Was sehen Sie wirklich, wenn Sie ein Schwarzes Loch betrachten? – Die Drahtwissenschaft

Eine simulierte Ansicht eines Schwarzen Lochs aus dem Film „Interstellar“ von 2014. Bild: Youtube


  • Schwarze Löcher schlucken Licht – doch ihre starke Anziehungskraft übt andere Effekte auf ihre Nachbarschaft aus, die ihre Präsenz verraten.
  • Diese kosmischen Objekte verdrehen die Raumzeit um sich selbst, fangen Informationen ein und verzerren den Weg des Lichts. Ein Schwarzes Loch zu sehen bedeutet also, all diese Dinge auf einmal zu sehen.
  • Die Abbildung eines Schwarzen Lochs wiederum ist keine Kleinigkeit und erfordert Fortschritte auf mehreren Gebieten, darunter Radioastronomie, Raumfahrt, GPS-Systeme und Computer.

Am 12. Mai veröffentlichte ein internationales Wissenschaftlerteam ein Bild des Schwarzen Lochs im Zentrum der Milchstraße. Er trägt den Namen Sagittarius A*, wiegt sieben Millionen Mal so viel wie die Sonne und ist 27.000 Lichtjahre entfernt.

Das Abbilden von Sagittarius A* war eine Meisterleistung aus zwei Teilen – Physik und Technologie – und das Eintauchen in beide Teile gibt einen Einblick in die unterschiedlichen Facetten der Abbildung eines Objekts, das so bizarr ist, dass es scheint, als könne es Licht um sich selbst biegen.

ich

Physik

Bild: Casey Horner/Unsplash

Etwas sehen heißt, die Lichtstrahlen zu sehen, die aus der Richtung des Objekts kommen. Wenn Sie dies auf Ihrem Smartphone lesen, sendet der Bildschirm Licht aus, das Ihre Augen und dann Ihr Gehirn erreicht, wodurch die darin codierten Informationen Sinn ergeben. Wenn Sie direkt auf ein anderes Objekt in der Nähe schauen, wie Ihren Schreibtisch oder eine Wand davor, geben sie kein eigenes Licht ab, sondern streuen Licht von einer anderen Quelle, wie der Sonne oder einer Lampe.

Das Licht aus der Nähe eines Schwarzen Lochs ist Licht von nahegelegenen Quellen, das es verzerrt hat. Indem wir diese Verzerrungen genau verfolgen und untersuchen, können wir das Schwarze Loch selbst sehen.

Das bestimmende Merkmal eines Schwarzen Lochs ist seine ungeheure Anziehungskraft. Es ist auch das, was alles definiert Ofenteile die typischerweise ein schwarzes Loch bilden. Einer ist der Singularität selbst – der Punkt im Zentrum des Schwarzen Lochs, auf den sich alle Objekte innerhalb des Schwarzen Lochs zu bewegen, der Punkt, an dem die Anziehungskraft unendlich ist. Zweitens ist die Ereignishorizont, umgangssprachlich die Oberfläche des Schwarzen Lochs genannt: Sie markiert die Entfernung, bis zu der ein Objekt auf die Singularität fallen und nicht entkommen kann. Der dritte ist der Ergosphäre, die Region des Weltraums in der Nähe des Ereignishorizonts, in der Objekte um das Schwarze Loch gebogen werden, aber nicht nach innen in die Singularität fallen. Der vierte ist der Akkretionsscheibeein Ring von Objekten, die das Schwarze Loch umkreisen, wie Planeten um einen Stern.

Das internationale Team, das Sagittarius A* abgebildet hat – genannt Event Horizon Telescope (EHT) Collaboration – hat den Ereignishorizont, die Ergosphäre und die Akkretionsscheibe erfasst, aber nicht die Singularität. Dies ist offensichtlich: Licht, das sich jenseits des Ereignishorizonts befindet, wird niemals in den Weltraum entwichen sein, sodass uns niemals Informationen aus der Singularität erreichen können.

