Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 17. Oktober 2023.

17. Oktober 2023 – Das Ergebnis wurde durch eine ausgeklügelte Analyse von radioastronomischen Beobachtungen des Materiestroms um einen jungen Stern in der Dunkelwolke CB26 erzielt. Die Arbeit wurde in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht.

Beobachtungen von Ralf Launhardt, einem Gruppenleiter am Max-Planck-Institut für Astronomie, und seinen Kollegen haben einen wichtigen Teil des Standardszenarios für die Entstehung neuer Sterne bestätigt: einen Mechanismus, der es Gaswolken erlaubt zu kollabieren (und so einen neuen Stern hervorzubringen), ohne dabei von ihrer eigenen Rotation zerrissen zu werden.

Neue Sterne entstehen, wenn Gas in einer kosmischen Wasserstoffwolke unter seiner eigenen Schwerkraft kollabiert und die Gastemperatur dabei gehörig ansteigt. Ab einer bestimmten Dichte- und Temperaturschwelle setzt Kernfusion ein, bei der Wasserstoffkerne zu Heliumkernen verschmelzen. Dann ist ein neuer Stern entstanden. Zum Leuchten gebracht wird er durch die Energie, die bei der Kernfusion freigesetzt wird. Allerdings gibt es dabei eine Komplikation. Keine Gaswolke im Kosmos ist vollkommen unbewegt – alle Wolken rotieren zumindest ein wenig. Zieht sich das Gas zusammen, wird diese Rotation immer schneller. Physiker nennen dies „Drehimpulserhaltung“. Außerhalb der Astronomie kennt man das z.B. vom Eiskunstlauf: Eine Eiskunstläuferin, die eine Pirouette drehen möchte, beginnt eine langsame Drehung, bei der beide Arme und ein Bein vom Körper weggestreckt sind. Zieht sie anschließend Arme und Beine nahe an den Körper, erhöht sich die Drehgeschwindigkeit beträchtlich.

Ein Problem und seine (mögliche) Lösung
Für die Sternentstehung ist das potenziell ein Problem. Schnelle Rotation erzeugt Zentrifugalkräfte, die Materie von der Drehachse wegschleudern. Bei einem Kettenkarussel ist das gewollt: Dreht sich das Karussell, werden die an Ketten befestigten Sitze der Mitfahrenden nach außen geschleudert. Für einen Protostern hingegen könnten die Fliehkräfte fatal sein: Wird genügend viel Material herausgeschleudert, während die Wolke kollabiert und ihre Drehung dadurch immer weiter beschleunigt, bleibt möglicherweise nicht mehr genug übrig, um überhaupt einen Protostern entstehen zu lassen!

Dies wird als „Drehimpulsproblem“ der Sternentstehung bezeichnet. Eine theoretische Lösung für zumindest einen großen Teil des Problems wurde in den 1980er Jahren gefunden. Fällt zusätzliche Materie auf den entstehenden zentralen Protostern, bildet sie eine so genannte Akkretionsscheibe: eine flache, rotierende Scheibe aus Gas und Staub, deren Materie schließlich auf den Protostern im Zentrum fällt. Die Physik von Akkretionsscheiben ist dabei ziemlich kompliziert: Ein Teil des Gases in der Scheibe wird zu Plasma, in dem sich Wasserstoffatome in jeweils ein Elektron und ein Proton aufspalten. Wird das Plasma in der Scheibe herumgewirbelt, erzeugt es ein Magnetfeld. Dieses Feld wiederum beeinflusst den Plasmastrom: Ein kleiner Teil des Plasmas driftet entlang der Magnetfeldlinien ab. Immer wieder stoßen die abdriftenden Plasmateilchen dabei mit (elektrisch neutralen) Molekülen zusammen und reißen so einen Teil des molekularen Gases mit. Jene wegfliegenden Moleküle bilden einen „Scheibenwind“, welcher der Scheibe erhebliche Mengen an Drehimpuls entziehen kann. Der Verlust des Drehimpulses wiederum verlangsamt die Rotation, verringert die Zentrifugalkräfte und könnte so das Drehimpulsproblem des Protosterns lösen.

Von der Hypothese zur Beobachtung
Zunächst war dieses Szenario nicht mehr als eine plausible Hypothese. Akkretionsscheiben sind vergleichsweise kleine Strukturen. Selbst für die erdnächsten Sterne waren die Beobachtungsmethoden lange Zeit nicht gut genug, um sie zu untersuchen. Deshalb dauerte es mehr als 20 Jahre, bis Astronomen erste Belege für die Richtigkeit der Hypothese fanden: Im Jahr 2009 konnten Ralf Launhardt und Kollegen am Max-Planck-Institut für Astronomie solche Ausflüsse in der Nähe jungen Sterns in einer kleinen Wasserstoffwolke mit der Bezeichnung CB26 beobachten. Mit einer Entfernung von weniger als 460 Lichtjahren von der Erde ist CB26 eines der nächsten bekannten Scheibensysteme um einen Protostern.

Die fraglichen Beobachtungen werden mit Radioteleskopen durchgeführt, die bei Millimeterwellenlängen arbeiten, in diesem Fall am Observatorium Plateau de Bure Interferometer. Die Signale mehrerer Antennen werden dabei auf geschickte Weise so kombiniert, dass sie wie eine einzige, deutlich größere Radioantenne wirken. Radioteleskope dieser Art können Strahlung nachweisen, die für verschiedene Arten von Molekülen – hier konkret Kohlenmonoxid (CO) ­– charakteristisch ist. Bewegen sich Moleküle auf die Antenne zu oder von ihr weg, verschiebt sich diese charakteristische Strahlung zu etwas längeren oder kürzeren Wellenlängen („Dopplereffekt“). Das ermöglicht es Astronomen*innen, die Gasbewegung entlang der Sichtlinie zu erfassen.

Die Beobachtungen von 2009 zeigten, dass der Gasausfluss des jungen Sterns tatsächlich in einer Weise in Bewegung war, wie man es von einem rotierenden Scheibenwind erwarten würde, der Drehimpuls abgibt. Sie konnten jedoch keine ausreichend feinen Details liefern, um ein Urteil über den Abstand vom Stern zu ermöglichen, in dem der Wind von der Scheibe ausgeht. Dieser Abstand bestimmt (Hebelwirkung!), wieviel Drehimpuls der Gasfluss abtransportieren kann.

Rotierende Scheibenwinde beobachten
Die neuen Ergebnisse, die jetzt veröffentlicht wurden, liefern endlich die Bestätigung. Dafür haben Launhardt und Kolleg*innen Beobachtungen mit deutlich höherer Winkelauflösung durchgeführt als zuvor. Sie verwendeten eine Konfiguration des Plateau de Bure-Observatoriums, bei der die Radioantennen weiter voneinander entfernt waren als bei ihren ersten Beobachtungen. Außerdem brachten sie ein ausgeklügeltes physikalisch-chemisches Modell der Scheibe ins Spiel, das es ihnen ermöglichte, in ihren Beobachtungen zwischen den Beiträgen der Scheibe und den Beiträgen des Scheibenwindes zu unterscheiden. Damit gelang es erstmals, die Dimensionen des kegelförmigen Ausflusses direkt aus den rekonstruierten Bildern zu bestimmen. Vorangehende Forschungen hatten diese Dimensionen lediglich unter Zuhilfenahme eines theoretischen Modells indirekt erschließen können, da die Startregion der Winde in den betreffenden Beobachtungen nie direkt abgebildet werden konnte. In der Nähe der Scheibe hat das untere Ende des Kegels einen Radius von etwa dem 1,5-fachen der Erde-Neptun-Entfernung – mehr als genug für den Scheibenwind, um eine Menge Drehimpuls mitzunehmen!

Damit steht fest: Scheibenwinde können tatsächlich den größten Teil des Drehimpulsproblems bei Protosternen lösen. Zum Vergleich zogen die Forscher*innen noch die indirekten Ergebnisse zur Scheibenrotation in neun anderen jungen Stern-Scheiben-Systemen heran, die seit ihrem 2009er-Artikel veröffentlicht worden waren. Dieser Vergleich zeigte einen deutlichen Trend: Im Laufe der Zeit wächst der durchschnittliche Radius des Scheibenbereichs, von dem aus der Scheibenwind ausströmt. Während der ersten Zehntausende von Jahren, gibt es hoch konzentrierte Scheibenwinde, während die Scheibenwinde nach etwa einer Million Jahren ungleich diffuser sind.

Nächste Schritte
Die Astronomen planen bereits ihre nächsten Beobachtungen von CB26. In der Zwischenzeit wurde das Plateau de Bure Interferometer aufgerüstet: Das neue Observatorium mit dem Namen NOEMA verfügt über 12 statt der bisherigen 6 Antennen und ermöglicht Konfigurationen, mit denen doppelt so kleine Details wie mit dem Vorgänger-Observatorium herausgearbeitet werden können. Doch auch wenn diese Verbesserungen sehr vielversprechend sind, war der entscheidende Schritt das, was der hier beschriebene Artikel leistet: die Bestätigung, dass Scheibenwinde tatsächlich ein wichtiger Faktor sind, der die Entstehung von Protosternen überhaupt erst ermöglicht und das Drehimpulsproblem lösen kann.

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebene Arbeit wurde als R. Launhardt et al. „A resolved rotating disk wind from a young T Tauri star in the Bok globule CB 26⋆“, in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht.

Die beteiligten MPIA-Forscher sind Ralf Launhardt, Thomas Henning und Dimitry Semenov in Zusammenarbeit mit Yaroslav Pavlyuchenkov, Vitaly Akimkin (beide INASAN Moskau) und sieben weiteren Wissenschaftler*innen aus Deutschland, Frankreich und Großbritannien.

Originalveröffentlichung
R. Launhardt, Ya. N. Pavlyuchenkov, V. V. Akimkin, A. Dutrey, F. Gueth, S. Guilloteau, Th. Henning, V. Pietu, K. Schreyer, D. Semenov, B. Stecklum, T. L. Bourke
A resolved rotating disk wind from a young T Tauri star in the Bok globule CB26
Accepted by A&A, 25 pages, 19 figures
dx.doi.org/10.1051/0004-6361/202347483
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2023/10/aa47483-23/aa47483-23.html
pdf: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2023/10/aa47483-23.pdf

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• Sternentwicklung

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Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie 31. August 2023.

