Für Astrophysiker sind Schwarze Löcher heute längst keine exotischen Ausnahmeobjekte mehr. Die Forscher vermuten sie in den Zentren von Galaxien (einschließlich unserem Milchstraßensystem), in Doppelsternsystemen oder gar auf einsamer Bahn durch das interstellare Medium.

Als die kompaktesten Körper des Universums enthalten sie Materie in ihrer extremsten Form – in beliebigen Mengen fast auf einen singulären Punkt konzentriert. Entsprechend groß sind die Herausforderungen für die Beobachter. Denn nicht zuletzt sind diese Objekte einfach schwarz. Sie senden keinerlei Strahlung aus, wenigstens nicht mit einer Intensität, die Astronomen noch nachweisen könnten.

Schwarze Löcher zählen inzwischen zum festen Inventar der Standardmodelle, welche die Forscher für die Entwicklung von Sternen und Galaxien zugrunde legen: Sterne, die am Anfang ihrer Entwicklung über das Zehnfache der Sonnenmasse haben, beenden ihre Laufbahn als Himmelskörper mit einer imposanten Supernova-Explosion. Diese hinterläßt ein extrem kompaktes Objekt in ihrem Zentrum – je nach den Umständen einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Ereignet sich solch ein Vorgang innerhalb eines Doppelsterns, dann umkreist der kompakte Rest des explodierten Himmelskörpers fortan einen normalen Partnerstern.

Galaxien entwickeln schon in der Frühphase ein Zentralgebiet hoher Stern- und Gasdichte, das in vielen Fällen zu einem Schwarzen Loch mit milliardenfacher Sonnenmasse kollabiert. Fortan saugt dieses Zentralobjekt immer mehr Materie – Gas, Staub und Sterne – an. Dadurch wird es nach und nach immer schwerer und wächst im Prinzip unaufhörlich, solange der Sternenvorrat reicht. Auch das Zentrum des Milchstraßensystems enthält mit großer Wahrscheinlichkeit ein Schwarzes Loch. Doch ist es schwierig, solche extremen Objekte direkt zu beobachten. Die Astronomen konnten in den letzten 30 Jahren zwar eine imposante Menge von Indizien gewinnen, ein direkter Nachweis steht aber noch aus.

Dies hat mehrere Gründe: Zunächst einmal senden Schwarze Löcher – daher ihr Name – praktisch keine Strahlung aus, wenn sie von leerem Raum umgeben sind. In solchen Fällen können die Astronomen nur indirekt aufgrund der Gravitationswirkung auf eine extrem kompakte Masse schließen. So kreisen die Sterne im Zentrum des Milchstraßensystems derart schnell um den Mittelpunkt unserer Heimatgalaxie, daß man dort eine weitgehend unsichtbare und sehr kompakte Konzentration von einigen Millionen Sonnenmassen annehmen muß (siehe Spektrum der Wissenschaft, April 1996, S. 48 und August 1998, S. 40). Bisher gibt es für ein solch massereiches kompaktes Objekt keine astrophysikalische Alternative zum Schwarzen Loch.

Ist ein Schwarzes Loch von Materieströmen umgeben, so kann die Strahlung aus dem entstehenden Gravitationsstrudel das Zentralobjekt zumindest indirekt sichtbar machen: Gas aus dem interstellaren Raum oder von einem Begleitstern bewegt sich aufgrund der Gravitationsanziehung in einer Spiralbewegung auf das Schwarze Loch zu. Starke innere Reibung setzt dabei die Bewegungsenergie der einstürzenden Gasmassen in intensive Strahlung um. Aus der Beobachtung solcher Strahlung läßt sich mit Sicherheit nur schließen, daß dort ein effizienter Mechanismus zur Energieerzeugung in der Nähe eines kompakten Objektes am Werk ist.

Das Problem, die Beobachtung solcher Strahlung als Indiz für ein Schwarzes Loch zu werten, liegt darin, daß andere kompakte Himmelskörper, wie Weiße Zwerge oder Neutronensterne, sich oft sehr ähnlich verhalten. Bei einigen Galaxien mit aktiven Kernen ist der Ausstoß an Strahlung allerdings so groß, daß die Wissenschaftler bisher keine vernünftigen Alternativen vorschlagen konnten: Nach dem heutigen Stand stellt der Sturz von Materie in ein Schwarzes Loch den effektivsten Prozeß zur Energieerzeugung in der Natur dar.

