Wetenschappers hebben de jacht op middelzware zwarte gaten geopend. Maar waar vinden we die? In ultraheldere röntgenbronnen misschien?

Er zijn in het heelal twee soorten zwarte gaten: stellaire zwarte gaten van minder dan 20 zonsmassa en superzware zwarte gaten van meer dan 100.000 zonsmassa. Bestaan er ook zwarte gaten met een massa daar tussenin? Om daar achter te komen doe ik onderzoek naar zogeheten ultraheldere röntgenbronnen, waarvan we denken dat ze misschien deze middelzware zwarte gaten bevatten. Met nabij-infrarode waarnemingen ga ik op zoek naar dubbelsterren die ook krachtige bronnen van röntgenstraling zijn, met als uiteindelijke doel om de massa’s van hun zwarte gaten te meten.

Röntgenlicht uit de ruimte
Als je naar de hemel kijkt, springen de sterren en sterrenstelsels het meest in het oog. Zij zenden voornamelijk straling uit in zichtbaar licht, het kleine deel van het elektromagnetisch spectrum waarvoor onze ogen gevoelig zijn. Op andere golflengtes ziet de hemel er heel anders uit. Met een infraroodcamera zien we bijvoorbeeld vooral koele sterren en stofwolken. In het ultraviolet vallen juist de jonge, hete sterren op. En in röntgenlicht zien we veel compacte objecten zoals neutronensterren en zwarte gaten, die materie opslokken uit hun omgeving (zie de afbeelding hieronder).

Links: Een afbeelding van de Antennaestelsels, twee sterrenstelsels die met elkaar versmelten, gemaakt met de Hubble Space Telescope. Op deze afbeelding in zichtbaar licht zijn de sterren te zien: blauwe sterren zijn jong en heet, rode sterren zijn ouder en koeler. Roze markeert heet waterstofgas in stervormingsgebieden. Er is ook veel stof te zien dat geen zichtbaar licht doorlaat. (Hubble/European Space Agency) Rechts: Dezelfde sterrenstelsels, nu gezien door de Chandra-satelliet in röntgenlicht. De vage gloed komt van heet gas, de puntbronnen zijn allemaal zwarte gaten. (NASA / SAO / CXC / Fabbiano et al. 2001).

Links: Een afbeelding van de Antennaestelsels, twee sterrenstelsels die met elkaar versmelten, gemaakt met de Hubble Space Telescope. Op deze afbeelding in zichtbaar licht zijn de sterren te zien: blauwe sterren zijn jong en heet, rode sterren zijn ouder en koeler. Roze markeert heet waterstofgas in stervormingsgebieden. Er is ook veel stof te zien dat geen zichtbaar licht doorlaat. (Hubble/European Space Agency) Rechts: Dezelfde sterrenstelsels, nu gezien door de Chandra-satelliet in röntgenlicht. De vage gloed komt van heet gas, de puntbronnen zijn allemaal zwarte gaten. (NASA / SAO / CXC / Fabbiano et al. 2001).

Röntgenlicht wordt tegengehouden door de aardse atmosfeer. Dit is heel nuttig voor het leven op aarde, aangezien röntgenstraling grote schade veroorzaakt aan het DNA van alles wat leeft. Daarom kunnen we röntgenstraling uit het heelal alleen bestuderen met instrumenten buiten de atmosfeer. De eerste waarnemingen van kosmisch röntgenlicht werden gedaan in de jaren 60, met geigertellers op raketten die kortdurende ‘sprongen’ tot boven de atmosfeer maakten. Destijds was de verwachting dat deze raketvluchten weinig interessants zouden opleveren, aangezien normale sterren maar weinig röntgenlicht uitzenden. Alleen de zon zou als röntgenbron zichtbaar zijn, zo was het idee. In 1962 werd via zo’n raketvlucht echter een röntgenbron ontdekt in het sterrenbeeld Schorpioen die in röntgenlicht maar liefst een miljoen keer zo helder is als de zon. Meer raketvluchten en vanaf de jaren 70 satellieten met röntgendetectoren leidden tot de ontdekking van nog veel meer heldere röntgenbronnen. Inmiddels is duidelijk dat de meeste van deze röntgenbronnen compacte objecten zijn waar gas naartoe stroomt (dit proces heet accretie) en daarbij sterk worden verhit, zodat ze röntgenstraling gaan uitzenden. De bronnen die we in onze eigen Melkweg zien zijn zogeheten röntgendubbelsterren (zie hieronder).

