einer Galaxie, auch hier haben wir es also mit einem AGN zu tun. Die Schwarzen Löcher in diesen galaktischen Zentren können Massen bis in den Bereich zweistelliger milliardenfacher Sonnenmasse aufweisen.
Mit freundlicher Genehmigung von Alan Bridle (NRAO Charlottesville) VLA, NRAO, NSF

Wir wissen nicht genau, wie die ersten supermassiven Schwarzen Löcher entstanden (hier eine künstlerische Darstellung eines frühzeitlichen Quasars). Es ist aber durchaus denkbar, dass die ersten Sterne mit ihren großen Massen bis zum eintausendfachen der Sonnenmasse die Saat legten. Sicherlich sind sie zuhauf in den Galaxienzentren entstanden, weil hier die Massedichte am höchsten ist. Ihr Ende war vermutlich oft durch ein Schwarzes Loch gekennzeichnet, welches nun ständig weiter mit Gas, Staub, Sternen und weiteren Schwarzen Löchern "gefüttert" wurde. Die hohen Strahlungsleistungen der Quasare sind daher kein Wunder, akkretieren doch die Löcher in ihren Muttergalaxien ungehemmt jede erreichbare Materie, wodurch sie heller leuchten als die gesamte Galaxie. Man muss hierzu wissen, dass Akkretionsscheiben die größten Energieumwandler im Kosmos sind. Bis über 20 % der Materie können hier nach dem Einsteinschen Masse- Energieäquivalent E = mc² als Energie freigesetzt werden. Es gibt keinen anderen Prozess, der einen solchen Wirkungsgrad erzielt.
Mit freundlicher Genehmigung von Wolfram Freudling et al. (STECF), ESO, ESA, NASA

© by Werner Kasper 2005