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Eine Gaswolke auf dem Weg ins Schwarze Loch im Zentrum derMilchstraße

A gas cloud on its way towards the supermassive black hole at theGalactic Centre

Gillessen, Stefan; Genzel, Reinhard; Eisenhauer, Frank; Fritz, Tobias; Pfuhl, Oliver; Ott, Thomas; Schartmann,

Marc; Alig, Christian; Burkert, Andreas

Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching

Korrespondierender Autor

E-Mail: [email protected]

Zusammenfassung

Das Schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße ist für seine Größe erstaunlich dunkel, da es zur Zeit nur sehr

wenig Material akkretiert. Das könnte sich ab 2013 ändern, da eine Gaswolke beinahe direkt auf das

Schwarze Loch zufliegt. Sie wird ihm im Herbst 2013 so nahe sein, dass sie den Vorbeiflug nicht überleben

wird. Neben den Gezeitenkräften wird auch die Atmosphäre um das Schwarze Loch auf die Gaswolke

einwirken. Wenn diese Wechselwirkung das Gas genügend stark abbremst, kann es in das Schwarze Loch

fallen. Eventuell können wir also zusehen, wie das Schwarze Loch „gefüttert“ wird.

Summary

The black hole at the the centre of the Milky Way is – given its size – surprisingly quiet, because it is accreting

only a small amount of matter currently. This may change in 2013 since a gas cloud is approaching it almost

directly. In autumn 2013, the cloud will get too close to survive this fly by. The tidal forces as well as the

atmosphere of the black hole will act on the gas cloud. If these interactions sufficiently slow down the gas, it

can be accreted. We then may observe the „feeding“ of the black hole.

Das Galaktische Zentrum – ein einzigartiges Labor für Astrophysik

Das Zentrum der Milchstraße ist ein Glücksfall für die Astronomie. In rund 8.200 parsec (27.000 Lichtjahren)

Entfernung beherbergt es das nächste superschwere Schwarze Loch, SgrA* genannt. Andere „nahe“

Galaxienkerne sind rund 100 bis 1.000 Mal weiter entfernt. Unser galaktisches Zentrum erlaubt es deswegen,

die astrophysikalischen Prozesse um ein schweres Schwarzes Loch in unübertreffbarer Genauigkeit zu

beobachten [1]. Mit einem modernen Großteleskop kann man die einzelnen Sterne selbst in der unmittelbaren

Umgebung von SgrA* auflösen.

Dazu muss man im Infraroten beobachten, bei Wellenlängen zwischen 1 μm und 4 μm. In diesem Bereich wird

das Licht kaum mehr durch den interstellaren Staub absorbiert, der eine direkte Beobachtung im optischen

Jahrbuch 2012/2013 | Gillessen, Stefan; Genzel, Reinhard; Eisenhauer, Frank; Fritz, Tobias; Pfuhl, Oliver; Ott,Thomas; Schartmann, Marc; Alig, Christian; Burkert, Andreas | Eine Gaswolke auf dem Weg ins Schwarze Lochim Zentrum der Milchstraße

© 2013 Max-Planck-Gesellschaft www.mpg.de 1/8

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Licht unmöglich macht. Diese Wellenlängen sind aber noch nahe genug am Optischen, sodass man weiterhin

hauptsächlich die Planck-Strahlung der Sterne erfasst. Außerdem kann man vorhandene Teleskope

verwenden, wenn auch mit speziellen Infrarotkameras.