Een röntgendubbelster. Afbeelding: NOVA.

Een röntgendubbelster. Afbeelding: NOVA.

Over deze sterren
Röntgendubbelsterren bestaan uit een compact object en een normale ster die om elkaar heen draaien. Het compacte object kan zowel een neutronenster als een zwart gat zijn, maar in dit artikel beperk ik mij tot het laatste. Als de normale ster dicht genoeg bij een zwarte gat staat, worden de buitenste lagen van de ster sterker aangetrokken door het zwarte gat dan door de ster zelf en stroomt er gas van de ster naar het zwarte gat. Het meeste gas beweegt zich niet pal richting zwart gat en komt daarom terecht in een schijf. Hoe dichterbij het gat, hoe sneller het gas ronddraait. Nieuw aangekomen gas beweegt binnen de schijf geleidelijk naar de binnenkant omdat het energie kan overdragen aan ander gas in de schijf, bijvoorbeeld via turbulenties. Bij dat proces worden de bewegingen van de gasdeeltjes op microscopische schaal sterk chaotisch en dat veroorzaakt de hoge temperatuur. Omdat het gas aan de binnenkant van de schijf uiteindelijk voldoende bewegingsenergie is kwijtgeraakt, kan het daar weglekken op het gat. Bij röntgendubbelsterren zendt dus niet het zwarte gat zelf de straling uit. De straling komt vooral van de heetste (binnen)delen van de schijf. De zwarte gaten in röntgendubbelsterren zijn stellaire zwarte gaten. Ze hebben een massa van 5 – 20 zonsmassa en ontstaan uit de implosie van de kern van een zeer zware ster.

Actieve sterrenstelsels
Sommige sterke röntgenbronnen bevinden zich niet in de Melkweg maar staan veel verder weg, in de kernen van sterrenstelsels. Dit zijn superzware zwarte gaten die ook materie uit hun omgeving aanzuigen, maar dan op veel grotere schaal. Ze zijn meer dan 100.000 keer zo zwaar als de zon — het zwaarste bekende exemplaar meet zelfs 10 miljard zonsmassa. Vrijwel elk sterrenstelsel, inclusief de Melkweg, bevat zo’n superzwaar zwart gat in het centrum. Ze worden pas zichtbaar als sterke röntgenbronnen als ze veel gas toegevoerd krijgen (‘actief’ worden). Zulke röntgenbronnen noemen we actieve sterrenstelsels (Active Galactic Nuclei of AGN).

Een artistieke impressie van een supermassief zwart gat met daaromheen een accretieschijf. Afbeelding: NASA.

Een artistieke impressie van een supermassief zwart gat met daaromheen een accretieschijf. Afbeelding: NASA.

