Schwarze Löcher können nach ihren Massen klassifiziert werden. Die supermassereichen Schwarzen Löcher (engl. supermassive black holes, kurz SMBHs) sind um viele Zehnerpotenzen schwerer als die stellaren Schwarzen Löchern. Diese gigantischen Objekte des Universums haben typische Massen von einigen Millionen bis Milliarden Sonnenmassen. Es sind die schwersten Schwarzen Löcher, die bekannt sind.
Bei einer Milliarde Sonnenmassen ist der Schwarzschild-Radius so groß, dass er sich bei der Bahn des Uranus befände, wäre das supermassereiche Schwarze Loch am Ort der Sonne! Supermassereiche Schwarze Löcher sind zwar sehr massereich, aber ihre räumliche Ausdehnung ist nur auf der Skala von Astronomischen Einheiten – also angesichts der Masse verhältnismäßig gering.

Das Herz von Galaxien

Supermassereiche Schwarze Löcher sind keine völlig isolierten Objekte, sondern mit dem Zentrum von Galaxien assoziiert. Diese Idee ist schon über vierzig Jahre alt und wurde erstmals für aktive Galaxien vorgeschlagen (Zel'dovich & Novikov 1964, Salpeter 1964, Lynden-Bell 1969, Lynden-Bell & Rees 1971). Heute ist das ein allgemein akzeptiertes Standardmodell für Aktive Galaktische Kerne (AGN). Astronomen sind überzeugt, dass fast jede Galaxie (bis auf wenige Ausnahmen, z.B. bei verschmelzenden Galaxien, wo der Kern entrissen wurde) ein solches gewaltiges Schwarzes Loch im Zentrum beherbergt.

Gibt es wirklich diese Schwarzen Löcher?

Der Nachweis für diese Vermutung ist jedoch noch nicht exakt erbracht worden. Generell ist es schwierig, den strengen Beweis für ein klassisches Schwarzes Loch zu erbringen (Müller 2007, astro-ph/0701228). Es gibt jedoch bislang kein konkurrenzfähiges Alternativmodell, und die Indizien aus astronomischen Beobachtungen favorisieren die Existenz von Schwarzen Löchern (klassische 4D-Löcher der ART) in vielen Fällen.

Das AGN-Paradigma

Die AGN können dabei ganz verschiedene Erscheinungsformen annehmen: als Quasare, Blazare, Seyfert-Galaxien, Radiogalaxien oder BL Lac-Objekte – mit unterschiedlichen spektralen Eigenschaften und unterschiedlichen Leuchtkräften. Jedoch kommt kein AGN-Modell ohne ein supermassereiches Schwarzes Loch als zentralen 'Motor' für diese enormen Leuchtkräfte aus. Der Erzeugungsmechanismus zur Freisetzung dieser gigantischen Strahlungsmengen ist die Akkretion auf das zentrale supermassereiche Schwarze Loch. Wie obiges Schnittbild durch den zentralen Teil einer aktiven Galaxie illustriert, dient der gigantische, rotierende, kalte und molekulare Staubtorus als Futterquelle für das Loch. Der Abstand des Torus ist kleiner als etwa ein Parsec. Zum Zentrum des AGN hin bildet sich der Akkretionsfluss aus, weil der Torus generell hydrodynamisch instabil ist. Drehimpuls und effiziente Strahlungskühlung flachen diese Strömung zur Standardscheibe ab. Im Innern des AGN, wenige Gravitationsradien vom SMBH entfernt, wird der Akkretionsfluss sehr heiß, die Strahlungskühlung ineffizienter, was einen evaporierten, advektionsdominierten Akkretionsfluss generiert, den ADAF. Das geschieht vornehmlich bei kleinen Akkretionsraten gegenüber der Eddington-Akkretionsrate (etwa 0.01-0.1 Eddington-Akkretionsrates). Simulationen des Plasmaflusses mithilfe der Gleichungen der Hydrodynamik und Magnetohydrodynamik (MHD) zeigen diese Akkretionslösungen, die unter Umständen auch eine advektive Torus-Konfiguration auf der Höhe der marginal stabilen Bahn bilden können. Aber auch dieser innere Torus kann nicht stabilisiert werden und verschwindet im Loch, bis der äußere Akkretionsstrom ein ähnliches Gebilde erneut 'auffüttert'. Dieses Szenario kann die beobachtete, starke AGN-Variabilität qualitativ und quantitativ erklären – es gibt aber auch andere Erklärungen. Die typische Variabilitätszeitskala im Bereich von Stunden und weniger spricht für ein kompaktes Emissionsgebiet, das nahe am SMBH lokalisiert ist. Die unaufhörliche Fütterung mit immer wieder neuem Gasmaterial sorgt für die Aktivität des AGN.

