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Vor einigen Jahren haben Astronomen einen Kugelsternhaufen entdeckt, der mit immenser Geschwindigkeit aus seiner Galaxie rast. Was da wohl passiert ist?

Dank immer besserer Technik, innovativen Ansätzen und internationaler Kooperation erlebt die Astronomie eine Blüte. Doch während viele Beobachtungen dabei helfen, Theorien zu verfeinern oder auszusortieren, gibt es auch immer wieder Entdeckungen, die einfach nicht zu passen scheinen. Mysteriöse Signale, mutmaßliche Verstöße gegen Naturgesetze und – noch – nicht zu erklärende Phänomene. In der Öffentlichkeit wird dann gerne darüber diskutiert, ob es sich um Spuren außerirdischer Intelligenz handelt, Wissenschaftler wissen, dass es am Ende fast immer eine natürliche Erklärung gibt. Aber überall wird die Fantasie angeregt.

In einer Artikelserie auf heise online werden wir in den kommenden Wochen einige solcher astronomischen Anomalien aus einer jüngst vorgestellten Sammlung [1] vorstellen und erklären, warum alle Erklärungsversuche bislang an ihnen scheitern.

Kugelsternhaufen sind dicht gepackte, sphärische Ansammlungen von hunderttausenden bis Millionen von Sternen, die bei der Galaxienentstehung als Nebenprodukt mit anfallen und folglich sehr alt sind. Ihre Bahnen können sie tief in den Kern einer Galaxie führen. Die meiste Zeit halten sie sich jedoch in ihrem Halo auf, also jenem Bereich um sie herum, in dem sich kaum sichtbare Materie befindet, jedoch ein Großteil ihrer Masse. Letzteres haben Messungen der Lichtablenkung von Hintergrundobjekten offenbart. Die Milchstraße hat rund 200 Kugelsternhaufen – die elliptische Riesengalaxie Messier 87 hat gar an die 12.000 von ihnen. 2014 fanden Astronomen, dass einer davon sich mit mehr als 2300 km/s von M87 entfernt – zu schnell, als dass selbst diese Riesengalaxie von mehr als 6 Billionen Sonnenmassen ihn würde halten können. Was kann ein Objekt von 3 Millionen Sonnenmassen auf eine solche Geschwindigkeit beschleunigt haben?

Die X-Akten der Astronomie

In der Astronomie gibt es immer wieder Beobachtungen, die erst einmal nicht zu erklären sind. Während einige dahinter gleich Außerirdische vermuten, erwarten sich andere neue Erkenntnisse über die Natur des Universums. Spannend sind sie allemal. heise online wirft einen Blick auf einige dieser bis dato nicht zu erklärenden Anomalien.

• Der unmögliche Weiße Zwerg [2]
• Das Wow!-Signal, oder Ist da jemand? [3]
• Moduliert da etwa jemand Galaxienkerne? [4]
• Die Geister-Planeten um einen Untoten [5]
• Können Sterne einfach verschwinden? [6]
• Der unmögliche Dreifachstern KIC 2856960 [7]
• Das Rätsel der Braunen Riesen [8]
• Die Geheimnisse des Walnuss-Monds [9]
• Der hyperschnelle Kugelsternhaufen HVGC-1 [10]
• Auf der Suche nach Dyson-Sphären [11]
• Die spukhafte Leoncino-Zwerggalaxie [12]
• Die rätselhaften Radiosignale aus dem Untergrund [13]
• Der dunkle Beschleuniger [14]
• Radioblitze vom anderen Ende des Universums [15]
• KIC 8462852 - von großen und kleinen Abtauchern [16]

Galaktische Kitas

Sterne entstehen nicht einzeln, sondern in Gruppen. In dieser Reihe haben wir bereits den Sternhaufen NGC 3603 [17] kennengelernt, in dem gerade neue Sterne entstehen. Wolken aus Gas und Staub kollabieren, angestoßen durch Dichtewellen, die durch die Milchstraße laufen, unter ihrer eigenen Gravitation zu Sternentstehungsgebieten. Dabei entstehen Gruppen von einigen hundert oder tausend Sternen, die relativ ungeordnet sind und bald von den Gezeitenkräften der Milchstraße auseinandergezogen werden. Auch die Sonne entstand einst in einem solchen Sternhaufen, und ihre Geschwister können heute über die ganze Milchstraße verteilt sein. Solche Gruppen junger Sterne werden als "offene Sternhaufen [18]" bezeichnet.

