Trotz Löchern gute Bilder

meine lieben,
nun ist aus dieser Geschichte mit dem Foto fast schon eine Serie geworden. Ich lege dafür aber keine neue an, sondern schlage diese Artikel der Kategorie Den Schwarzen Löchern entgegen zu.
Heute geht es um die faszinierende Kamera und die Technik an sich, wie man zu solchen Fotos kommt.

Wer den vorigen Artikel noch nicht gelesen hat, sollte dies eventuell tun, denn ich werde dessen Inhalte an dieser Stelle nicht mehr wiederholen.

Qualität eines Bildes

Im Zusammenhang mit allem, was mit Bildverarbeitung zu tun hat, ob Kamera, Bildschirm oder Drucker, fällt dieser Begriff irgendwann. Je nach dem verwendet man dafür unterschiedliche Maßeinheiten, z. B. “Dots per Inch” oder “Megapixel”. Wie man das Ding auch immer bezeichnet. Es handelt sich immer um ein Maß für Bildpunkte pro Fläche. Bildpunkte pro Fläche impliziert schon fast, dass es zwischen diesen eventuell blinde Stellen geben könnte, also Löcher. Dem ist auch so. da setzt einem jegliche Technologie schon Grenzen verschiedenster Art. Jedes noch so kleine Bauteil hat eine Ausdehnung. Die lichtempfindlichen Zellen unserer Netzhaut ebenfalls. Man kann also mit einem bildgebenden Verfahren nur Objekte aufnehmen, die größer sind, als die Zwischenräume (Pixel) des Aufnahmesystems. Das gilt vom mikroskopisch kleinsten, bis hin zum astronomisch größten, wie wir noch sehen werden.
Die Qualität eines Bildes hängt also sehr stark von der Auflösung ab.

Auflösung im Alltag

Stellen wir uns zwei brennende Kerzen vor, die wenige Zentimeter voneinander auf einem Tisch stehen. Stehen wir direkt davor, bzw. befinden wir uns im selben Raum, dann können wir sehen, dass es zwei Kerzenflammen sind. Wir können das Bild auflösen. Sehen wir die beiden Kerzen aus großer Entfernung, dann sehen wir irgendwann nur noch einen hellen Punkt. Wir können nicht mehr auflösen. Ein Wald verschwimmt in großer Entfernung zu einer braun-grünen Masse, wo wir keine einzelnen Bäume mehr voneinander unterscheiden können.
Oder nehmen wir unseren Mond.
Der ist knapp 400.000 Kilometer von der Erde entfernt. Wenn wir ihn ohne technische Hilfsmittel betrachten, dann sehen wir natürlich ein paar Details. Wir sehen helle und dunkle Flecken. Aber wir können keine Krater auf seiner Oberfläche sehen, obwohl die natürlich da sind. Dafür reicht aber das Auflösungsvermögen nicht. Alles was kleiner als 130 Kilometer ist, geht im Bild unserer Augen unter.
Wir können uns dem Mond nähern, dann wird es besser. Wenn wir mit einem Raumschiff dorthin fliegen, sehen wir irgendwann alle Details. Aber wir können auch einfach bessere Augen benutzen. Und das müssen wir auch, wenn wir Objekte ablichten wollen, zu denen man niemals gelangen kann, weil sie Millionen von Lichtjahren von uns entfernt sind. Im Falle unseres Mondes reicht schon ein normales Fernglas aus, um mehr Details zu erkennen.

Lichteimer

Das Auflösungsvermögen eines Instrumentes hängt mittelbar von seiner Größe ab. So kann beispielsweise ein großes Teleskop einfach mehr licht sammeln, als ein kleines Fernröhrchen.
So spricht man bei Teleskopen meist von Metern Durchmesser. Damit ist meist die Größe des Hauptspiegels oder der Hauptantenne gemeint. “OK”, mag man denken. “Dann bauen wir die Dinger halt immer größer. Das geht natürlich nicht. Die Spiegel würden zu schwer und würden sich unter ihrer Masse verbiegen. Man stößt hier technisch relativ bald an Grenzen.
So um 200 m Durchmesser dürfte hier Schluss sein.
Oft sogar schon früher, weil es an der Finanzierung der Forschungsförderung scheitert.

Im nächsten Schritt erhöht man die Auflösung, indem man einfach mehrere Teleskope nebeneinander oder in einem Feld aufstellt. Die Bilder dieser Lichteimer kann man noch relativ einfach zu einem Bild vereinen. Und ja, ihr habt Recht. Das ist dann ein Teleskop mit Löchern. Das ist aber kein Problem, denn man kennt ja die Abstände zwischen den Teleskopen, und auf die Entfernung der beobachteten Objekte wirken sich die Löcher nicht aus.
Diese Technik funktioniert aber auch nur, wenn die Teleskope nicht zu weit voneinander entfernt stehen, weil sich zum einen die Erde dreht, aber vor allem, weil die Lichtgeschwindigkeit bei der Bildgewinnung irgendwann zuschlägt.