Mit der Akkretion untrennbar verknüpft ist die Erzeugung von Materieausflüssen. Im Gegensatz zur landläufigen Meinung verschlucken Schwarze Löcher nicht alles, ein Bruchteil der einfallenden Materie vermag den Einflussbereich des Loches wieder zu verlassen. Im einfachsten Fall bilden sich Winde, die von der Akkretionsscheibe wegströmen. Sie könnten unter Umständen zu Jets gebündelt werden (Blandford-Payne-Szenario), oder die Jets entstehen in der Ergosphäre eines (dann unbedingt) rotierenden Lochs, indem die Rotationsenergie über Magnetfelder ein Paarplasma erzeugt (Blandford-Znajek-Mechanismus). Während der größte Teil des umgebenden Gasmaterials vom Loch akkretiert wird, kann ein Teil davon wieder ausgestoßen werden. Die relativistischen, großskaligen Jets der AGN können nur magnetisch getrieben sein. Reine hydrodynamische Modelle reichen nicht aus. Aktuell favorisieren Astronomen, dass die komplizierte Wechselwirkung der rotierenden Raumzeit der Schwarzen Löcher (Kerr-Lösung) mit der Magnetosphäre des Akkretionsstroms verantwortlich ist für die Bildung von Plasmaausflüssen wie Jets und Winden. Nur schnell rotierende Löcher bilden eine signifikant große Ergosphäre aus, die die Voraussetzung für die Operation von Penrose-Prozessen und Blandford-Znajek-Mechanismen ist. Bei der Penrose-Paarbildung entsteht das (leptonische) Paarplasma aus der Wechselwirkung von einfallenden Gammaphotonen mit Photonen, die im Photonenorbit gefangen sind. Beim Blandford-Znajek-Mechanismus verstärkt Frame-Dragging das vom Akkretionsstrom herbeigebrachte Magnetfeld. Irgendwann ist das Feld so stark und enthält soviel Feldenergie, dass das Vakuum spontan ein Paarplasma erzeugt – direkt aus der Feldenergie. Das Feld bricht dabei zusammen. In beiden Fällen wird der Jet mit leptonischen Teilchenspezies, d.h. Elektronen und Positronen, gespeist. Der Blandford-Znajek-Mechanismus treibt außerdem Alfvénwellen, auf denen das Plasma 'reitet' und fortgetragen werden kann. Die magnetische Rekonnexion (Vernichtung von Magnetfeldern entgegengesetzter Polarität) setzt die in den Magnetfeldern gespeicherte Energie frei und wandelt sie in kinetische Energie des Plasmas um (siehe auch Poynting-Fluss). Beide Mechanismen – Penrose-Prozess und Blandford-Znajek-Mechanismus – gehen zu Kosten der Rotationsenergie des Loches, so dass seine Rotation abnehmen müsste. Unter realistischen Bedingungen nimmt das Loch allerdings ständig Materie mit Drehimpuls durch Akkretion auf. Das führt wieder zu höherer Rotation (höherem Kerr-Parameter) und 'zieht das Loch auf'. Der Frame-Dragging-Effekt zeichnet sich in vielerlei Hinsicht relevant: Er bewirkt eine Torsion von Magnetfeldlinien, was torsionale Alfvénwellen treibt, und er versetzt Partikeln in der Ergosphäre einen 'Kick', was möglicherweise zu (intrinsisch) einseitigen Jets führen könnte (Williams 2002).
Für dieses komplexe und attraktive Standardmodell von AGN gibt es keine brauchbaren Alternativen. Es zeigt, wie wichtig die Konzepte der Allgemeinen Relativitätstheorie und der Magnetohydrodynamik für die Astrophysik sind.