31. August 2023 – Ein internationales Team von Forscherinnen und Forschern unter der Leitung von Silke Britzen vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn hat Blazare untersucht, dabei handelt es sich um akkretierende supermassereiche schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien. Blazare sind Objekte, bei denen einer der von dem aktiven galaktischen Kern emittierten Jets direkt auf die Erde gerichtet ist. Die Forscher können nachweisen, dass die beobachtete Variabilität der Blazare auf die Präzession der Jet-Quelle zurückzuführen ist, die entweder durch die Anwesenheit eines zweiten massereichen Schwarzen Lochs in der Nähe des primären Schwarzen Lochs oder durch eine verkrümmte Akkretionsscheibe um ein einzelnes Schwarzes Loch verursacht wird.

Mit dem Begriff „Blazar“ bezeichnen Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler eines der dramatischsten Beispiele im Zoo von aktiven galaktischen Kernen (AGN), also akkretierenden supermassereichen Schwarzen Löchern in den Zentren von Galaxien. Blazare heißen die Schwarzen Löcher, deren Jet direkt auf die Erde gerichtet ist.

Die Ergebnisse der jahrzehntelangen Untersuchungen von Blazaren wurden stets so interpretiert, dass die häufige und deutliche Aufhellung dieser Quellen, die so genannte Flare-Aktivität, mit dem Ausstoß von Jet-Komponenten aus dem Kern in den Jet verbunden ist, was zu einer plötzlich verstärkten Emission führt.

Jets von Blazaren sind oft gekrümmt und nicht so linear ausgerichtet, wie man es erwarten könnte. Man nimmt an, dass gewundene Jetstrukturen mit dem Ausstoß von Komponenten aus dem Kern zusammenhängen. Es wurde vermutet, dass sowohl die gewundenen Jets als auch die Aufhellung der Zentralquelle einen zufälligen Ursprung haben – abhängig von der Fütterung des Schwarzen Lochs. Im Laufe der Jahre haben jedoch immer detailliertere Beobachtungsergebnisse Zweifel an diesem möglicherweise zu einfach angesetzten Zusammenhang aufkommen lassen.

Eine neue Veröffentlichung im „Astrophysical Journal“ stellt die angenommene Beziehung zwischen Ausstoß und Aufflackern für die hellen und stark veränderlichen Blazare in Frage. „Wir präsentieren Beweise und diskutieren die Möglichkeit, dass die tatsächliche Ursache eine Präzession der Jet-Quelle ist, die entweder durch ein supermassereiches binäres Schwarzes Loch am Fußpunkt des Jets oder – weniger wahrscheinlich – durch eine gekrümmte Akkretionsscheibe um ein einzelnes Schwarzes Loch verursacht wird, die für die beobachtete Variabilität verantwortlich ist“, sagt Silke Britzen vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn, die Erstautorin der Untersuchung.

Wenn Jets aufgrund der Präzession herumwirbeln, führt diese Bewegung aufgrund des Doppler-Effekts zu periodischen Änderungen der Intensität (siehe Abb. 1 oben für eine vereinfachte Darstellung des Effekts). Dieser Effekt wurde bei einer Reihe von Jets in aktiven Galaxienkernen über viele Jahre hinweg festgestellt.

Für OJ 287 – den besten Kandidaten für ein binäres supermassereiches Schwarzes Loch – konnten Silke Britzen und ihr Team in ihrer „Rosetta“-Veröffentlichung die Präzession als Ursache für die starken Helligkeitsschwankungen und die Jet-Biegung nachweisen. Erst kürzlich wurden Vorhersagen aus ihrer Veröffentlichung von Komossa et al. bestätigt (siehe MPIfR-Pressemitteilung vom 23. Februar 2023).

Die Autoren haben das gleiche Modell nun auch auf andere Blazare angewendet. Für eine Stichprobe von 12 prominenten AGN zeigen ihre Ergebnisse, dass die Variabilität in der Helligkeit und in der Jet-Krümmung tatsächlich durch den Einfluss der Präzession erklärt werden kann.

Die Autoren bezweifeln nicht, dass die zugrundeliegende und schwer zu erforschende Jet-Physik auch durch interne Wechselwirkungen im Jet verursacht werden kann, die durch das so genannte Schock-in-Jet-Modell, durch Instabilitäten im Jet-Strahl oder durch energetische magnetische Rekonnexionen erklärt werden können. Allerdings wird das Aussehen der Jets durch die Präzession stark moduliert und verändert. Jets würden nicht so gekrümmt und so hell erscheinen, wäre die Präzession nicht am Werk.

Mit dem Wissen um die Auswirkungen der Präzession kann nun das Zusammenspiel eines kinematischen Systems erforscht werden, das im Wesentlichen vorhersagbar ist, da es geometrisch verstanden und modelliert werden kann (siehe Abb. 2 rechts und Video / Animation unten).

„Die Blazar-Variabilität in vielen Galaxien dürfte überwiegend nicht stochastischer, sondern eher deterministischer Natur sein“, ergänzt Silke Britzen. „Es ist faszinierend, das Innenleben der Maschinerie aktiver Galaxienkerne mit Hilfe von Variabilitätsstudien zu entschlüsseln.“

Eine der wichtigsten Folgerungen aus dieser Studie ist, dass die Krümmung des Jets wahrscheinlich ein Hinweis auf die Existenz von binären Schwarzen Löchern im Zentrum dieser Galaxien ist. So wird der Jet durch den Gravitationseinfluss eines zweiten Schwarzen Lochs auf das den Jet erzeugende Schwarze Loch zu einer mäandernden Bewegung gezwungen. Es gelang dem Team auch, Spuren einer Nutationsbewegung kleinerer Amplitude in den Radio-Lichtkurven sowie in der Kinematik der Jet-Komponenten nachzuweisen – das ist ein Effekt zweiter Ordnung und ein weiterer Beweis für die Präzession.

„Die Physik von Akkretionsscheiben und Jets ist ziemlich komplex, aber ihre Hauptkinematik kann mit einfachen Kreiseln verglichen werden – wenn man ein externes Drehmoment auf eine Akkretionsscheibe ausübt, zum Beispiel durch ein umlaufendes sekundäres Schwarzes Loch, wird sie eine Präzessions- und ebenso eine Nutationsbewegung ausführen, und mit ihr auch der Jet. Das ist ähnlich wie bei der Rotationsachse der Erde, die von Mond und Sonne beeinflusst wird“, fügt Michal Zajaček von der Masaryk-Universität (Brünn, Tschechische Republik), ein Mitautor der Studie, hinzu.

Radiobeobachtungen erreichen die höchste Auflösung bei astronomischen Beobachtungen, indem Radioteleskope über sehr große Entfernungen mit der „Very Long Baseline Radio Interferometry“ (VLBI) verbunden werden. Dies ist die gleiche Technik, die es dem Event-Horizon-Teleskop (EHT) ermöglichte, zum ersten Mal den Schatten eines Schwarzen Lochs abzubilden und das 6,5 Milliarden Sonnenmassen umfassende Schwarze Loch im Zentrum der Galaxie M87 zu beobachten.

Die Suche nach engen Paaren supermassereicher Schwarzer Löcher läuft seit Jahrzehnten und gleicht der Suche nach einer Stecknadel im Heuhaufen.

„Noch fehlt uns die ausreichende Auflösung, um die Existenz von supermassereichen binären Schwarzen Löchern direkt nachzuweisen. Aber die Präzession ihrer Jets scheint die beste Signatur solcher Objekte zu sein, deren Existenz nicht nur von Forschergruppen im Bereich Schwarze Löcher und AGNs erwartet wird, sondern auch im Bereich der Gravitationswellen, wo erst vor kurzem Beweise für die Existenz eines kosmischen Gravitationshintergrunds veröffentlicht wurden, der auf die Gravitationswellen zurückzuführen ist, die bei der Verschmelzungen massereicher Schwarzer Löcher im Laufe der kosmischen Geschichte ausgesandt werden“, schließt Silke Britzen.

Weitere Informationen:
Supermassereiche Schwarze Löcher befinden sich in der Regel in den Zentren von Galaxien. In aktiven Galaxien wird davon ausgegangen, dass die Akkretion von Materie auf das zentrale Schwarze Loch die enormen Energiemengen erzeugt, die die gesamte Galaxie überstrahlen können – das macht solche zentralen Regionen, die als Aktive Galaktische Kerne (AGN) bezeichnet werden, zu den leuchtkräftigsten, beständigen Quellen im Universum.

Ausgedehnte, bipolare Plasmastrahlen, die sich mit relativistischer Geschwindigkeit bewegen, so genannte Jets, werden durch ein starkes Magnetfeld aus der Zentralregion eines supermassereichen Schwarzen Lochs ausgestoßen.

Es wird beobachtet, dass sich helle Flecken im Jet, so genannte Jet-Komponenten, in den Jets mitbewegen. Diese Komponenten scheinen sich oft mit Überlichtgeschwindigkeit zu bewegen. Das steht jedoch nicht im Widerspruch zu Einsteins Spezieller Relativitätstheorie, da es sich leicht durch einen bekannten relativistischen Projektionseffekt erklären lässt. Da sich das Strahlmaterial mit Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit bewegt und auf den Beobachter gerichtet ist, erscheint die beobachtete Geschwindigkeit erhöht, da sich die beobachtete Ankunftszeit des Lichts verkürzt, wenn sich die Komponente auf den Beobachter zubewegt. Gleichzeitig wird die Intensität durch so genanntes relativistisches Beaming verstärkt, was auf verschiedene Weise überprüft werden kann, z. B. durch die Untersuchung der Helligkeitsänderung in den Jets. Die physikalischen Prozesse, die erklären, wie diese Komponenten entstehen, sind noch unbekannt.

Das Forscherteam umfasst Silke Britzen, Michal Zajaček, Gopal-Krishna, Christian Fendt, Emma Kun, Frédéric Jaron, Aimo Sillanpää, und Andreas Eckart. Silke Britzen und Andreas Eckart haben beide eine MPIfR-Zugehörigkeit.

Originalveröffentlichung:
Precession-induced Variability in AGN Jets and OJ 287
S. Britzen et al., in The Astrophysical Journal, 951, 106. DOI: 0.3847/1538-4357/accbbc,
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/accbbc,
pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/accbbc/pdf.

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• Schwarze Löcher

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Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) 31. Januar 2023.