Ultraheldere röntgenbronnen
Dankzij röntgensatellieten zoals XMM-Newton en Chandra, allebei gelanceerd in 1999, kunnen we nu ook röntgendubbelsterren bestuderen in andere sterrenstelsels dan de Melkweg. Daarbij werd ontdekt dat sommige sterrenstelsels röntgenbronnen bevatten die veel helderder zijn dan de normale röntgendubbelsterren. Voor röntgendubbelsterren bestaat er een theoretische limiet voor de maximale helderheid van deze bronnen. Dat werkt als volgt. Op een deeltje in de accretieschijf rond een zwart gat werken tegengestelde krachten: de zwaartekracht, die het deeltje aantrekt, en de stralingsdruk vanuit het binnenste deel van de schijf (waar de temperatuur en dus de stralingsintensiteit het hoogst zijn), die het deeltje juist wegduwt (zie de afbeelding hieronder). Als de stralingsdruk sterker is dan de zwaartekracht, valt de materie niet naar het zwarte gat toe maar wordt weggeblazen. Met andere woorden: als de röntgendubbelster te helder schijnt, zal hij zijn eigen energietoevoer afsnijden. De limiet waar zwaartekracht en stralingsdruk precies in evenwicht zijn is de theoretisch maximaal haalbare lichtkracht voor een stabiel systeem met een accretieschijf. Deze limiet heet de Eddingtonlimiet of Eddingtonlichtkracht. De Eddingtonlimiet is afhankelijk van de massa van het zwarte gat: een zwaarder zwart gat heeft een sterkere zwaartekracht en kan dus de evenwichtssituatie bereiken bij een hogere lichtkracht. De Eddingtonlichtkracht van een zwart gat van 10 zonsmassa’s is 1,3 × 1039 erg s−1 .

Schematische weergave van de Eddingtonlimiet. De zwaartekracht (wit) trekt de deeltjes naar het zwarte gat toe, terwijl de stralingsdruk (paars) de deeltjes juist wegduwt. Afbeelding: University of Iowa.

Schematische weergave van de Eddingtonlimiet. De zwaartekracht (wit) trekt de deeltjes naar het zwarte gat toe, terwijl de stralingsdruk (paars) de deeltjes juist wegduwt. Afbeelding: University of Iowa.

De röntgendubbelsterren in de Melkweg, met zwarte gaten van 5 tot 20 zonsmassa, houden zich over het algemeen keurig aan de Eddingtonlimiet en zijn niet helderder dan 1039 erg s−1. De opvallend heldere röntgenbronnen in bepaalde sterrenstelsels bevinden zich niet in het centrum van hun sterrenstelsel en zijn dus geen superzware zwarte gaten. Omdat deze bronnen helderder zijn dan de Eddingtonlichtkracht van een zwart gat van 10 zonsmassa’s noemen we ze ultraheldere röntgenbronnen (Ultraluminous X-ray sources of ULX’en). Er zijn twee mogelijke verklaringen voor de hoge röntgenlichtkracht van ULX’en. Eén mogelijkheid is dat ze zwarte gaten bevatten die (veel) zwaarder zijn dan de stellaire zwarte gaten, maar minder zwaar dan de superzware zwarte gaten. Het is ook mogelijk dat deze bronnen toch ‘normale’ stellaire massa zwarte gaten bevatten, maar met een afwijkend mechanisme van energie-overdracht in de accretieschijf, in vergelijking met de röntgendubbelsterren in de Melkweg, waarbij ze over hun Eddingtonlimiet heen kunnen gaan.

Middelzwaar?
Mogelijkheid 1 is interessant omdat zwarte gaten met massa’s tussen 20 en 100.000 zonsmassa’s nog niet ontdekt zijn, hoewel er goede redenen zijn om aan te nemen dat ze wel bestaan. Zwarte gaten met massa’s van 20 tot 100 zonsmassa noemen we massieve stellaire zwarte gaten, omdat ze — net als de stellaire zwarte gaten — waarschijnlijk ontstaan door het instorten van een enkele ster. Omdat de sterren waaruit massieve stellaire zwarte gaten ontstaan extreem zwaar zijn (en daarom zeer zeldzaam) is de verwachting dat dit soort zwarte gaten minder vaak voorkomt dan de lichtere stellaire zwarte gaten. Zwarte gaten zwaarder dan ongeveer 100 zonsmassa kunnen niet meer ontstaan door de instorting van een enkele ster (al is het helemaal niet zeker waar deze grens precies ligt — de bovengrens zou ook best een paar honderd zonsmassa kunnen zijn). Zwarte gaten met een massa van 100 tot 100.000 keer die van de zon noemen we daarom middelzware zwarte gaten. Deze kunnen in het vroege heelal gevormd zijn door de instorting van gaswolken of door het samensmelten van zware sterren in sterrenhopen met extreem hoge sterdichtheden. Deze middelzware zwarte gaten kunnen vervolgens dienen als startpunt voor het ontstaan van de superzware zwarte gaten in het centrum van vrijwel elk sterrenstelsel, waarvan we nog niet precies begrijpen hoe ze gevormd zijn.