Das superschwere Loch im Zentrum unserer Heimatgalaxie

Auch die Milchstraße besitzt im Zentrum – von uns aus gesehen im Sternbild Schütze (internat. Sagittarius, Sgr) gelegen – ein supermassereiches Schwarzes Loch mit einer Masse von etwa 3.6 Millionen Sonnenmassen (Eisenhauer et al. 2005). Diese Masse wurde kinematisch aus der Kepler-Bewegung von Sternen nahe der Radioquelle Sgr A* (Zentrum der Milchstraße, Ort des SMBH) berechnet. Bislang kamen dazu verschiedene Teleskope zum Einsatz: das NTT (Eckart & Genzel 1990er Jahre), Keck (Ghez et al.), das VLT mit NAOS/CONICA (Schödel et al. 2001) und jüngst das VLT mit dem neuen Spektrographen SINFONI (ebenfalls Genzel-Gruppe des MPEs seit 2005). Helle Blitze, so genannte Flares, im Nahinfrarot (Genzel et al., Nature 2003) und Röntgenbereich (XMM-Newton: Aschenbach et al. 2004, Chandra: Baganoff et al. 2003) bestätigen die Lochmasse und machen sogar Aussagen über die Lochrotation. Das Loch im Zentrum der Milchstraße rotiert. Im Einzelnen wird der Kerr-Parameter zu a/M ~ 0.52 (NIR) bzw. a/M ~ 0.99 (Röntgen) bestimmt. Das ist die beste Evidenz für ein Kerr-Loch, die bisher überhaupt beobachtet wurde!
Leider ist das Galaktische Zentrum durch Staub verdeckt, so dass die Astronomen es nicht optisch, aber durch andere Strahlung wie Röntgen-, Infrarot- und Radiowellen beobachten können. Dieser Thematik des 'Supermassereichen Schwarzen Loches im Zentrum der Milchstraße' widme ich einen separaten Artikel.

Koloss auf der Waage – So wiegen Astronomen supermassereiche Löcher

Die Massenbestimmung supermassereicher Schwarzer Löcher ist über verschiedene Methoden möglich (die im Einzelnen unter dem Eintrag Schwarzes Loch beschrieben werden): Monitoring der Sternbewegung oder von Flares bei nahen Schwarzen Löchern, aber auch die Linienemission von Gas, Staub oder Plasma in unmittelbarer Umgebung des Schwarzen Loches, insbesondere die Untersuchung der Broad Line Regions (Materiewolken mit breiten Emissionslinien) mittels Reverberation Mapping oder die Analyse von Masern (Laser im Bereich der Mikrowellen). Problematisch ist dabei natürlich die Anwendung dieser Methoden bei weit entfernten Objekten, weil deren scheinbare Helligkeit sehr klein ist.
In der Analyse der Struktur von Galaxien wurden sehr nützliche Relationen gefunden. Darunter fällt die M-σ-Relation, die sich aus dem Studium umfangreicher Galaxiensamples ergab. Sie besagt, dass die Lochmasse M mit der Geschwindigkeitsdispersion σ in der vierten Potenz skaliert (Tremaine et al. 2002). Die Geschwindigkeitsdispersion (Einheit km/s) misst man spektroskopisch mit einem Spalt, der über die zentrale Helligkeitsverteilung der Galaxie gelegt wird. In dieser Größe steckt eine gewisse systematische Unsicherheit, weil sie unterschiedlich definiert wird oder aus verschiedenen Aperturen gemessen wird. Weiterhin zeigen Untersuchungen an, dass die M-σ-Relation bei großen Rotverschiebungen nicht mehr zu gelten scheint. Das ist ein aktuelles und brisantes Forschungsgebiet. Eine ähnliche Relation stellt einen Zusammenhang zwischen der Masse des SMBHs und der Bulgemasse der Galaxie her (Magorrian et al. 1998). Der Bulge (dt. Wulst, gesprochen 'balsch') bezeichnet gerade die zentrale, sphäroide Verdickung einer Galaxie, bestehend aus vielen Sternen. Die Bulgemasse skaliert mit der Lochmasse in der Potenz von 1.12 (Häring & Rix 2004). In beiden Beziehungen folgt die schwierig zu messende Lochmasse aus dynamischen Modellen der Galaxienzentren. Generell enthüllt die M-σ-Relation, dass die innersten Sterne einer Galaxie und das zentrale superschwere Loch eine gemeinsame Entwicklung durchlaufen.

