Der deutsch-englische Astronom Friedrich Wilhelm Herschel (1738-1822) suchte als einer der Ersten die Struktur unseres Sternsystems quantitativ zu erfassen. Aus Zählungen der Lichtpunkte am nächtlichen Firmament folgerte der unermüdliche Beobachter, die Sonne stehe im Zentrum eines abgeflachten Gebildes. Der Durchmesser dieses Milchstraßensystems, der Galaxis, solle etwa fünfmal so groß sein wie seine Dicke.

Die Vorstellung einer scheibenförmigen Gestalt erwies sich als durchaus richtig. Doch erst in den dreißiger Jahren des 20. Jahrhunderts, 150 Jahre nach Herschels Feststellung, setzte sich die Erkenntnis allgemein durch, dass unsere Sonne zwar fast genau in der Zentralebene des Milchstraßensystems steht, aber keineswegs in dessen Zentrum. Von ihm ist sie – wie wir heute wissen – etwa 25000 Lichtjahre entfernt.

Aber wenn schon nicht die Sonne in der Mitte der Galaxis steht, was dann? Um das herauszubekommen, mussten die Astronomen eine dicht von Sternen und interstellaren Wolken übersäte Region im Sternbild Schütze durchforschen, denn in dieser Richtung am Himmel befindet sich das galaktische Zentrum.

Unterstützung bekamen die Astronomen von unerwarteter Seite. Denn in die Zeit der 1930er Jahre, als sie allmählich ein klareres Bild vom allgemeinen Aufbau des Milchstraßensystems gewannen, fällt auch die Geburtsstunde der Radioastronomie. Per Radiowellen wurden damals bereits Nachrichten über lange Strecken übermittelt, zum Teil sogar schon über interkontinentale Distanzen. Um die Signalqualität zu verbessern, versuchten die Telefongesellschaften, Störquellen zu identifizieren und, wenn möglich, auszuschalten.

Der Ingenieur Karl Jansky (1905-1950) von den Bell Telephone Laboratories in New Jersey fand 1931 heraus, dass es neben allen möglichen irdischen Störungen – wie etwa Blitzen oder Zündungen von Fahrzeugmotoren – eine Störquelle gibt, die sich bestimmt nicht ausschalten lässt: Sie liegt nämlich außerhalb des Sonnensystems. Jansky registrierte besonders intensive Radiostrahlung aus der Richtung des Sternbildes Schütze – also genau von dort, wo die Astronomen inzwischen das Zentrum der Galaxis vermuteten. Aber auch entlang dem gesamten Band der Milchstraße konnte Jansky Radiostrahlung feststellen, wenn auch von geringerer Intensität. Der Ingenieur folgerte, dass sie von interstellarem Material und insbesondere von den Sternen kommen müsse. Diese erste radioastronomische Beobachtung hatte allerdings bei den damaligen Astronomen, die gewohnt waren, im sichtbaren Licht zu beobachten, reichlich wenig Eindruck hinterlassen. Zudem mangelte es in den wirtschaftlich schwierigen Zeiten an Geld für neue Forschungsprojekte. So baute der Ingenieur Grote Reber (1911-2002) auf eigene Kosten ein Radioteleskop und machte sich auf seinem Anwesen in Chicago (Illinois) daran, die kosmischen Radiowellen zu erforschen. Im Jahr 1944 veröffentlichte er die erste richtige Radiokarte des Himmels – und bestätigte damit Janskys Entdeckungen. Aus einem Vergleich der Helligkeit im optischen Spektralbereich und der von ihm beobachteten Radiostrahlung zog ­Reber eine interessante Schlussfolgerung: Falls die gesamte Radiostrahlung aus dem galaktischen Zentrum von Sternen stammte, müsste diese Himmelsregion im sichtbaren Licht genau so hell erscheinen wie die Sonne. Im Sternbild Schütze drängen sich zwar unzählige Sterne zusammen, aber die visuelle Strahlung von dort beträgt nur etwa ein Billionstel dessen, was uns von der Sonne erreicht. Ohne es zu ahnen – und genau genommen auf Grund falscher Vorstellungen über die Quelle der Radiostrahlung – hatte Reber schon erraten, wie stark das vom galaktischen Zentrum ausgehende Licht durch die dazwischen liegende interstellare Materie abgeschwächt wird.