Die Sterndichte im galaktischen Zentrum ist sehr hoch. In einem Raumbereich, in dem sich in der

Sonnenumgebung nur wenige Sterne befinden, tummeln sich dort Tausende von Sternen. Deswegen benötigt

man Teleskope, die eine hohe Auflösung erreichen, denn sonst könnte man die Sterne nicht voneinander

trennen. Die Begrenzung der Auflösung für erdgebundene Teleskope ist dabei primär durch die irdische

Atmosphäre gegeben – und erst sekundär durch die Teleskopgröße. Die Lufthülle verändert sich laufend, und

damit auch der genaue Weg, den Licht durch das (wenn auch schwach) brechende Medium Luft nimmt. Die

Bilder verwaschen so und die Abbildungsschärfe ist auf rund 1 Bogensekunde begrenzt. Einen Ausweg bietet

eine clevere Technik, die die Unschärfe korrigiert: Adaptive Optik. Ein Spiegel im Strahlengang wird dabei

mehrere hundertmal pro Sekunde so verformt, dass er optisch genau die Wirkung der Atmosphäre korrigiert.

Dadurch wird die Abbildung auf dem Detektor scharf und das Teleskop kann beugungsbegrenzte Bilder

erzeugen.

Unsere Gruppe verwendet seit nunmehr 20 Jahren solche hochauflösenden Infrarotbeobachtungen um das

Zentrum der Milchstraße ins Visier zu nehmen. Es ist ein überaus erfolgreiches Projekt, das viele

überraschende Entdeckungen hervorgebracht hat. Das wichtigste Ergebnis ist zweifellos der Nachweis, dass

die kompakte Radioquelle SgrA* eine Masse von rund 4 Millionen Sonnenmassen hat – und damit ein

Schwarzes Loch ist. In keinem anderen Fall sind sich Astronomen so sicher, dass sie tatsächlich ein Schwarzes

Loch beobachten. Der Nachweis gelang durch die Beobachtung von einzelnen Sternumlaufbahnen. Wie die

Planeten um die Sonne kreisen, so umrunden die Sterne das Schwarze Loch. Mithilfe des Newton'schen

Gravitationsgesetzes kann man daraus die Masse der Schwerkraftquelle berechnen. Eine andere

Überraschung war die Entdeckung von Strahlungsausbrüchen des Schwarzen Lochs, sogenannten Flares.

Einige Mal am Tag steigert das ansonsten im Infraroten unsichtbare Schwarze Loch seine Helligkeit soweit,

dass es immerhin so hell leuchtet wie die Sterne in seiner Umgebung. Die Flares entstehen vermutlich direkt

am Ereignishorizont des Schwarzen Lochs, durch einen Prozess ähnlich dem, der Flares auf der Sonne

verursacht: Durch einen magnetischen Kurzschluss, der lokal das Plasma soweit erhitzt, dass es bis ins

Infrarote hinein strahlt.

Eine Gaswolke auf dem Weg zum Schwarzen Loch



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Abb. 1 oben: Drei-Farben-Komposit der innersten 25Bogensekunden um das galaktische Zentrum, aufgenommenmit der adaptiven Optik Kamera NACO am VLT bei denWellenlängen 1,6 μm, 2,2 μm und 3,8 μm. Die langwelligstenDaten sind in rot wiedergegeben und zeigen die Gasstrukturenim Milchstraßenzentrum. unten: Die zentrale Bogensekundebei 3,8 μm aufgenommen in vier Jahren. Der Pfeil markiertdie Gaswolke, die auf SgrA* (markiert mit einem Kreuz)zufliegt.© Europäische Südsternwarte (ESO) / Max-Planck-Institut fürextraterrestrische Physik

Auch 2011 ist uns eine unerwartete Entdeckung geglückt [2,3]. Wir untersuchten systematisch Bilder, die bei

3,8 μm Wellenlänge aufgenommen wurden. Eigentlich sind diese Bilder aufgrund der relativ großen

Wellenlänge nicht die schärfsten, die man erhalten kann. Unter ungünstigen Wetterbedingungen muss man

jedoch diese Wellenlänge verwenden, da die adaptive Optik hier stabiler funktioniert. Bei 3,8 μm sieht man

auch kühlere Objekte als Sterne. Der mit dem Gas vermischte Staub zeichnet so die Gasstrukturen im Zentrum

der Milchstraße nach (Abb. 1(a)).