31. Januar 2023 – Bei der Analyse von Daten aus dem eROSITA „Final Equatorial-Depth Survey“ haben Forschende am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) eine schwache Röntgenquelle gefunden, die sie als sehr weit entfernten Quasar identifizieren konnten. Dies ist die bisher am weitesten entfernte zufällige Röntgendetektion. Das supermassereiche Schwarze Loch akkretiert mit einer extrem hohen Rate Materie; damit ist der Quasar für seine enorme Entfernung – mit einer Rotverschiebung von z = 6,56 – sehr viel heller als erwartet. Sein vor fast 13 Milliarden Jahren abgestrahltes Licht ermöglicht es den Astronominnen und Astronomen, das Wachstum von Schwarzen Löchern im frühen Universum zu untersuchen.

Supermassereiche Schwarze Löcher in Zentren von Galaxien lassen sich auch auf große Entfernungen nachweisen – aber nur, wenn sie Materie ansammeln, die sich erhitzt und hell leuchtet. Dadurch bekommt das Galaxienzentrum einen „aktiven galaktischen Kern“ (AGN). Diese so genannten „Quasare“, oder quasi-stellaren Objekte, überstrahlen dann den Rest ihrer Galaxie. Sie leuchten im Röntgenbereich heller als alle anderen Objekte im Universum, sind aber bei großen Entfernungen dennoch schwer zu entdecken und extrem selten. Bisher wurden bei Rotverschiebungen von z > 5,7 – als das Universum weniger als eine Milliarde Jahre alt war – erst etwa 50 Quasare mit Röntgenteleskopen entdeckt.

Bei der Analyse von Röntgendaten des eROSITA „Final Equatorial-Depth Survey“ (eFEDS), die während der Leistungsüberprüfungsphase des eROSITA-Teleskops im Jahr 2019 aufgenommen wurden, fand das eROSITA-Team eine neue Punktquelle. In einer Zusammenarbeit mit Kollegen vom Subaru-Teleskop identifizierten sie das Röntgenlicht als den bereits bekannten Quasar J0921+0007. Dieser war ursprünglich mit einer Rotverschiebung von 6,56 von einer Forschungsgruppe entdeckt worden, die mit Subaru nach entfernten Quellen suchte. Gezielte Folgebeobachtungen bei Infrarotwellenlängen zeigten nun, dass das Schwarze Loch eine Masse von 250 Millionen Sonnen hat – relativ wenig für ein supermassereiches Schwarzes Loch in dieser Entfernung. Weitere Folgebeobachtungen mit dem Röntgensatelliten Chandra bestätigten die von eROSITA gemessene hohe Leuchtkraft, die auf eine sehr hohe Akkretionsrate hinweist.

„Wir haben nicht erwartet, einen aktiven Galaxienkern mit so geringer Masse bereits in unserer ersten Mini-Durchmusterung mit eROSITA zu finden“, sagt Julien Wolf, der im Rahmen seiner Doktorarbeit am MPE in den eROSITA-Daten nach weit entfernten supermassereichen Schwarzen Löchern sucht. „Es ist der bisher am weitesten entfernte zufällige Fund im Röntgenbereich. Zudem sind seine Eigenschaften eher untypisch für Quasare bei so hohen Rotverschiebungen: Er ist im sichtbaren Licht sehr schwach, gleichzeitig aber sehr leuchtstark im Röntgenlicht.“

Der von eROSITA aufgespürte Quasar weist Eigenschaften auf, die einer besonderen Klasse von sogenannten Seyfert-1-Galaxien im lokalen Universum ähneln. Diese besitzen supermassereiche Schwarze Löcher von unter 100 Millionen Sonnenmassen in ihren Zentren und akkretieren Materie mit hoher Geschwindigkeit. Diese Seyfert-1-Galaxien könnten daher jünger als ihre massereicheren Geschwister sein.

„Die Suche nach seltenen Objekten wie diesem erfordert Astronomie bei vielen unterschiedlichen Wellenlängen, die eROSITAs großes Blickfeld im Röntgenbereich ergänzen“, betont Mara Salvato, Sprecherin von eROSITA. „Glücklicherweise ist der größte Teil des Himmels bei optischen und infraroten Wellenlängen bereits kartiert, und gerade die Daten des Subaru-Teleskopes reichen für das eFEDS-Feld besonders tief und damit in die jüngsten Zeiten des Universums zurück.“

Die meisten aktiven Galaxien mit hohen Rotverschiebungen, das heißt in großen Entfernungen, beherbergen Schwarze Löcher von einer bis zehn Milliarden Sonnenmassen. Es sollte jedoch auch viele entfernte AGNs mit weniger massereichen Schwarzen Löchern geben. Damit Teleskope und Satelliten sie überhaupt beobachten können, müssen diese dann allerdings sehr schnell Materie ansammeln, um hell genug zu leuchten.

Zusätzlich zu ihrem Zufallsfund entdeckte das Team noch einen weiteren hellen und ähnlich weit entfernten Quasar im selben Beobachtungsfeld. „eROSITA eignet sich besonders gut dafür, seltene Röntgenobjekte wie diesen leistungsstarken Quasar mit hoher Rotverschiebung, zu finden und zu kartieren“, sagt Kirpal Nandra, Direktor für Hochenergiephysik am MPE. „Dies ist nun das zweite derartige Objekt, das wir in eFEDS gefunden haben, obwohl wir sie in diesem Feld gar nicht erwartet hatten.“

Die ersten eROSITA-Daten sind nur ein Vorgeschmack auf das, was noch kommen wird. Basierend auf diesen ersten Entdeckungen erwarten die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler, dass sie mit der eROSITA Himmelsdurchmusterung Hunderte von Quasaren finden könnten. Um diese schwer fassbare Population noch unbekannter entfernter Quasare zu finden, hat das Team ein umfangreiches Programm zur Analyse der eROSITA-Himmelsdurchmusterung entwickelt. Diese führte bereits zur Entdeckung von fünf neuen, im Röntgenlicht leuchtenden Quasaren bei z>5,6, die bald in einer weiteren Veröffentlichung vorgestellt werden. Gleichzeitig meldete ein russisches Forscherteam die ersten eROSITA-Entdeckungen bei hoher Rotverschiebung in der nördlichen Hemisphäre.

Objekte wie diese sind derzeit die beste Möglichkeit, die Entstehung Schwarzer Löcher in frühen Universum zu verstehen. Sollten sich die überraschenden eFEDS-Entdeckungen in einem größeren Datensatz bestätigen, könnte dies eine Herausforderung für einige evolutionäre Modelle darstellen.

Publikation:
X-ray emission from a rapidly accreting narrow-line Seyfert 1 galaxy at z=6.56
J. Wolf, K. Nandra, M. Salvato, et al.
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2023/01/aa44688-22/aa44688-22.html

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• Schwarze Löcher

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Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) 12. Januar 2023.

12. Januar 2023 – Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik (MPE) haben in der eROSITA-Himmelsdurchmusterung ein spektakuläres, sich wiederholendes Ereignis entdeckt. Im Zentrum einer ansonsten unscheinbaren Galaxie ereignen sich regelmäßig alle 220 Tage helle Röntgenausbrüche. Diese deuten auf einen Stern, der das dort befindliche massereiche Schwarze Loch umkreist und dabei in regelmäßigen Umläufen „füttert“. Solche Ereignisse könnten wirksame Mittel sein, um die Akkretionsprozesse und das Gravitationsfeld um supermassereiche Schwarze Löcher in anderen Galaxien zu erforschen.

Die meisten Galaxien im Universum beherbergen ein supermassereiches Schwarzes Loch in ihrem Zentrum. Beobachtungen deuten auf ein symbiotisches Wachstum dieser Schwarzen Löcher und deren Wirtsgalaxien hin. Diese Studien konzentrieren sich hauptsächlich auf „aktive“ Galaxien, in denen das zentrale Schwarze Loch ständig große Mengen an Materie ansammelt. Diese heizt sich auf und leuchtet sehr hell. Aktive Galaxien (oder Galaxien mit „aktiven galaktischen Kernen“, AGN) sind jedoch eine Minderheit gegenüber ruhigen Galaxien. Bei diesen ist es viel schwieriger die Eigenschaften des supermassereichen schwarzen Lochs im Kern zu untersuchen.

Gelegentlich kommt es vor, dass ein Stern zu nahe an das zentrale Schwarze Loch einer Galaxie wandert und durch dessen starke Gezeitenkräfte zerrissen wird (engl: „tidal disruption event“). Ein Teil der Materie des Sterns fällt in das Schwarze Loch und erhöht damit die „Fütterungsrate“ des Gravitationsmonsters vorübergehend. Diesen Prozess können Astronomen als kurzzeitige helle Blitze im Röntgen- und UV-Bereich beobachten. Derartige Ereignisse treten in einer gewöhnlichen Galaxie nur etwa alle 10.000 Jahre auf und sind damit sehr selten. Die meisten bisher beobachteten Kandidaten waren einmalige Ereignisse, die aufgrund der Zerstörung des Sterns einen einzigen Ausbruch zeigten. In jüngster Zeit wurden nun einige veränderliche Ereignisse entdeckt, die periodische oder sich wiederholende Ausbrüche zeigen. Diese könnten auf Sterne zurückzuführen sein, die ihre erste Begegnung glücklicherweise überleben: Anstatt vollständig zerstört zu werden, umkreist der Überrest das supermassereiche Schwarze Loch, wobei er Teile seiner äußeren Schichten verliert und das Schwarze Loch bei jeder Passage erneut füttert.

„Solche sich wiederholenden, teilweisen Zerstörungen könnten ein effektives Mittel sein, um den Akkretionsprozess um supermassereiche Schwarze Löcher zu erforschen“, betont Zhu Liu, der Hauptautor der Studie am MPE. „Mit Hilfe von eROSITA haben wir jetzt eine faszinierende veränderliche Quelle gefunden, bei der sich der Röntgenausbruch in einer ansonsten ruhigen Galaxie regelmäßig wiederholt.“

Während der Durchmusterung des gesamten Himmels beobachtet das eROSITA-Röntgenteleskop jeden Punkt am Himmel mehrfach und hat dabei energiereiche veränderliche Quellen in Galaxien entdeckt, die keine Anzeichen früherer Aktivität in ihren Zentren aufwiesen. Die neue Quelle, J0456-20, die im Februar 2021 entdeckt wurde, befindet sich in einer ruhigen Galaxie, die etwa 1 Milliarde Lichtjahre entfernt ist. Sie ist eine Röntgenquelle mit einer der höchsten Variabilitäten, die von eROSITA beobachtet wurden; innerhalb einer Woche nimmt der Röntgenfluss um den Faktor 100 ab. Insgesamt beobachteten die Astronomen drei vollständige Zyklen der Quelle, bei der sich die Röntgenausbrüche in einem Zeitraum von etwa 220 Tagen wiederholten. Nachfolgende optische Beobachtungen zeigten eine normale ruhige Galaxie, während die wiederholten Röntgeneruptionen stark auf eine sich wiederholende, teilweise Gezeitenstörung hindeuten.