Das Siebengestirn [19] ist vielleicht der bekannteste offene Sternhaufen. Neben den hellen sieben oder acht Sternen gibt es noch etwa 200 schwächere, die nur im Teleskop und auf lange belichteten Aufnahmen zu sehen sind. Der uns nächste offene Sternhaufen ist Collinder 285 [20], der als hellste Vertreter die meisten Sterne des Großen Wagens enthält (alle außer dem vordersten Deichselstern Alkaid und dem hinteren nördlichen Wagenrad Dubhe), sowie einige lichtschwächere Sterne. Sie teilen eine gemeinsame Bewegungsrichtung am Himmel.

Von gänzlich anderer Art ist eine zweite Gruppe von Sternhaufen, die Kugelsternhaufen [22]. Der Name ist Programm: hier haben sich hunderttausende bis Millionen von Sternen zu einer kugelförmigen Anordnung versammelt, die ihren gemeinsamen Schwerpunkt wie ein Bienenschwarm seinen Stock umschwirren. Es ist noch nicht bis ins Letzte geklärt, wie diese Sternhaufen entstehen. Weil sie sich nicht ausschließlich – wie die offenen Sternhaufen – in der Milchstraßenscheibe aufhalten, sondern auf ihren elliptischen Bahnen um das Milchstraßenzentrum bis weit in deren Halo hinaus getragen werden, und da sie gemäß ihrer Sternzusammensetzung und ihrem Gehalt an Metallen alle ungefähr so alt wie die Milchstraße selbst sind, geht man davon aus, dass sie ein Nebenprodukt der Galaxienentstehung sind – fast alle Galaxien werden von ihnen begleitet.

Nur bei einigen wenigen Galaxien, die vor astronomisch kurzer Zeit große Kollisionen mit anderen Galaxien erlitten haben, findet man gelegentlich vereinzelt junge Kugelsternhaufen, die noch leuchtstarke, kurzlebige blaue Sterne enthalten. Sie sind anscheinend aus dem kollidierenden Gas der Galaxien entstanden.

Von der Wiege zur Waage

Die Bewegung der Kugelsternhaufen verrät, wie sich die Masse einer Galaxie im Raum verteilt und wie groß sie ist, sie spielen eine große Rolle beim "Wiegen" der Milchstraße [23] und der Bestimmung ihres Anteils an Dunkler Materie, denn sie halten sich weit außerhalb des Bereichs aus, in dem sich Sterne befinden, und gerade dort findet sich noch sehr viel Masse. Natürlich möchte man auch die Masse im Halo anderer Galaxien finden, zum Beispiel der elliptischen Riesengalaxie Messier 87 [24] (M87), eine der drei Zentralgalaxien im benachbarten Virgo-Galaxienhaufen, die mit mehreren Billionen Sternen rund zehnmal mehr Sterne als die Milchstraße [25] enthält. Vor anderthalb Jahren machte sie aufgrund ihres supermassereichen Schwarzen Lochs von 6,5 Milliarden Sonnenmassen Schlagzeilen – das erste Schwarze Loch, von dem eine Detailaufnahme gelang [26].

Um aus der Bewegung eines Kugelsternhaufens auf die Masse einer Galaxie zu schließen, müsste man dessen Bewegung im dreidimensionalen Raum in Erfahrung bringen, dann könnte man seine Bahn und daraus die zentrale Masse ermitteln. Da andere Galaxien fürchterlich weit entfernt sind, kann man die winzige Eigenbewegung ihrer Kugelsternhaufen in der Himmelsebene jedoch nicht nachweisen, man kann nur die Verschiebung der Lichtwellenlängen aufgrund des Doppler-Effekts messen, die auf denjenigen Anteil ihrer Bewegung zurück geht, der auf den Beobachter zu oder von ihm weg gerichtet ist ("Radialgeschwindigkeit").

Aus statistischen Erwägungen folgt, welche Bewegungsenergie in einer Gruppe von Objekten steckt, die eine Masse umkreisen, wenn man ihre Radialgeschwindigkeiten kennt. Zusammen mit der räumlichen Verteilung um die Masse herum folgt über den sogenannten Virialsatz [29] die Größe der umkreisten Masse. Der Virialsatz beschreibt, wie sich in einem Vielkörper-System die Energie der Objekte im Mittel zwischen Bewegungsenergie und Lageenergie aufteilt. Aus diesem Grund möchte man die Radialgeschwindigkeiten der Kugelsternhaufen um M87 und andere Galaxien wissen.