Die bisherigen Nachweismethoden für Schwarze Löcher basieren demnach auf dem Ausschluß anderer bekannter Arten von Objekten. Bei Doppelsternen ist der Beweis, daß kein Neutronenstern vorliegt, besonders schwierig. In diesen ebenfalls kompakten Himmelskörpern ist die Materie auf die Dichte von Atomkernen komprimiert. Ein Neutronenstern mit einer Sonnenmasse hat einen Radius von rund 30 Kilometern. Etwa so groß ist bei einem Schwarzen Loch gleicher Masse aber auch das Gebiet, in dem einströmendes Gas die meiste Energie abstrahlt. Außerdem erhitzt sich das Gas auf ähnliche Temperaturen, egal ob es auf ein Schwarzes Loch oder einen Neutronenstern zuströmt.

Ein direkter Beweis für das Vorhandensein von Schwarzen Löchern steht daher bis heute aus. Doch in den letzten Jahren könnten Astronomen einen Weg gefunden haben. Er basiert auf einem hervorstechenden Unterschied zwischen Neutronensternen und Schwarzen Löchern: Während erstere eine feste Oberfläche haben, auf der sich einstürzende Materie ansammeln kann, verschlingen letztere Gas und einen Teil der Strahlung restlos. Dies führt zu feinen, aber nachweisbaren Unterschieden im Strahlungsprofil beider Objektarten. Sie eröffnen den Astronomen die Möglichkeit zum Nachweis, daß diese seltsamsten Objekte des Universums tatsächlich existieren.

Daß Schwarze Löcher so effektive Energieproduzenten sind, liegt an ihrer starken Schwerkraft. Anstelle einer Oberfläche besitzen sie einen "Ereignishorizont" – eine kugelförmige Grenzfläche, von der selbst Licht nicht mehr entweichen kann (siehe Kasten oben). Jedes Teilchen kann durch freien Fall in ein Schwarzes Loch nahezu auf Lichtgeschwindigkeit beschleunigt werden. Dabei erreicht die Materie eine kinetische Energie von der Größenordnung der sogenannten Ruheenergie, die gemäß Einsteins Formel E = mc2 seiner Masse äquivalent ist. Beim Einsturz können Teilchen miteinander kollidieren, so daß sich ein Teil dieser enormen Bewegungsenergie in Strahlungsenergie umwandelt. Ein ungebremst fallendes Teilchen würde samt seiner Bewegungsenergie zwar einfach im Schwarzen Loch verschwinden und dessen Masse genau um die eigene Masse vergrößern. Aufgrund von Reibung kann sich das Gas während des Einsturzes jedoch aufheizen – bis auf Temperaturen von Millionen und Milliarden Grad. Ein wesentlicher Anteil der Ruhemasse wird dann in Wärmestrahlung umgewandelt, von Röntgen- bis Gammastrahlung. In diesem Sinn verwandeln Schwarze Löcher Ruhemasse zu Strahlung.

Wie effektiv ein Schwarzes Loch Wärmestrahlung produziert, hängt unter anderem von seiner Rotationsgeschwindigkeit ab. Daß ein Gravitationsschlund, wie ihn ein Schwarzes Loch darstellt, überhaupt rotieren kann und somit einen Drehimpuls besitzt, mag seltsam erscheinen. Aber der Drehimpuls ist eine Eigenschaft der Materie, die auch nicht verloren geht, wenn diese von einem Schwarzen Loch verschluckt wird. Der Drehimpuls schlägt sich in Form und Bewegung des Gravitationsfeldes nieder: Obwohl nicht direkt sichtbar, rotiert in der Nähe eines Schwarzen Loches die Raumzeit selbst. Die Folge: Ein Teilchen, das von Ferne genau radial auf ein rotierendes Schwarzes Loch zustürzt, gerät in dessen Nähe unweigerlich auf eine Spiralbahn.