Blick ins Dunkle

Auf Grund unserer Lage im Milchstraßensystem ist es gar nicht so einfach, dessen Struktur zu ermitteln. Ein Vergleich mit anderen Galaxien, die wir unter den verschiedensten Blickwinkeln von außen sehen können, hilft weiter. Heute wissen wir, dass unser Milchstraßensystem eine typische Spiralgalaxie ist. Die meisten Sterne befinden sich in einer flachen Scheibe mit einem Durchmesser von rund 100000 und einer Dicke von etwa 2000 Lichtjahren. Die Scheibe ist in Spiralarme untergliedert, in denen sich helle Sterne und leuchtendes Gas konzentrieren. Aber auch der Raum zwischen den Spiralarmen ist nicht leer: Er enthält fast ebenso viel Material, nur leuchtet es kaum. Der Zentralbereich der Galaxis wird von einer Verdickung der Sternverteilung geprägt, dem so genannten zentralen Bulge (englisch für "Ausbauchung" oder "Buckel"). Der Bulge ist nur relativ schwach abgeplattet und im Wesentlichen symmetrisch zur Scheibenebene.

Unsere Galaxie enthält eine Masse von rund hundert Milliarden Sonnenmassen. Davon liegen rund zehn Prozent als interstellare Materie vor. Dieses Material besteht zu siebzig Prozent aus Wasserstoff und zu 28 Prozent aus Helium. Nur zwei Prozent entfallen auf alle anderen, schwereren Elemente, die knapp zur Hälfte als Staubteilchen auskondensiert sind. Diese Partikel haben einen typischen Durchmesser von einem Mikrometer und absorbieren sichtbares Licht besonders gut. Wie man von Spiralgalaxien weiß, die man – von unserer kosmischen Warte aus – von der Seite sieht, ist dieses absorbierende Material auf eine sehr dünne, nur wenige hundert Lichtjahre dicke Schicht in der galaktischen Ebene konzentriert. Da nun unsere Sonne und damit wir als Beobachter fast genau in dieser Zentralebene lokalisiert sind, wird unser Blick auf das Zentrum des Milchstraßensystems durch das absorbierende interstellare Material versperrt. Von einer Billion Lichtquanten, die vom galaktischen Zentrum in unsere Richtung ausgesandt werden, wird nur eines auf dem Weg zu uns nicht absorbiert. Deshalb erreicht uns nur ein Billionstel des von dort abgestrahlten sichtbaren Lichts. Das ist genau die Zahl, die schon Reber nannte – wenn auch ganz anders abgeleitet.

Demzufolge ist im sichtbaren Licht keine Information aus dem Zentrum der Galaxis zu gewinnen. Zum Glück aber schwächt interstellarer Staub elektromagnetische Strahlung nicht bei allen Wellenlängen gleich stark. Schon im infraroten Spektralbereich ist das Material viel durchsichtiger. Für eine Wellenlänge von 2,4 Mikrometern zum Beispiel, die etwa dem Dreifachen der Wellenlänge von rotem Licht entspricht, gelangt ein Fünfzehntel der Strahlung ungehindert hindurch. Das ist zwar immer noch eine beachtliche Absorption, aber jetzt werden zumindest die helleren Sterne im galaktischen Zentrum der Beobachtung zugänglich.

Allerdings haben die Astronomen hier mit zwei gegenläufigen Prozessen zu kämpfen: Der immer besseren Durchsichtigkeit des Materials zu größeren Wellenlängen hin steht nämlich die immer geringere Strahlung der Sterne gegenüber. Bereits bei einer Wellenlänge von sieben Mikrometern überwiegt in der Regel die Strahlung des interstellaren Materials diejenige der Sterne. Das Verständnis der Zentren normaler Galaxien entwickelte sich von einer überraschenden Seite her, nämlich von den so genannten "aktiven galaktischen Kernen" (active galactic nuclei, AGN). Der US-Astronom Carl Seyfert (1911-1960) fand in der ersten Hälfte der 1940er Jahre einige Spiralgalaxien mit außergewöhnlich hellem und kompaktem Zentralbereich, der den Rest des Sternsystems überstrahlte. Inzwischen wissen wir, dass etwa zehn Prozent aller Spiralgalaxien einen solchen aktiven Kern haben. Wo diese enorme Leuchtkraft herkommen sollte, war zunächst völlig unklar.

