Die Episode über die heftigsten Kollisionen des Kosmos und warum zwei supermassive Schwarze Löcher eigentlich nicht verschmelzen dürften
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Schwarze Löcher gehören zu den extremsten Objekten im Universum. Doch was passiert, wenn zwei dieser kosmischen Giganten aufeinandertreffen? In dieser Episode tauchen Eva und Jana in das faszinierende Thema der Kollisionen von Schwarzen Löchern ein – von stellaren Schwarzen Löchern bis zu den supermassereichen Giganten in den Zentren von Galaxien, die eigentlich nicht kollidieren dürften - es aber trotzdem tun!
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Einleitung mit Pauli-Effekt: 100 Jahre Quantenphysik
Im Weihnachtsspecial von Cosmic Latte (Folge CL049 Weihnachten mit leuchtenden Waschbären und Wissenschaft erzählte Eva vom österreichischen Physiker Wolfgang Pauli, der neben seinen bahnbrechenden Erkenntnissen für die Quantenphysik, wie dem Pauli-Prinzip, auch für ein weniger wissenschaftliches Phänomen Namensgeber war, dem Pauli-Effekt: sobald sich Pauli in der Nähe von technischen Geräten befand, gingen sie kaputt. Sein Ruf eilte ihm derart voraus, dass ihm teilweise der Zugang zu Laboren untersagt wurde.
Besagten Pauli-Effekt erlebte Eva nach absolvierter Prüfung in Quantenmechanik am eigenen Leibe. Nur ein paar Tage nach der Prüfung begannen technische Geräte in ihrer Nähe kaputt zu gehen. Bis sie herausfand, dass am 4. Februar das Jahr 2025 von der Unesco zum Jahr der Quantenforschung ( International Year of Quantum Science and Technology) ernannt wurde, denn die Beschreibung der Quantenphysik feiert ihr 100-jähriges Bestehen.
Aus diesem Anlass gibt es an vielen Instituten und Universitäten ein vielfältiges Programm.
Hier einige Links mit dem Programm zu 100 Jahre Quantenphysik:
in Deutschland zum Beispiel bei der Max Planck Gesellschaft, der Deutschen Physikalischen Gesellschaft DPG und in Österreich etwa beim FWF.
Zudem gibt es auch einen Dokumentarfilm aktuell im Kino zu sehen: "Tracing Light" beschäftigt sich mit dem Phänomen Licht und bringt dafür Kunst und Physik zusammen.
Hier geht's zum Trailer auf Youtube.
Kollidierende Schwarze Löcher
Damit Schwarze Löcher kollidieren können, müssen sie sich zunächst als Paar finden. In stellaren Binärsystemen passiert das oft, wenn zwei massereiche Sterne gemeinsam entstehen, ihr Leben als Supernova beenden und schließlich als Schwarze Löcher weiterbestehen. Alternativ können sich Schwarze Löcher in dichten Sternhaufen durch dynamische Prozesse anziehen und ein Paar bilden
Ein Beispiel für supermassereiche Binaries ist der aktive Kern der Galaxie NGC 6240 (auch bekannt als die “Seestern-Galaxie". Dort sind die beiden riesigen schwarzen Löcher wahrscheinlich noch recht weit voneinander entfernt.
Man kennt aber auch Beispiele, wo die Verschmelzung fast fertig ist. Da sieht man zwar keine offensichtlichen zwei Kerne mehr, aber man findet im Spektrum der Galaxie doppelte Emissionslinien.
Für supermassereiche Schwarze Löcher (SMBHs) ist der Weg zur Kollision noch dramatischer: Sie entstehen oft durch die Verschmelzung von Galaxien. Doch selbst wenn zwei Galaxien verschmelzen, ist es nicht garantiert, dass ihre Schwarzen Löcher kollidieren – hier spielt das sogenannte Final Parsec Problem eine entscheidende Rolle.
Supermassive Black Hole Merger – kosmische Giganten auf Kollisionskurs
Phase 1: Annäherung durch Galaxienkollisionen
Wenn zwei Galaxien miteinander verschmelzen, ziehen sich ihre supermassereichen Schwarzen Löcher durch gravitative Wechselwirkungen langsam ins Zentrum der neuen Galaxie. Dieser Prozess kann Millionen Jahre dauern, und die Schwarzen Löcher können sich bis auf einige Parsec (einige Tausend Lichtjahre) annähern.
Phase 2: Binäres System – die kritische Distanz
Sobald die beiden SMBHs ein gebundenes System bilden, beginnt der nächste schwierige Schritt: Sie müssen sich weiter annähern. Dabei verlieren sie Energie, indem sie Sterne und Gas aus ihrer Umgebung herauskatapultieren. Dieses Phänomen nennt man stellar hardening. Doch sobald der Abstand unter etwa 1 Parsec sinkt, stößt das System auf das Final Parsec Problem – die Zahl der interagierenden Sterne reicht möglicherweise nicht mehr aus, um die Annäherung weiter voranzutreiben.
Phase 3: Das Final Parsec Problem
Obwohl die Gravitation sie eigentlich zusammenziehen müsste, bleiben viele SMBH-Paare in einer stabilen Umlaufbahn gefangen. Dafür gibt es mehrere mögliche Gründe:
Fehlende Materie: In manchen Galaxien gibt es nicht genug Gas oder Sterne, um als „Bremse“ zu wirken.
Ungleichmäßige Massenverhältnisse: Ein sehr massereiches SMBH könnte sein kleineres Gegenstück in eine stabile Bahn zwingen.