In der Zusammenschau der Daten der letzten zehn Jahre war eine kompakte Quelle auffällig, die sich rasch auf

SgrA* zubewegt, jedoch kein Stern zu sein schien, da wir sie bei kürzeren Wellenlängen nicht entdecken

konnten (Abb. 1(b)). Die Bewegung war nicht geradlinig, sondern gekrümmt, was ein eindeutiges Zeichen

dafür ist, dass die Schwerkraft des Schwarzen Lochs auf das Objekt einwirkt.

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Abb. 2: Der Orbit der Gaswolke. Links ist die Himmelsebenegezeigt, der Orbit der Gaswolke ist in rot gezeichnet, dieMessdaten sind als rote Punkte wiedergegeben. In blau istzum Vergleich der Orbit des Sterns S2 dargestellt. Rechts sinddie gemessenen Radialgeschwindigkeiten als Funktion derZeit gezeigt.© Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik

Die Quelle konnte auch in den spektroskopischen Daten entdecket werden. In diesem Fall spielt das am Max-

Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) entworfene und gebaute Instrument SINFONI [4] seine

Stärken voll aus, da man Spektren für ein ganzes Bildfeld erhält und nicht nur entlang eines eindimensionalen

Spaltes. Die Quelle konnte in den SINFONI Daten als kompakte Emission in einer Rekombinationsline des

Wasserstoffs gesehen werden. Damit war klar, dass es sich um eine Gaswolke mit eingelagertem Staub

handelt. Aus der Helligkeit der Linie ergab sich eine Masse von rund drei Erdmassen. Ebenso konnte aus der

Lage der Linie die Radialgeschwindigkeit bestimmt werden, die mit über 1.000 km/s ähnlich hoch ist, wie für

die Sterne, die das Schwarze Loch eng umkreisen. Da ähnliche Daten aus den Jahren 2004, 2008 und 2011

bekannt waren, konnte man sogar sehen, wie die Geschwindigkeit stetig zugenommen hatte. Damit ließ sich

ein wohl definierter Orbit bestimmen (Abb. 2).

Demnach fliegt die Wolke auf einer sehr exzentrischen Bahn fast direkt auf SgrA* zu und wird den tiefsten

Punkt bereits im Herbst 2013 erreichen, in einem Abstand von nur rund 2.000 mal der Größe des Schwarzen

Lochs. Das ist sehr nahe und vergleichbar mit den Abständen, die manche Sterne erreichen können. Es gibt

jedoch einen wichtigen Unterschied: Da die Gaswolke zu leicht ist, um gravitativ selbst gebunden zu sein, wird

sie den nahen Vorbeiflug nicht überleben, sondern die Gezeitenkräfte werden sie zerreißen.

Zerreißen, Verwirbeln, und Absturz – das mögliche Ende der Gaswolke



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Abb. 3: Positions-Geschwindigkeitsdiagramm der Gaswolke.Aus den Spektroskopie-Daten kann die Radialgeschwindigkeitals Funktion der Position bestimmen. So eine Darstellung istzwar ungewohnt, aber man kann beispielsweise den Orbit inso ein Diagramm einzeichnen (gelbe Linie). Er wird von untennach oben durchlaufen – die Radialgeschwindigkeit wird alsozunächst immer größer, um dann rasch am tiefsten Punkt derBahn (Position 0) das Vorzeichen zu wechseln. Die Daten ausden Jahren 2008, 2011 und 2012 sind ebenfalls gezeigt. Mansieht, wie die Gaswolke dem Orbit folgt, und dabei immermehr in die Länge gestreckt wird – die Gezeitenkräfte sind indieser Darstellung offensichtlich.© Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik

Der Begriff Gezeitenkräfte bedeutet, dass sich die Vorderseite der Gaswolke näher an der Schwerkraftquelle

befindet als die Rückseite, und dadurch stärker angezogen wird. Die Wolke wird also in die Länge gezogen.