Um auf die tatsächliche Geschwindigkeit relativ zur Galaxie zu kommen, muss man deren kosmologische Geschwindigkeit subtrahieren, denn bekanntlich entfernen sich aufgrund der Hubble-Lemaître-Expansion des Universums alle Galaxien außerhalb der lokalen Gruppe von uns, umso schneller, je weiter entfernt sie sind. Bei der rund 53 Millionen Lichtjahre entfernten M87 beträgt diese Geschwindigkeit 1284 km/s.

Da kommt was auf uns zu

Nelson Caldwell und seine Kollegen untersuchten von 2010 bis 2013 zu diesem Zweck 2500 mutmaßliche Kugelsternhaufen in der Umgebung von M87 und der benachbarten elliptischen Galaxie M60. Sie maßen Radialgeschwindigkeiten zwischen 500 und 3000 km/s; der Median der Geschwindigkeiten betrug ziemlich genau 1300 km/s – eben jene Geschwindigkeit, mit der sich M87 und der Virgo-Haufen von uns entfernen. Umso erstaunter waren die Astronomen, als sie einen Kugelsternhaufen in ca. 270.000 Lichtjahren (projizierter) Entfernung neben M87 fanden, der uns mit -1025 km/s entgegenkommt. Relativ zu M87 bewegt er sich folglich mit mindestens – da seine 3D-Bewegung unbekannt ist – 2300 km/s!

Das ist die größte bisher gemessene Annäherungsgeschwindigkeit eines astronomischen Objekts, das sich nicht in einem engen Orbit um eine Zentralmasse befindet. Sie ist größer als die Fluchtgeschwindigkeit von M87 und aller Wahrscheinlichkeit nach sogar größer als die des Virgo-Haufens insgesamt (soweit dessen Masse und ihre Verteilung bekannt sind).

Sie gaben ihm den Namen HVGC-1, was für "Hyper Velocity Globular Cluster" steht – Hochgeschwindigkeits-Kugelsternhaufen. Aber handelt es sich überhaupt um einen Kugelsternhaufen? Auf die große Entfernung ist das nämlich gar nicht so ohne Weiteres ersichtlich.

Kosmische Sternschleudern

Tatsächlich ist die Entfernung des Objekts zunächst einmal vollkommen unbekannt, man muss zu deren Abschätzung wissen, welche Leuchtkraft das Objekt hat – ein naher Einzelstern kann am Himmel so hell erscheinen wie ein weit entfernter Sternhaufen aus hunderttausenden Sternen. Ein zufällig auf der Sichtlinie zu M87 befindlicher sogenannter "Hyperschnellläufer [31]" könnte gegebenenfalls mit einem Kugelsternhaufen von M87 verwechselt werden. Solche Sterne können mehrere 1000 km/s erreichen.

Wie funktioniert die Beschleunigung eines solchen Sterns? Wenn ein Stern auf eine große Masse (wie etwa ein supermassereiches Schwarzes Loch) zufällt, wird er von ihrer Gravitation beschleunigt und fällt auf einer parabel- oder hyperbelförmigen [32] Bahn um diese herum, ändert dabei seine Richtung um weniger als 180° und wird durch den Schwung der Annäherung wieder in die Ferne katapultiert. Der Betrag seiner Geschwindigkeit ist in der Ferne schließlich wieder genau so groß wie vor der Begegnung.

Wenn hingegen ein Doppelsternsystem das Schwarze Loch passiert, so kann folgendes passieren: Der Schwerpunkt des Doppelsternsystems bewegt sich auf derselben Bahn, wie zuvor der Einzelstern. Die beiden Binärpartner mögen sich in einer Ebene mit geringer Verkippung gegen die Bahnebene um das Schwarze Loch umkreisen. Der innere Stern bewege sich zum Zeitpunkt der größten Annäherung gerade gegen die Richtung des Schwerpunkts, also langsamer als dieser, der andere in Richtung des Schwerpunkts, also schneller. Wenn der innere Partner im Doppelsternsystem relativ zum Schwarzen Loch so langsam ist, dass er dessen Fluchtgeschwindigkeit bei dieser Entfernung unterschreitet, wird er von ihm auf einer Ellipsenbahn eingefangen und der schnellere wird mit erhöhter Geschwindigkeit fortkatapultiert.