„Wir schätzen, dass der Stern, der das Schwarze Loch umkreist, beim ersten, zweiten und dritten Zyklus jeweils nur eine Masse verloren hat, die 5 %, 1,5 % und 0,5 % unserer Sonne entspräche“, erklärt Adam Malyali, Postdoc am MPE. „Diese Werte sind so niedrig, dass der Stern tatsächlich mehrere Annäherungen an das zentrale Schwarze Loch überleben könnte.“

Mithilfe einer Kooperation mit den ATCA-Teleskopen in Australien konnte das Team zudem veränderliche Radioemission bei der Quelle J0456-20 nachweisen, welche ein deutlicher Hinweis auf einen Ausfluss von Gas darstellt. Zusammen mit dem charakteristischen Verlauf der Röntgenstrahlung ergeben sich damit zwingende Hinweise auf Veränderungen in der Struktur der Akkretionsscheibe um das supermassereiche Schwarze Loch.

„Weitere Beobachtungen sind notwendig, um die genauen Details der physikalischen Prozesse zu ergründen“, sagt Andrea Merloni, der wissenschaftliche Leiter von eROSITA. „Dennoch liefert die Entdeckung dieses sich wiederholenden Röntgenereignisses bereits jetzt einen soliden Beweis dafür, dass es Sterne gibt, die eng um supermassereiche Schwarze Löcher jenseits unserer eigenen Milchstraße kreisen. Diese könnten ein ideales Labor sein, um die Allgemeine Relativitätstheorie in sehr starken Gravitationsfeldern zu testen.“

eROSITA hat bereits andere sich wiederholende Röntgenquellen gefunden, z.B. zwei quasi-periodische Eruptionen in AGN. Für die Zukunft erwartet das Team weitere Entdeckungen mit eROSITA, aber auch mit dem Ende 2023 startenden „Einstein Probe“-Satelliten.

Originalveröffentlichung
Zhu Liu, A. Malyali, M. Krumpe et al.
Deciphering the extreme X-ray variability of the nuclear transient eRASSt J045650.3
A&A, 669, A75, doi.org/10.1051/0004-6361/202244805,
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2023/01/aa44805-22/aa44805-22.html.

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• Schwarze Löcher
• Röntgenteleskope ART-XC und eRosita auf Spektr-RG (SRG)
• Aktive Galaktische Kerne – Quasare – supermassive Schwarze Löcher

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 11. August 2022.

11. August 2022 – Ein internationales Team von Astronomen aus Italien und Deutschland hat unter maßgeblicher Beteiligung des MPIA-Forschers Henrik Beuther zum ersten Mal Gasströme, die von einer Akkretionsscheibe ausgehen, direkt hin zu einem Jet nachgezeichnet, der Material in den freien Weltraum schleudert. Die vom INAF geleitete Studie bestätigt das theoretisch durch die Magnetohydrodynamik erklärte Szenario von Scheibenwinden, die von Akkretionsscheiben um astrophysikalische Objekte wie schwarze Löcher oder neu entstehende Sterne ausgehen. In der neuen Studie, die heute in Nature Astronomy veröffentlicht wurde, werden die Gasströmungen von der Scheibe um einen sich bildenden Stern bis zum Jet durch die Beobachtung von Wassermaser-Emissionen sichtbar.

Viele astrophysikalische Objekte, wie supermassereiche schwarze Löcher, Sterne und riesige Gasplaneten, sind während ihrer Entstehung von Akkretionsscheiben umgeben und stoßen mächtige Jets aus. Diese Jets bestehen aus ionisiertem Gas, das entlang der Rotationsachse der Scheibe gebündelt wird. Die Verbindung zwischen Akkretion, dem Prozess, bei dem Gas auf Himmelsobjekte gelenkt wird, und dem Ausstoß ist für ihre Entstehung entscheidend. Sie kollabieren während des Prozesses der Gasakkumulation, was aufgrund der Drehimpulserhaltung zu sehr hohen Drehgeschwindigkeiten führt. Jets entziehen diesen Systemen Drehimpuls und sorgen so für eine anhaltende Akkretion auf das zentrale Objekt.

Mit der neuen Studie haben Astronomen aus Italien und Deutschland zum ersten Mal durch Beobachtungen Gaspakete entlang der Bahn des Gasflusses von der Akkretionsscheibe in den Jet verfolgt. Die rekonstruierten Stromlinien stimmen mit den Vorhersagen eines Prozesses überein, den Wissenschaftler vor 40 Jahren entwickelt haben: magnetohydrodynamische Scheibenwinde. Die Magnetohydrodynamik beschreibt die Bewegung von ionisiertem Gas, auch Plasma genannt, das durch ein Magnetfeld beeinflusst wird. Magnetohydrodynamische Scheibenwinde sind der vermutete Mechanismus, der einen Teil des Akkretionsstroms ablenkt und ihn entlang der Rotationsachse der Scheibe beschleunigt, während er einen doppelpoligen gebündelten Jet bildet.

Luca Moscadelli und Alberto Sanna, beide vom Nationalen Institut für Astrophysik (INAF) in Florenz und Cagliari, Italien, Henrik Beuther vom Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA), Heidelberg, André Oliva von der Universität Tübingen und Rolf Kuiper von der Universität Duisburg-Essen, alle drei in Deutschland, haben in das Herz eines neu entstehenden massereichen Sterns geschaut. Unter Astronomen trägt er die Bezeichnung IRAS 21078+5211. Mit Hilfe der Radiointerferometrie beobachteten sie eine bestimmte Emission von Radiowellen mit einer Frequenz von etwa 22 GHz oder einer Wellenlänge von 1,4 Zentimetern.

Diese Emission deutet auf die Existenz von geschocktem Wasserdampf hin, der in Sternentstehungsgebieten als heller natürlicher Maser – das Laseräquivalent im Mikrowellenbereich – zu beobachten ist. Wie Laser sind Maser intensive und stark gebündelte Strahlen im Radiofrequenzbereich. Die Wassermaser zeichnen die Gasbewegung nach, so dass das Team unmittelbar zwei Bewegungsmuster beobachten konnte, die für einen magnetohydrodynamischen Scheibenwind typisch sind: spiralförmige Bewegungen in der Nähe der Rotationsachse und ein mitrotierender Strom bei größeren Abständen.

Die Astronomen nutzten das globale Very Long Baseline Interferometry (VLBI) Array mit 26 Radioteleskopen, die über Europa, Asien und die USA verteilt sind. Diese Stationen haben 24 Stunden lang gleichzeitig die Wassermaseremission in Richtung des entstehenden Sterns beobachtet. Diese Technik ermöglicht es, ein Riesenteleskop mit einem Durchmesser zu simulieren, der mit dem der Erde vergleichbar ist. Dadurch wird eine hohe Winkelauflösung erreicht, die der Beobachtung eines metergroßen Objekts auf dem Mond von der Erde aus entspricht. Diese Eigenschaft war wichtig, um die räumliche Verteilung der Wassermaser in der Nähe des entstehenden Sterns zu studieren.

Luca Moscadelli, der Hauptautor der neuen Studie, sagt: „Unsere Arbeit zeigt, dass die Very Long Baseline Interferometrie von Wassermasern in der Nähe von sich bildenden Sternen ein effektives Werkzeug sein kann, um die Physik von Scheibenwinden mit noch nie dagewesenen Details zu untersuchen. Wir haben neuartige Beobachtungen der Wassermaseremission durchgeführt, indem wir alle im VLBI-Netzwerk verfügbaren Teleskope einbezogen haben, um die Radiointerferometer der nächsten Generation zu simulieren, die die derzeitigen Empfindlichkeiten um mehr als eine Größenordnung verbessern werden.“

Bisher war der beste empirische Nachweis für magnetohydrodynamische Scheibenwinde die Bestimmung dessen, was Astronomen einen Geschwindigkeitsgradienten senkrecht zur Jetachse nennen. Diese Methode ist jedoch der neu angewandten Technik unterlegen, da sie nicht zwischen einzelnen Gasbahnen unterscheiden kann. Stattdessen erscheinen alle Bewegungen überlagert. Daher liefert sie nur indirekte Hinweise und ist anfällig für Fehlinterpretationen und systematische Fehler. Die Verfolgung der für einen magnetohydrodynamischen Scheibenwind typischen Stromlinien über die räumlichen Positionen und Geschwindigkeiten von Masern, d. h. Gaspaketen entlang der Strombahnen, ist ein viel überzeugenderer Beleg.

„Obwohl Wissenschaftler die Jets in der Theorie schon lange gut beschrieben haben, können wir mit diesen Daten zum ersten Mal die Gasverteilung entlang des Magnetfeldes im Detail beobachten und analysieren“, sagt Henrik Beuther vom MPIA. „Es ist toll zu sehen, wie gut Modellierung und Beobachtung zusammenspielen.“

Originalpublikation:
Luca Moscadelli, Alberto Sanna, Henrik Beuther, André Oliva, Rolf Kuiper, „Snapshot of a magnetohydrodynamic disk wind traced by water maser observations“, Nature Astronomy (2022), DOI: 10.1038/s.41550-022-01754-4

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• Sternentstehung

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Quelle: DESY 3. Juni 2022.

3. Juni 2022 – In einer fernen Galaxie im Sternbild Herkules hat ein gigantisches Schwarzes Loch einen Riesenstern zerrissen. Das zeigen umfangreiche Beobachtungen mit mehreren Observatorien, über die ein internationales Forschungsteam unter DESY-Führung im Fachblatt „Physical Review Letters“ berichtet. Die kosmische Katastrophe produzierte nach einigen Monaten ein gleißendes „Lichtecho“ im Infrarotbereich. Zudem hat das Neutrinoteleskop IceCube in der Antarktis möglicherweise ein Teilchen des zerrissenen Sterns aufgefangen.