Schwarze Löcher in allen Galaxienzentren?

Noch unverständlicher wurde die Situa­tion etwa zwanzig Jahre später. An der Position mancher Radioquellen am Himmel war auf optischen Aufnahmen nur ein Lichtpunkt zu erkennen, so als ob es sich um einen Stern handelte. Diese Objekte – quasistellare Radioquellen oder kurz Quasare genannt – mussten aber ihren Spektren zufolge sehr weit entfernt sein. Damit wiederum mussten sie extrem hell strah-len – einige von ihnen mindestens zehntausend Mal heller als unser gesamtes Milchstraßensystem. Heute wissen die Astronomen, dass Quasare eine extreme Form aktiver Galaxien sind, die hauptsächlich in einer sehr frühen Entwicklungsphase des Universums vorkamen. Diese Energieschleudern ändern zudem ihre Helligkeit oft binnen weniger Monate oder gar Wochen. Folglich muss die Quelle der ­Energie kleiner sein als etwa ein Lichtjahr, also auf das unmittelbare Zentrum der Galaxien konzentriert sein. Welcher Mechanismus kann solche extremen Energiemengen erzeugen? Die Astronomen erkannten bald, dass normale Sternstrahlung, so wie wir sie von unserer Sonne kennen, nicht ausreichte. Ein weit effektiverer Prozess musste da am Werke sein. Erst um 1970 herum begann sich die Erkenntnis durchzusetzen, dass in den aktiven galaktischen Kernen Materie in ein Schwarzes Loch fällt, wobei große Mengen an Gravitationsenergie freigesetzt werden.

Schwarze Löcher sind die kompaktesten Gebilde, die wir kennen. Eines mit der Masse der Sonne zum Beispiel hätte einen Durchmesser von nur drei Kilometern. Entsprechend stark wäre die Anziehungskraft in der Nähe eines solchen Schwarzen Loches und entsprechend viel Gravitationsenergie stünde zur Verfügung. Die Frage, die sich nun stellte, war: Gibt es Schwarze Löcher womöglich in allen Galaxienzen­tren? Es könnte ja sein, dass nur manche dieser massereichen Zentralobjekte im Moment Materie aufsaugen, alle anderen aber keine oder nur sehr wenig. Erstere Gruppe wäre dann die der aktiven galaktischen Kerne, Letztere, in denen keine solche Energiequelle tätig ist, die der normalen Galaxien.

Ein Schwarzes Loch als solches zu identifizieren erfordert also, seine Masse und seine Größe festzustellen. Beides ist in den letzten Jahren für das Zentrum des Milchstraßensystems gelungen. Unsere eigene Galaxie eignet sich hierfür weit besser als die nächste vergleichbare Spiralgalaxie, der Andromeda-Nebel. Denn mit einem gegebenen Instrument ist für die Umgebung des galaktischen Zentrums eine um fast zwei Größenordnungen bessere räumliche Auflösung möglich als für die rund hundertmal weiter entfernte Andromeda-Galaxie. Darum ist – trotz der beschriebenen Probleme mit der Staubabsorption – unsere Beobachtungsposition doch nicht so schlecht.

Um herauszufinden, welches Objekt sich im Herzen der Milchstraße verbirgt, muss zunächst einmal seine Masse bestimmt werden. Prinzipiell geht das recht einfach, technisch ist es jedoch ein sehr aufwendiges und langwieriges Verfahren.

Wiegen eines Massemonsters

Grundlage ist eines der Gesetze der Planetenbewegungen, das Johannes Kepler im Jahr 1619 erkannt hat: Das Quadrat der Umlaufszeit eines Planeten ist der dritten Potenz seiner Entfernung zur Sonne proportional. Nachdem Ende des 17. Jahrhunderts der Engländer Isaac Newton den physikalischen Hintergrund dieser Beziehung in Form des Gravitationsgesetzes formulierte, wurde klar, dass sie nicht nur für das Sonnensystem gilt und dass die Proportionalitätskonstante zwischen Umlaufszeit und Abstand von der Masse des Zentralobjekts abhängt, um den ein Himmelskörper kreist. Streng genommen spielen auch die Massen aller übrigen Körper im betrachteten Planeten- oder Sternsystem eine Rolle, aber zumindest im Falle des Sonnensystems darf man sie in erster Näherung vernachlässigen. Somit kann man durch Messung von Abstand und Umlaufszeit eines Himmelskörpers die Masse des Zentralobjekts bestimmen, das er umrundet.