Der Ereignishorizont selbst ist nur als dunkle Region sichtbar, die von einem leuchtend orange-gelben Halo umgeben ist. Dieser dunkle Fleck wird auch Schatten genannt (und so die Schlagzeilen darüber, dass EHT den „Schatten eines schwarzen Lochs“ eingefangen hat). Es ist das Volumen des Raums, um das herum Licht gebogen wurde – dessen Physik wir anhand der vor 107 Jahren veröffentlichten Allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein verstehen können.

Gemäß der Allgemeinen Relativitätstheorie kräuselt sich die Massenraumzeit um sich selbst. Je höher die Massedichte in einem Bereich ist, desto größer ist das Ausmaß der Krümmung. Wenn sich Licht entlang einer solchen gekrümmten Raumzeit bewegt, scheint es uns, als würde es einem gekrümmten Weg folgen. (Die Kraft, die Objekte aufgrund des gekrümmten Pfades spüren, ist das, was wir als Schwerkraft kennen. Anders ausgedrückt, die Gravitationskraft eines Objekts krümmt den Pfad des Lichts nicht direkt. Stattdessen verzerrt sie die Raumzeit und Licht fließt einfach entlang seiner neuen Form. )

Massive Objekte verzerren den Raum (gekennzeichnet durch das Gitter) und den Lauf der Zeit (beachten Sie die Uhren an den Knoten). Animation: Lucas Vieira Barbosa/Wikimedia Commons, CC BY-SA 2.0

Schwarze Löcher sind so dicht – packen also so viel Masse auf ein relativ kleines Volumen – dass sie die Raumzeit vollständig krümmen. Stellen Sie sich die Raumzeit als Tischdecke vor. Wenn Sie eine Kugel darunter platzieren, fließt die Folie um die Kugel oben herum, so wie sich die Raumzeit um eine Masse krümmt. Schwarze Löcher würden die Folie jedoch vollständig um sich selbst wickeln – so dass Licht, das auf die Folie fließt, sich immer weiter im Kreis dreht und auf der Oberfläche der Kugel gefangen ist. Daher der Name „Ereignishorizont“: Ein Ereignis ist der Name für einen Punkt im Raum-Zeit-Kontinuum, und Ereignisse auf beiden Seiten des Ereignishorizonts können nicht auf die andere Seite übergehen.

Licht, das unter die Folie fließt, geht direkt hinein und geht für immer verloren. Licht, das in die Ergosphäre fließt, wird jedoch stark gebogen und könnte möglicherweise in eine andere Richtung entweichen. Tatsächlich ist der Warping-Effekt eines Schwarzen Lochs so vollständig, dass, wenn Sie etwas Licht in einem solchen Winkel aufblitzen lassen, dass es in die Ergosphäre eintritt, das Licht einem Weg folgen könnte, der vollständig um das Schwarze Loch herumgeht und dann zu Ihnen zurückkehrt. Deshalb sieht man um ein Schwarzes Loch einen dünnen Lichtring. Es klingt wie ein Paradoxon, aber das ist die Magie der Ergosphäre.

Auch die Ergosphäre übt aus Gezeiteneffekte auf das Licht: Das heißt, Licht, das in die Ergosphäre eintritt, muss mit dem Schwarzen Loch mitrotieren, damit es effektiv mitgezogen wird. Dies wird als Lense-Thirring-Effekt bezeichnet. Es hat zwei besonders interessante Konsequenzen. Erstens wird Licht, das in die Ergosphäre entgegen der Rotationsrichtung des Schwarzen Lochs eintritt, gezwungen, sich umzudrehen und sich entlang der Rotation zu bewegen. Zweitens kann in der Ergosphäre nichts stationär bleiben, weil hier die Schwerkraft des Schwarzen Lochs die Raumzeit selbst aktiv um sich herum dreht.

Dann gibt es noch die Akkretionsscheibe, wo Millionen und Abermillionen Tonnen intergalaktischer Materie – Gas, Staub und Gestein – das Schwarze Loch umkreisen. (Die Ergosphäre und die Bandscheibe können sich überlappen.) Objekte in diesem Band werden beschleunigt und zusammengeschoben und durch Reibung erhitzt. Als Ergebnis senden sie hochenergetische elektromagnetische Strahlung wie Röntgenstrahlen aus.