“Een röntgendubbelster die in werkelijkheid een lichtkracht heeft van zo’n twee keer de Eddingtonlichtkracht, kan er voor ons uitzien als een bron van wel 20 keer de Eddingtonlichtkracht”

Stellaire massa zwarte gaten
De tweede mogelijkheid — dat ULX’en stellaire massa zwarte gaten bevatten die helderder zijn dan de Eddingtonlichtkracht — is ook interessant omdat dit ons meer kan leren over extreme fasen van het accretieproces. Uit computersimulaties blijkt dat super-Eddingtonaccretie wel degelijk mogelijk is: onder de juiste omstandigheden kan de totale lichtkracht van een röntgendubbelster ogenschijnlijk een paar keer de Eddingtonlichtkracht bedragen. Daarbij speelt beaming een belangrijke rol. De Eddingtonlimiet is een limiet op de totale lichtkracht — de totale hoeveelheid energie per seconde die de ULX uitzendt in alle richtingen. Wat we op aarde meten is de energie die in onze richting wordt uitgestraald. Daaruit berekenen we de totale lichtkracht door aan te nemen dat uitgezonden straling in alle richtingen hetzelfde is. Maar als dat niet het geval is, bijvoorbeeld als de straling voornamelijk in twee tegenover elkaar gelegen bundels wordt uitgezonden waarvan er één toevallig in de richting van de aarde wijst, wordt de totale berekende lichtkracht overschat. Zo kan een röntgendubbelster die in werkelijkheid een lichtkracht heeft van zo’n twee keer de Eddingtonlichtkracht, er voor ons uitzien als een bron van wel 20 keer de Eddingtonlichtkracht.

De stand van zaken
Op dit moment kennen we enkele honderden ULX-kandidaten, waarvan de meerderheid slechts één keer is waargenomen en nog niet in detail is bestudeerd. Uit hoge kwaliteit-röntgenspectra van een aantal ULX’en bleek dat niet alleen hun lichtkracht, maar ook de vorm van hun spectra verschilt van normale röntgendubbelsterren. Het is een aanwijzing dat tenminste sommige ULX’en waarschijnlijk stellaire massa zwarte gaten bevatten die (ogenschijnlijk?) meer straling produceren dan de Eddingtonlimiet. Van één ULX is inmiddels bekend dat hij geen zwart gat, maar een neutronenster bevat. Neutronensterren zijn minder zwaar dan zwarte gaten, maximaal zo’n drie zonsmassa. De Eddingtonlimiet van een neutronenster is dus ook lager, terwijl deze ULX zo’n 100 keer helderder is dan zijn Eddingtonlimiet. Hoewel er wel naar gezocht is, zijn er nog geen andere ULX’en gevonden waarvan we zeker weten dat het compacte object een neutronenster is. De allerhelderste ULX’en — met een lichtkracht van meer dan 1041 erg s−1, dus meer dan 100 keer de Eddingtonlichtkracht van een zwart gat van tien zonsmassa — noemen we ook wel hyperheldere röntgenbronnen (Hyperluminous X-ray sources of HLX’en). Deze zijn zo helder dat het erg onwaarschijnlijk is dat ze stellaire zwarte gaten bevatten. Daardoor zijn deze bronnen goede kandidaten om middelzware zwarte gaten te vinden. Er zijn echter maar weinig van dit soort bronnen bekend.

Hier zie je het sterrenstelsel ESO 243-49. Een heldere bron van röntgenstraling is omcirkeld. Het is een zogenoemde Hyper-Luminous X-ray source (HLX). Afbeelding: NASA.