Genau dieses Verfahren wenden die Astronomen auch für das Zentrum der Galaxis an. Doch im Gegensatz zum Sonnensystem können sie die Situation hier nicht auf zwei punktförmige Himmelskörper reduzieren. Für eine genaue Rechnung müssen sie die so genannte Poisson-Gleichung lösen, die beschreibt, wie die Massen-Verteilung mit der Anziehungskraft zusammenhängt. Das Prinzip ist aber wiederum recht einfach zu verstehen. In erster Näherung wird die Umlaufszeit eines Sterns oder eines Gasklumpens um das Zentrum von der Masse innerhalb seiner Bahn abhängen. Das sagt jedoch noch nichts darüber aus, wie diese Masse verteilt ist – sie könnte gleichmäßig innerhalb der Bahn "ausgeschmiert" sein oder aber – wie im Falle des Sonnensystems – auf eine dominierende Masse im Zentrum konzentriert sein. Aber auch das lässt sich untersuchen. Die Astronomen verwenden dazu Sterne in unterschiedlicher Entfernung zum galaktischen Zentrum und nutzen den Umstand, dass die innerhalb einer Bahn eingeschlossene Masse nicht zunehmen kann, wenn die betrachteten Bahnen kleiner werden.

Die Umlaufszeiten von Gas und Sternen um das galaktische Zentrum direkt zu bestimmen würde in den meisten Fällen viel zu lange dauern. Gleichwertig ist es aber, die Geschwindigkeiten zu messen. Und genau das machen die Astronomen seit einigen Jahren (siehe Spektrum der Wissenschaft 6/1990, S. 76). In dem Maße, in dem sie die Technik verbesserten, konnten sie sich immer näher an das Zentrum herantasten. Die gemessenen Geschwindigkeiten und die daraus abgeleiteten Massen verhalten sich wie erwartet: Je kleiner die Abstände der untersuchten Materie vom mutmaßlichen Zentrum, um so kleiner sind die in ihrer Bahn eingeschlossenen Massen. Anfangs, bei den größten untersuchten Radien, waren die Resultate noch damit verträglich, dass im galaktischen Zentrum nichts Besonderes stünde – vielleicht ein paar Sterne, ein Sternhaufen, oder sonst etwas relativ Normales.

Der eigentliche Durchbruch gelang, als Anfang der 1990er Jahre die Untersuchung einzelner Sterne möglich wurde. Hier leistete die Gruppe um Reinhard Genzel und Andreas Eckart am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik in Garching die entscheidende Pionierarbeit. Über mehrere Jahre hinweg fotografierte die Gruppe immer wieder die unmittelbare Umgebung des galaktischen Zentrums im infraroten Spektralbereich. Hierzu nutzte sie ein Teleskop der Europäischen Südsternwarte Eso in Chile. Die Bildserie zeigte, dass sich einzelne der Sterne merklich bewegen. Indem zusätzlich auch die Geschwindigkeiten der Sterne entlang unserer Blickrichtung gemessen wurden, ließ sich die Bahnbewegung dieser Himmelskörper vollständig rekonstruieren. Es zeigte sich: Je näher sie am galaktischen Zentrum stehen, umso schneller vollführen sie ihren Umlauf – ganz so, wie es den Kepler-Gesetzen entspricht.

Damit konnten die Astronomen nun die innerhalb der jeweiligen Sternbahnen eingeschlossene Masse mit bis dahin unerreichter Genauigkeit bestimmen. Dabei ergab sich innerhalb eines Gebiets von etwa drei Lichtjahren Durchmesser stets der gleiche Wert. Demnach ähnelt die Situation dort unserem Sonnensystem: Es scheint einen Zentralkörper zu geben, dessen Gravitation die Kräfteverhältnisse dominiert und der sehr viel kleiner ist als die Sternbahnen. Die Messungen weisen auf ein Objekt von etwa 2,5 Millionen Sonnenmassen hin, das viel kleiner ist als ein zehntel Lichtjahr. Die Arbeiten der Garchinger Astronomen wurden inzwischen von der Gruppe um Andrea Ghez von der Universität von Kalifornien in Los Angeles mit dem Keck-Teleskop in Hawaii unabhängig wiederholt und führten zu einem damit übereinstimmenden Ergebnis.

