Akkretion auf Schwarze Löcher

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Schwarze Löcher im Universum können durch ihren gravitativen Einfluss auf benachbarte Sterne und Gas nachgewiesen werden, oder durch die Strahlung, die das Gas abgibt, wenn es zum Schwarzen Loch fällt und in die Nähe des Ereignishorizonts gelangt. Durch Beobachtung dieser Effekte ist es den Astronomen gelungen, starke Hinweise für die Existenz stellarer Schwarzer Löcher mit rund der zehnfachen Sonnenmasse zu sammeln, und in den Zentren von Galaxien superschwere Schwarze Löcher mit der millionen- oder gar milliardenfachen Masse der Sonne aufzuspüren. Wenn Gas von einem Schwarzen Loch eingefangen wird und zum Loch spiraliert, ein Prozess, den man Akkretion nennt, kann es mehrere Millionen Grad heiss werden. Bei derartig hohen Temperaturen strahlt es Röntgenlicht ab, das von Röntgensatelliten wie Chandra oder XMM-Newton aus beobachtet gemessen wird.

Eines der grössten Rätsel beim Akkretionsprozess auf Schwarze Löcher ist die Frage, warum einige der Quellen extrem hell sind, während andere verhältnismässig schwach strahlen. Zum Beispiel sind die sogenannten Quasare, superschwere Schwarze Löcher in den Zentren extrem weit entfernter Galaxien, die leuchtkräftigsten dauerhaften Lichtquellen im Universum. Im Gegensatz dazu gibt das Schwarze Loch im Zentrum unserer eigenen Milchstrasse, das rund zwei Millionen mal so schwer wie die Sonne ist, nur sehr wenig Strahlung ab, obwohl es Gas von nahen Sternen verschlingt. Die gängigste Erklärung für diese ``stille'' Akkretion ist die, dass das heisse Gas einfach nicht imstande ist, schnell genug Strahlung abzugeben bevor es den Ereignishorizont erreicht und im Schwarzen Loch verschwindet. Eine andere, konkurrierende Erklärung nimmt an, dass es beim Ansaugen des Gases auch von einem starken Gasausstoss kommt, so dass nur ein ganz kleiner Bruchteil des angezogenen Gases jemals nah genug an das Schwarze Loch heran kommt, um sehr heiss zu werden und stark zu strahlen.

Abbildung 1: Ergebnis einer Simulation zur Akkretion auf ein Schwarzes Loch. Das Bild zeigt einen Schnitt durch den Gasstrom, der entlang der Äquatorebene konzentriert ist und um die senkrechte Achse rotiert. In der Abbildung ist die Gasdichte durch die Intensität wiedergegeben. Die Farbwerte stellen die Entropie dar, um das Auftreten von Konvektion in der Scheibe hervorzuheben.

Am MPA wird erforscht, ob man mittels Beobachtungen zwischen diesen theoretischen Modellen unterscheiden kann. Figur 1 zeigt das Ergebnis einer Simulationsrechnung, bei der das vom Schwarzen Loch angesaugte Gas nicht fähig ist effizient durch Abstrahlung zu kühlen. Das Gas bildet eine heisse, dicke Scheibe, die um das Schwarze Loch rotiert, wobei ein Teil des Gases in Richtung der Pole weggetrieben wird. Konvektion in der Scheibe führt zu starken Schwankungen der Dichte und der Temperatur des Gases. Ziel dieser Simulationen ist es, die spektrale Verteilung der (schwachen) Abstrahlung einer solchen Scheibe zu bestimmen, und zu untersuchen, wie diese Spektren sich aufgrund der hydrodynamischen Schwankungen mit der Zeit verändern. Beobachtungen zeigen nämlich, dass akkretierende Schwarze Löcher (wie auch andere kosmische Objekte, die von Scheiben umgeben sind, z.B. Neutronensterne, Weisse Zwerge und junge Sterne) Variationen auf sehr unterschiedlichen Zeitskalen aufweisen. Daher ist es ein wichtiges Ziel theoretischer Untersuchungen zu klären, welche physikalischen Prozesse für diese zeitlichen Veränderungen verantwortlich sind.

Philip Armitage, Kees Dullemond





Weitere Informationen:

• Web Seiten zu den Röntgensatelliten: Chandra und XMM-Newton.
• Spacetime Wrinkles. Eine umfangreiche Sammlung des National Center for Supercomputing Applications von Web Quellen über Schwarze Löcher.
• Hydrodynamical Non-radiative Accretion Flows in Two-Dimensions. Ein technischer Artikel von Jim Stone, Jim Pringle und Mitch Begelman, in dem Simulationen ähnlich der hier gezeigten beschrieben werden.