Die sogenannte Gezeitenkatastrophe ereignete sich in einer 4,4 Milliarden Lichtjahre entfernten Galaxie, in deren Zentrum ein Schwarzes Loch mit der 35-millionenfachen Masse unserer Sonne haust. Diesem Massemonster ist eine Riesensonne zu nahe gekommen und durch die Gezeitenkräfte des Schwarzen Lochs in Stücke gerissen worden. „Die Gezeitenkräfte entstehen, indem das Schwarze Loch an der Vorderseite des Sterns stärker zieht als an der Rückseite“, erläutert der Hauptautor der Veröffentlichung, Simeon Reusch von DESY. „Durch diese Differenz wird die Riesensonne zunächst in die Länge gezogen, bis sie schließlich zerreißt.“

Die Sternentrümmer formen um das Schwarze Loch eine sogenannte Akkretionsscheibe – ähnlich wie Wasser in einer Badewanne einen Strudel bildet, wenn man den Stöpsel zieht. Bevor die Sternmaterie schließlich auf Nimmerwiedersehen im Schwarzen Loch verschwindet, kreist sie wie das Wasser über dem Badewannenabfluss immer schneller, heizt sich dabei enorm auf und fängt an, hell zu leuchten. „Diese Gezeitenkatastrophe war möglicherweise sogar das leuchtstärkste vorübergehende kosmische Phänomen, das jemals beobachtet worden ist“, betont Ko-Autor Marek Kowalski von DESY. Aufgrund der enormen Helligkeit des Ereignisses gehen die Forscherinnen und Forscher davon aus, dass der zerrissene Stern eine Riesensonne gewesen sein muss, damit sich genug leuchtende Materie auf der Akkretionsscheibe sammeln konnte.

Die intensive Strahlung hat einen Hohlraum in die riesige Staubwolke gebrannt, von der das Schwarze Loch in der fernen Galaxie umgeben ist. Im Umkreis von rund einem halben Lichtjahr verdampfte der Staub dabei sofort. Dahinter heizte ihn die Strahlung extrem auf, sodass er schließlich hell im Infrarotbereich zu leuchten begann. Durch geometrische Effekte erreichte dieses Lichtecho erst ein Jahr nach dem Ende des Riesensterns sein Maximum. „Das Lichtecho im Infrarotbereich ist eine Schlüsselsignatur der Gezeitenkatastrophe“, berichtet Reusch. „Damit hat sich die Natur dieses aufleuchtenden Objekts verraten.“

Das Phänomen war zuerst mit dem Observatorium Zwicky Transient Facility (ZTF) beobachtet worden, das speziell nach solchen vorübergehenden Ereignissen („Transients“) Ausschau hält. Astronominnen und Astronomen hatten dann die Himmelsposition mit zahlreichen anderen Instrumenten bei verschiedenen Wellenlängen ins Visier genommen, von den Radiowellen bis zur Gammastrahlung. Beobachtungen mit dem Infrarotsatelliten „WISE“ der US-Raumfahrtbehörde NASA enthüllten rund ein Jahr nach dem ursprünglichen Ausbruch das Lichtecho.

Am Südpol ging dem Observatorium IceCube zudem ein energiereiches Neutrino ins Netz, das von dem Ereignis stammen könnte. Damit hätte IceCube möglicherweise zum zweiten Mal ein Teilchen von einem zerrissenen Stern aufgefangen – ein Erfolg der noch jungen Disziplin der Neutrino-Astronomie. „Neutrinos liefern uns Einblicke in kosmische Objekte, die mit Licht und anderer elektromagnetischer Strahlung nicht möglich sind“, erläutert Kowalski, der die Neutrino-Astronomie bei DESY leitet. „Mit elektromagnetischer Strahlung schauen wir nur auf die Oberfläche eines Objekts. Neutrinos erreichen uns jedoch ungehindert aus dem Inneren.“

Insbesondere die Kombination aus Beobachtungen im Bereich der elektromagnetischen Strahlung mit Neutrinos ermöglichen neue Erkenntnisse. Die Forscherinnen und Forscher bezeichnen das als Multi-Messenger-Astronomie, weil die Boten („Messenger“) in beiden Bereichen ganz unterschiedlicher Natur sind. So zeigen die Messungen im Bereich der Radiowellen, dass es sich bei dem Phänomen um einen kosmischen Teilchenbeschleuniger handelt. Die davon unabhängige Messung des Neutrinos untermauert diese Beobachtung und deutet auf einen Beschleuniger von Atomkernen, nicht der sehr viel leichteren Elektronen. Genaueren Aufschluss sollen weitere Analysen der Messdaten von IceCube bringen.

An der Arbeit waren 49 Forscherinnen und Forscher von 30 Institutionen beteiligt.

Originalveröffentlichung
Candidate Tidal Disruption Event AT2019fdr Coincident with a High-Energy Neutrino; Simeon Reusch et al.; „Physical Review Letters“, 2022; Preprint: https://arxiv.org/abs/2111.09390

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• Schwarze Löcher

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Quelle: GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung.

15. November 2021 – Die vorhergesagte Häufigkeitsverteilung der gebildeten Elemente gibt Aufschluss darüber, welche schweren Elemente in zukünftigen Labors wie der im Bau befindlichen Facility for Antiproton and Ion Research (FAIR) untersucht werden müssen, um den Ursprung der schweren Elemente zu enträtseln. Die Forschungsergebnisse sind in der Fachzeitschrift „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society“ veröffentlicht.

Alle heute auf der Erde existierenden schweren Elemente wurden unter extremen Bedingungen in astrophysikalischen Umgebungen gebildet: im Inneren von Sternen, in Sternexplosionen, sowie während der Kollision von Neutronensternen. Forschende beschäftigt die Frage, in welchem dieser astrophysikalischen Ereignisse die geeigneten Bedingungen zur Bildung der schwersten Elemente wie Gold oder Uran vorhanden sind. Die spektakuläre erste Beobachtung von Gravitationswellen und elektromagnetischer Strahlung einer Neutronensternverschmelzung im Jahr 2017 deutete darauf hin, dass viele schwere Elemente in diesen kosmischen Kollisionen erzeugt und freigesetzt werden können. Offen bleibt jedoch die Frage, wann und warum das Material herausgeschleudert wird und ob es womöglich noch andere Ereignisse gibt, in denen schwere Elemente produziert werden können.

Aussichtsreiche Kandidaten für die Produktion von schweren Elementen sind schwarze Löcher, die von einer Akkretionsscheibe aus dichter und heißer Materie umkreist werden. Ein solches System entsteht sowohl nach der Verschmelzung zweier massiver Neutronensterne als auch während eines sogenannten Kollapsars, dem Kollaps und der anschließenden Explosion eines rotierenden Sternes. Die interne Zusammensetzung solcher Akkretionsscheiben war bisher weitestgehend unverstanden, insbesondere was die Bedingungen angeht, unter denen sich ein Überschuss an Neutronen bildet. Eine hohe Anzahl an Neutronen ist eine Grundvoraussetzung für die Synthese schwerer Elemente, da sie den schnellen Neutroneneinfang (rapid neutron-capture process bzw. r-Prozess) ermöglicht. Eine Schlüsselrolle spielen dabei die nahezu masselosen Neutrinos, da sie eine Umwandlung zwischen Protonen und Neutronen ermöglichen.

„Wir haben in unserer Studie erstmals mittels aufwändiger Computersimulationen systematisch die Umwandlungsraten von Neutronen und Protonen für eine große Zahl an Scheibenkonfigurationen untersucht und dabei gefunden, dass die Scheiben sehr reich an Neutronen sind, solange bestimmte Bedingungen erfüllt sind“, erklärt Dr. Oliver Just aus der Gruppe „Relativistische Astrophysik“ der GSI-Forschungsabteilung „Theorie“. „Maßgeblich ist die Gesamtmasse der Scheibe. Je massereicher die Scheibe, desto öfter werden Neutronen aus Protonen durch Einfang von Elektronen und unter Abstrahlung von Neutrinos gebildet und stehen somit zur Synthese schwerer Elemente mittels r-Prozess zur Verfügung. Bei zu hohen Scheibenmassen spielt die entgegengesetzte Reaktion eine erhöhte Rolle, das heißt, es werden wieder mehr Neutrinos von Neutronen eingefangen, bevor sie die Scheibe verlassen. Diese Neutronen wandeln sich zurück in Protonen um, was den r-Prozess behindert.“ Wie die Studie zeigt, liegt die optimale Scheibenmasse für eine ergiebige Produktion an schweren Elementen bei etwa 0,01 bis 0,1 Sonnenmassen. Das Ergebnis liefert ein starkes Indiz, dass Neutronensternverschmelzungen, die Akkretionsscheiben mit genau diesen Massen erzeugen, der Ursprungsort eines großen Anteils der schweren Elemente sein könnten. Ob und wie häufig entsprechende Akkretionsscheiben in Kollapsar-Systemen vorkommen, ist allerdings derzeit noch unklar.

Neben den möglichen Prozessen des Massenauswurfs werden in der Forschungsgruppe rund um Privatdozent Dr. Andreas Bauswein auch die von der ausgestoßenen Materie erzeugten Lichtsignale erforscht, mithilfe derer man in zukünftigen Beobachtungen kollidierender Neutronensterne auf die Masse und Zusammensetzung der ausgestoßenen Materie rückschließen möchte. Ein wichtiger Baustein für das korrekte Auslesen dieser Lichtsignale ist die genaue Kenntnis der Massen und anderer Eigenschaften der neu gebildeten Elemente. „Diese Daten sind derzeit nur unzureichend vorhanden. Aber mit der nächsten Generation von Beschleunigern, beispielsweise mit FAIR, werden sie in Zukunft mit bisher unerreichter Genauigkeit gemessen werden können. Das gut koordinierte Zusammenspiel von theoretischen Modellen, Experimenten und astronomischen Beobachtungen wird uns Forschenden in den nächsten Jahren ermöglichen, Neutronensternverschmelzungen als Ursprung der r-Prozess-Elemente zu testen“, prognostiziert Bauswein.

Publikation
Wissenschaftliche Veröffentlichung im Journal „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society“: Neutrino absorption and other physics dependencies in neutrino-cooled black hole accretion discs

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• Teilchenumwandlung

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Quelle: Goethe-Universität Frankfurt am Main.

Frankfurt, 4. November 2021 – 55 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Jungfrau liegt die Galaxie Messier 87 (M87), eine Riesengalaxie mit 12.000 Kugelsternhaufen, gegen die die 200 Kugelsternhaufen der Milchstraße eher bescheiden wirken. Im Zentrum von M87 befindet sich ein schwarzes Loch von 6,5 Milliarden Sonnenmassen. Es ist das erste schwarze Loch, von dem es ein Bild gibt, erstellt 2019 von der internationalen Forschungskollaboration Event Horizon Telescope.