Radiosignale aus dem Herzen der Galaxis

Damit war das Problem eigentlich gelöst: Ein Gebilde, das eine derartig große Masse aufweist, aber dennoch so klein ist, kann nach unserem heutigen Wissen nur ein Schwarzes Loch sein. Zwar könnte ein geringer Teil dieser Masse durchaus in Form von Sternen oder Gas vorliegen. Doch die gigantische Zentralmasse mit einem kompakten Sternhaufen oder gar mit Gaswolken erklären zu wollen, ist nicht möglich. Ein Sternhaufen wäre entweder schon seit langem auseinander geflogen, wofür es keinerlei Indizien gibt, oder schon längst kollabiert – und zwar zu einem Schwarzen Loch. Eine Gaswolke wäre ebenfalls instabil und hätte unter diesen Bedingungen dasselbe Schicksal erlitten. Wenn man keine neue Physik erfinden will – und dafür besteht nicht der geringste Bedarf –, dann ist die Interpretation, dass im Zentrum der Galaxis ein Schwarzes Loch von etwa 2,5 Millionen Sonnenmassen steht, die plausibelste Erklärung der Beobachtungen.

Was aber können wir über das rätselhafte Schwarze Loch sonst noch herausfinden? Selbst auf den Infrarotaufnahmen, auf denen einige helle Sterne zu sehen sind, ist am Ort des galaktischen Zentrums nichts zu erkennen. Da aber die Absorp­tion des interstellaren Staubes mit zunehmender Wellenlänge kleiner wird, können uns Beobachtungen im Radiowellenbereich weiterhelfen. Genau an der Stelle, wo wir heute das zentrale Schwarze Loch vermuten und wo sich das dynamische Zentrum des Milchstraßensystems befindet, wurde Mitte der 1970er Jahre eine punktförmige Radioquelle entdeckt. Die Astronomen nennen sie Sagittarius A* (gesprochen: "A Stern") nach dem Sternbild Schütze (Sagittarius) und weil sie eine Punktquelle innerhalb des ausgedehnteren Radiokomplexes Sagittarius A ist. Das Spektrum von Sagittarius A*, das in den letzten Jahren im Detail untersucht wurde, weist im Wesentlichen eine recht einfache Form auf: Über einen weiten Wellenlängenbereich – vom fernen Infraroten bis zu einer Wellenlänge von knapp einem halben Meter – ist sein Verlauf durch ein Potenzgesetz zu beschreiben. Zusätzlich ist zwar eine Detailstruktur zu erkennen, und die Helligkeit von Sagittarius A* ist auch nicht völlig konstant. Dennoch scheint die zu Grunde liegende Physik recht einfach zu sein.

Offenbar beobachtet man hier das Spektrum von Elektronen, die sich in einem für kosmische Verhältnisse relativ starken Magnetfeld bewegen. Interessanterweise scheinen die Elektronen alle eine recht ähnliche Energie zu haben. Ob eine solche quasi-monoenergetische Elektronenverteilung typisch für die Zentren von Galaxien ist, lässt sich noch nicht eindeutig sagen, da Beobachtungen mit einer hinreichend hohen räumlichen Auflösung in anderen galaktischen Kernen sehr schwierig sind. Zumindest findet man dort, wo solche Beobachtungen möglich sind, auch sehr ähnliche Spektren.

Winzling mit zentraler Rolle

Anhand des Radiospektrums von Sagittarius A* können die Theoretiker nun Aussagen über verschiedene Eigenschaften der Quelle treffen, so etwa über die Stärke des Magnetfeldes, die Dichte der Elektronen und auch über die Größe des Gebietes, das die Strahlung emittiert. Gemeinsam mit Kollegen vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn hat meine Gruppe an der Universität Heidelberg solche Rechnungen durchgeführt. Unserem Modell zufolge stammt die Strahlung von Sagittarius A* aus einem Gebiet, das nicht größer als rund hundert Millionen Kilometer sein kann. Für kosmische Verhältnisse ist das winzig. Diese Zahl wird aber noch auffälliger, wenn man sie mit dem vergleicht, was wir bereits über die Masse von Sagittarius A* wissen: Ein Schwarzes Loch von 2,5 Millionen Sonnenmassen muss einen Durchmesser von 7,5 Millionen Kilometern haben. Das wäre also nur eine Größenordnung kleiner als unsere aus Modellrechnungen gefundene obere Grenze. Astronomen vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie ist es inzwischen sogar gelungen, die Größe der Radioquelle Sagittarius A* direkt zu messen. Ihre Ergebnisse haben unsere theoretisch vorhergesagten Resultate bestätigt. Was wir im Radiowellenbereich sehen, ist also nichts anderes als Strahlung von Elektronen aus einer Materiewolke, die das Schwarze Loch umgibt.