Will man also nun ein Objekt beobachten, so kann man über dessen Abstand und Entfernung berechnen, wie hoch die Auflösung unseres Instrumentes mindestens sein muss, um die Aufgabe erfolgreich zu lösen.

Das nächstgelegene große schwarze Loch ist Sagittarius-A*, das supermassereiche schwarze Loch im Zentrum unserer Milchstraße. 26.500 Lichtjahre weit weg und circa 22 Millionen Kilometer im Durchmesser. Um das auflösen zu können braucht man ein Teleskop mit einem Durchmesser von fast 10.000 Kilometern. Das schwarze Loch im Zentrum der Galaxie Messier 87, von dem im Frühjahr 2019 das erste Bild gemacht werden konnte ist 54 Millionen Lichtjahre weit weg aber mit einem Durchmesser von 40 Milliarden Kilometern auch viel größer. Auch hier ist ein Teleskop von fast 10.000 Kilometer nötig um es sehen zu können.
Das können wir nicht bauen. Und wenn doch, hätten wir keinen Platz, es irgendwo aufzustellen.

Das Zauberwort an dieser Stelle heißt Very Long Baseline Interferometry.

Und was ist das?

Dieses Verfahren nützt tatsächlich aus, dass es nicht unbedingt sein muss, dass ein Teleskop mit hoher Auflösung aus einem durchgängigen Spiegel bestehen muss. Es darf, ja es muss sogar für diese Technik “Löcher” haben.

Nun muss man einen Weg finden, wie man weit entfernte Teleskope so zusammenschaltet, dass sie sich tatsächlich wie eines verhalten. Und genau diese Aufgabe löst die Very Long Baseline Interferometry.

Man nutzt hier die Eigenschaft des Lichtes aus, dass es sich beispielsweise bei einem Doppelspaltversuch wie eine Wälle und nicht wie Teilchen verhält. Ich schrieb darüber in Station sechs der Reise zu den schwarzen Löchern, wo es um die Eigenschaften des Lichtes ging.

Die Spalten in Analogie zum dort beschriebenen Wellenversuch stellen verschiedene weit entfernte Teleskope dar, von denen jedes für sich sein eigenes Lichtmuster sammelt.

Zunächst schaut also jedes Teleskop für sich alleine zum Himmel. Aber natürlich beide zur gleichen Zeit auf den gleichen Punkt. Jedes sammelt Licht und genau dieses Licht wird nun kombiniert und zwar in einem “Interferometer”. Dort wird das Licht überlagert und es interferiert. Wenn man sich Licht als Welle vorstellt, und zwei dieser Wellen überlagert, dann können sich die Wellen verstärken und zwar dort, wo zwei Wellenberge aufeinander treffen. Aber auch auslöschen, wenn Wellenberg und Wellental aufeinander treffen. Das Interferenzsignal besteht also aus einer Abfolge von hellen und dunklen Bereichen. Helle und dunkle Streifen sind aber nicht das, was man von schönen bunten Bildern aus der Astronomie gewohnt ist.
Aber mit ein bisschen Arbeit und sehr viel Mathematik kann man aus dem Interferenzmuster jede Menge Informationen bekommen.

Zum einen braucht das Licht unterschiedlich lange um die einzelnen Teleskope zu erreichen, je nachdem wie weit sie voneinander entfernt sind. Aus diesem Unterschied in der Laufzeit kann man schon einige Rückschlüsse auf die Struktur der Lichtquelle ziehen. Man wird aber auch ein unterschiedliches Streifenmuster bekommen, je nachdem wie weit die Teleskope voneinander entfernt sind.
Je weiter die Teleskope auseinander stehen und vor allem je mehr unterschiedliche Distanzen man benutzt, desto besser funktioniert das Verfahren. Bei der VLBI stellt man also möglichst viele Teleskope möglichst weit verteilt auf der ganzen Erde auf und kombiniert deren Daten.
Das geht allerdings nicht mit normalen Teleskopen. Also nicht mit Teleskopen die im sichtbaren Licht arbeiten. Licht kann man nicht speichern; man kann es höchstens über Glasfaserkabel kurze Strecken weiterleiten und zur Interferenz bringen. Das geht mit Abständen von ein paar Dutzend bis hundert Metern. Aber nicht über viele 1000 Kilometer. Dazu braucht man Radioteleskope. Das langwellige Radiolicht aus dem All kann aufgezeichnet und sehr exakt mit Zeitstempeln versehen werden. Die ganzen Daten aller Teleskope werden dann gesammelt und quasi nochmal in einer Art Playback zusammen abgespielt und virtuell zur Interferenz gebracht werden.

