Am 10. April 2019 hat die Kollaboration des Event Horizon Telescope (EHT) die ersten Bilder der Umgebung eines massereichen Schwarzen Lochs in der Galaxie Messier 87 (M 87) veröffentlicht. Der dunkle Bereich innerhalb eines leuchtenden Plasmarings stimmt mit den Vorhersagen der allgemeinen Relativitätstheorie (ART) von Albert Einstein für den »Schatten« eines Schwarzen Lochs mit einer Masse von 6,5 Milliarden Sonnenmassen in einer Entfernung von etwa 55 Millionen Lichtjahren überein. Massereiche Schwarze Löcher dieser Art vermutet man in den Zentralregionen aller hellen Galaxien. Das Standardmodell für aktive Galaxien besagt, dass Materie, die in die Nähe eines Schwarzen Lochs gelangt, sich in einer rotierenden Materiescheibe ansammelt. Im Fachjargon wird sie Akkretionsscheibe genannt. Die enorme Gravitation und Reibung erhitzen die Materie auf extrem hohe Temperaturen, wodurch hochenergetische Strahlung entsteht.

Kollidierende Welteninseln

Bereits im Jahr 1966 hatte der Astronom Halton Arp sehr merkwürdig aussehenden Galaxien einen eigenen Beobachtungskatalog gewidmet. Nach der englischen Bezeichnung für »eigentümlich« (englisch: peculiar) nannte er ihn den Atlas of Peculiar Galaxies (PG). Etwas später, im Jahr 1980, untersuchten die Astrophysiker Mitchell Begelman, Roger Blandford und Martin Rees die Möglichkeit, dass es auch Galaxien mit zwei zentralen massereichen Schwarzen Löchern geben könnte. Es liegt nahe, dass sie existieren, weil Galaxienkollisionen im Universum häufig beobachtet werden. Viele der ungewöhnlichen Galaxien aus dem Arp-Katalog stellten sich später als wechselwirkende Galaxien in einem Kollisionsprozess heraus.

Dafür gibt es inzwischen viele prominente und gut erforschte Beispiele (siehe »Welteninseln auf Tuchfühlung«). In Stephans Quintett befinden sich vier der fünf Galaxien auf Kollisionskurs: NGC 7317, NGC 7318A, NGC 7318B und NGC 7319 bilden ein wechselwirkendes System in 300 Millionen Lichtjahren Entfernung. In der Antennengalaxie zeigen die Aufnahmen des James-Webb-Teleskops deutlich, wie zwei Galaxien bereits direkt miteinander wechselwirken. Simulationen dieser Kollisionsprozesse ähneln einem Tanz der beiden Galaxien umeinander. Im Lauf von mehreren Hundert Millionen Jahren dauernden Prozessen, bei denen zwei oder mehr Sternsysteme durch die Fernwirkung der Gravitation schließlich aufeinandertreffen, entsteht eine neue, größere Galaxie. Während dieses Vorgangs durchdringen sich die Galaxien mehrfach. Sterne kollidieren dabei eher selten miteinander, weil ihre mittleren Abstände einfach zu groß sind; Gaswolken hingegen werden verdichtet, sodass neue Sterne entstehen. Auf diese Weise wachsen Galaxien über lange kosmische Zeiträume an.

Auch die extrem massereichen Schwarzen Löcher, die sich in den Zentren der Galaxien befinden, können wachsen. Der zu Anfang beschriebene Akkretionsprozess ist ein Szenario, wie Schwarze Löcher an Masse gewinnen können. Eine weitere Möglichkeit bietet die Kollision von Galaxien. Zunächst entsteht in diesem galaktischen Zusammenstoß eine Galaxie mit zwei Kernen, die sich immer weiter annähern, bis schließlich auch ihre zentralen Schwarzen Löcher miteinander verschmelzen. Daraus resultiert ein einzelnes, viel massereicheres Schwarzes Loch – so die Idee. Aber bisher war es nicht gelungen, ein enges Paar massereicher Schwarzer Löcher astronomisch zu beobachten. Die häufigen Galaxienkollisionen stehen im auffälligen Kontrast zum Fehlen von Beobachtungen enger Paare Schwarzer Löcher.