Ein Schwarzes Loch kann sich allerdings nicht beliebig schnell drehen: Oberhalb eines bestimmten Maximalwertes könnte dessen "Oberfläche", der Ereignishorizont, nicht mehr existieren. Ein Schwarzes Loch mit maximalem Drehimpuls kann, so fanden Theoretiker schon in den 70er Jahren heraus, bis zu 42 Prozent der Ruheenergie einfallender Materie in Strahlung verwandeln. Bei einem statischen, nicht rotierenden Schwarzen Loch sind es immerhin noch bis zu sechs Prozent.

Zum Vergleich: Der Wirkungsgrad der Energieumwandlung in der Kernfusion, wie sie in der Sonne und anderen Sternen abläuft als Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium, beträgt 0,7 Prozent der Ruhemasse. Beim radioaktiven Zerfall von Uranatomen erreicht sie gar nur 0,1 Prozent.

Auf ein Schwarzes Loch zustürzendes Gas kann im Prinzip enorme Temperaturen erreichen: Ein frei fallender Klumpen Wasserstoffgas kann sich in der Nähe des Ereignishorizont auf zehn Billionen (1013) Grad erhitzen. Derart heißes Gas würde Wärmestrahlung in Form von Gamma-Photonen produzieren. Doch meist umgibt sich ein Schwarzes Loch mit einer sogenannten Akkretionsscheibe, in der sich das Gas in einer turbulenten Spiralbewegung allmählich dem Zentrum nähert. Die Reibung setzt daher schon weit außerhalb des Ereignishorizonts ein, und das Gas erhitzt sich, nachdem es nach innen gestrudelt ist, lediglich auf einige Millionen Grad. Der Hauptanteil der Wärmestrahlung besteht dann aus Röntgen-Photonen.

Genau diese beobachten Astronomen in bestimmten Röntgen-Doppelsternen. Die erste derartige Himmelsquelle entdeckten sie bereits im Jahre 1962. Inzwischen konnten die Forscher mit Röntgen-Satelliten wie ROSAT tausende punktförmiger Strahlungsquellen am Himmel lokalisieren, unter denen sich einige hundert weitere Doppelsternsysteme fanden. Man nimmt an, daß in solchen Systemen ein normaler Stern einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch umkreist.

Einige dieser Sternenpaare senden die Röntgenstrahlung mit zeitlich konstanter Intensität aus, andere strahlen nur während aktiver Phasen von typischerweise ein paar Monaten und bleiben ansonsten die meiste Zeit ruhig. Die variablen Quellen wurden in der Regel nur während einer einzigen aktiven Phase beobachtet, während der sie Röntgenstrahlung mit dem 100000fachen der Sonnenleuchtkraft aussenden.

Ihr Spektrum – die Verteilung der Strahlungsenergie über verschiedene Wellenlängen – entspricht beinahe demjenigen sogenannter Schwarzer Körper, ähnlich (aber wesentlich intensiver) wie es auch die Sonne, glühende Kohle oder der menschliche Körper ausstrahlt. Dabei entspringt die Wärmestrahlung einem relativ dichten Medium, das die Photonen nicht verlassen können, ohne mit anderen Elektronen des Mediums mehrfach zusammenzustoßen. Diese Stöße können die Wellenlänge eines Photons erhöhen oder verringern, können Photonen verschlucken oder erzeugen, wobei diese jede Information über ihren Ausgangspunkt verlieren und sich Details der einzelnen Prozesse herausmitteln. Am Ende resultiert dieser Prozeß im Spektrum eines Schwarzen Körpers, das Max Planck im Jahre 1900 als erster theoretisch berechnet hat.

Für einen Schwarzen Körper ist die Form des Spektrums allein durch seine Temperatur festgelegt. Die gesamte Strahlungsleistung hängt zudem nur von der Größe der Körperoberfläche ab. Für ein "optisch dünnes" Medium, in dem nur vereinzelt Stöße auftreten, wird das Spektrum dagegen auf komplexe Weise von der chemischen Zusammensetzung des Körpers bestimmt. So läßt sich umgekehrt für die beobachteten Röntgendoppelsterne aus der Form des gemessenen Spektrums auf die exakte Temperatur der Akkretionsscheibe schließen: Sie beträgt typischerweise zehn Millionen Grad, was sehr gut mit den Berechnungen für ein zentrales Schwarzes Loch in Doppelsternen übereinstimmt.