Außerdem durchdringen Radiowellen auch Staub- und Gaswolken, die sich zwischen den Teleskopen und dem beobachteten Objekt befinden. Radioteleskope funktionieren quasi bei jedem Wetter. Lichtteleskope scheitern schon bei bewölktem Himmel.

Zum Glück entsteht in der Umgebung eines schwarzen Lochs auch jede Menge Radiostrahlung und deswegen konnte ein Verbund aus neun auf der ganzen Welt verteilten Radioteleskope die Bilder beider schwarzen Löcher, M87 und SGTA* machen.
Diesem Teleskop-Verbund gab man den Namen “Event Horizon Telescope”, zu Deutsch “Ereignis-Horizont-Teleskop”.

Man denkt schon darüber nach, die “Löcher” im Teleskop noch größer zu machen um das Auflösungsvermögen noch weiter zu erhöhen. In Zukunft sollen auch Radioteleskope im All in den Verbund eingegliedert werden. Dann hätten wir Teleskope die ein paar hunderttausend Kilometer groß sind.
Was wir dann damit entdecken, steht noch “in den Sternen”.

Wie man Schwarze Löcher “sehen” kann

Meine lieben,

ich höre förmlich den Aufschrei der zumindest bei denen umgeht, die meine lange Serie zu den schwarzen Löchern gelesen haben, wenn sie diese Überschrift lesen. Und dieser Aufschrei ist durchaus berechtigt. Nein!!!
man kann ein schwarzes Loch nicht sehen, weil es eben schwarz ist. Nicht mal die beiden Fotos zweier schwarzer Löcher, die ich im vorigen Artikel versuchte taktil zu beschreiben, zeigen die beiden Löcher direkt. Wer nochmal nachlesen möchte, was ein schwarzes Loch eigentlichist, sei an Folge 10 meiner Serie “Die Reise zu den schwarzen Löchern” erinnert. Ein Abschnitt stellt auch verschiedene Verfahren vor, wie sich diese Gravitationsmonster manchmal doch verraten und indirekt nachweisen lassen.

Auch das erste Foto wird dort schon erwähnt. Das aus unserer Milchstraße war noch nicht fertig.

Wir erinnern uns an den Begriff des Ereignishorizontes. Das ist der Bereich um ein schwarzes Loch herum, ab dessen Radius die Gravitation so stark wird, dass ihm nicht mal mehr das Licht entkommen kann.

Von außen betrachtet “sehen” wir also vorerst nur eine schwarze Kugel, die aber keine echte Kugel ist sondern nur eine Region im Raum um das schwarze Loch herum aus der keinerlei Licht mehr nach außen dringen kann. Und wir sehen die schwarze Kugel natürlich auch nicht, weil es da nichts zu sehen gibt. Wenn das schon alles wäre, könnten wir ein schwarzes Loch tatsächlich nicht sehen, geschweige denn ein Foto davon anfertigen.

Zum Glück gibt es hier ein großes Aber:
Schwarze Löcher, vor allem die gigantisch großen, die sich in den Zentren der Galaxien befinden, sind nicht einfach isoliert im All. Es gibt ja noch jede Menge anderes Material und gerade in den Zentren der Galaxien ist diese Materie besonders häufig und dicht. Da stehen die Sterne eng nebeneinander. Sie schleudern Gas und Staub hinaus ins All. Es gibt Gas- und Staubwolken zwischen den Sternen. All das bewegt sich um das schwarze Loch rundherum. Und kann auch ins schwarze Loch unwiederruflich hinein fallen. Was hinter den Ereignishorizont fällt, ist für immer verloren.
Bevor es das tut, spiralisiert es aber um das schwarze Loch herum.
Das ganze Material bildet eine große Scheibe um den Ereignishorizont und während es bei seiner Bewegung immer stärker beschleunigt wird, heizt es sich auch immer stärker auf, und beginnt zu leuchten!
Das Material um den Ereignishorizont herum ist also alles andere als unsichtbar! Es leuchtet hell, vor allem auch in den Bereichen des Lichts das für unsere Augen nicht sichtbar ist. Es gibt zum Beispiel Röntgenstrahlung oder Radiowellen ab.