Dieses schwarze Loch (M87*) stößt mit nahezu Lichtgeschwindigkeit einen Plasmastrahl aus, einen so genannten relativistischen Jet, der 6000 Lichtjahre misst. Die ungeheure Energie für diesen Jet stammt wahrscheinlich aus der Anziehungskraft des schwarzen Lochs, doch wie genau ein solcher Jet entsteht und was ihn über diese riesige Entfernung hin stabilisiert, ist bisher noch nicht verstanden.

Das schwarze Loch M87* zieht Materie an, die in einer Ebene um das schwarze Loch in immer engeren Umlaufbahnen rotiert, bis sie von dem schwarzen Loch aufgesaugt wird. Aus dem Zentrum dieser spiralförmigen Akkretionsscheibe von M87* (lateinisch accrescere – anwachsen) wird der Jet ausgestoßen, und diese Region modellierten jetzt sehr detailreich theoretische Physiker der Goethe-Universität Frankfurt zusammen mit Wissenschaftlern aus Europa, den USA und China.

Dabei nutzten sie ausgefeilte dreidimensionale Supercomputer-Simulationen, die pro Simulation die gewaltige Menge von einer Million CPU-Stunden verschlangen und gleichzeitig die Gleichungen von Albert Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie, James Maxwells Gleichungen zum Elektromagnetismus und Leonhard Eulers Gleichungen zur Strömungsmechanik integrieren mussten.

Das Ergebnis war ein Modell, bei dem die berechneten Werte für Temperaturen, Materiedichten und Magnetfeldern in hohem Maße mit den Werten übereinstimmten, die aus den astronomischen Beobachtungen errechnet wurden. Auf dieser Basis gelang es den Wissenschaftlern, die komplexe Strahlungsbewegung in der gekrümmten Raumzeit im innersten Bereich des Jets zu modellieren und in Bilder des Radiowellenspektrums zu übersetzen. Diese computermodellierten Bilder konnten sie nun mit den Beobachtungen vergleichen, die während der vergangenen drei Jahrzehnte mit zahlreichen Radioteleskopen und Satelliten gemacht wurden.

Dr. Alejandro Cruz-Osorio, Erstautor der Studie, erklärt: „Unser theoretisches Modell der elektromagnetischen Emission und der Jet-Morphologie von M87 stimmt überraschend gut mit den astronomischen Beobachtungen des Jets überein, und zwar im infraroten, im optischen und im Röntgenspektrum. Daraus folgern wir, dass das supermassive Schwarze Loch M87* wahrscheinlich stark rotiert und dass das Plasma im Jet stark magnetisiert ist, wodurch die Teilchen so stark beschleunigt werden, dass sie diesen Jet über Tausende von Lichtjahren bilden.“

Prof. Luciano Rezzolla vom Institut für Theoretische Physik der Goethe-Universität Frankfurt meint: “Dass die von uns berechneten Bilder den astronomischen Beobachtungen so nahekommen, ist eine weitere wichtige Bestätigung dafür, dass Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie die genaueste und natürlichste Erklärung für die Existenz supermassereicher schwarzer Löcher im Zentrum von Galaxien ist. Zwar lassen unsere Berechnungen immer noch Raum für alternative Erklärungsmodelle, doch durch die Ergebnisse unserer Arbeit wird dieser Raum deutlich kleiner.“

Publikation:
Alejandro Cruz-Osorio, Christian M. Fromm, Yosuke Mizuno, Antonios Nathanail, Ziri Younsi, Oliver Porth, Jordy Davelaar, Heino Falcke, Michael Kramer, Luciano Rezzolla: State-of-the-art energetic and morphological modelling of the launching site of the M87 jet. Nature Astronomy 2021

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• Event Horizon Telescope „EHT“

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

22. September 2021 – Astronomen vom Max-Planck-Institut für Astronomie haben erstmalig erfolgreich eine neue Methode zur Bestimmung der Massen von extremen schwarzen Löchern in Quasaren erprobt. Diese Methode wird Spektroastrometrie genannt und fußt auf der Vermessung von Strahlung, die von Gas in der Umgebung der supermassereichen schwarzen Löcher stammt. Die Messung ermittelt gleichzeitig die Rotationsgeschwindigkeit des strahlenden Gases und seinen Abstand vom Zentrum der Akkretionsscheibe, von der Material in das schwarze Loch strömt. Im Vergleich zu anderen Bestimmungsmethoden ist die Spektroastrometrie mithilfe moderner Großteleskope relativ unkompliziert und effizient durchzuführen. Die hohe Empfindlichkeit der Messmethode ermöglicht die Erforschung der Umgebung leuchtkräftiger Quasare und supermassereicher schwarzer Löcher im frühen Universum.

In der Kosmologie ist die Massenbestimmung der supermassereichen schwarzen Löcher im jungen Universum eine wichtige Messung, um die zeitliche Entwicklung des Kosmos nachvollziehen zu können. Nun ist es Felix Bosco in enger Zusammenarbeit mit Jörg-Uwe Pott, beide vom Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg, sowie den ehemaligen MPIA-Forschern Jonathan Stern (jetzt Tel Aviv University, Israel) und Joseph Hennawi (jetzt UC Santa Barbara, USA und Universiteit Leiden, Niederlande) zum ersten Mal gelungen, die Machbarkeit der direkten Massenbestimmung eines Quasars mit Hilfe der Spektroastrometrie nachzuweisen.

Diese Methode erlaubt, die Masse von weit entfernten schwarzen Löchern in leuchtkräftigen Quasaren direkt aus optischen Spektren zu ermitteln, ohne dass weitreichende Annahmen über die räumliche Gasverteilung erforderlich sind. Die spektakulären Einsatzmöglichkeiten der spektroastrometrischen Bestimmung von Quasarmassen wurde bereits vor einigen Jahren am MPIA systematisch untersucht.

Quasare: Leuchtfeuer im Universum
Quasare beherbergen supermassereiche schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien und gehören zu den hellsten kosmischen Objekten. Daher sind sie über große Distanzen nachweisbar und ermöglichen somit die Erforschung des frühen Universums.

Befindet sich Gas in der Nähe eines schwarzen Lochs, wird es angezogen, kann jedoch nicht auf direktem Weg hineinstürzen. Stattdessen bildet sich eine Akkretionsscheibe aus, ein Strudel, mit dessen Hilfe die Materie in das schwarze Loch strömt. Hohe Reibungskräfte in diesem Materiestrom, der letztendlich das schwarze Loch füttert, heizen die Akkretionsscheibe auf einige Hunderttausend bis eine Million Grad auf. Die Intensität der dabei ausgesandten Strahlung lässt die Quasare so hell erscheinen, dass sie alle Sterne der Galaxie überstrahlen.

Seit einigen Jahrzehnten sind weitere Komponenten innerhalb von Quasaren bekannt wie die sogenannte „broad emission-line region“ (BLR; Deutsch: Region mit breiten Emissions-Linien), eine Zone, in der ionisierte Gaswolken mit Geschwindigkeiten von einigen Tausend Kilometern pro Sekunde das zentrale schwarze Loch umkreisen. Die intensive und energiereiche Strahlung der Akkretionsscheibe regt das Gas in der BLR zur Emission an, die in den Spektren in Form von Spektrallinien sichtbar wird. Aufgrund des Dopplereffekts sind sie durch die hohen Umlaufgeschwindigkeiten jedoch stark verbreitert und geben so der BLR ihren Namen.

Eine neue Methode, um Massen von schwarzen Löchern zu messen
Felix Bosco und seine Kollegen haben nun die optisch hellste Spektrallinie des Wasserstoffs (Hα) in der BLR des Quasars J2123-0050 im Sternbild Wassermann vermessen, dessen Licht aus einer Zeit stammt, als das Universum gerade einmal 2,9 Milliarden Jahre alt war. Mit der Methode der Spektroastrometrie haben sie den wahrscheinlichen Abstand der Strahlungsquelle in der BLR zum Zentrum der Akkretionsscheibe ermittelt, wo das supermassereiche schwarze Loch vermutet wird. Gleichzeitig liefert die Hα-Linie die Radialgeschwindigkeit des Wasserstoffgases, also jene Geschwindigkeitskomponente, die in Richtung Erde weist. So wie die Masse der Sonne die Bahngeschwindigkeiten der Planeten des Sonnensystems bestimmt, lässt sich aus diesen Daten die Masse des schwarzen Lochs im Zentrum des Quasars präzise ermitteln, wenn die Gasverteilung räumlich aufgelöst werden kann.

Selbst für die heutigen Großteleskope ist die Ausdehnung der BLR dafür tatsächlich aber viel zu klein. „Allerdings können wir durch die Trennung von spektraler und räumlicher Information im einfallenden Licht, sowie durch statistische Modellierung der Messdaten Abstände von sehr viel weniger als einem Bildpixel zum Zentrum der Akkretionsscheibe sichtbar machen“, erklärt Felix Bosco. Die Präzision der Messung wird durch die Dauer der Beobachtungen bestimmt.

Für J2123-0050 errechneten die Astronomen so eine Masse des schwarzen Lochs von höchstens 1,8 Milliarden Sonnenmassen. „Die exakte Massenbestimmung war noch gar nicht das Hauptziel dieser ersten Beobachtungen“, sagt Jörg-Uwe Pott, Co-Autor und Leiter der Arbeitsgruppe „Schwarze Löcher und Akkretionsmechanismen“ am MPIA. „Wir wollten stattdessen zeigen, dass die Methode der Spektroastrometrie prinzipiell bereits mit Hilfe der heute verfügbaren 8-Meter-Teleskope die kinematische Signatur der zentralen Quasarmassen nachweisen kann.“ Die Spektroastrometrie könnte damit eine wertvolle Erweiterung der Werkzeuge sein, mit der Forschende Massen von schwarzen Löchern bestimmen. Joe Hennawi ergänzt: „Mit der deutlich gesteigerten Empfindlichkeit des James Webb Weltraumteleskops (JWST) und des derzeit im Bau befindlichen Extremely Large Telescope (ELT mit einem Hauptspiegeldurchmesser von 39 Metern) werden wir in naher Zukunft Quasarmassen bei höchsten Rotverschiebungen bestimmen können.“ Jörg-Uwe Pott, der auch die Heidelberger Beiträge zur ersten Nahinfrarotkamera MICADO des ELT leitet, fügt hinzu: „Die jetzt veröffentlichte Machbarkeitsstudie hilft uns dabei, unsere geplanten ELT-Forschungsprogramme auszudefinieren und vorzubereiten“.