Um die beobachteten Strahlung erzeugen zu können, müßte solch ein Schwarzes Loch pro Jahr zwischen dem 10-9- und 10-8-fachen der Sonnenmasse verschlucken. Auch dies stimmt gut mit den theoretisch vorhergesagten Raten überein, mit der Gas vom optisch sichtbaren Partnerstern auf seinen dunklen Begleiter überströmt. Aus diesen Gründen stellen Röntgen-Doppelsterne tatsächlich die besten Kandidaten für Schwarze Löcher dar.

Doch genau die gleichen Argumente lassen sich leider auch für Neutronensterne anführen. Obzwar nicht ganz so mächtig, sind auch Neutronensterne nahezu ebenso effektive Energielieferanten. Frei einstürzende Teilchen würden immerhin mit halber Lichtgeschwindigkeit auf deren Oberfläche einschlagen. Dabei können sich bis zu zehn Prozent ihrer Ruheenergie zu Strahlung verwandeln – sogar mehr als bei einem statischen Schwarzen Loch.

Bei vielen Röntgen-Doppelsternen können die Astronomen bereits ausschließen, daß die unsichtbare Komponente ein Schwarzes Loch ist.
‰ So zeigen einige Röntgen-Doppelsterne regelmäßig gepulste Radiowellen, wie man sie von den sogenannten Pulsaren kennt. Solche Pulse rühren von einem sehr starken Magnetfeld her, das Schwarze Löcher nicht haben können – dort müssen also Neutronensterne die Quelle sein.
‰ Aus dem gleichen Grund scheiden Doppelsterne aus, in denen die Röntgenstrahlung gepulst auftritt.
‰ Schließlich lassen sich auch sogenannte variable Röntgen-Doppelsterne nicht durch Schwarze Löcher erklären, in denen unregelmäßige, heftige Ausbrüche von Röntgenstrahlung beobachtet werden. Nur wenn es eine feste Sternoberfläche gibt, kann sich dort das überströmende Gas ansammeln und von Zeit zu Zeit explodieren – auch die variablen Röntgenquellen müssen demnach Neutronensterne enthalten
Schwarze Löcher kann es also nur in Röntgen-Doppelsternen geben, in denen keinerlei Pulse zu sehen sind. Als solch ein System war Circinus X-1 bekannt. Lange galt dieses Objekt als guter Kandidat für ein Schwarzes Loch – bis es eines Tages Röntgenausbrüche produzierte und somit aus der Kandidatenliste gestrichen werden mußte.

Aus Sicht der Theoretiker sind Röntgenausbrüche nur bei solchen Systemen zu erwarten, in denen die Rate, mit der Gas vom normalen Stern auf den Neutronenstern überströmt, relativ gering ist. Bei Circinus X-1 hatte sich Rate offenbar im Laufe der Zeit verringert. Leider ist das Fehlen von Radiopulsen ebenso kein zuverlässiges Kriterium für ein Schwarzes Loch. Denn auch ein Neutronenstern muß nicht zwangsläufig Radio- oder Röntgenpulse ausstrahlen.

Wie also lassen sich dann aus der Liste der Kandidaten Schwarze Löcher herausfiltern? Zwei Eigenschaften Schwarzer Löcher können sich dafür eignen: ihre fehlende feste Oberfläche sowie ihre im Prinzip unbegrenzt große Masse. Im Vergleich dazu können Neutronensterne eine bestimmte Massenobergrenze nicht überschreiten. Ab einer bestimmten Maximalmasse müssen Neutronensterne zu einem Schwarzen Loch kollabieren. Daß es solch eine Obergrenze geben muß, ist theoretischen Astrophysikern schon seit längerem klar. Unklar blieb bis heute, wo dieser Maximalwert genau liegt.

Der Beweis für die Existenz einer Maximalmasse für Neutronensterne läuft etwa folgendermaßen: Die Stabilität eines Sterns beliebiger Art ist vom Gleichgewicht zwischen der eigenen Schwerkraft (Gravitationsdruck) und einem inneren Gegendruck bestimmt. Ein Stern wie die Sonne, der im Zentrum einen nuklearen Fusionsofen birgt, erzeugt den inneren Druck mit der produzierten Wärme als Gasdruck. Weiße Zwerge oder Neutronensterne, deren nukleares Feuer bereits erloschen ist, verdanken ihre Stabilität dem sogenannten Entartungsdruck – einem Phänomen der Quantenphysik.