Erstaunlicherweise konnten wir genau das in unseren Spektroskopie-Daten entdecken. Während 2004 alles

Gas innerhalb der Messgenauigkeit mit der gleichen Geschwindigekit flog, zeigte sich 2008 eine

Geschwindigkeitsdifferenz zwischen Vorder- und Rückseite von 230 km/s, 2011 schon 360 km/s und 2012

sogar 600 km/s (Abb. 3). Wir sehen also „live“ zu, wie die Gezeitenkräfte die Gaswolke auseinanderreißen. So

etwas wurde zuvor noch nie beobachtet und vielleicht haben wir hier den Glücksfall, dass wir zusehen können,

wie das Gas in das Schwarze Loch stürzt.



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Nicht nur die Schwerkraft wirkt auf die Gaswolke. SgrA* ist von einer dünnen, heißen Atmosphäre umgeben,

die nach innen hin dichter wird, und durch die die Gaswolke nun fliegt. Dies führt zu zusätzlichen

zerstörerischen Prozessen. Hydrodyamische Instabilitäten führen zu Turbulenzen und dadurch wird das Gas

Energie und Drehimpuls verlieren, was letztlich dazu führt, dass das Gas in das Schwarze Loch stürzen kann.

In den vergangenen Jahren war die Dichte der Wolke größer als die des Umgebungsgases und deswegen

folgt sie einer Keplerbahn. Dies könnte sich in 2013 jedoch ändern, sodass die hydrodynamischen Effekte die

weitere Entwicklung vollkommen dominieren, wie es etwa unsere Simulationen zeigen (Abb. 4, [5]).

Abb. 4: Hydrodynamische Simulation der Gaswolke bis weitnach 2013. Die Wolke wurde komplett auseinandergerissen,und das Gas fällt auf das Schwarze Loch zurück.© Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik

Naturgemäß ist es schwer vorherzusagen, was genau 2013 passieren wird. Leicht abzuschätzen ist, dass die

Gezeitenkräfte die Wolke so stark in die Länge gezogen haben werden, dass es rund ein Jahr dauern wird, bis

alle Teile durch den tiefsten Punkt der Bahn geflogen sind. Die Hydrodynamik hängt dagegen von zwei

Unbekannten ab – der Dichte der Atmosphäre im inneren Bereich und davon, wie klumpig die Wolke

strukturiert ist. Je weniger klumpig und je dichter die Atmosphäre, umso wichtiger werden die

hydrodynamischen Effekte. Im Umkehrschluss erlaubt der Einfall der Gaswolke also etwas über die

Atmosphäre des Schwarzen Lochs zu lernen und damit vielleicht auch besser zu verstehen, warum SgrA* so

wenig akkretiert.

Wo kam die Gaswolke her?

Ebenso unklar wie die zukünftige Entwicklung ist die Herkunft der Gaswolke [6]. Ein wichtiger Hinweis dazu

dürfte sein, dass der Orbit in der gleichen Ebene liegt, in der auch zahlreiche junge, massereiche Sterne in

einigen Bogensekunden Abstand SgrA* umrunden, in einer regelrechten Scheibe aus Sternen. Außerdem liegt

der fernste Punkt des Gaswolkenorbits in dieser Scheibe. Ein Zusammenhang liegt also nahe. Zum Beispiel

könnte die Wolke durch die Kollision von Sternwinden in der Scheibe entstanden sein [7]. Dabei kann Gas

entstehen, das nahezu keinen Drehimpuls mehr hat und so fast radial auf das Schwarze Loch zufliegt.

Schwierig in diesem Modell ist zu verstehen, warum die Wolke 2004 noch so kompakt war, denn die

Gezeitenkräfte hätte sie schon zuvor stark in die Länge ziehen müssen.

Ein anderes Modell nimmt an, dass die Gaswolke einen jungen Stern beherbergt, der zu dunkel ist, um

beobachtet zu werden [8]. Die protoplanetare Scheibe um so einen Stern würde auf dem gemessenen Orbit

durch die Gezeitenkräfte auseinandergerissen, und würde so die Gaswolke erzeugen. Die Gasproduktion

würde sich also erhöhen, je näher das Objekt dem Schwarzen Loch kommt, und dadurch die Linienhelligkeit



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immer größer werden. Unsere Daten zeigen das jedoch nicht; die Helligkeit blieb von 2004 bis 2012 konstant.