Mit Hilfe von Satelliten, die von außerhalb der störenden Erdatmosphäre beobachten, konnte Sagittarius A* auch als Röntgenquelle identifiziert werden. Kürzlich registrierten die Detektoren sogar einen starken Anstieg der Helligkeit in diesem hochenergetischen Spektralbereich: Binnen weniger Stunden nahm die ausgesandte Röntgenstrahlung um fast das Fünfzigfache zu. Vermutlich ist diese Aktivität auf Materie zurückzuführen, die durch die enorme Schwerkraft in das Schwarze Loch hineingesogen wird.

Die Sterne, deren Bewegung Aufschlüsse über die Masse des Schwarzen Loches gegeben haben, befinden sich momentan noch in recht sicherer Entfernung von diesem Mahlstrom. Sie sind Mitglieder eines zentralen Sternhaufens, der Sagittarius A* umgibt. Dieser hat einen Durchmesser von rund zehn Lichtjahren und geht einigermaßen kontinuierlich in eine flache Sternscheibe im Kernbereich der Galaxis über, die rund 700 Lichtjahre breit und etwa 150 Lichtjahre dick ist. Im zentralen Sternhaufen selbst ballen sich Sterne mit dem Zehnmillionenfachen der Sonnenmasse zusammen. Im Grunde unterscheiden sich diese Sterne und ihre Ver­teilung aber nicht wesentlich von den ­übrigen Gebieten des Milchstraßensys-tems – mit einer Ausnahme: Anscheinend hat die Zentralregion unserer Galaxis vor einigen Dutzend Millionen Jahren eine Phase besonders intensiver Sternentstehung durchlaufen. In den inneren rund 700 Lichtjahren des Milchstraßensystems befinden sich – eingebettet zwischen den Sternen – riesige Molekülwolken, die zusammen eine Masse von rund 15 Millionen Sonnenmassen aufweisen. Man kann sie sowohl im infraroten Spektralbereich als auch im Radiowellenbereich erkennen. Im Infraroten fallen sie dadurch auf, dass sie das Licht von Sternen, die – von uns aus gesehen – hinter ihnen liegen, abschwächen oder sogar ganz verschlucken. An diesen Stellen weist die Sternverteilung also scheinbar Lücken auf. Dass diese Lücken nicht real sind, sondern nur vorgetäuscht, ergibt sich durch Vergleich mit Beobachtungen im Radiowellenbereich. Denn die Molekülwolken senden Radiostrahlung aus. Die dunklen Gebiete in den Infrarot-Aufnahmen sind demnach tatsächlich Materiewolken, die das Licht von dahinter liegenden Quellen abschwächen. Die innige Durchdringung von Sternen und Gaswolken ermöglicht übrigens ein pfiffiges Verfahren, mit dem sich die räumliche Lage der Wolken feststellen lässt. Himmelsaufnahmen – ganz gleich in welchem Spektralbereich und mit welchen Instrumenten auch immer – zeigen uns zwar die Richtung, in der ein Objekt liegt, sagen aber gewöhnlich nichts über die Entfernung aus. Und von den Sternen und Molekülwolken im Zentrum des Milchstraßensystems wissen wir zunächst nur, dass sie alle rund 25000 Lichtjahre von uns entfernt sind. Wie sie aber genau zueinander liegen, ist zunächst nicht klar. Eine Methode, die unser Team aus Heidelberg und Bonn gerade entwickelt, besteht nun darin, aus der absorbierenden Eigenschaft des Materials die Lage zu rekonstruieren.