Spektroastrometrie als wertvolle Erweiterung bisheriger Methoden
Zu den Alternativen der Vermessung von BLR in nahen Quasaren zählt eine heute weit verbreitete Methode: das „Reverberation Mapping“ (RM, etwa: Echolotkartierung). Sie basiert auf der Bestimmung der Lichtlaufzeit, die eine Helligkeitsschwankung in der Akkretionsscheibe benötigt, um das umliegende Gas zur erhöhten Strahlung anzuregen. Daraus kann die mittlere Ausdehnung der BLR abgeschätzt werden. Diese Methode hat jedoch neben den teils erheblichen Unsicherheiten in den Annahmen entscheidende Nachteile bei der Vermessung der massereichsten und entferntesten schwarzen Löcher im Vergleich zur Spektroastrometrie. Der Durchmesser der BLR korreliert mit der Masse des zentralen schwarzen Lochs, so dass die Signalverzögerung zwischen der Akkretionsscheibe und der BLR für massereiche schwarze Löcher im frühen Universum sehr groß und die notwendigen Messreihen von mehreren Jahren undurchführbar lang werden.

Zudem nehmen die Helligkeitsschwankungen, und damit die Messbarkeit, tendenziell mit zunehmender Schwarzlochmasse und steigender Quasarleuchtkraft ab. Die Methode des RM ist daher für leuchtkräftige Quasare nur selten anwendbar und eignet sich deswegen nicht für das Ausmessen von Quasaren auf großen kosmologischen Entfernungen.

Allerdings dient das RM als Grundlage zur Kalibrierung anderer indirekter Methoden, die für nahe Quasare zunächst etabliert und dann auf weiter entfernte, leuchtkräftige Quasare mit massereichen schwarzen Löchern ausgedehnt wurden. Die Güte dieser indirekten Ansätze steht und fällt mit der Genauigkeit der RM-Methode. Auch hier kann die Spektroastrometrie helfen, die Massenbestimmung massereicher schwarzer Löcher auf eine breitere Basis zu stellen. So deutet die Auswertung der Daten von J2123-0050 darauf hin, dass der Zusammenhang zwischen der Größe der BLR und der Quasarleuchtkraft, der zunächst mit der RM-Methode für eher nahe, leuchtschwache Quasare festgestellt wurde, tatsächlich auch für leuchtstarke Quasare zu stimmen scheint. Weitere Messungen sind hier aber nötig.

Die BLR kann in nahen aktiven Galaxien auch interferometrisch wie beispielsweise mit dem GRAVITY-Instrument des Very Large Telescope Interferometer (VLTI) vermessen werden. Der große Vorteil der Spektroastrometrie liegt aber darin, dass lediglich eine einzige hochempfindliche Beobachtung benötigt wird. Zudem erfordert sie weder die technisch sehr komplexe Zusammenschaltung mehrerer Teleskope wie bei der Interferometrie, noch lange Messreihen über Monate und Jahre hinweg wie beim RM. So reichte der Forschergruppe um Felix Bosco eine einzelne Beobachtungsreihe mit einer Belichtungszeit von vier Stunden mit dem 8-Meter-Klasse-Teleskop Gemini North auf Hawaii, unterstützt von einem Korrektursystem aus einem Laserleitstern und Adaptiver Optik.

Erschließung einer neuen Tür zur Erforschung des frühen Universums
Große Erwartungen setzen die Forschenden in die nächste Generation von optischen Großteleskopen wie dem ELT der ESO. Die Kombination von vergrößerter Lichtsammelfläche mit fünffach erhöhter Bildschärfe würde am ELT die hier vorgestellte Beobachtung in wenigen Minuten ermöglichen. Felix Bosco erläutert: „Wir werden mit dem ELT zahlreiche Quasare bei unterschiedlichen Entfernungen in einer einzigen Nacht astrometrisch vermessen, und so die kosmologische Entwicklung der Schwarzlochmassen direkt beobachten können.“ Mit der erfolgreichen astrometrischen Machbarkeitsstudie haben die Autoren eine neue Tür zur Erforschung des frühen Universums weit aufgestoßen.
(MN)

Originalveröffentlichungen
1.
Felix Bosco, Joseph F. Hennawi, Jonathan Stern, Jörg-Uwe Pott: Spatially Resolving the Kinematics of the ⪍ 100 µas Quasar Broad-line Region Using Spectroastrometry II. The First Tentative Detection in a Luminous Quasar at z = 2.3
The Astrophysical Journal, Vol. 919, 31 (2021) https://arxiv.org/abs/2106.15900
2.
Jonathan Stern, Joseph F. Hennawi, Jörg-Uwe Pott: Spatially resolving the kinematics of the ⪍ 100 µas quasar broad-line region using spectroastrometry
The Astrophysical Journal, Vol. 804, 57 (2015) https://arxiv.org/abs/1502.07767v1

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• Aktive Galaktische Kerne – Quasare – supermassive Schwarze Löcher

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

In vielen Galaxienkernen wurden von den Astronomen in der Vergangenheit supermassive Schwarze Löcher entdeckt, deren Masse oftmals millionenfach größer ausfällt als die Masse unserer Sonne. Diese zentralen Schwarzen Löcher sind von einer sogenannten Akkretionsscheibe, einer heißen, hellen Scheibe aus interstellarem Gas und Staub umgeben. Zur Aufrechterhaltung der von diesen Scheiben ausgehenden hohen Leuchtkraft müssen diese ständig mit frischen Material versorgt werden. Dieses Material stammt aller Wahrscheinlichkeit nach aus einem Staubtorus, welcher die Akkretionsscheiben ringförmig umgibt.

Da dieser das Schwarzes Loch umgebende Staubtorus sehr kompakt ausfällt, stellt seine Untersuchung für die Astronomen eine sehr große Herausforderung dar. Detaillierte Untersuchungen der zentralen Staubansammlungen in Galaxien sind wichtig, um die Struktur des Staubtorus und seine Wechselwirkung mit der Akkretionsscheibe besser zu verstehen. Für die hierfür benötigte Winkelauflösung ist allerdings ein Teleskop mit einem Spiegeldurchmesser von mehr als 100 Metern nötig. Da solche Teleskope derzeit nicht verfügbar sind, stellt sich den Astronomen die Frage nach einer alternativen Lösung.

Eine Möglichkeit für eine erfolgreiche Analyse besteht darin, bei der Beobachtung eines Schwarzen Lochs mehrere Teleskope gleichzeitig auf das zu untersuchende Objekt auszurichten und das so „eingefangene“ Licht zu überlagern. Durch diese als Interferometrie bezeichnete Methode können die Astronomen hochaufgelöste Daten über die Umgebung der Schwarzen Löcher gewinnen.

Ein von Prof. Dr. Gerd Weigelt vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn geleitetes internationales Wissenschaftlerteam berichtete jetzt in einem kürzlich in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ publizierten Artikel über die auf diese Weise erfolgte Untersuchung des Zentrums der im Sternbild Zentaur (lateinischer Name Centaurus) gelegenen Galaxie NGC 3783 im infraroten Spektralbereich. Für ihre Messungen verwendeten die Astronomen das Interferometrie-Instrument AMBER des Very-Large-Telescope-Interferometers (VLTI) der Europäischen Südsternwarte (ESO).

Die dabei angewandte Interferometriemethode ermöglicht eine extrem hohe Auflösung des untersuchten Objektes, welche sich proportional zum Abstand der verwendeten Teleskope verhält. Da der größte Abstand zwischen den vier Teleskopen des VLTI 130 Meter beträgt, kann mit ihnen eine Winkelauflösung erreicht werden, welche der theoretische Auflösung eines Teleskops mit einem Spiegeldurchmesser von 130 Metern entspricht. Das ist 15 mal besser als die Auflösung eines einzelnen VLTI-Teleskops, welche über einen Spiegeldurchmesser von acht Metern verfügen.

„Das VLTI der ESO eröffnet für uns eine einmalige Gelegenheit, unser Wissen über Galaxienkerne zu verbessern“, so Prof. Dr. Weigelt. „Wir können damit faszinierende physikalische Prozesse mit einer bisher nicht erreichten Auflösung und über einen weiten infraroten Spektralbereich untersuchen. Genau das ist nötig, um die physikalischen Eigenschaften dieser Objekte zu erforschen.“

Dr. Makoto Kishimoto vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie, einer der Co-Autoren der Studie, ergänzt: „Wir hoffen, in den nächsten Jahren noch viel mehr Informationen zu bekommen, indem wir bei noch kürzeren Wellenlängen, mit größerem Teleskopabstand und mit höherer spektraler Auflösung messen. Ganz besonders wichtig ist, dass es in einigen Jahren zwei weitere Interferometrie-Instrumente für das VLTI geben wird, die komplementäre Informationen liefern werden.“

Für die Untersuchung des Zentrums der Galaxie NGC 3783 fertigten die Astronomen mit dem VLTI mehrere Tausend Interferogramme an, welche sich aus den Einzelaufnahmen von jeweils zwei beziehungsweise drei Teleskopen zusammensetzen. Dabei lagen die Abstände zwischen den eingesetzten Teleskopen im Bereich von 45 bis 114 Metern. Die Auswertung dieser Interferogramme ermöglichte es den Wissenschaftlern, den Radius des kompakten Staubtorus im Zentrum der rund 150 Millionen Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt gelegenen Galaxie zu bestimmen.

Dabei wurde ein Winkelradius von 0,74 Milli-Bogensekunden ermittelt, was einem Radius des Torus von lediglich einem halben Lichtjahr entspricht. Kombiniert mit früheren Messungen in längeren Wellenlängenbereichen ermöglichten die im nahen Infrarot-Bereich erfolgten Messungen zudem die Ableitung wichtiger physikalischer Eigenschaften des Staubtorus von NGC 3783.

„Die hohe VLTI-Auflösung ist auch bei Untersuchungen von vielen anderen Schlüsselobjekten der Astrophysik wichtig“, betont Karl-Heinz Hofmann, ein weiteres Mitglied des Astronomen-Teams. „Es ist klar, dass die Infrarot-Interferometrie die Infrarot-Astronomie in der gleichen Weise revolutionieren wird, wie in der Vergangenheit die Radiointerferometrie die Radioastronomie revolutioniert hat.“

Raumcon-Forum:

• Supermassive Schwarze Löcher
• Schwarze Löcher

Abstract des Fachartikels:

• VLTI/AMBER observations of the Seyfert nucleus of NGC 3783 (engl.)