Ebenso ist es in dem Modell schwierig zu verstehen, wie ein junger Stern auf so einen exzentrischen Orbit

geraten kann, ohne dabei seine eventuell vorhandene Scheibe komplett zu verlieren.

Ob die Gaswolke noch einen Stern im Inneren enthält oder nicht wird sich 2013 zeigen – je nachdem ob sie

komplett auseinander gerissen wird, oder ob es einen kompakten Kern gibt, der sich weiter auf dem

gemessenen Orbit bewegt.

Was wird man 2013 beobachten können?

Astronomen haben weltweit Ideen entwickelt und eine große Menge an Teleskopzeit wird sich dem

Gaswolken-Einfall widmen. Mit mm-Wellen wird man eventuell das ankommende Material zuerst nachweisen

können – denn die Polarisation dieser Strahlung ist sensitiv auf die Menge an Material zwischen uns und der

Quelle SgrA*. Im Frühjahr 2013 könnte die Wolke beim Durchflug durch die Atmosphäre an ihrer Frontseite

eine Schockfront entwickeln, die im Röntgenbereich durchaus heller als das Schwarze Loch selbst scheinen

könnte.

Besonders interessant könnte es werden, wenn SgrA* deutlich mehr akkretieren würde als zuvor. Zum

Beispiel könnte sich die Struktur der Atmosphäre verändern – von einer annähernd kugelförmigen Schichtung

zu einer ausgeprägten Akkretionsscheibe mit senkrecht dazu davon-strömenden Materie-Jets. Dies könnte auf

zwei Arten beobachtbar sein: Zum einen könnte sich die veränderte Struktur in mm-Very-Long-Baseline-

Interferometry zeigen. Zwar kann man noch keine Bilder von SgrA* machen, aber eine typische Größenskala

und Aussagen über die Symmetrie der Quelle sind möglich. Eine andere Variante, die veränderte Struktur zu

sehen, könnte Astrometrie bei cm-Wellenlängen sein. Ein plötzlicher Sprung in der Position von SgrA* wäre

hier das zu erwartende Signal.

Eine erhöhte Akkretionsrate würde auch zu einer allgemein höheren Leuchtkraft von SgrA* führen. Die

Vorhersagen dazu sind besonders schwierig, da die meiste Strahlung nahe am Ereignishorizont entsteht, das

Gas also erst tief in das Gravitationspotenzial fallen muss. Es ist unklar wie lange es dauert, bis das Gas in

dem für die Strahlungsproduktion relevanten Bereich ankommt. Schätzwerte liegen zwischen einem Jahr und

Jahrzehnten. Neben einer allgemein erhöhten Emission von SgrA* könnte sich auch die Rate oder die

Helligkeitsverteilung der Flares verändern, die ziemlich gut bestimmt sind.

Es bleibt spannend, was 2013 zu beobachten sein wird. Eine Liste an Veröffentlichungen zur Gaswolke, sowie

eine Sammlung von Beobachtungsproposals kann man hier finden:

https://wiki.mpe.mpg.de/gascloud/FrontPage

Es ist eventuell auch nicht das erste Mal, dass SgrA* in jüngerer Zeit deutlich heller leuchtet als heute. Die

Analyse von Röntgenlicht in der Umgebung von SgrA* zeigt eine Eisenlinienemission, die durch Fluoreszenz

entstehen kann. Man sieht also eventuell ein Lichtecho [9]. Der Abstand zu SgrA* und die beobachtete

Helligkeit machen es wahrscheinlich, dass das Schwarze Loch vor einigen Hundert Jahren hell im

Röntgenbereich strahlte.

Literaturhinweise



https://wiki.mpe.mpg.de/gascloud/FrontPage

http://www.mpg.de

[1]

[2]

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