Schlafender Vulkan Wenn man weiß, wie die Sterne eigentlich verteilt sind, dann kann man auch feststellen, wo das absorbierende Material innerhalb dieser Sternverteilung liegen muss. Im Prinzip muss man nur miteinander vergleichen, wie viele Sterne an einer bestimmten Stelle zu sehen sind, und wie viele man sehen müsste, wenn keine Absorption da wäre. Der Unterschied ist die Zahl der Sterne, die von uns aus gesehen hinter der Molekülwolke liegen müssen und deren Licht von der Wolke absorbiert wird. Ein Vergleich der so ermittelten Zahlen mit der ungestörten Verteilung ergibt dann die Position der Wolke innerhalb der Sternverteilung.

Es geht aber auch noch anders: Da die Wolken im Radiowellenbereich strahlen, kann man ihre Bewegung anhand des Doppler-Effekts ermitteln. Die Strahlung von Material, das auf uns zukommt, ist zu kürzeren Wellenlängen verschoben, diejenige von Materie, die von uns wegfliegt, zu längeren. Damit kennt man zwar zunächst nur die Geschwindigkeit in Beobachtungsrichtung, wohingegen die lokale Bewegung des Gases im Einzelnen gewiss viel komplizierter ist. Aber die großräumige Bewegung folgt einem einfachen Muster: Die Wolken ziehen im Wesentlichen auf Kreisbahnen, denen eine im Vergleich dazu langsame Strömung auf das galaktische Zentrum hin überlagert ist. Da man inzwischen die Massenverteilung in dieser Region kennt und überdies weiß, wie groß die Umlaufgeschwindigkeiten für unterschiedliche Abstände sind, kann man aus den Geschwindigkeitsmessungen auf die Lage der Molekülwolken rückschließen. Dabei stellte sich heraus, dass das Material auf das Zentrum des Milchstraßensystems zu strömt. Diese Dynamik bleibt für die Entwicklung jener Region gewiss nicht ohne Folgen. Wie machen sich diese bemerkbar?

Schauen wir uns dazu noch einmal in anderen Galaxien um. Ursprünglich kam ja die Vermutung, in den Zentren von Gala­xien könnten sich Schwarze Löcher befinden, von den aktiven galaktischen Kernen her. Im Falle unseres Milchstraßensystems hat sich das eindeutig bestätigt. Auch für andere Galaxien scheint es der Normalfall zu sein, dass sich in ihrem Innersten jeweils ein Schwarzes Loch verbirgt. Die Massen dieser Zentralobjekte betragen üblicherweise zwischen wenigen Millionen und mehreren Dutzend Millionen Sonnenmassen. War es vor nicht allzu langer Zeit noch so, dass man erstaunt war, in den Zentren normaler Galaxien Schwarze Löcher zu finden, so ist es inzwischen genau umgekehrt.

Man wundert sich eher, wenn im Zentrum einer Galaxie kein solches Gebilde gefunden wird, und fragt sich, was bei der Entwicklung dieses Sternsystems wohl schief gegangen sein könnte. Es deutet sogar inzwischen einiges darauf hin, dass die Entwicklung des Schwarzen Loches und diejenige der Sternverteilung im Innersten von Galaxien eng miteinander verbunden sind. Die Astronomen haben nämlich Zusammenhänge zwischen der Masse des Schwarzen Loches und der Geschwindigkeitsverteilung der Sterne gefunden. Es würde sehr überraschen, wenn das nur ein Zufall ohne tieferen physikalischen Grund wäre.

Ein enormer Unterschied besteht indes zwischen aktiven und normalen galaktischen Zentren. Aktive galaktische Kerne zeichnen sich durch ihre sehr hohe Leuchtkraft aus. Ihre Energie beziehen sie aus Gas, das in das Schwarze Loch strömt. Die Ausbeute ist dabei natürlich umso größer, je mehr Masse pro Zeiteinheit hineinfällt. Wenn wir also ein galaktisches Zentrum vor uns haben, das nur wenig Strahlung aussendet, dann deutet das darauf hin, dass diese Energiequelle nicht zur Verfügung steht, dass also gegenwärtig kein Material in das Schwarze Loch hineinströmt.