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Max-Planck-Gesellschaft, NASA.

Akkretionsscheiben aktiver Galaxien im Blick

Mit Hilfe von Polarisationsfiltern im Strahlengang einiger großer Teleskope ist es Wissenschaftlern unter Leitung von Makoto Kishimoto vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie gelungen, die von Staubwolken verursachte Störstrahlung zu unterdrücken und damit Licht mehrerer Akkretionsscheiben um supermassive Schwarze Löcher störungsarm zu empfangen. Tatsächlich zeigte sich dabei, dass die Strahlung insgesamt einen sehr hohen Blauanteil besitzt, wie dies bereits seit langem von der Theorie vorhergesagt wurde.

Das Licht der Akkretionsscheibe passiert die umgebenden Staubwolken polarisiert in verschiedene Richtungen. So, wie ein Fotograf störende Reflexionen durch Polarisationsfilter unterdrücken kann, haben die Wissenschaftler um Makoto Kishimoto einen Polarisationsfilter eingesetzt, um dieses polarisierte Licht optisch einzufangen. Dadurch ging der Anteil der Störstrahlung aus den Staubwolken so weit zurück, dass man die Akkretionsscheibe mit der vorhergesagten Spektralverteilung deutlich erkennen kann.

Sternentstehung im Zentrum der Milchstraße
Anhand verschiedener Beobachtungsdaten haben der amerikanische Astronom Farhad Yusef-Zadeh und sein australischer Kollege Mark Wardle ein außergewöhnliches Sternentsehungsgebiet entdeckt.

Im Abstand von nur 6 bis 20 Lichtjahren vom Schwarzen Loch im Zentrum unserer Galaxis entstehen offenbar durch die gewaltigen Kräfte beim „Ansaugen“ des Materials aus der Umgebung neue, kurzlebige Sterne. Während diese Sterne mit deutlich größeren Massen als die Sonne Gas aus der Umgebung ansaugen, strahlen sie eine Teil davon in Form von Materiejets an ihren Polen wieder ab. Zumindest weisen bestimmte Muster in Radiomessungen darauf hin.

Möglicherweise lässt sich durch diese neue Entdeckung auch erklären, warum man in nur 2 Lichtjahren Entfernung vom aktiven Galaxiszentrum Sterne gefunden hat. Vielleicht sind sie nicht dorthin gezogen worden, sondern erst vor kurzem (in astronomischen Maßstäben) innerhalb der Akkretionsscheibe entstanden.

Der Beitrag Neues von Schwarzen Löchern erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Daniel Schiller. Quelle: CfA.

Bei der Bildung eines Sterns aus der ihn umgebenden Akkretionsscheibe strömt fortlaufend Materie aus der Scheibe zum Stern hin. Die Materie in der Scheibe besitzt einen Drehimpuls, rotiert also um den Stern herum. Beim Einfall der Materie in den jungen Stern muss sie einen Teil dieses Drehimpulses verlieren. Als Vermittler dieses Impulsverlusts wurden die Materieströme senkrecht zur Akkretionsscheibe vermutet, da nur diese Materie, und damit Impuls, aus dem System nehmen können. Um dies zu erreichen, muss die Materie in diesen Strömen selbst noch rotieren, um so Drehimpuls aus der Akkretionsscheibe abzuführen.

Durch Beobachtungen am 1.000 Lichtjahre entfernten Objekt HH (Herbig-Haro) 211 mittels des SMA-Radioteleskops (Sub Millimeter Array) auf Hawaii konnten neue Erkenntnisse gewonnen werden. HH 211 besteht aus einem nur 20.000 Jahre alten Protostern, umgeben von einer Akkretionsscheibe aus Materie. Orthogonal zu dieser Scheibe bewegt sich Materie in zwei Strömen vom Stern fort. Messungen an diesen beiden Strömen ergaben jetzt, dass deren Materie sich einerseits mit bis zu 322.000 km/h vom Stern entfernt, gleichzeitig aber auch mit bis zu 4.800 km/h rotiert.

Die Untersuchung von Materieströmen auf Rotation ist mit den angewandten Methoden schwierig. Die Ströme selbst müssen sehr eng und außerdem nahe genug sein, um eine hohe Auflösung zu erhalten. In unserer Nachbarschaft ist deren Anzahl begrenzt. Durch neue Instrumente und Observatorien erhofft man sich bald noch bessere Untersuchungsmöglichkeiten der Sternentstehung.

Links

• Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
• SMA bei Wikipedia
• Sternentstehung bei Wikipedia

Der Beitrag Sternentstehung – Erkenntnisse über Materieströme erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Julian Schlund. Quelle: none.

Eine der momentan großen Aufgaben der Astronomie besteht darin, die Entstehung erdähnlicher Planeten bei anderen Sternen zu beobachten und zu verstehen. Eine europäische Astronomengruppe nutzte kürzlich die neuen Möglichkeiten des Very Large Telescope in Chile und gewannen somit einen tiefen Blick in die Wiegen künftiger Planeten:

Infrarotspektren, die am Very Large Telescope der europäischen Südsternwarte ESO in Chile aufgenommen wurden, liefern uns nun erstmals detaillierte Informationen des Innenbereiches von drei jungen Sternsystemen, die den Anfangsstadien unseres eigenen Sonnensystems gleichen.

„Da sich alle Bausteine am rechten Ort befinden und die Bildung größerer Körnchen aus dem Staub bereits im Gange ist, ist es praktisch unvermeidlich, dass in diesen Scheiben immer größere Felsbrocken und schließlich erdähnliche Planeten entstehen“, so Rens Waters von der Universiteit van Amsterdam. Da Turbulenzen die Kristalle auch in die Außenregionen der künftigen Planetensysteme trügen, würden sie vermutlich auch im Innern von Kometen konserviert, schreiben der Forscher und seine Kollegen im Wissenschaftsmagazin Nature.

Man geht heute davon aus, dass unsere Sonne vor 4,5 Milliarden Jahren aus einer großen staubhaltigen Scheibe hervorging, in der sich später die Erde, andere Planeten, Kometen und Asteroiden bildeten. Bisher konnten die Astronomen in den die Sterne umgebenden Scheiben keine Einzelheiten ausmachen, einfach weil sie von uns zu weit entfernt sind und selbst die leistungsfähigsten Teleskope solche Einzelheiten nicht erkennen können.

Dies hat sich nun jedoch mit der Zusammenschaltung zweier ESO-Großteleskope in Chile zu einem Interferometer geändert: Das Instrument erreicht eine Auflösung von lediglich 0,02 Bogensekunden – im Falle der drei beobachteten Sterne entsprechend ein bis zwei Erdbahnradien. Mit dem am Max-Planck-Institut in Heidelberg mitentwickelten MIDI steht ein Instrument zur Verfügung, welches für die von den Innenbereichen der Scheiben ausgesandte Infrarotstrahlung bei 10 Mikrometer Wellenlänge besonders empfindlich ist. Mit 0.02 Bogensekunden erreicht man sogar eine hundertmal bessere räumliche Auflösung als die des Infrarot-Weltraumteleskops Spitzer.
Obgleich die Sterne erst wenige Millionen Jahre alt sind, hat sich das Material ihrer Staubscheiben schon deutlich verändert: Den Infrarotspektren zufolge, scheint in der Innenregion der Scheibe um den Stern mit der Bezeichnung HD 142527 nahezu sämtlicher Staub zu gut einen Mikrometer großen Kristallen verbacken zu sein. Bei den übrigen zwei Sternen beträgt der Anteil erst 40 bzw. 55 Prozent, auch findet sich in den Außenbereichen ihrer Scheiben noch unberührter Staub. „Hier sehen wir die allerersten Schritte auf dem langen, stufenreichen Weg von interstellaren Staubteilchen zu den kilometergroßen Brocken, aus denen sich schließlich die Planeten selbst zusammenklumpen“, resümiert Christoph Leinert vom Heidelberger Max-Planck-Institut für Astronomie.

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Ein Beitrag von Andreas Tramposch. Quelle: Universita degli Studi de Bologna.

Zwei italienische Wissenschaftler konnten in einer fünfjährigen Forschungsarbeit die Strahlungssignale eines Schwarzen Loches in eine extrem energiereiche Strahlung vom Schlund des galaktischen Monsters und einer weiteren Strahlung, die durch die Rotation von Materie um das massenreiche Zentrum entsteht, unterteilen. Paola Grandi und sein Kollege Giorgio Palumbo vom Istituto di astrofisica Spaziale e Fisca Cosmice in Bologna, Italien, haben zwischen 1996 und 2001 mit dem italienisch-holländischen Strahlenteleskop BeppoSAX eine Reihe von Beobachtungen über ein weites Strahlenspektrum unternommen.

Das Schwarze Loch befindet sich im Quasar 3C 273 und liegt in einer Entfernung von drei Milliarden Lichtjahre (das entspricht zehn Billionen Kilometer) von der Erde in der Virgo-Konstellation. Schon als 3C 273 als Kalibrierungsziel für das Weltraumteleskop BeppoSAX diente, konnten Grandi und Palumbo das Objekt bei verschiedenen Periodenaktivitäten beobachten. Bei einigen Beobachtungen war die Strahlung der Jets stärker als die der rotierenden Scheibe, bei anderen Beobachtungen aber genau umgekehrt. Es war eine Glanzleistung beider Wissenschaftler, die zwei Strahlungsarten von einem Hauptsignal zu unterscheiden und genauer zu bestimmen. Zusätzliche Interferenzstrahlungen von anderen Quellen im Weltall mussten dabei herausgefiltert werden. Das Schwarze Loch selbst ist für Wissenschaftler dabei nicht sichtbar. Dessen Präsenz kann nur aus den Auswirkungen der extrem hohen Masse auf das Verhalten der Nachbarsterne bewiesen werden. „Die gewonnen Daten konnten nur aufgrund des technologischen Fortschrittes gewonnen werden. Erst die Kombination von Breitbanddaten bei gleichzeitiger Rechnerbelastung führte zu diesen Ergebnissen,“ freute sich Grandi.

Das Forschungsergebnis kann dazu beitragen, dass Wissenschaftler auch die physikalischen Grundlagen, die hinter diesen gigantischen Monstern stecken und die Spielrolle die Schwarze Löcher im galaktischen Theater einnehmen besser zu verstehen. Am 5. November diesen Jahres erschien in der Fachzeitschrift Science die Forschungsarbeit der beiden Wissenschaftler.

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