Für das zentrale Schwarze Loch der Milchstraße, Sagittarius A* (sprich: Sagittarius A-Stern, kurz Sgr A*) mit 4 Millionen Sonnenmassen beträgt die Geschwindigkeit v (siehe Bild) bei einer engen Passage, die ein System aus zwei Sternen von je 3 Sonnenmassen mit einem Abstand von 0,5 AE trennt, etwa 10.000 km/s [34]. Einer der Sterne, die ihren Schwerpunkt mit v_b=100 km/s umkreisten, wird sich schließlich mit etwa 1400 km/s Geschwindigkeitsüberschuss vom Sgr A* entfernen; bis zu 4000 km/s sind im Extremfall möglich. Dieser Vorgang ist nach seinem Entdecker Jack G. Hills als Hills-Mechanismus bekannt.

Ein anderer möglicher Mechanismus, der einen Hyperschnellläufer erzeugen kann, ist uns schon bei den Pulsar-Planeten begegnet [35]. Ein Stern in einem sich eng und schnell umkreisenden Doppelsternsystem könnte sich durch eine asymmetrische Supernovaexplosion seines Partners, die dessen Restkörper (Neutronenstern oder Schwarzes Loch) fortkatapultiert, plötzlich alleine wiederfinden und mit seiner Orbitalgeschwindigkeit geradeaus weiterfliegen.

Ist HVGC-1 also in Wahrheit nur ein Hyperschnellläufer im Vordergrund, der sich der Sonne nähert und vielleicht aus einer anderen Galaxie stammt, von deren supermassereichem Schwarzen Loch er fortkatapultiert wurde? In der Richtung von HVGC-1 befindet sich jedenfalls keine nahe Galaxie der lokalen Gruppe, aus der er stammen könnte und das Zentrum der Milchstraße liegt ebenso in einer völlig anderen Richtung.

Gezielte Diskriminierung

Das Caldwell-Team sah sich schärfere Archivaufnahmen des Objekts an und fand, dass HVGC-1 offenbar einen unscharfen Rand hat und sein Profil somit eher zu einem Kugelsternhaufen denn zu einem Stern passen würde, wenn auch zu einem ungewöhnlich kleinen (rund 20 Lichtjahre Radius bis zur halben Helligkeit) – was allerdings am Rande des Auflösungsvermögens der Aufnahme lag und somit nur bedingt verlässlich ist. Weiterhin führten sie Farbphotometrie durch – von der bereits bei den Bloataren die Rede war [36] – und fanden, dass sich das Objekt in einem Zweifarbendiagramm inmitten anderer Kugelsternhaufen wiederfindet, abgesetzt von den Fixsternen, die im Schnitt weniger Infrarotanteil zeigen – da Kugelsternhaufen alt sind, bestehen sie nur noch aus Sternen, die ein hohes Alter erreichen können und damit eher auf Sparflamme brennen (sprich: Rote Zwerge), während die Einzelsterne im Vordergrund vorwiegend leuchtkräftig und jünger sind und daher mehr Anteile kurzwelligeren Lichts ausstrahlen.

Schließlich verglichen sie noch die Verhältnisse der Helligkeiten verschiedener Spektrallinien und fanden auch hier, dass HVGC-1 inmitten der gesicherten Kugelsternhaufen von M87 liegt und weitab von Sternen in der Milchstraße oder deren Halo.

Daher gehen sie davon aus, dass es sich tatsächlich um einen Kugelsternhaufen von M87 handelt. Wenn dem so wäre, dann leuchtet er auf die Entfernung von M87 mit einer Leuchtkraft von 3,4 Millionen Sonnenmassen, was eine Menge ist – bekannte Kugelsternhaufen der Milchstraße wie M13 und M92 im Herkules bringen es nur auf 600.000 bzw. 200.000 Sonnenmassen. Nur der größte Kugelsternhaufen der Milchstraße, Omega Centauri, spielt mit 4 Millionen Sonnenmassen in der gleichen Liga wie HVGC-1. Aufgrund der Aufweitung der Spektrallinien schließen Caldwell et al. auf eine Streuung der Geschwindigkeiten der Sterne von 80 km/s – dies ist ein Maß für die Bahngeschwindigkeiten der Sterne innerhalb des Sternhaufens.

Auf der Suche nach dem Großen Beschleuniger

Wie kann nun ein Objekt von mehr als 3 Millionen Sonnenmassen so schnell unterwegs sein? Eine vage Möglichkeit wäre, dass HVGC-1 nicht zu M87, sondern zu einer anderen Galaxie gehört, etwa der benachbarten Galaxie M86 [38], die sich innerhalb des Virgo-Galaxienhaufens mit 1700 km/s gegenüber dessen Schwerpunkt in unsere Richtung bewegt. Ein sie umlaufender Kugelsternhaufen, der sich gerade in Richtung der Erde bewegt, könnte eine Negativgeschwindigkeit von mehr als 1000 km/s aufweisen. M86 ist gleich weit entfernt wie M87, die beiden sind also auch in drei Dimensionen Nachbarn.