Das schwarze Loch in unserer Galaxis verriet sich zunächst dadurch, dass man Sterne in seiner unmittelbaren Umgebung beobachtete. Sie umkreisen sehr schnell etwas unsichtbares, das eine Masse von etwa 4 Millionen Sonnen besitzen muss. Das Loch in M87 fand man aufgrund seiner Aktivität. Es leuchtet sehr hell und ist sehr aktiv. Man sah aber zunächst nicht mehr, als einen hellen verwaschenen Fleck. Die Auflösung der verfügbaren Teleskope war nicht hoch genug.
Es sollte eine Masse von etwa sechs Milliarden Sonnen in sich vereinigen.
Das Auflösungsvermögen sagt uns, wie nahe zwei Objekte nebeneinander stehen können so dass wir sie noch als zwei einzelne Objekte erkennen können. Wenn man zum Beispiel aus der Ferne auf einen Wald blickt, sieht man dort nur eine undefinierte grün-braune Masse. Benutzt man aber ein Fernglas, das ja ein deutlich besseres Auflösungsvermögen als unser Auge hat, dann erkennt man auf einmal einzelne Bäume. Genau so ist es auch bei den schwarzen Löchern. Wenn mir mit unseren bisherigen Teleskopen auf die Zentren der Galaxien schauten, konnten wir nur große, helle Flecken sehen. Irgendwo im Zentrum dieser hellen Flecken muss aber auch ein dunkler Fleck sein. Irgendwo dort muss der Ereignishorizont sein, die Region aus der kein Licht mehr zu uns kommen kann. Um DAS zu beobachten muss das Auflösungsvermögen groß genug sein. Was es aber lange Zeit nicht wahr.
Man mache sich klar:
Die Galaxie Messier 87 ist 54 Millionen Lichtjahre von uns entfernt. Der Ereignishorizont des schwarzen Lochs im Zentrum der Galaxie hat einen Durchmesser von 18 Milliarden Kilometern (das entspricht dem 120fachen Abstand zwischen Erde und Sonne). Das ist groß. Sehr groß. Drückten wir unsere Sonne zu einem schwarzen Loch zusammen, so hätte sie lediglich einen Durchmesser von sechs Kilometern.

Das schwarze Loch ist aber auch sehr, sehr weit weg. In der Astronomie benutzt man in solchen Fällen die Einheit des Bogenmaß um die Größe zu beschreiben. Man bestimmt also, unter welchem Winkel uns ein Objekt am Himmel erscheint. Ein Kreis um den gesamten Himmel herum hat dabei 360 Grad. Jedes Grad hat 60 Bogenminuten, jede Bogenminute 60 Bogensekunden. Der Vollmond zum Beispiel hat eine Größe von 30 Bogenminuten, überdeckt also ein halbes Grad des kompletten Kreises am Himmel. Oder anders gesagt: Man bräuchte 720 Vollmonde wenn man den Horizont einmal komplett rundherum füllen wollte.
Der Ereignishorizont des schwarzen Lochs von Messier 87 hat eine Größe von 40 Mikrobogensekunden. Das entspricht ungefähr der Größe einer Orange, die auf dem Mond liegt und die wir von der Erde aus beobachten wollen. Das ist nicht möglich, auch nicht mit den besten Teleskopen die wir haben. Wir müssen entweder näher ran. Das ist beim Mond noch einfach; da sind wir ja immerhin schon öfter mal hingeflogen. Aber bei einer Distanz von 54 Millionen Lichtjahren haben wir keine Chance uns auch nur irgendwie so weit zu nähern, dass sich an der scheinbaren Größe des schwarzen Lochs etwas ändern würde. Also müssen wir einen anderen Weg finden. Wir brauchen Teleskope mit einem besseren Auflösungsvermögen.
Das Event Horison ist ein solches Teleskop.
und genau damit war es möglich, die Bilder des schwarzen Loches im Zentrum von M87 und dem im Zentrum unserer Milchstraße einzufangen.
Wie dieses Instrument arbeitet und funktioniert, erfahrt ihr beim nächsten mal.
Weil die Löcher schwarz sind, haben wir auf beiden Fotos eigentlich wieder kein schwarzes Loch gesehen.
Wir haben das Licht gesehen, das vom Material in der Umgebung des schwarzen Lochs stammt. Aber sonst nichts. Und gerade das Nichts hätten wir gerne gesehen.

Die letzte Frage, die man sich hier noch stellen kann ist die, wieso man nicht zuerst Sagittarius A* in unserer Galaxis fotografiert hatte. Schließlich ist es deutlich näher als M87, dafür aber auch viel kleiner. Tatsächlich wurden beide Bilder ungefähr zeitgleich gemacht. So ähnlich sich die beiden Fotos auch sehen. Die beiden schwarzen Löcher sind so unterschiedlich, wie es sie nur sein können. Die Berechnung des Bildes von Sagittarius A* dauerte wegen der Pandemie und anderen Gründen einfach länger.

Aber auch diese aufregende Antwort heben wir uns für einen weiteren Artikel auf. Es bleibt spannend. Das kann ich euch versichern.