Nach dem von Wolfgang Pauli entdeckten Ausschließungsprinzip ("Pauli-Prinzip") kann jeweils nur ein sogenanntes Fermion (ein Teilchen mit halbzahligem Spin – wie Elektron, Proton oder Neutron) einen bestimmten Energiezustand in einem Quantensystem besetzen. Ein kompakter Stern – Weißer Zwerg oder Neutronenstern – bildet ein einzi-ges zusammenhängendes Quantensystem, mit einer zwar riesigen, aber trotzdem begrenzten Anzahl von energetischen Zuständen.

In einem Elektronengas, wie es auch Weiße Zwerge enthalten, streben die Elektronen – wie die Komponenten jedes Systems, nach dem stabilsten, niedrigsten Energiezustand. Wegen des Pauli-Prinzips können aber nicht alle Elektronen in diesem Zustand bleiben, sondern müssen auch höhere Energiezustände annehmen. So bauen Elektronen in einem Elektronengas den Entartungsdruck auf, der dem Gravitationsdruck entgegenwirkt und den Stern im Gleichgewicht hält.

In den dreißiger Jahren bewies der Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar mithilfe des Pauli-Prinzips angewandt auf das Elektronengas, daß ein Weißer Zwerg nicht mehr als 1,4 Sonnenmassen enthalten kann. Wird diese Grenze überschritten – zum Beispiel durch Gas, das von einem Begleitstern nach und nach überströmt – so hält der Entartungsdruck dem Gravitationsdruck nicht mehr stand.

Zunächst drückt die anwachsende Schwerkraft die Elektronen sozusagen in die Atomkerne hinein, wo sie sich mit den Protonen zu Neutronen verbinden. Das reduziert die Zahl der Elektronen, so daß der Entartungsdruck sinkt. Die Folge: Der Weiße Zwerg schrumpft, woraufhin sich das Ungleichgewicht noch weiter verstärkt. Schließlich kollabiert der Weiße Zwerg im Bruchteil einer Sekunde zu einem "Neutronenstern".

In einem Neutronenstern würde das Elektronengas der Schwerkraft nicht standhalten können. Elektronen und Protonen verschmelzen zu Neutronen, Atomkerne verschmelzen miteinander; es entsteht sozusagen ein riesiger Atomkern, der vor allem aus Neutronen besteht, einem Neutronengas. Ähnlich wie die Elektronen im Weißen Zwerg können die Neutronen eines Neutronensterns nicht alle den gleichen, niedrigsten Energiezustand einnehmen. Sie bauen einen Druck auf, der nach außen gerichtet ist.

Die physikalischen Eigenschaften eines solchen entarteten Neutronengases sind bisher nur wenig erforscht, weil dabei auch die "Starke Wechselwirkung" zwischen den Neutronen sowie ihrer Bestandteile, den Quarks, berücksichtigt werden muß.

Aus diesen Gründen konnten die Astrophysiker die obere Grenzmasse der Neutronensterne theoretisch nicht exakt berechnen. Einfache theoretische Argumente liefern die Aussage, daß diese Grenzmasse keinesfalls über sechs Sonnenmassen liegen kann. Detalliertere Berechnungen ergeben einen Wert unterhalb drei Sonnenmassen. Bisher haben die Beobachter jedoch noch keinen Neutronenstern mit mehr als zwei Sonnenmassen entdecken können.

Enthält ein Röntgen-Doppelstern eine dunkle Komponente mit mehr als drei Sonnenmassen, so sollte dieser also ein sehr guter Kandidat für ein Schwarzes Loch sein. Wie läßt sich dessen Masse bestimmen? In Doppelsternen liefert die Messung der Bahngeschwindigkeiten der Sterne zusammen mit den Keplerschen Bahngesetzen eine Untergrenze für beide Sternmassen. Die Unbekannte bleibt die Neigung der Bahnebene relativ zur Blickrichtung des Beobachters. Bislang kennen die Astronomen sieben Systeme, in denen die dunkle Komponente definitiv mehr als drei Sonnenmassen umfaßt. Nimmt man einen statistischen Mittelwert für die Neigung der Bahnebenen an, so können die Forscher die jeweils unsichtbaren Sternpartner auf ein Intervall von 4 bis 12 Sonnenmassen eingrenzen.