Jedoch beträgt der Winkelabstand von HVGC-1 zu M87 nur in ein Viertel ihres Winkelabstands zu M86 (projizierte Entfernungen: 274 Millionen beziehungsweise 950 Millionen Lichtjahre) und umlaufende Kugelsternhaufen bewegen sich in der Ferne ihrer Muttergalaxie gemäß des 2. Keplerschen Gesetzes am langsamsten. HVGC-1 passt nicht in die Geschwindigkeitsverteilung der anderen gebundenen Kugelsternhaufen von M86 – oder irgendeiner anderen Galaxie im Virgo-Haufen, M87 eingeschlossen. Woher auch immer er stammt, er hat eine ungewöhnliche Geschwindigkeit, die nicht einfach als Bahngeschwindigkeit im Umlauf um eine Galaxie zu erklären ist. Man muss folglich davon ausgehen, dass HVGC-1 durch irgendeinen Mechanismus beschleunigt wurde.

Eine Möglichkeit wäre, dass der Kugelsternhaufen infolge einer Galaxienkollision fortgeschleudert wurde. Große elliptische Galaxien wie M87 entstehen durch die Kollision großer Spiralgalaxien (ein Schicksal, dass der Milchstraße und der Andromedagalaxie in etwa fünf Milliarden Jahren bevorsteht). Dabei werden, wie in der folgenden Simulation zu sehen ist, stets Teile der Galaxien mit großer Geschwindigkeit fortgeschleudert – nur so können die verbliebenen Teile zur Ruhe kommen; ein Teil der Bewegungsenergie aus dem freien Fall aufeinander zu muss fortgetragen werden, damit das System nicht wieder auseinanderfliegt.

Theoretisch könnte HVGC-1 auf diese Weise fortkatapultiert worden sein. Dagegen spricht allerdings, dass kein anderer Kugelsternhaufen in der Gegend von M87 auch nur mit annähernd vergleichbarer Geschwindigkeit unterwegs ist. Die größte Rotverschiebung hat ein Sternhaufen, der sich mit 2800 km/s von der Erde entfernt, die größte Blauverschiebung eines M87-Kugelsternhaufens neben HVGC-1 beträgt -300 km/s, entsprechend Radialgeschwindigkeiten von 1500 km/s bzw. 1600 km/s relativ zum Zentrum von M87. Angesichts von rund 12.000 Kugelsternhaufen sollte man viele Objekte finden, die die Lücke zu den 2300 km/s von HVGC-1 bevölkern.

In einer von Caldwell zitierten Arbeit von Martizzi und anderen aus dem Jahr 2012 wurden Simulationen eines der Masse des Virgo-Haufens (rund 100 Billionen Sonnenmassen) entsprechenden Galaxienhaufens durchgeführt. In den Simulationen entstand auch regelmäßig eine zentrale massereiche Galaxie wie M87, jedoch ergaben sich niemals Partikelgeschwindigkeiten von mehr als 1800 km/s innerhalb von 300.000 Lichtjahren um diese Galaxie. Caldwell et al. betonen, dass dies zwar kein Ausschlusskriterium sei, dass es aber hinreichend unwahrscheinlich mache, dass HVGC-1 in Folge einer Galaxienkollision beschleunigt wurde.

Eine andere von Caldwell et al. in Betracht gezogene These bezieht sich auf Arbeiten von Merritt et al. [40] sowie O’Leary und Loeb aus dem Jahr 2009. Nach der Kollision zweier Galaxien sinken die in ihnen enthaltenen supermassereichen Schwarzen Löcher in Wechselwirkung mit den umgebenden Sternen allmählich zum Zentrum und verschmelzen dort irgendwann. Dabei werden gewaltige Energiemengen in Form von Gravitationswellen frei. Schon das Verschmelzen von Schwarzen Löchern von einigen Dutzend Sonnenmassen setzt mehrere Sonnenmassen an Gravitationsenergie frei [41], wie wir aus der Beobachtung solcher Ereignisse mit den LIGO- und Virgo-Gravitationswellendetektoren wissen.