Dynamische Effekte: Nur durch das Hinzukommen eines dritten Schwarzen Lochs oder durch extreme Störungen kann das System destabilisiert werden.
Phase 4: Gravitationswellen übernehmen die Kontrolle
Sobald der Abstand unter etwa 0,01 Parsec sinkt, werden Gravitationswellen zur dominierenden Energiequelle. Das bedeutet, dass die Schwarzen Löcher Energie in Form von Gravitationswellen abstrahlen, wodurch sie sich immer schneller spiralförmig annähern. Dieser Prozess kann einige Millionen Jahre dauern – im kosmischen Maßstab ist das jedoch ein Wimpernschlag.
Phase 5: Die Kollision und der kosmische „Ringdown“
Wenn sich die beiden Schwarzen Löcher schließlich berühren, entsteht ein neues, noch massereicheres Schwarzes Loch. Dabei kommt es zu einem kurzen, aber extrem starken Ausbruch an Gravitationswellen.
Obwohl Schwarze-Loch-Kollisionen normalerweise keine direkte elektromagnetische Strahlung aussenden, könnten Gasreste oder Akkretionsscheiben um die Schwarzen Löcher durch die gewaltige Energie freigesetzt werden. Ein solches Ereignis könnte sich als extrem heller Röntgenblitz oder sogar als Gammastrahlenausbruch bemerkbar machen.
Ein spektakuläres Beispiel für ein fast verschmelzendes SMBH-Paar ist die Galaxie OJ 287, die regelmäßig starke optische Ausbrüche zeigt. Astronomen und Astronominnen vermuten, dass ein kleineres Schwarzes Loch in einem exzentrischen Orbit regelmäßig durch die Akkretionsscheibe eines massiveren SMBHs pflügt, dabei gewaltige Energiemengen freisetzt und innerhalb der nächsten 10.000 Jahre vollständig verschmelzen wird.
Kollision Stellarer Schwarzer Löcher
Während SMBH-Kollisionen über Milliarden Jahre dauern, laufen Kollisionen zwischen stellaren Schwarzen Löchern wesentlich schneller ab – und sie sind bereits mehrfach von Detektoren wie LIGO und Virgo nachgewiesen worden.
Dieser Prozess wird ebenfalls in unterschiedlichen Phasen verstanden:
Phase 1: Entstehung eines Schwarzen-Loch-Paares
Zwei massereiche Sterne entwickeln sich zu einem binären Schwarzen-Loch-System. Oder zwei isolierte Schwarze Löcher treffen in einem dichten Sternhaufen durch dynamische Prozesse aufeinander und bilden ein Paar.
Phase 2: Spiralförmige Annäherung durch Gravitationswellen
Sobald sich die Schwarzen Löcher näher als einige tausend Kilometer kommen, wird die Gravitationswellen-Abstrahlung so stark, dass die Spirale sich rapide beschleunigt. Die Umlaufzeit verkürzt sich von Tagen auf Minuten oder Sekunden.
Phase 3: Die finale Kollision
Der eigentliche Zusammenstoß erfolgt in Sekundenbruchteilen – begleitet von einem sogenannten „Chirp“-Signal, das durch LIGO & Virgo messbar ist. Falls Materie oder Magnetfelder beteiligt sind, könnten diese Kollisionen auch elektromagnetische Strahlung freisetzen, z. B. in Form von kurzen Gammablitzen (sGRBs).
Ein berühmtes Beispiel ist das Ereignis GW190521, das von LIGO/Virgo detektiert wurde: Zwei stellare Schwarze Löcher von 85 und 66 Sonnenmassen kollidierten zu einem neuen Schwarzen Loch mit etwa 142 Sonnenmassen – ein klarer Hinweis auf die Existenz sogenannter Intermediate Mass Black Holes (IMBHs).
Das Mysterium der Intermediate Mass Black Holes (IMBHs)
Während stellare Schwarze Löcher nur wenige Dutzend Sonnenmassen besitzen und supermassereiche Schwarze Löcher Millionen bis Milliarden Sonnenmassen aufweisen, gibt es eine schwer fassbare Zwischenkategorie: die Intermediate Mass Black Holes (IMBHs). Sie sind mit hunderten bis hunderttausenden Sonnenmassen weder klein noch extrem groß, und ihre Entstehung ist bis heute ein Rätsel.
Eine Theorie besagt, dass IMBHs durch wiederholte Kollisionen in dichten Sternhaufen entstehen, wo sich mehrere stellare Schwarze Löcher nacheinander vereinen. Eine andere Hypothese geht davon aus, dass sie als sogenannte primordiale Schwarze Löcher kurz nach dem Urknall entstanden sind.
Besonders mysteriös ist, dass einige supermassereiche Schwarze Löcher nur wenige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall bereits existierten – viel zu früh, um sich durch langsames Wachstum aus stellaren Schwarzen Löchern gebildet zu haben. Hier könnten IMBHs oder sogar völlig neue Mechanismen eine Rolle spielen.
Supermassive Black Hole Merger (SMBH-Merger):
MPG, For whom the black hole rings
Illustration: The three phases of black hole merger (courtesy Kip Thorne)
Das Final Parsec Problem:
BBC Sky Night Magazine, The Final Parsec Problem explained
Quanta Magazine, How Do Merging Supermassive Black Holes Pass the Final Parsec?
Stellar Black Hole Merger (SBH-Merger):
Space.com, What happens when black holes merge?
Das Mysterium der IMBH und frühen SMBH:
Tohoku University, The Formation of Intermediate Mass Black Holes in Globular Clusters
Phys.org, How did supermassive black holes get so big, so early? They might have had a head start
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