Akkretionsscheiben sind ein wichtiges Instrument für die Erforschung von Schwarzen Löchern. Fast alles, was wir über Schwarze Löcher gelernt haben, haben wir dank der Akkretionsscheiben gelernt. Und warum? Eine Sache, die die Astronomie von Grund auf verändert hat, war, als die Menschen erkannten, dass es im Universum mehr zu sehen gibt als das, was ihnen die optischen Teleskope bis dahin gezeigt hatten. Sie entdeckten, dass das sichtbare Licht nur einen kleinen Teil des gesamten elektromagnetischen Spektrums ausmacht und dass sich Informationen auf vielen Wellenlängen durch das Universum bewegen, vom Radio über Mikrowellen, Infrarot, optische Strahlung, Ultraviolett und Röntgenstrahlung bis hin zur Gammastrahlung. Seitdem haben wir alles, was wir über das Universum wissen, aus der elektromagnetischen Strahlung gelernt. Schwarze Löcher erzeugen jedoch keine Strahlung, und das würde es unmöglich machen, sie zu untersuchen, wenn sie nicht von Akkretionsscheiben umgeben wären. Diese Scheiben sind das, was wir tatsächlich beobachten und woraus wir Eigenschaften ihrer zentralen gravitierenden Objekte ableiten.
Akkretion und Akkretionsscheiben
Akkretion ist ein Prozess des Wachstums eines massereichen Objekts durch gravitative Anziehung und Ansammlung von zusätzlichem Material. Typischerweise geschieht dies durch eine scheibenförmige Struktur aus diffusem Material oder Gas, die sich in einer Orbitalbewegung um das zentrale akkretierende Objekt befindet. Akkretionsscheiben sind im Universum allgegenwärtig und finden sich um kleinere Sterne oder Sternüberreste, in nahen Doppelsternen, in den Zentren von Spiralgalaxien, in Quasaren und sie bilden sich auch in Gammastrahlenausbrüchen.
Akkretion kann viele Formen haben. Sie kann kugelförmig oder planar sein. Sie kann persistent oder episodisch sein. Das übliche Szenario für Akkretion ist, dass das Material von einem Himmelsobjekt zu einem anderen fließt. Dann gibt es eine bevorzugte Richtung, die durch die Bahnebene der beiden Körper vorgegeben ist. Die Strömung hält sich auch an diese Ebene, verläuft aber nicht geradlinig von einem Objekt zum anderen, da sie einen gewissen Drehimpuls aus der Orbitalbewegung der beiden hat. Er wird durch die Corriolis-Kraft ein wenig zur Seite geschoben und bildet eine Scheibe um das Zielobjekt.
Auf diese Weise häuft sich das Material in einer dichten, rotierenden Akkretionsscheibe an, die ein Schwarzes Loch, einen Stern oder ein anderes gravitierendes Objekt umkreist. Durch die Reibung zwischen den benachbarten Schichten erwärmt sich das Gas in der Scheibe, da seine potenzielle Energie langsam in Wärme umgewandelt wird. Außerdem verliert das Gas an Drehimpuls, wodurch es sich dem zentralen Objekt nähert und schneller umläuft. Die schnellere Bewegung führt zu mehr Reibung, und da das Gas sehr heiß wird, strahlt es Energie ab. Es hängt von der Masse des zentralen Objekts ab, welche Temperatur die Scheibe erreichen kann; je massereicher es ist, desto niedriger ist die Temperatur der Scheibe. Scheiben um stellarmasse Schwarze Löcher haben Temperaturen um Millionen von Kelvin und strahlen im Röntgenlicht, Scheiben um supermassereiche Schwarze Löcher haben Temperaturen um Tausende von Kelvin und strahlen im optischen oder ultravioletten Licht.
Wie man sich eine Akkretionsscheibe vorstellen kann
Wir können uns eine Akkretionsscheibe wie eine gute alte Grammophonplatte vorstellen. Überraschenderweise weist sie viele Merkmale einer Akkretionsscheibe auf. Wenn wir mit dem Abspielen der Schallplatte beginnen, positionieren wir die Nadel am äußeren Rand der Scheibe. Das ist auch der Punkt, an dem die Materie in die Akkretionsscheibe eintritt – an ihrem Rand. Die Nadel folgt dann einer sehr engen spiralförmigen Rille, während die Vinylplatte darunter läuft und die Musik abgespielt wird. Man kann sehen, wie die Nadel sehr langsam zur Mitte der Platte driftet, während sie die Platte viele Male umrundet. Dasselbe gilt für die Akkretionsscheibe. Ein Materieteilchen, das in die Scheibe eingetreten ist, muss seinen Drehimpuls verlieren. Während es dies durch den Austausch mit anderen Teilchen in der Umgebung tut, läuft es viele Male auf einer Keplerschen Bahn umher, wie ein Planet um die Sonne.
Die Grammophonplatte kann 45 Minuten lang spielen, die Materie braucht Wochen oder Jahre (je nach Größe der Scheibe), um von der Außenseite zu ihrem inneren Rand zu driften. Wenn die Schallplatte zu Ende ist und die Nadel das Ende der Spur erreicht, wickelt sich die spiralförmige Rille schnell ab, was den Tonarm in eine Position zum Anhalten bringt. Bei Akkretionsscheiben aus Schwarzen Löchern geschieht etwas Ähnliches. Wir betonen hier, dass es sich um Akkretionsscheiben um Schwarze Löcher handeln muss, denn dieser Effekt ist relativistisch und tritt nur in einem ausreichend starken Gravitationsfeld um kompakte Objekte wie Schwarze Löcher oder vielleicht Neutronensterne auf. Ab einem bestimmten Radius, der bereits in der Nähe des zentralen Schwarzen Lochs liegt, können Materieteilchen nicht mehr auf kreisförmigen Keplerschen Bahnen umlaufen. Solche Bahnen sind aufgrund von Effekten der allgemeinen Relativitätstheorie nicht mehr stabil, und von diesem Moment an befindet sich das Teilchen auf einer offenen Spirale im freien Fall, die es innerhalb weniger Umläufe mit einer Geschwindigkeit nahe der Lichtgeschwindigkeit bis zum Ereignishorizont führt, wo es seinen langen Weg beendet.
Die Existenz dieser Besonderheit in der Scheibe, in der es keine stabilen Keplerschen Bahnen gibt, erweist sich als sehr bedeutsam. Da die Materie in der Scheibe überall außerhalb dieser besonderen Stelle friedlich kreisen kann, aber nicht innerhalb, bedeutet dies, dass die Scheibe ein “Loch” in sich selbst hat. Die Größe dieses Lochs hängt nur von den Eigenschaften des zentralen Schwarzen Lochs (seine Masse und Rotation) ab. Wenn es uns also gelingt, die Größe des Lochs zu messen, können wir auf die Eigenschaften des schwarzen Lochs selbst schließen. Wie aufregend! Und tatsächlich haben Astronomen eine Handvoll Ideen entwickelt, wie man genau das tun könnte.