Die erwähnten Arbeiten prognostizierten, dass der Verschmelzungsvorgang zu einer asymmetrischen Abstrahlung von Gravitationswellen führen könne, sodass das entstehende Schwarze Loch einen Kick bekäme, der es aus seiner Galaxie herauskatapultieren würde. Dabei würden stets einige im Zentrum der Galaxie vorhandene Sterne mitgerissen werden, von hunderten bis zu mehreren Millionen Sonnenmassen, allerdings dichter gepackt als in einem Kugelsternhaufen und mit weitaus höheren durchschnittlichen Geschwindigkeiten aufgrund des sie zusammenhaltenden supermassereichen Schwarzen Lochs. Auf diese Weise sollten sogenannte "Hyperkompakte Sternsysteme" (HCSS) um die Schwarzen Löcher entstehen. Etwa 100 Stück davon sollte es demnach in der Nähe des Zentrums des Virgo-Haufens geben.

Könnte HVGC-1 eines von diesen sein? Caldwell und Coautoren halten dies jedoch für unwahrscheinlich, weil die Streuung der Sterngeschwindigkeiten in einem HCSS 400 bis 1000 km/s betragen sollte und sie hatten für HVGC-1, wie oben erwähnt, nur 80 km/s gemessen. Außerdem ist HVGC-1 arm an Metallen. Es handelt sich also um sehr alte Sterne, während ein HCSS aus dem Zentrum einer Galaxie Sterne enthalten sollte, die aus Materie bestehen, die schon von mehreren Sterngenerationen mit Metallen angereichert wurde. In Galaxien hält die Sternentstehung länger an als ein Kugelsternhaufen, da wesentlich mehr Gas zur Verfügung steht. Kurzlebige, als Supernovae endende Riesensterne reichern in wenigen hundert Millionen Jahren das Gas mit schweren Elementen an.

Schwarze Speerschleuder

Caldwell et al. präferieren eine andere These. Ein Swing-by an einem schnell bewegten, massiven Objekt wäre denkbar. Swing-by-Manöver sind in der interplanetaren Raumfahrt eine gerne genutzte Möglichkeit, um Raumsonden Treibstoff sparend von Planet zu Planet zu katapultieren. Das Prinzip ist das gleiche, wie beim Wurf eines Balls gegen ein schnell entgegenkommendes Fahrzeug. Beispielsweise würde ein Ball, der mit 10 km/h einem mit 100 km/h entgegenkommenden LKW in den Weg geworfen würde, mit 210 km/h zurückprallen. Denn aus Sicht des LKW käme der Ball ihm mit 110 km/h entgegen und würde entsprechend mit 110 km/h Relativgeschwindigkeit von seiner Motorhaube abprallen (der Verlust an Verformungsenergie zur Erzeugung der unvermeidlichen Beule sei hier vernachlässigt). Aus Sicht des Werfers kämen zu den 110 km/h noch die 100 km/h der Bewegung der Motorhaube hinzu.

Um bei einem Swing-by Schwung an einem Planeten zu holen, manövriert man die Raumsonde dicht hinter dem Planeten (in Bezug auf dessen Bewegungsrichtung) vorbei. Aus Sicht des Planeten nähert sich die Sonde mit derselben Geschwindigkeit, mit der sie sich später wieder entfernt, aber aus Sicht der ruhenden Sonne addiert sich die Geschwindigkeit des Planeten zu derjenigen der Sonde. Wenn man den Kurs so wählt, dass die von der Schwerkraft des Planeten abgelenkte Bahn der Sonde ungefähr in dessen Bewegungsrichtung gedreht wird, dann wird sie von ihm wie von einer Speerschleuder nach vorne beschleunigt. Analog kann man die Sonde verlangsamen, wenn man sie vor dem Planeten vorbeilenkt und dieser die Bahn gegen seine Bewegungsrichtung ablenkt, dann subtrahiert sich seine Bahngeschwindigkeit von derjenigen der Sonde.