Betrachten Sie nun all diese Effekte zusammen, und Sie können vielleicht ein Gefühl dafür bekommen, was Sie wirklich sehen, wenn Sie ein Schwarzes Loch betrachten. Um ihn herum ist ein dünner Lichtring. Es gibt auch mehr Licht auf der Seite, wo das Schwarze Loch auf Sie zu rotiert. Es gibt einen hellen Halo, der hochenergetische Strahlung aussendet. Und es gibt vage in der Nähe der Mitte einen kugelförmigen Fleck aus Obsidianschwarz.

Alles in allem ist es ein Ort intensiver Aktivität – aber dieselbe Aktivität, zusammen mit unserer Entfernung davon, macht es sehr schwierig, diese Dinge tatsächlich zu sehen. Das bringt uns zu den Technologien, die wir brauchen, um ein Schwarzes Loch abzubilden.

II

Technologie

Die Standorte der beteiligten Teleskope des EHT und des Global mm-VLBI Array (GMVA). Bild: ESO/O. Furtak, CC BY 4.0

Das EHT ist kein einzelnes Teleskop, sondern eine Ansammlung von Radioteleskopen, die im Einklang funktionieren.

Jedes Radioteleskop behandelt die aus dem Weltraum kommenden Funksignale als Wellen – und deshalb „sieht“ das Teleskop selbst das Signal nicht so wie unsere Augen Licht sehen. Stattdessen ist ein Radioteleskop ein Antenne. Es besteht aus einer großen schüsselähnlichen Struktur, die die Radiowellen „erkennt“ und mit Hilfe von Computern das Bild ihrer Quelle rekonstruiert.

Die kleinste Detailebene in diesem Bild wird durch die Winkelauflösung der Antenne bestimmt. Je höher die Winkelauflösung, desto feinere Details weist das Bild auf. Der Weg zur Erhöhung ist einfach: Je breiter die Schüssel, desto höher die Winkelauflösung. (Genau genommen ist die Winkelauflösung einer Parabolantenne direkt proportional zum Durchmesser der Parabolantenne und umgekehrt proportional zur Wellenlänge der Radiowellen.) Die Auflösung des FAST-Radioobservatoriums in China – eines der besten Einzel- Parabolantennen in der heutigen Welt wegen seiner Größe – ist 174 Bogensekunden (als).

Obwohl Signale mit vielen Frequenzen aus der Nähe des Schwarzen Lochs kommen, sind die Radiowellen groß genug, dass die meisten von ihnen nicht von Objekten in der Akkretionsscheibe des Schwarzen Lochs behindert werden – und von anderen Objekten, auf die die Wellen beim Durchgang treffen könnten Platz. Andererseits werden Röntgenstrahlen, Infrarotstrahlung und sichtbares Licht absorbiert oder weggestreut.

Die Radiowellen aus der Nähe von Sagittarius A* sind jedoch so schwach, da sie 27.000 Lichtjahre zurückgelegt haben und in einem so breiten Strahl zu uns durchdringen, dass eine einzelne Antenne nicht in der Lage sein wird, genügend Radiowellen zu „sammeln“, um sie zusammenzusetzen in angemessener Zeit ein aussagekräftiges Bild eines Schwarzen Lochs – wenn überhaupt. Oder wir könnten es, wenn wir ein Radioteleskop mit ultrahoher Winkelauflösung bauen – was eine Schüssel so breit wie die Erde selbst erfordert1. Aber das ist unmöglich (das gigantische FAST-Observatorium selbst ist nur 500 Meter breit). Stattdessen haben sich Physiker und Ingenieure eine clevere Alternative einfallen lassen.