Ist also der Unterschied zwischen normalen Galaxien und aktiven galaktischen Kernen nicht von generischer Natur, sondern nur auf zwei verschiedene Zustände in ansonsten ähnlichen Gebilden zurückzuführen? Wir kennen so etwas auch von anderen Phänomenen: Ein Vulkan ist auch dann ein Vulkan, wenn er gerade nicht ausbricht. Galaxien scheinen sich ähnlich zu verhalten. Das zeigt zum Beispiel das Ensemble der Molekülwolken im Zentrum unseres Milchstraßensystems, das sich nicht nur um das Schwarze Loch bewegt, sondern sich ihm auch langsam nähert. Irgendwann wird dieses Material beim Schwarzen Loch ankommen und dann auch dort hineinfallen. Wie wir in Heidelberg abschätzen konnten, wird das in einigen zehn Millionen Jahren so weit sein. Dann ist eine heftige Aktivitätsepisode zu erwarten und das Zentrum unseres Milchstraßensystems wird dann für geraume Zeit wieder als aktiver galaktischer Kern erstrahlen.

In diesem Lichte gewinnt auch die Beobachtung, dass etwa ein Zehntel aller Galaxien einen aktiven galaktischen Kern aufweist, an Bedeutung. Vorausgesetzt, so gut wie alle Galaxien haben massereiche Schwarze Löcher in ihren Zentren, dann bedeutet das nichts anderes, als dass jede Galaxie zu etwa einem Zehntel der Zeit aktiv ist und sich zu neunzig Prozent der Zeit wie eine normale Galaxie von der Art des Milchstraßensystems verhält.

Wenn wir jetzt noch betrachten, wie viel Material während dieser Aktivitätsphasen in das Zentrum strömt, dann ergibt sich ein konsistentes Bild. Über ihre gesamte Lebenszeit von rund zehn Milliarden Jahren können in unserer Galaxis nur wenige Millionen Sonnenmassen an Materie in das Zentrum gefallen sein – was sehr gut zu der heute beobachteten Masse des zentralen Schwarzen Loches passt. Offenbar sparen sich Galaxien die Massen ihrer Schwarzen Löcher in den immer wieder auftretenden Aktivitätsphasen nach und nach zusammen. Dann wäre es nicht verwunderlich, dass fast alle Galaxien massereiche Schwarze Löcher aufweisen.

Bleibt schließlich noch die Frage, wie die Quasare in dieses Bild passen. Hier scheint die einfache Entwicklungssequenz nicht zu funktionieren. Quasare haben schon sehr früh im Universum sehr massereiche Schwarze Löcher: Die Extremfälle erfordern Milliarden von Sonnenmassen schon zu einem Zeitpunkt, als das Universum nur einige hundert Millionen Jahre alt war. Wenn man sich die Quasare aber genauer ansieht, insbesondere ihre Mutter­galaxien, dann fällt auf, dass viele von ihnen – möglicherweise sogar alle – gerade eine Kollision mit einer anderen Galaxie durchmachen oder durchgemacht haben. Während dieses Vorgangs kann sehr schnell sehr viel Gas in die Zentren der verschmelzenden Galaxien getrieben werden.

Wechselwirkungen zwischen Sternsystemen sind zwar nicht nur bei Quasaren zu beobachten. Aber es könnte sein, dass Quasare lediglich dann entstehen, wenn zwei ähnlich große Galaxien tatsächlich miteinander verschmelzen. In der Frühzeit des Universums, als sich die Galaxien gerade entwickelten und noch viel näher beieinander standen als heute, ist das relativ häufig passiert. Die meisten Sternsysteme haben indes weniger starke Wechselwirkungen erfahren, indem sie knapp anei­nan­der vorbeigeschrammt oder nur mit viel kleineren Galaxien kollidiert sind. Sie wurden dann zu dem, was man heute entweder als normale Galaxie oder als einen aktiven galaktischen Kern betrachten würde. Wenn dem so ist, dann wären Quasare tatsächlich etwas anderes als normale Galaxien oder aktive galaktische Kerne. Die beiden Letzteren scheinen aber tatsächlich nur verschiedene Zustände ansonsten sehr ähnlicher Gebilde zu sein. All das wurde in den letzten Jahren dadurch immer klarer, dass die Astronomen gelernt haben, die Physik des Milchstraßenzentrums immer besser zu verstehen und im Vergleich zu anderen Galaxien einzuordnen.

Literaturhinweise


Where Have All the Black Holes Gone? Von Thomas Beckert und Wolfgang J. Duschl in: Astronomy and Astrophysics, Bd. 387, S. 422 (2002).

The Central Parsecs of the Galaxy. Von H. Falcke et al. (Hg.). Astronomical Society of the Pacific, San Francisco 1999.

Aus: Spektrum der Wissenschaft 4 / 2003, Seite 26
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