In der theoretischen Astrophysik spricht man vom Final-Parsec-Problem – dem Problem der letzten Parallaxensekunde. Es beschreibt, warum zwei extrem massereiche Schwarze Löcher nach der Verschmelzung zweier Galaxien nicht unbedingt miteinander verschmelzen müssen. Obwohl die beiden Schwarzen Löcher gravitativ aneinander gebunden sind, scheint das engere Umkreisen bei einem Abstand von etwa einem Parsec (3,26 Lichtjahre) zu stagnieren.

Wenn sich zwei extrem massereiche Schwarze Löcher annähern, verlieren sie Energie durch die Wechselwirkung mit Sternen in ihrer Umgebung. Dieser Prozess wird auch dynamische Reibung genannt. Doch sobald sie sich auf ein Parsec angenähert haben, ist die Umgebung leer geräumt. Dann fehlt der Mechanismus, der eine weitere Annäherung vorantreibt. Die Gravitationswellen, die für den endgültigen Zusammenstoß nötig sind, sind bei diesem Abstand effektiv zu schwach, um eine nennenswerte Annäherung zu ermöglichen.

Schon vor einigen Jahren haben Astronominnen und Astronomen versucht, Gravitationswellensignale von Paaren extrem massereicher Schwarzer Löcher zu finden. Diese Signale muss es auf der Basis der einsteinschen Gravitationsphysik geben, weil die Schwarzen Löcher sich umkreisen und ihre Massen beschleunigt werden. Die vielen Einzelsignale von jedem Lochpaar addieren sich zu einem charakteristischen Gesamtsignal: einem Gravitationswellenhintergrund. Durch die größeren Massen und Abstände der Schwarzen Löcher in einem Paar werden allerdings sehr niederfrequente Gravitationswellen erzeugt, die man mit herkömmlichen Laserinterferometern auf der Erde nicht detektieren kann.

Eine Lösung bieten die Pulsar Timing Arrays (PTAs). In PTAs nutzt man die extrem präzisen und periodischen Signale von Radiopulsaren, die über die gesamte Milchstraße verteilt sind. Zusammen bilden sie einen viele Lichtjahre großen Verbund (englisch: array). Passiert eine Gravitationswelle diesen Verbund, dehnt und staucht sie die Raumzeit. Dadurch verändert sich die Distanz zwischen Erde und Pulsar um einen winzigen Betrag. Diese Raumzeitdehnung führt dazu, dass die mit Radioteleskopen registrierten Pulse der Pulsare nicht exakt im erwarteten Takt, sondern mit geringfügigen Verzögerungen oder Beschleunigungen ankommen. Zeigen viele Pulsare in verschiedenen Richtungen ein bestimmtes, korreliertes Muster an Abweichungen, dann kann dies auf Gravitationswellen zurückgeführt werden. Die endgültige Bestätigung dieses Gravitationswellenhintergrunds von Paaren aus massereichen Schwarzen Löchern steht noch aus. Allerdings scheinen die Radiobeobachtungen zur theoretischen Erwartung zu passen.

Inzwischen werden auch mögliche Lösungen des Final-Parsec-Problems diskutiert. Zu den Lösungsansätzen gehören Dreier-Interaktionen oder nicht-sphärische Galaxien. Im ersten Fall würde eine dritte Galaxienverschmelzung ein weiteres massereiches Schwarzes Loch in das System bringen und durch chaotische Wechselwirkungen den Verschmelzungsprozess beschleunigen. In asymmetrischen Galaxien können Sterne effizienter in das Zentrum gelangen, was möglicherweise gravierende Auswirkungen auf die Dynamik und Entwicklung des entstehenden Systems hat. Im Zentrum kommt es dabei unter Umständen zu einer massiven Verdichtung, aus der sich dann ein neuer, sehr dichter galaktischer Kern entwickeln kann.