Woher kommen diese Riesenlöcher?

Die Entstehung supermassereicher Schwarzer Löcher gehört – vielleicht neben der Natur der Dunklen Energie – zu den größten Rätseln der Astrophysik. Ihre Entstehungsweise ist noch nicht ganz geklärt und ein derzeit sehr aktives Forschungsgebiet.
Zu den ersten Modellen gehören so genannte Zel'dovich-Podourets-Instabilitätenrelativistischer Sternhaufen. In diesem Szenario kollabiert eine sphärisch symmetrische Konfiguration eines relativistischen Sternhaufens in einer relativistischen Metrik (zum Beispiel zunächst vereinfachend angenommen in der Schwarzschild-Geometrie). Shapiro und Teukolsky haben 1985 solche Modelle numerisch studiert und gezeigt, dass kompakte, isotherme Sternhaufen instabil gegen radiale Störungen werden können. Die Sterne, die als Teilchen in einem Stoßmodell beschrieben werden, können dabei Lichtgeschwindigkeit erreichen und die Metrik eines Schwarzen Loches bilden.
Moderne Modelle haben einen anderen Ansatz: Simulationen mit Hochleistungsrechnern auf theoretischer Seite und Tiefenfeldbeobachtungen auf Beobachterseite liefern große Datenmengen, die zu einem konsistenten und plausiblen Gesamtbild zusammengefügt werden müssen. In der Strukturbildung, einem Teilgebiet der Kosmologie, wird derzeit ein Szenario favorisiert, in dem aus 'Saatlöchern' von etwa einigen hundert Sonnenmassen durch Akkretion und Galaxienverschmelzungsprozessen die beobachteten, superschweren Löcher wurden (z.B. Volonteri et al., ApJ 2003 und 2005). Kurioserweise gibt es bereits bei z~6 (und nicht erst bei z~0) die Milliarden Sonnenmassen schweren Löcher, wie Beobachtungen im Sloan Digital Sky Survey belegen (Fan et al., 2001).
Dieses Wachstum von Klein nach Groß heißt hierarchisches Szenario. Demgegenüber stehen Beobachtungen, die belegen, dass es bereits die schwereren Löcher in hellen Quasaren in größerer Häufigkeit zeitlich vor den weniger schweren Löchern in Seyfert-Galaxien gab (Hasiger, Miyaji & Schmidt 2005). Solche antihierarchischen Szenarien können auch theoretisch erklärt werden (Merloni 2004).
Es ist bis heute nicht klar, wie die zeitliche Abfolge in der Bildung von Galaxien und SMBH im Detail war. Es stellt sich wie das Problem vom Huhn und vom Ei dar: Wer war zuerst da? Sollten sich durch irgendwelche Prozesse (spekulativ: kollabierende Brill-Wellen?) zuerst leichtere Saatlöcher gebildet und danach die Galaxien um sie herum konfiguriert haben können? Die meisten Astronomen favorisieren derzeit das folgende Bild: aus dem primordialen Gas (im Wesentlichen Wasserstoff und Helium, siehe auch primordiale Nukleosynthese) bildeten sich die ersten besonders massereichen Sterne im Universum. Diese Sterngiganten gehören zur so genannten Population III. PopIII-Sterne sind so schwer, dass sie am Ende ihrer kurzen Sternenkarriere im Gravitationskollaps direkt in stellare Schwarze Löcher übergehen, die etwa hundert bis einige hundert Sonnenmassen schwer sind (siehe dazu auch Paarinstabilitäts-Supernova unter dem Eintrag Supernova). Die Relikte der ersten Sternengeneration fungieren als Saatlöcher, die durch Gasakkretion und Verschmelzung zu den sehr schweren Löchern werden, die wir heute zwischen z~6 und z~0 beobachten. Die Astronomen wollen mit Teleskopen immer weiter in die Tiefe des Alls schauen, um dieses Vorstellung zu überprüfen. Hier liegt die Zukunft aufgrund der kosmologischen Rotverschiebung in der Infrarot- und Radioastronomie. Wenn die Detektion von Gravitationswellen gelänge, könnte man sogar noch tiefer ins All blicken, als mittels elektromagnetischer Strahlung, vielleicht sogar bis zum Urknall!

