Im Kugelsternhaufen Omega Centauri sollten nach gängigen Modellen rund 10.000 stellare Schwarze Löcher stecken, doch über Jahrzehnte hinweg blieb der Nachweis eines einzigen aus. Eine Neuauswertung von mehr als zwanzig Jahren Teleskopaufnahmen hat das erste dieser vermissten Objekte nun sichtbar gemacht. Das neu entdeckte Doppelsystem bricht dabei einen bislang unangetasteten Rekord und stellt zugleich verbreitete Annahmen zur Entstehung solcher Objekte infrage. Besonders die gemessene Masse fällt deutlich anders aus als erwartet.
Kugelsternhaufen gehören zu den ältesten Strukturen der Milchstraße und bestehen aus Hunderttausenden bis Millionen Sternen, die über Milliarden Jahre hinweg gravitativ aneinander gebunden bleiben. Omega Centauri ist der massereichste bekannte Vertreter dieser Klasse und vereint etwa zehn Millionen Sterne in einer Region von wenigen Dutzend Lichtjahren Durchmesser. Sein Alter wird auf rund zwölf Milliarden Jahre geschätzt. In einem derart dichten und derart alten System haben unzählige massereiche Sterne ihren Kernbrennstoff längst aufgebraucht und sind in Supernovae kollabiert. Am Ende dieser Entwicklung steht bei ausreichend schweren Vorläufersternen ein Schwarzes Loch von wenigen Sonnenmassen, dessen Gravitation selbst Licht festhält. Für Omega Centauri sagen Modellrechnungen deshalb eine Population von ungefähr 10.000 solcher Objekte voraus. Nachgewiesen war davon jahrzehntelang kein einziges, obwohl der Kugelsternhaufen zu den am gründlichsten untersuchten Zielen der beobachtenden Astronomie zählt.
Der Grund für diese auffällige Lücke liegt in den bisher eingesetzten Nachweisverfahren. Ein Schwarzes Loch sendet selbst keine Strahlung aus und wird nur indirekt sichtbar, etwa wenn Materie auf es stürzt und dabei Röntgen- oder Radiostrahlung freisetzt. In einem Kugelsternhaufen fehlt jedoch meist das nötige Gas, sodass die Objekte vollständig dunkel bleiben. Alternativ nutzt die Radialgeschwindigkeitsmethode die Dopplerverschiebung von Spektrallinien, um die Bewegung eines Begleitsterns entlang der Sichtlinie zu erfassen. Dieses Verfahren versagt bei sehr weiten Bahnen, weil die Geschwindigkeitsänderungen dann zu gering und zu langsam ausfallen. Einen anderen Weg beschreitet die Astrometrie, die die Positionen von Sternen am Himmel über lange Zeiträume hinweg mit höchster Präzision verfolgt. Umkreist ein Stern einen unsichtbaren Begleiter, beschreibt er eine feine Schlingerbewegung, aus deren Form sich die Masse des dunklen Partners ableiten lässt.
Ein Team um Matthew Whitaker von der University of Utah durchforstete Aufnahmen, die das Weltraumteleskop Hubble zwischen 2002 und 2023 gesammelt hatte, und ergänzte sie um aktuelle Nahinfrarotdaten des James-Webb-Teleskops. Wie die Science-Release-Mitteilung von ESA/Hubble zu oMEGACat BH-2 darlegt, erreicht die kombinierte Messreihe eine Genauigkeit im Bereich von Bruchteilen eines Bildpunkts auf den Detektoren beider Observatorien, und erst diese Präzision machte die Bahn des sichtbaren Sterns überhaupt messbar. Der Stern steht rund 18.000 Lichtjahre von der Erde entfernt im dichten Inneren des Haufens. Günstig wirkte sich aus, dass der Beobachtungszeitraum genau in die Phase der größten Annäherung an den dunklen Begleiter fiel, in der sich der Stern am schnellsten über den Himmel bewegt. Aus der so rekonstruierten Bahnkurve ließ sich die Masse des unsichtbaren Partners bestimmen.
Der sichtbare Stern bringt 0,78 Sonnenmassen auf die Waage, sein dunkler Begleiter kommt auf 4,46 Sonnenmassen. Damit ist das Objekt zu schwer, um ein Neutronenstern zu sein, und eine frühere Studie einer anderen Gruppe, die genau das vermutet hatte, gilt als widerlegt. Gleichzeitig liegt der Wert deutlich unter dem, was in einer metallarmen Umgebung wie Omega Centauri zu erwarten wäre, denn Sterne mit geringem Anteil schwerer Elemente verlieren vor dem Kollaps weniger Masse und sollten entsprechend schwerere Überreste hinterlassen. Dieselbe Datenkampagne hatte zuvor bereits Hinweise auf eine neue Art Schwarzer Löcher im Zentrum von Omega Centauri geliefert, ein mittelschweres Exemplar von rund 8.200 Sonnenmassen. Die neue Messung zeigt nun, dass auch metallarme Sterne vergleichsweise leichte Überreste erzeugen können, und liefert der theoretischen Modellierung erstmals belastbare Zahlen für diesen Fall.
Der sichtbare Stern benötigt für einen vollständigen Umlauf 94 Jahre. Kein anderes bekanntes Doppelsystem aus Stern und kompaktem Objekt weist eine derart lange Periode auf, wie die im Fachmagazin The Astrophysical Journal Letters veröffentlichte Analyse zu oMEGACat BH-2 festhält, und gerade diese Weiträumigkeit erklärt, warum frühere Suchkampagnen das Objekt übersehen mussten. Die lange Umlaufzeit liefert zugleich einen Hinweis auf die Entstehungsgeschichte. Stern und Schwarzes Loch dürften nicht gemeinsam entstanden sein, sondern sich im Gedränge des Haufens dynamisch gefunden haben. Berechnungen der Autoren zeigen, dass ein derart lose gebundenes Paar durch Begegnungen mit vorbeiziehenden Nachbarsternen binnen weniger als einer Milliarde Jahre wieder auseinandergerissen wird, also in einem Bruchteil der Lebenszeit des zwölf Milliarden Jahre alten Systems.
Für die Astronomie reicht die Bedeutung über den Einzelfall hinaus. Dichte Kugelsternhaufen gelten als bevorzugte Orte, an denen kompakte Objekte zu Paaren finden und später verschmelzen, wodurch sie Gravitationswellen abstrahlen. Wie häufig solche Paare dort entstehen und welche Massen sie mitbringen, bestimmt unmittelbar, wie sich die Signale irdischer Detektoren deuten lassen. Bislang stützten sich diese Annahmen fast ausschließlich auf Rechnungen ohne direkte Beobachtungsgrundlage. Frühere Einzelfunde wie das massereichste stellare Schwarze Loch der Milchstraße zeigten bereits, wie stark die Metallizität der Vorläufersterne die Endmasse prägt. Maximilian Häberle, der die Datenreduktion verantwortete, verweist auf den Wert langfristig gepflegter Archive, ohne die eine Messreihe über zwei Jahrzehnte gar nicht möglich gewesen wäre. Weitere Objekte der vermissten Population dürften mit derselben Methode folgen.
The Astrophysical Journal Letters, oMEGACat BH-2 in Omega Centauri; doi:10.3847/2041-8213/ae7a5c