Beobachtet werden also häufige Galaxienkollisionen im Universum und ein Gravitationswellenhintergrund. Die Galaxienkollisionen starten einen Prozess, der letztendlich auch den Gravitationswellenhintergrund erklärt. Um diese Entwicklung komplett verstehen und nachvollziehen zu können, fehlt ein Teil der Beweiskette: Es gibt bislang keine Beobachtungen der engen Paare Schwarzer Löcher, die kurz vor der Verschmelzung stehen. Die Frage ist, in welcher Galaxie in Zukunft zwei massereiche Schwarze Löcher miteinander verschmelzen werden.

Blazare: Aktive Galaxien mit Jets

Bereits seit Jahrzehnten gelten Blazare als vielversprechende Kandidaten. Blazare sind Galaxien mit einem aktiven Kern. Das Wort »aktiv« beschreibt hier die hohe Leuchtkraft aus dem Galaxienkern sowie die starke Variabilität der Strahlung aus dem Zentralbereich, die im gesamten elektromagnetischen Spektrum beobachtet wird. In den Zentren dieser aktiven Galaxienkerne (englisch: active galactic nuclei, AGN) werden enorme Energiemengen produziert und als niederenergetische Radiowellen bis hin zur hochenergetischen Gammastrahlung emittiert. Blazare weisen nicht nur starke Strahlungsaktivität, sondern auch gekrümmte Jets auf. Jets sind magnetfeldgesteuerte Plasmastrahlen, die aus den Zentralregionen der Blazare in den intergalaktischen Raum geschleudert werden.

Viele, aber nicht alle, Galaxienkerne weisen Jets auf. Normalerweise treten sie aufgrund der Achsensymmetrie des Systems immer paarweise auf, weil sie senkrecht auf der Akkretionsscheibe stehen, in der Materie in das zentrale Schwarze Loch stürzt. Das Besondere an Blazaren ist, dass sie zufällig zur Erde räumlich so orientiert sind, dass wir genau in einen ihrer Jetstrahlen blicken. Daher ist der Gegenjet, der in die entgegengesetzte Richtung – von der Erde weg – zeigt, nicht sichtbar.

Man würde eine geradlinige Ausbreitung dieser Jets erwarten. Doch ganz im Gegenteil erweisen sich diese Jets als stark gekrümmt, und viele Blazar-Jets mäandern in Schlangenlinien. Magnetfelder und gekrümmte Strukturen lassen den Verdacht auf schraubenlinienartige, also helikale Strukturen aufkommen. Und tatsächlich nimmt man bei einigen dieser Blazare an, dass die Jets auf gekrümmten, helikalen Wegen unterwegs sind.

Mrk 501 – ein fast perfekter Kandidat

Die Vermutung des Blicks in eine Helix lag auch für die Galaxie Markarian 501 nahe. Diese Galaxie mit einer kosmologischen Rotverschiebung von z = 0,034, was einer Distanz von rund 490 Millionen Lichtjahren entspricht, befindet sich im Sternbild Herkules. Sie machte schon vor 40 Jahren auf sich aufmerksam: Interferometrische Beobachtungen mit dem Very Large Array (VLA), einer Y-förmigen Anordnung von Radioschüsseln in New Mexico (USA), zeigten den Jet der Galaxie in einer völlig anderen Position, als wenn man sie mit Arrays bei einer höheren Auflösung beobachtet, zum Beispiel mit dem European VLBI Network (EVN) oder dem VLBI Space Observatory Programme (VSOP; siehe »Radiobilder von Markarian 501«). Dieser erstaunliche Befund glich dem, was man erwarten würde, wenn man in eine große Helix hineinschaut. Entspricht der Jet von Mrk 501 einer von einem Magnetfeld geprägten großen Helix?