Caldwell et al. schlagen den Swing-by-Mechanismus für die Beschleunigung von HVGC-1 vor – und zwar mit einem bisher unentdeckten Binärpartner von M87*, einem anderen supermassereichen Schwarzen Loch aus einer früheren Galaxienkollision, das M87* eng umkreist. Bei einer Masse von 1/10 derjenigen von M87* in einem Abstand von höchstens 5,5 Lichtjahren würde es M87* schnell genug umkreisen, um ein innerhalb von drei Lichtjahren passierendes Objekt auf mehr als 2300 km/s zu beschleunigen – allerdings würde die Gezeitenkraft einen Kugelsternhaufen größtenteils auseinanderreißen, nur ein Radius von 1/3 Lichtjahr um seinen Kern würde zusammen bleiben. Bei einem Massenverhältnis von 1:3 der Schwarzen Löcher und einem Vorbeiflug im Abstand von 6,5 bis 10 Lichtjahren könnte ein Kernradius von rund einem Lichtjahr die Passage überleben und bei einer Anfangsmasse von mehr als 10 Millionen Sternmassen könnte dieser Kernbereich noch mehr als eine Million Sternmassen beinhalten. Laut anderer Arbeiten sei M87* gegenüber dem Zentrum von M87 versetzt, was ein Indiz für einen Begleiter von 1/10 seiner Masse oder eine Verschmelzung mit einem solchen in jüngerer Vergangenheit wäre. Caldwell et al. schlagen Simulationen vor, um das Szenario zu verifizieren; sie haben selbst nur rechnerische Analysen durchgeführt.

Eine Variante der Theorie geht statt eines binären Schwarzen Lochs von einem Doppel-Kugelsternhaufen aus, der gemäß dem Hills-Mechanismus entzweit wurde. Allerdings hat noch niemand einen binären Kugelsternhaufen beobachtet und es gibt Arbeiten, die nahelegen, dass ein solches Paar nicht stabil wäre und bald nach seiner Entstehung verschmelzen müsste.

Insgesamt kann keiner der vorgestellten Erklärungsansätze überzeugen. Gerade die Variante eines binären supermassereichen Schwarzen Lochs scheint wenig wahrscheinlich, weil Kugelsternhaufen mehrere Dutzend Lichtjahre durchmessen, während die zitierte Konfiguration der Schwarzen Löcher auch im günstigsten Fall höchstens 10 Lichtjahre Abstand zwischen den Komponenten erlaubt. Es ist schwer vorstellbar, dass der die Passage überlebende Kernbereich eines Kugelsternhaufens noch 3 Millionen Sonnenmassen in sich vereinen kann, was schon für einen Kugelsternhaufen insgesamt eine ungewöhnlich große Masse ist.

Aber Halo!

Eine plausiblere Erklärung lieferte 2015 Johan Samsing von der Universität Kopenhagen. Seiner Ansicht nach kann die frontale Kollision zweier Galaxien-Halos für bestimmte Teilchenbahnen eine doppelte Beschleunigung ermöglichen, die er als Doppelstreuung (Double-Scattering) bezeichnet. Das zu beschleunigende Objekt umkreise den kleineren Halo, der sich frontal auf das Zentrum des größeren zubewege. Das Objekt befinde sich dabei aus Sicht des größeren Halos hinter dem Zentrum des kleineren Halos.

Beim Passieren des Zentrums des größeren Halos wird das Objekt durch die Schwerkraft desselben so abgelenkt, dass es näher an das Zentrum des kleineren Halos gezogen wird, ohne dass sich die Geschwindigkeit seines Umlaufs verkleinert. Insgesamt gewinnt das Objekt Energie. Wenn die Bahn im weiteren Verlauf hinter dem kleineren Halo entlang führt, hat man aus der Sicht des größeren Halos als Bezugssystem die analoge Situation eines Swing-by-Manövers an einem Planeten aus Sicht der Sonne: Der kleine Halo lenkt die Bahn des Objekts in seine Bewegungsrichtung um und zieht es mit sich mit. Dadurch erhält es einen zusätzlichen zweiten Kick.

Bei einem Massenverhältnis der Halos von 1:10 kam Samsing in Simulationen auf eine Endgeschwindigkeit vom bis zu doppelten Betrag der üblichen ("virialen") Geschwindigkeiten gebundener Teilchen im Halo, die bei M87 im Bereich von 900 bis 1300 km/s liegen. Damit wäre also die Radialgeschwindigkeit von HVGC-1 von 2300 km/s relativ zu M87 erklärbar. Kollisionen mit kleineren Galaxien hat M87 als eine der zentralen Galaxien im Virgo-Haufen definitiv schon oft erlitten und auch die eine oder andere zentrale Kollision mag darunter gewesen sein. HVGC-1 wäre dann ein ehemaliger Kugelsternhaufen einer von M87 mitsamt Halo verschluckten Galaxie.