Ein tiefer Röntgenblick ins All

Auch das kurzwellige Ende des Spektrums kann benutzt werden. Trotz der kosmologischen Rotverschiebung bleibt die Röntgenstrahlung der Quelle im Röntgenbereich, wenn sie auf der Erde ankommt. Röntgenstrahlung ist ideal, um Rückschlüsse auf die unmittelbare Umgebung Schwarzer Löcher zu ziehen, weil sie gerade dort entsteht.
Die bislang längste Belichtung (etwa eine Woche!) eines bestimmten Himmelsareals, dem Lockman Hole, mit dem europäischen Röntgensatellit XMM-Newton zeigte 50 bis 100 AGN. Die Beobachtung wurde unter der Leitung von Günther Hasinger, Direktor am MPE und dort Leiter der Röntgenastronomie, durchgeführt. Die AGN liegen in großen kosmologischen Entfernungen bis z ~ 4.5 und strahlen helle Röntgenstrahlung ab, die aufgrund der Entfernung stark abgeschwächt wird. Diese so genannten Deep-Field-Aufnahmen sind von großem Interesse, um die Entstehung der Galaxien und ihre Entwicklung zu studieren. Die Astronomen können die Daten nur so erklären, dass supermassereiche Schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien Materie aus der Umgebung aufsammeln und dabei ungeheure Leuchtkräfte freisetzen. Sie sind unterschiedlich weit entfernt und ihre Röntgenstrahlung wird durch die kosmische Expansion rotverschoben. Dennoch erreicht die Röntgenstrahlung das irdische Messgerät im Satelliten. Weitere dieser Beobachtungen sind erfolgt (z.B. beim internationalen Projekt COSMOS) und werden folgen: mit größeren Himmelsfeldern (und entsprechend 'besserer Statistik'), mit höherer Empfindlichkeit und mit höherer räumlicher Auflösung. Auf diese Weise kartieren die Astronomen das Universum und gelangen durch einen Vergleich dieser Daten der Natur mit simulierten Daten zu einem Verständnis, wie sich die großen Strukturen im Kosmos bildeten – und welche Rolle dabei die supermassereichen Schwarzen Löcher spielten.

supermassereiche Schwarze Löcher und ihre Bedeutung für Leben

Diese Verbindung mag auf den ersten Blick weit hergeholt erscheinen, aber die in diesem Eintrag vorgestellten Aspekte machen klar, dass superschwere Löcher bedeutsam für das Leben auf der Erde sind. Zunächst ist da die gemeinsame Entwicklung von zentralem Superloch und umgebender Galaxie. Die saloppe Kausalkette lautet: Ohne Loch, keine Galaxie. Ohne Galaxie, keine Sonne. Ohne Sonne, keine Erde. Ohne Erde, kein Leben.
Wem diese Argumentation zu platt erscheint, der möge die AGN-Jets betrachten: Ausflüsse und Jets bilden sich im Blandford-Znajek-Szenario durch ein rotierendes Schwarzes Loch, das wie ein Katapult einen Teil der aufgesammelten Materie wieder auswirft. Die gebündelten und nachbeschleunigten Jets verlassen den Zentralbereich der Galaxie und reichen Tausende bis Millionen Lichtjahre hinaus. Dabei sorgen sie für einen großskaligen Materiekreislauf, und durchmischen die verschiedenen Elemente und Molekülverbindungen 'im ganz großen Stil'. Elementvielfalt ist aber Voraussetzung dafür, dass Sterne neuerer Generationen noch schwerere Elemente und noch größere Häufigkeiten derselben produzieren können. Das bietet ein reiches Stoffangebot für Leben und dessen komplexe Molekülphysik.
Am Beispiel der Galaxie NGC 4696 wurde gemutmaßt, dass ein superschweres Loch die Sternentstehung in einer Galaxie abschalten könne und damit die Galaxiengröße limitiere (Komposit von Allen, Taylor, Harris et al. 2006, Chandra-Website). Warum? Weil die Aktivität des Lochs durch Jets die Umgebung aufheize und bei heißer Materie der Kollaps zu einem Protostern erschwert sei (siehe auch Jeans-Masse).
Schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien sind damit nicht nur astrophysikalisch äußerst interessante Studienobjekte – sie spielen eine wesentliche Rolle für unsere persönliche Existenz!