Wenn mehrere Teleskope zusammenarbeiten, wird der maximale Abstand zwischen Teleskopen als Grundlinie. Bei einer einzelnen Funkantenne ist die Grundlinie gleich dem Durchmesser der Schüssel. Aber das Submillimeter Array (SMA) auf Hawaii beispielsweise besteht aus acht Radioteleskopen mit jeweils einer sechs Meter breiten Schüssel und einer Gesamtbasislinie von bis zu 508 Metern. Wenn die SMA so arbeitet, dass sich die acht Antennen jeweils so verhalten, als wären sie ein Panel in einer größeren Schüssel, wird die Winkelauflösung nicht durch den Durchmesser jeder Schüssel, sondern durch die Gesamtgrundlinie bestimmt. Infolgedessen hat die SMA eine mehr als 80-mal bessere Winkelauflösung, als wenn jede der Antennen separat verwendet würde.

Das Submillimeter Array (SMA) von Radioteleskopen bei Nacht, beleuchtet durch Blitzlicht, Januar 2016. Foto: Steven Keys/keysphotography.com

Die Koordination mehrerer Teleskope auf diese Weise ist eine sehr komplizierte Aufgabe. Es erfordert mehrere Computer, um sicherzustellen, dass sie gleichzeitig auf denselben Teil des Himmels zeigen und die richtigen Wellenfrequenzen verfolgen. Es erfordert Atomuhren, um die genaue Zeit aufzuzeichnen, zu der Signale von derselben Quelle jedes der Teleskope erreichen. Und es erfordert GPS-Satelliten, um die Position der Antenne relativ zur Quelle zu verfolgen, während sich die Erde dreht.

Sobald alle Daten gesammelt sind (mit einer Rate von 2 Millionen GB pro Tag), verwenden Physiker Gittercomputer oder Supercomputer, um sie mithilfe von Algorithmen, die auf der allgemeinen Relativitätstheorie und anderen Konzepten basieren, zusammenzusetzen und das Rauschen herauszufiltern letztendlich das Bild erzeugen.

Antennenarrays, die so arbeiten, werden Interferometer genannt, und das „so“ wird Interferometrie mit sehr langer Basislinie genannt. Das Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) in Pune ist ein Interferometer bestehend aus 30 Antennen und hat eine Auflösung von 2 Asse (bei 1,7 GHz). Das EHT ist ein Interferometer, das aus acht Arrays auf vier Kontinenten besteht und eine atemberaubende Auflösung von hat 20 µas – 10.000 Mal besser als GMRT und eine Million Mal besser als FAST. Dies ist die Art von Auflösung, die erforderlich ist, um das Schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße abzubilden.

Tatsächlich sind die EHT-Kollaborationsdinge Sagittarius A* und M87* aufgrund ihrer technologischen Einschränkungen ihre Ziele. Mit seiner angegebenen Winkelauflösung könnte das EHT-Interferometer auf Ersteres zugreifen, weil es uns am nächsten ist und weil Letzteres – obwohl es 54 Millionen Lichtjahre entfernt ist – es ist einer der größten seiner Art bekannt. Wenn das EHT weiter entfernte und wahrscheinlich auch kleinere Schwarze Löcher abbilden soll, muss es seine Basislinie weiter erhöhen. Es gibt einige Ideen, dies durch Hinzufügen zu tun Radioteleskope im Weltall.

§

Die Schwerkraft ist eine der vier fundamentalen Naturkräfte, aber sie unterscheidet sich extrem von den anderen drei, die die Domäne der Quantenmechanik sind. Dies hat die Natur nicht davon abgehalten, eine merkwürdige Ähnlichkeit zwischen den Werkzeugen hervorzubringen, die wir verwenden, um gravitative und quantenmechanische Anomalien zu untersuchen.

Maschinen wie die Detektoren, mit denen das Higgs-Boson entdeckt wurde, sind so groß, weil sie Teilchen erzeugen müssen, die mit extrem großen Energiemengen gefüllt sind. Je mehr Energie diese Teilchen haben, desto kleiner ist die Distanz der Raumzeit, die sie untersuchen können. Doch die Gravitationsanomalien, die Schwarze Löcher sind, erfordern auch kolossale Ansammlungen von Glas, Metall und Feuer.

Liegt es in der Natur von Anomalien, solche Kosten zu fordern?

Leave a Comment

Your email address will not be published.