Zum Steckbrief der Quelle gehört, dass sie sehr stark variabel ist: Sie flackert im Radiobereich, im Visuellen sowie im Röntgen- und Gammabereich. Außerdem erzeugt die Galaxie immer wieder hochenergetische TeV-Strahlung. Das sind elektromagnetische, extrem kurzwellige Strahlen mit Energien im Bereich von Billionen Elektronenvolt (Teraelektronenvolt, TeV). Diese Vorgänge werden üblicherweise mit dem Shock-in-Jet-Modell erklärt: Hochenergetische Ausbrüche in den Jets von AGN entstehen durch Stoßwellen. Diese Stoßwellen sollten sich mit scheinbar überlichtschnellen Bewegungen vom zentralen Schwarzen Loch entfernen – und zwar in Richtung des Beobachters. Nur: Diese superschnellen Bewegungen konnten im Jet von Mrk 501 nie detektiert werden. Wir haben uns die Beobachtungsdaten dieser Galaxie über einen Zeitraum von 23 Jahren angeschaut und keine Bewegung im Jet festgestellt. Damit konnten wir bestätigen, was schon andere Kollegen vor uns gefunden hatten. Im Jet von Mrk 501 bewegt sich nichts bei einer Beobachtungsfrequenz von 15 Gigahertz. Allerdings zeigen die Beobachtungen eine unerwartete Bewegung von Radiostrahlung emittierendem Material aus der Umgebung in Richtung Jet.

Der Blick ins Herz von Mrk 501

Diese Ergebnisse haben wir als Anregung genutzt, dem Rätsel noch genauer auf den Grund zu gehen. Dazu haben wir den Zentralbereich von Mrk 501 mit deutlich höherer Auflösung untersucht. Von 15 Gigahertz wechselten wir zu einer Beobachtungsfrequenz von 43 Gigahertz. Wie in der Mikroskopie gilt auch für Radiowellen: Je höher die Frequenz der Wellen ist, desto kürzer ist ihre Wellenlänge und desto feinere Strukturen können noch aufgelöst werden. Das VLBA erlaubt bei dieser höheren Frequenz ein Hineinzoomen mit einer Auflösung von weniger als 0,5 tausendstel Bogensekunden in das Zentrum der Galaxie. (Zum Vergleich: Der Vollmond hat einen Durchmesser von einem halben Grad oder 1800 Bogensekunden.) Die dabei entstandenen 83 Bilder entsprechen 83 Datensätzen, die über einen Zeitraum von zwölf Jahren aufgenommen wurden. Diese Daten haben wir mittels Modellanpassungen ausgemessen. Aber auch diese Sisyphusarbeit ergab zunächst kein konsistentes Bild, denn Radiodaten eines Jets sehen in jedem Datensatz leicht unterschiedlich aus. Die Aufgabe des Astronomen oder der Astronomin ist es dann, eine Art Ordnung in diesem vermeintlichen Chaos zu finden. Und diese Ordnung erlaubt anschließend einen Rückschluss auf das zugrunde liegende physikalische Phänomen. Ein Beispiel für einen solchen physikalischen Zusammenhang ist ein Magnetfeld, das den Jet auf eine helikale Bahn krümmt. Beobachtet man Jetknoten, die sich auf helikalen Pfaden bewegen, liegt es nahe, ein entsprechendes Magnetfeld anzunehmen.