Eine Identifizierung von Schwarzen Löchern in diesen sieben Systemen wäre verläßlicher, wenn es bei ihnen Hinweise auf die zweite Eigenschaft gäbe, über die Neutronensterne nicht verfügen: daß die Objekte keine feste Oberfläche haben. Gaswolken, die frei in ein Schwarzes Loch fallen, finden kaum die Zeit, ihre thermische Energie unterwegs abzustrahlen; sie stürzt mit der Materie durch den Ereignishorizont. Ein ferner Beobachter wird davon nur wenig wahrnehmen. Das verletzt nicht die Energie-Erhaltung, denn die thermische Energie wird einfach Teil der Masse des Schwarzen Loches. Dennoch reduziert dieser Prozeß den von Ferne sichtbaren Wirkungsgrad der Schwarzen-Loch-Maschine.

Bei Neutronensternen treffen die Gasströme in jedem Fall auf eine feste Oberfläche und setzen dabei zwangsläufig Strahlung frei. Dunkle Objekte, die Materie mit einer bestimmten Rate ansaugen, die aber keine hohe Wärmestrahlung abgeben, können also nur Schwarze Löcher sein.

Im Jahre 1995, auf einem Workshop in der japanischen Stadt Kioto, bezeichnete ich Gasströmungen, die eine zu geringe Wärmestrahlung abgeben, als ADAFs (advection-dominated accretion flows), ein Begriff, der sich seither durchgesetzt hat. Beobachter suchen seitdem nach Röntgen- und Gamma-Strahlungsquellen, die schwächer leuchten, als eine Abstrahlung mit einem Wirkungsgrad von etwa zehn Prozent erwarten ließe.

Materie, die sich einem kompakten Objekt nähert, bewegt sich in aller Regel nicht in einer geraden Linie, sondern vielmehr auf einer spiralförmigen Bahn. Bei einem kontinuierlichen Zustrom bildet sich daher um das Schwarze Loch eine Akkretionsscheibe. Um sich dem Zentralobjekt anzunähern, muß die akkretierende Materie laufend Drehimpuls abgeben. Der Drehimpulstransport erfolgt über Reibung, die zugleich das Gas in der Scheibe aufheizt (siehe Kasten links). Je nachdem wie effektiv Strahlung die erzeugte Wärme abgibt, bleibt die Scheibe heißer oder kühler. Relativ kühle Akkretionsscheiben sind flach, heiße Scheiben können sehr dick sein – bis hin zu einer Kugelform. Für ADAFs sind demnach dicke Scheiben zu erwarten.

Schon 1977 diskutierte Setsuo Ichimaru von der Tokio-Universität die Möglichkeit einer geringen Strahlungsausbeute, um die Eigenschaften des Röntgen-Doppelsterns Cygnus X-1 zu erklären. Doch erst 1994 setzte ein allgemeines Interesse an den ADAFs ein: Mehrere Astrophysiker und ich entwickelten zunächst einfache Modelle, die von weiteren Forschern verfeinert wurden. So verbesserten sich die ADAF-Modelle Schritt für Schritt. Inzwischen konnte man beispielsweise das Röntgenspektrum des Milchstraßenzentrums durch ein ADAF-Modell erklären und so eine Vermutung bestätigen, die Martin Rees von der Cambridge-Universität schon im Jahre 1982 geäußert hatte.

Es gibt Röntgen-Doppelsterne, die sowohl kontinuierliche Röntgenstrahlung als auch sporadische Ausbrüche von Röntgenstrahlen zeigen: Die meiste Zeit verhalten sich diese Quellen ruhig, bis plötzlich ein heftiger Anstieg der Strahlung registriert wird. Entsprechend vermuten die Astrophysiker, daß die Akkretionsscheiben in diesen Quellen zwei Komponenten aufweisen: im inneren Bereich eine dicke Komponente mit ADAF-Eigenschaften und eine dünne Komponente außen. Die Ausbrüche sollten durch Instabilitäten in der äußeren Komponente ausgelöst werden.

