Quasare auf der Waage

Die Erprobung einer neuen, direkten Methode zur Bestimmung der Massen von sehr massereichen schwarzen Löchern

Forschende vom Max-Planck-Institut für Astronomie haben erstmals 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 Methoden ist die Spektroastrometrie mithilfe moderner Großteleskope relativ unkompliziert und effizient. Die hohe Empfindlichkeit ermöglicht die Erforschung der Umgebung leuchtkräftiger Quasare und supermassereicher schwarzer Löcher im frühen Universum.

Schematische Darstellung eines Quasars. Die heiße Akkretionsscheibe in der Mitte umgibt das hier unsichtbare schwarze Loch. Sie ist umgeben von einer dichten Verteilung aus Gas und Staub, in dem einzelne ionisierte Gaswolken mit hoher Geschwindigkeit um das schwarze Loch kreisen. Angeregt durch die intensive und energiereiche Strahlung der Akkretionsscheibe geben diese Wolken Strahlung in Form von Spektrallinien ab, die aufgrund des Dopplereffekts verbreitert sind. Der Bereich dieser Gaswolken wird daher Broad emission-line region (BLR) genannt.

In der Kosmologie ist die Massenbestimmung supermassereicher schwarzer 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 mithilfe der Spektroastrometrie nachzuweisen.

Diese Methode erlaubt es, 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 beherbergen supermassereiche schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien und gehören zu den hellsten kosmischen Objekten. Daher lassen sie sich über große Distanzen nachweisen 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 typischerweise 50.000 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, etwa die „broad emission-line region“ (BLR), also eine „Region mit breiten Emissionslinien". In ihr umkreisen ionisierte Gaswolken mit Geschwindigkeiten von einigen Tausend Kilometern pro Sekunde das zentrale schwarze Loch. Die intensive und energiereiche Strahlung der Akkretionsscheibe regt das Gas in der BLR zur Emission an, die sich in den Spektren als Spektrallinien zeigt. 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

Schematische Darstellung zur Entstehung des Spektroastrometriesignals. Wäre das ionisierte Gas in Ruhe, würden wir über die gesamte BLR hinweg dieselbe Wellenlänge der Spektrallinie messen. Die Gaswolken umkreisen jedoch das schwarze Loch. Von der Seite gesehen kommen sie einerseits auf uns zu, während sie sich auf der anderen Seite wieder entfernen. Deswegen erscheint das spektrale Signal auf der einen Seite zu kürzeren Wellenlängen hin blauverschoben. Auf der anderen Seite ist es zu größeren Wellenlängen hin rotverschoben. Dieser Unterschied in der gemessenen Wellenlänge abhängig von der Position entlang der BLR ergibt das oben angedeutete Spektroastrometriesignal. Daraus können Forschende den maximalen Abstand der beobachteten BLR-Wolken vom Zentrum des Quasars sowie die dort vorherrschende Geschwindigkeit ermitteln.

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 - im Vergleich zum Gesamtalter von 13,8 Milliarden Jahren also relativ jung. Mit der Methode der Spektroastrometrie haben die Forschenden 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“, sagt 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 Heidelberger MPIA. „Wir wollten stattdessen zeigen, dass die Methode der Spektroastrometrie prinzipiell bereits mithilfe 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 die Massen von schwarzen Löchern bestimmen. Joe Hennawi ergänzt: „Mit der deutlich gesteigerten Empfindlichkeit des James Webb Weltraumteleskops und des derzeit im Bau befindlichen Extremely Large Telescope 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 Extremely Large Telescope leitet, fügt hinzu: „Die jetzt veröffentlichte Machbarkeitsstudie hilft uns dabei, unsere geplanten Forschungsprogramme auszudefinieren und vorzubereiten“.

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 lässt sich die mittlere Ausdehnung der BLR abschätzen. 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, sodass die Signalverzögerung zwischen der Akkretionsscheibe und der BLR für massereiche schwarze Löcher im frühen Universum sehr groß und die notwendigen Messreihen von mehreren Jahren zu 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.

Foto des Doms des Teleskops Gemini North auf Hawaii, USA. Dieses Teleskop hat einen Hauptspiegeldurchmesser von 8,1 Metern und einen Laserleitstern, der zusammen mit Adaptiver Optik dabei hilft, den Einfluss der Atmosphäre auf die Beobachtungen zu minimieren. Gemini North wurde für die Machbarkeitsstudie zur Spektroastrometrie eingesetzt.

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.

Große Erwartungen setzen die Forschenden in die nächste Generation von optischen Großteleskopen wie dem Extremely Large Telescope der Europäischen Südsternwarte ESO. Die Kombination von vergrößerter Lichtsammelfläche mit fünffach erhöhter Bildschärfe würde am ELT die hier vorgestellte Beobachtung in wenigen Minuten ermöglichen. „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“, sagt Felix Bosco. Mit der erfolgreichen astrometrischen Machbarkeitsstudie haben die Autoren eine neue Tür zur Erforschung des frühen Universums weit aufgestoßen.

MN

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