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Vorschau:
Die Messungen

Die Messungen

Bisher hat man noch kein Schwarzes Loch direkt beobachtet. Bei einem Objekt, das kein Licht abgibt, ist das natürlich nicht weiter verwunderlich. Man muss die Sache deshalb anders angehen und nach indirekten Wirkungen suchen. Darum hat man verschiedene Messkampagnen unter den Begriffen "Black-Hole-Cam" und "Event-Horizon-Telescope" bzw. "EHT" gestartet. Zunächst wurden im Rahmen des Black Hole Cam Projekts die Bahnen von etwa 30 Sternen um das schwarze Loch herum aufgezeichnet. Aus den Bahnparametern konnte man auf die Masse im Zentrum schließen, das schwarze Loch mit dem Namen Sagittarius A* mit etwa 4 Millionen Sonnenmassen. Außer diesem wurde neulich noch ein zweites gefunden, mit hunderttausend Sonnenmassen. Das Ziel ist jetzt, die gravitativen Effekte in unmittelbarer Nähe des schwarzen Loches zu beobachten und mit dem Event-Horizon-Teleskop gar den Schatten von SgrA* selbst, denn es ist zwar klar, dass es eine gewaltige Masse gibt, doch noch nicht, wie sich die Raumzeit in unmittelbarer Umgebung davon verhält.

Messgrößen

Zuerst ist es wichtig, eine Vorstellung von den astronomischen Größen zu haben. Abstände in großer Entfernung werden normalerweise mit ihrer scheinbaren Größe angegeben. Dies ist der Winkel, unter dem man zwei Objekte bzw. die beiden Ränder eines Objektes sieht. Die wahre Größe hängt dann natürlich von der Entfernung der Objekte ab. Den Abstand in der dritten Dimension, also wenn ein Objekt etwas weiter entfernt ist als das andere, diesen Abstand kann man leider nicht direkt sehen. Aus den gemessenen Bahndaten kann man die wahren Abstände jedoch oft rekonstruieren. Betrachten wir nun das Zentrum der Milchstraße. Dieses ist 26'000 Lichtjahre von der Erde entfernt. Für die scheinbaren Abstände im galaktischen Zentrum erhält man: $$1°=26000LJ\cdot 2\pi/360=454LJ$$ Vergleich: Der Vollmond in etwa 1.5Ls Entfernung hat eine scheinbare Größe von etwas mehr als einem halben Grad. $$1'=1arcmin=7.6LJ$$ 1' kann das menschliche Auge maximal auflösen. Blickt man also auf den Mond, so sollte ein Krater, dessen Durchmesser 1/30 des Mondes ist, bei günstiger Beleuchtung gerade noch erkennbar sein. $$1''=1arcsec=1'000mas=10^6\mu as=1/8LJ=1.5LMt=4\cdot 10^6 Ls$$ 1" stellt für die Amateur-Astronomie die Grenze dar, die mit bloßem Auge bei einem Teleskop mit 14cm Durchmesser und einer Vergrößerung von 60 bereits erreicht wird. Eine weitere Vergrößerung macht Sinn, damit man nicht so angestrengt schauen muss und ein größeres Teleskop kann mehr Licht sammeln, aber der Detailreichtum kann mit einfachen Mitteln nicht mehr erhöht werden. Dies liegt an der Luftunruhe, worauf im folgenden Kapitel "Teleskope" noch genauer eingegangen wird. Was erwartet man nun zu sehen? Zuerst die schlechten Nachrichten: -Das schwarze Loch SgrA* hat einen Durchmesser von nur 75Ls, bzw. 19µas. (Kreis in der Zeichnung unten). Im Verhältnis zu den 26'000 Lichtjahren Abstand ist das 1:10 Milliarden. Auf dem Mond entspricht dies einer scheinbaren Grösse von 3.5cm oder auf den Durchmesser der Erde bezogen einem Millimeter. -Die Auflösungsgrenze vergrößert die hellen Bereiche auf Kosten der dunklen. Es ist also viel schwieriger, dunkle Bereiche zu sehen, als helle. Nun aber doch noch eine positive Nachricht: -Der Bereich um SgrA*, in dem die Krümmung des Raumes noch messbare Effekte zeigt, wurde in Simulationen zu 53µas ermittelt, also fast dreimal größer als der Ereignishorizont selbst. In der Galaxis M87 sollten es immerhin noch 22µas sein. Die Zeichnung unten soll veranschaulichen, was man etwa sehen könnte:

Der Ereignishorizont hat einen Radius von $r_h=2GM/c^2$. Dieser ist als oranger Kreis veranschaulicht. Die Akkretionsscheibe um das schwarze Loch besteht aus Plasma, das teilweise in das Loch fällt, aber auch weggeschleudert werden kann. Auf der Seite, auf der sich das Plasma auf uns zu bewegt, sollte es hell strahlen (im Bild links), auf der anderen Seite erscheint es stark rotverschoben und daher dunkel. Die innerste Bahn, auf der ein massives Teilchen um das schwarze Loch kreisen kann, ohne hinein zu fallen, liegt bei $r_{ISCO}=6GM/c^2$. Diese Bahn wird ISCO genannt (innermost circular orbit). Für Licht liegt dieser Radius hingegen bei $r_c=3GM/c^2$. Obwohl es so im Namen des Teleskops steht, kann man den Ereignishorizont also gar nicht sehen. Nicht nur, weil er kein Licht ausstrahlt, sondern weil auch das meiste Licht in der Nähe nicht nach außen dringt. Wesentlich ist auch, aus welchem Winkel man auf die Scheibe schaut. Am schönsten wäre es natürlich, rechtwinklig auf die Rotationsebene zu sehen. Dies ist aber kaum zu erwarten, da das Schwarze Loch eher in derselben galaktischen Ebene rotiert, in der wir uns auch befinden. Das Bild wird somit perspektivisch verzerrt sein. Zudem wirken sich der Doppler-Effekt und das Frame-Dragging der Rotation aus. (Der Raum um das schwarze Loch nimmt auch Drehimpuls auf und wird somit mitgezogen).

Indirekte Messungen

Neben der direkten Messung, die jetzt ansteht, gibt es schon lange indirekte Messungen, mit denen man die Position vieler schwarzer Löcher bestimmt hat. Hier verweise ich auf die Darstellung von Andreas Müller. Die gravitative Wirkung zwingt die Sterne auf enge und schnelle Bahnen, in deren Brennpunkt sich SgrA* befinden muss. Einer der nächsten Sterne die beobachtet wurden (S2) nähert sich SgrA* bis auf 50'000Ls und entfernt sich auf fast 1Mio. Ls. Der Fleck bzw. das Beugungsscheibchen in der Darstellung ist etwa halb so groß wie die Bahn des Sterns um SgrA*. Der Stern ist mit 30Ls Durchmesser zwar viel größer als die Sonne, aber immer noch weit unter der Auflösungsgrenze. Daher erscheint er etwa 20'000 mal größer als mit einer theoretisch perfekten Strahlen-Optik.

Bildnachweis: ESO Das linke Bild zeigt einen Ausschnitt von ungefähr 2 x 2 Bogensekunden (1/8 LJ, bzw. 46Ld). Die Aufnahme wurde im Infrarotbereich gemacht bei 2.1 µm Wellenlänge. Die Auflösung beträgt 60mas, bzw. 240'000Ls. Die Zahlen auf der Bahnkurve bezeichnen den Zeitpunkt der Beobachtung in Bruchteilen des Jahres.
 
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