Am 20. April 1996 beobachteten amerikanische Astronomen die variable Quelle GRO J1655-40 im visuellen Bereich. Zunächst sah es so aus, als wäre mit der Beobachtung etwas total schiefgelaufen. Aber dann erkannten die Forscher ihr riesiges Glück: Sie hatten die Quelle sozusagen auf frischer Tat ertappt – mitten in einem heftigen Ausbruch. Während der folgenden fünf Tage steigerte dieser Doppelstern seine visuelle Helligkeit, blieb im Röntgenbereich jedoch unterhalb der Nachweisgrenze (siehe Kasten Seite 31).

Am sechsten Tag leuchte die Quelle GRO J1655-40 auch im Röntgenbereich auf. Wie Jean-Marie Hameury von der Straßburger Sternwarte, McClintock, Narayan und ich kurz darauf zeigen konnten, stimmte diese zeitliche Verzögerung genau mit dem überein, was wir aufgrund des Zwei-Komponentenmodells erwartet hatten: Die dünne äußere Scheibe, weit genug vom Schwarzen Loch oder Neutronenstern entfernt, ist relativ kühl und sendet zunächst optische Strahlung, aber kein Röntgenlicht aus. Ereignet sich dann dort aufgrund einer Instabilität ein Ausbruch, ist dieser zunächst nur im sichtbaren Bereich nachweisbar. Später breitet sich das Gas der dicken ADAF-Komponente solange bis zum Schwarzen Loch aus, bis es auch im Röntgenbereich zu strahlen beginnt. Der Glücksfall dieser Beobachtung bestätigte unverhofft unser Modell.

Wie läßt sich nun bei solchen Objekten herausfinden, ob ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch vorliegt? Narayan, McClintock und Michael Garcia vom Center for Astrophysics schlugen folgende Kriterien vor: Vorausgesetzt die Akkretionsrate ist in beiden Fällen gleich, dann sollte ein Neutronenstern als Komponente eines Doppelsterns eine höhere Röntgen-Leuchtkraft entwickeln als ein Schwarzes Loch.

Doch leider sind die Akkretionsraten in den Röntgen-Doppelsternen nicht direkt meßbar. Einen ungefähren Anhaltspunkt liefert jedoch die Umlaufperiode des Systems. Denn für gleiche Umlaufperioden ist zumindest statistisch auch die gleiche Akkretionsrate zu erwarten. Bei gleicher Umlaufperiode sollten also Systeme mit Schwarzen Löchern nach unserem Moell schwächer leuchten als andere. Genaue Perioden sind nur für eine Handvoll solcher Systeme bekannt, so daß auch diese Methode bisher nur vage Anhaltspunkte liefern konnte. Doch bei den Systemen, die eine unsichtbare Komponente mit mehr als drei Sonnenmassen aufweisen, ist immerhin eine deutliche Tendenz zu geringerer Röntgenstrahlung erkennbar.

Zwar haben neuere Arbeiten gezeigt, daß das einfache ADAF-Modell verbessert werden muß, da es neben dem Einsturz der Materie nicht das Wiederausströmen von Materie berücksichtigt. Allgemeinere Modelle, die auch solche Prozesse berücksichtigen, liefern weitere Unterscheidungskriterien zwischen Neutronensternen und Schwarzen Löchern.

Die Akkretion von Materie auf Schwarze Löcher bleibt ein junges Forschungsgebiet mit vielen offenen Detailfragen. Aber es kann schon jetzt festgestellt werden, daß ADAF-Objekte, deren Sternmassen über der Grenzmasse für Schwarze Löcher liegen, ohne jeden Zweifel als Schwarze Löcher gelten können. Denn nur ein kompaktes Himmelsobjekt mit einem Ereignishorizont kann das Verschwinden von Energie erklären, wie es die Astronomen für solche Systeme diagnostizieren. Ich erwarte, daß die demnächst startenden Röntgensatelliten Chandra und XXM weitere ADAF-Objekte aufspüren und damit die Anzahl der gesicherten Schwarzen Löcher erhöhen werden. Schwarze Löcher sind nach wie schwarz, aber sie können sich nicht mehr länger vor uns verbergen. Wir lernen, ihren Schleier zu lüften


Aus: Spektrum der Wissenschaft 8 / 1999, Seite 26
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