Wir haben jedoch ein anderes Muster im Jet von Mrk 501 gefunden. Statt eines Jets waren zwei Jets deutlich unterscheidbar. In einem Jet (Jet 1) konnten wir keine Bewegung finden. Es gab aber noch mehr Radiostrahlung, und zwar – von uns aus gesehen – beginnend hinter dem Zentrum der Galaxie. Aufgrund des Dopplereffekts sehen wir dort normalerweise keine Radioemission, weil sich der Jet auf der gegenüberliegenden Seite von uns wegbewegt und dadurch in seiner Helligkeit stark unterdrückt wird und für uns unbeobachtbar bleibt. Im Fachjargon wird dies als Doppler-Beaming bezeichnet. Es verändert die scheinbare Helligkeit eines sich extrem schnell – nahe der Lichtgeschwindigkeit – bewegenden Objekts durch den Dopplereffekt. In Bewegungsrichtung wird die Strahlung gebündelt, wodurch das Objekt heller erscheint, wenn es sich auf den Beobachter zubewegt. Entfernt sich das Objekt vom Beobachter, erscheint es dunkler. Doch diesmal war es anders. Mrk 501 zeigt eine deutlich hellere Emission auf der für uns eigentlich nicht beobachtbaren Rückseite des zentralen Kerns (siehe »Zwei Jets«). Diese Radiostrahlung bewegt sich entgegen dem Uhrzeigersinn um den zentralen Kern und ist dann vom Hauptjet nicht mehr zu unterscheiden. Es sieht so aus, als ob wir ungefähr alle 121 Tage den Jet wieder auf der gegenüberliegenden Seite starten sehen. Es hat einige Tests gebraucht, bis wir uns sicher waren, dass das ein zweiter Jet (Jet 2) sein muss.

Zwei Jets = zwei Schwarze Löcher?

Ein zweiter Jet bei einem Blazar? Dieser sollte ja aufgrund der Orientierung des Systems nicht sichtbar sein. Das kann nur eins bedeuten: Es muss ein zweites extrem massereiches Schwarzes Loch im Galaxienkern geben! Und wenn sich der zweite Jet um den Kern herumbewegt, liegt es nahe, dass es sich hier um ein System aus zwei extrem massereichen Schwarzen Löchern handelt, die um ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt kreisen. Aber spätestens jetzt kommen jedem Astronomen Zweifel, da ein solches System bislang noch nicht beobachtet werden konnte. Kann es ein solches Doppelsystem geben? Ist das, was wir beobachten, das lange gesuchte enge Paar?

Zu wissen, dass es sich um zwei Jets handelt, hilft bei der weiteren Auswertung der Daten und bei der Erklärung der beobachteten Phänomene. Während sich Jet 2 gegen den Uhrzeigersinn um den Kern bewegt, zeigt das Gesamtsystem aus beiden Jets eine schwankende Bewegung – im Uhrzeigersinn und auf einer Zeitskala von etwa sieben Jahren. Und auch die Helligkeit der Quelle schwankt auf dieser Zeitskala (siehe »Variable Radioquelle«). Nimmt man an, dass sich die beiden Schwarzen Löcher um das gemeinsame Massezentrum bewegen, so kann es zu einer Präzession der Bahnebene kommen – die Raumzeit schwankt und mit ihr das Jetsystem.

Berechnet wird dieses Taumeln mit der Lense-Thirring-Präzession (Lense-Thirring-Effekt; englisch: frame-dragging). In der ART erzeugen rotierende Massen ein rotierendes Gravitationsfeld in ihrer Umgebung. Das Raum-Zeit-Kontinuum – die Raumzeit – dreht sich bei rotierenden Massen. Alles, auch die Jets, wird gezwungen, mitzurotieren. Die mit diesem Effekt berechneten Zeitskalen stimmen mit unseren Beobachtungen der Schwankung des gesamten Jetsystems in Mrk 501 überein.

Selten, besonders und vielsagend: Der Einsteinring

In einer Epoche am 24. Juni 2022 nimmt Jet 2 eine ganz besondere Form an – die eines Kreises (siehe »Der Einsteinring« und »Linseneffekt«). Und auch diese Beobachtung lässt sich erklären, wenn man annimmt, dass Jet 2 hinter dem Schwarzen Loch im Kern startet und durch die Gravitationslinsenwirkung der Masse des Radiokerns auf einen für uns sichtbaren Kreis gezwungen wird. Das funktioniert nur, wenn sich alle Objekte von uns aus gesehen exakt auf einer gedachten Linie befinden und wenn die Objekte nahezu punktförmig sind. Das bedeutet, dass Jet 2 tatsächlich hinter dem dominanten Radiokern startet.