Damit widerspricht Samsing der Aussage Caldwells, dass bei der Interaktion von Galaxien – bei denen die Halos wegen ihres Massenübergewichts stets der dominierende Faktor sind – die Geschwindigkeiten der fortgeschleuderten Objekte nicht groß genug seien, um die Geschwindigkeit von HVGC-1 zu erklären.

Auf der anderen Seite bleibt natürlich sein Einwand bestehen, warum nur genau ein Objekt mit einer so großen Geschwindigkeit fortgeschleudert wurde. Die kollidierende kleinere Galaxie müsste dann wohl nur wenige Kugelsternhaufen in ihrem Halo mitgebracht haben. In jedem Fall erscheint Samsings Theorie plausibler als Caldwells Beschleunigungsmechanismus per binärem supermassivem Schwarzen Loch. Caldwell und seinem Team verbleibt aber die Ehre, den Kugelsternhaufen entdeckt zu haben.

[Update 17.09.2020 – 10:30 Uhr] Die Beispielrechnung zu dem Ball wurde korrigiert.

[46]

(mho [47])

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[15] https://www.heise.de/hintergrund/Die-X-Akten-der-Astronomie-Radioblitze-vom-anderen-Ende-des-Universums-4934391.html
[16] https://www.heise.de/hintergrund/Die-X-Akten-der-Astronomie-KIC-8462852-von-grossen-und-kleinen-Abtauchern-4941203.html
[17] https://www.heise.de/news/Die-X-Akten-der-Astronomie-Das-Raetsel-der-Braunen-Riesen-4883765.html
[18] https://www.sternenpark-westhavelland.de/galerien/sternenblick-parey/of-sternhaufen/
[19] https://scienceblogs.de/alpha-cephei/2018/03/24/zwei-sternhaufen-eine-supernova-und-die-sache-mit-dem-vertex/
[20] https://www.cloudynights.com/topic/658158-ursa-major-moving-group-collinder-285/
[21] https://www.flickr.com/photos/133259498@N05/49677221743/in/photolist-2iFNKia-2jbXpKi-2iFw1Hk-2iWMWh4-JTiC7F-WFde6L-2jrM1J4-JNU9nH-LkVpc7-9RMAUg-2eoqAKL-f5mVzG-KbdqYc-9XDNYg-2iRwzMn-nLRxkt-ciR1r5-qD8Npg-2i8QiQh-2h3ubRa-JxJ7be-2fALEhf-5RcZkz-nm2oaX-25mQ8Lw-2
[22] https://de.wikipedia.org/wiki/Kugelsternhaufen
[23] https://scienceblogs.de/alpha-cephei/2018/06/18/gaia-was-wiegt-sie-denn-nun/
[24] https://de.wikipedia.org/wiki/Messier_87
[25] https://www.eso.org/public/images/eso1907b/
[26] https://www.heise.de/hintergrund/Event-Horizon-Telescope-Was-der-erste-direkte-Nachweis-eines-Schwarzen-Lochs-bedeutet-4374768.html
[27] https://www.eso.org/public/images/eso1525a/
[28] https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/
[29] https://de.wikipedia.org/wiki/Virialsatz
[30] https://www.eurekalert.org/multimedia/pub/72536.php
[31] https://de.wikipedia.org/wiki/Hyperschnelll%C3%A4ufer
[32] https://de.wikipedia.org/wiki/Kegelschnitt
[33] https://www.cfa.harvard.edu/~wbrown/Files/ARAA2015.pdf
[34] https://www.cfa.harvard.edu/~wbrown/Files/ARAA2015.pdf
[35] https://www.heise.de/hintergrund/Die-X-Akten-der-Astronomie-Die-Geister-Planeten-um-einen-Untoten-4868767.html
[36] https://www.heise.de/news/Die-X-Akten-der-Astronomie-Das-Raetsel-der-Braunen-Riesen-4883765.html
[37] https://arxiv.org/abs/1402.6319
[38] https://de.wikipedia.org/wiki/Messier_86
[39] https://www.heise.de/Datenschutzerklaerung-der-Heise-Medien-GmbH-Co-KG-4860.html
[40] https://arxiv.org/abs/0809.5046
[41] https://www.einstein-online.info/spotlight/gw150914/
[42] https://arxiv.org/abs/1409.4421
[43] https://arxiv.org/abs/1409.4421
[44] https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/787/1/L11
[45] https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/799/2/145
[46] https://www.heise.de/newsletter/anmeldung.html?id=ki-update&wt_mc=intern.red.ho.ho_nl_ki.ho.markenbanner.markenbanner
[47] mailto:mho@heise.de

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