Gibt es weitere Belege?

Unsere Beobachtungen lassen sich selbstkonsistent durch die Bewegungen eines engen Paares Schwarzer Löcher erklären. Die Frage ist nur: Reicht das als Beweis aus? Ein Schnappschuss zweier Schwarzer Löcher mit dem EHT wäre ein überzeugender Beweis. Leider ergeben die Modellrechnungen, dass das System eine Auflösung von 3,4 millionstel Bogensekunden für die Beobachtung erfordert. Das EHT verfügt zurzeit über die höchste Auflösung in der Astronomie. Doch auch das erreicht nur eine Trennschärfe von 20 millionstel Bogensekunden und kann die beiden vermuteten Schwarzen Löcher in Mrk 501 nicht separieren.

Es gibt aber eine weitere Möglichkeit, den seltenen Doppelpack durch Beobachtungen nachzuweisen. Zwei Schwarze Löcher, die sich derart eng umkreisen, sollten Gravitationswellen abstrahlen. Diese Gravitationswellen könnten mit den bereits erwähnten PTAs detektiert werden. Bislang gelang noch kein Nachweis individueller Quellen für Gravitationswellen in diesem Massenbereich.

Schwierigkeiten bei der Identifikation von Einzelobjekten bereiten sich überlagernde Gravitationswellen von unterschiedlichen Quellen. Genaue Modellierungen der Gravitationswellen sind erforderlich, um sie einzeln detektieren zu können. Zum Berechnen der Modelle ist die Kenntnis der Parameter des Systems erforderlich. Dazu gehören die Massen der beiden Schwarzen Löcher, die Entfernungen, die Geschwindigkeiten, die Abstände der Massen zueinander und die Ebene, in der sich die Massen umkreisen. Wenn unsere Berechnungen stimmen, könnte es schon in den nächsten 100 Jahren zu einer Verschmelzung der beiden Schwarzen Löcher kommen, die mit einem dramatischen Gravitationswellensignal verbunden wäre.

Die erste direkte Beobachtung eines engen Paares von Schwarzen Löchern gelang dem LIGO-Observatorium am 14. September 2015. Die Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher mit 29 und 36 Sonnenmassen erzeugte die detektierten Gravitationswellen.

Mit LIGO lassen sich leider die von Mrk 501 erwarteten Gravitationswellen nicht detektieren. Die Wellenlängen der Gravitationswellen sind zu groß und liegen im Bereich von Lichtjahren. Aber PTAs können diese niederfrequenten Gravitationswellen im Bereich von milliardstel Hertz oder Nanohertz aufspüren. Wir erwarten ein um viele Größenordnungen stärkeres Gravitationswellensignal.

Wie geht es weiter?

Die Detektion eines ersten Paares Schwarzer Löcher ist hoffentlich erst der Anfang. Die Existenz eines engen Paares legt nahe, dass es noch mehr davon gibt. Und das Final-Parsec-Problem könnte damit Geschichte sein. Mrk 501 wird sich mit zukünftigen Teleskopen der nächsten Generation (englisch: next generation, ng) noch besser beobachten lassen, zum Beispiel mit dem ngEHT und ngVLA. Wir können die Geschichte dieser Galaxie von der Erde aus weiter im Blick (oder Teleskop) behalten. Es wird spannend sein, den Tanz der beiden Schwarzen Löcher umeinander und ihre kontinuierliche Annäherung in den nächsten Jahren weiter zu verfolgen. Insbesondere dürfte Mrk 501 für Beobachter wie Theoretiker ein attraktives Laboratorium für Untersuchungen der Gravitation und Gravitationswellen werden. Auch wenn uns 100 Jahre lang erscheinen, auf kosmischen Skalen sind sie gar nichts ...