Hier zie je het sterrenstelsel ESO 243-49. Een heldere bron van röntgenstraling is omcirkeld. Het is een zogenoemde Hyper-Luminous X-ray source (HLX). Afbeelding: NASA.

Massabepaling van zwarte gaten
De enige manier om te achterhalen of ULX’en middelzware of stellaire zwarte gaten bevatten die over hun Eddingtonlimiet heen gaan, is het meten van de massa door een zogeheten dynamische massabepaling. In het dubbelsysteem draaien de ster en het zwarte gat om het gemeenschappelijk zwaartepunt volgens de wetten van Kepler, die we bijvoorbeeld ook gebruiken om de bewegingen van planeten in ons zonnestelsel te beschrijven. De beweging van het zwarte gat is niet rechtstreeks te meten, maar door de snelheid en omlooptijd van de ster te bepalen kunnen we wel een ondergrens berekenen voor de massa van het zwarte gat. Daarvoor moet wel bekend zijn hoe zwaar de ster is en onder welke hoek we het dubbelsysteem zien. De snelheid en omlooptijd van de ster meten we met behulp van spectra van het zichtbare of nabij-infrarode licht van de ster. Zo’n spectrum bevat absorptielijnen van waterstof of andere elementen die zich in de atmosfeer van de ster bevinden. Door de golflengte van deze absorptielijnen te vergelijken met de rustgolflengtes, die bekend zijn uit laboratoriummetingen, kunnen we via het Dopplereffect de rood- of blauwverschuiving van de ster en daarmee zijn periodieke verandering in de snelheid langs onze gezichtslijn meten. Door het meten van de snelheid van de ster op verschillende momenten, kunnen we een snelheidscurve maken. Uit deze curve leiden we de baanperiode van het dubbelsysteem af. Om de massa van het zwarte gat te meten moet ook bekend zijn onder welke hoek we het systeem zien (de inclinatie). Als de inclinatie 90 graden is en de blikrichting loodrecht op het baanvlak valt, zien we natuurlijk geen beweging langs de gezichtslijn en dus ook geen snelheidsverandering via het Dopplereffect. Is de inclinatie nul, dan komt de snelheidsamplitude in de curve overeen met de echte baansnelheid en kunnen we de massa van het gat precies uitrekenen. Weten we de inclinatie niet, dan kunnen we nog steeds een ondergrens voor de massa van het zwarte gat uitrekenen.

ULX’en met rode superreuzen
Deze methode is met succes toegepast op zo’n 20 röntgendubbelsterren in de Melkweg. Elke poging om dezelfde methode voor ULX’en te gebruiken is tot nu toe echter mislukt. Dat komt vaak omdat de afstand tot de ULX’en groot is en de ster in het dubbelsysteem dus een heel lage schijnbare helderheid heeft. Een andere reden is dat de accretieschijf van ULX-en ook veel zichtbaar licht uitstraalt, waardoor het spectrum van de ster meestal niet goed te onderscheiden is in het totale spectrum van het object. Als het spectrum van de ster wel waarneembaar is, veroorzaakt de verhitting door röntgenstraling aan de kant van de ster die naar het zwarte gat gericht is nog voor extra problemen. De absorptielijnen in het spectrum zijn dan niet meer bruikbaar om de snelheden langs de gezichtslijn te meten. Een mogelijke uitweg is om ULX’en te vinden met een rode superreus als ster. Een rode superreus is een zware, koele, grote en zeer lichtsterke ster. Hun grote helderheid betekent dat we ze tot op grote afstand kunnen zien. Daarnaast zenden rode superreuzen het grootste deel van hun straling uit als nabij-infrarood licht. De accretieschijf is bij die golflengten juist minder helder, waardoor het nabij-infraroodspectrum nu wel gedomineerd wordt door de ster en niet door de schijf. En omdat rode superreuzen zo groot zijn, staan ze ook op een grotere afstand van het zwarte gat. Hierdoor speelt verhitting van de ster door röntgenstraling geen belangrijke rol.

De Very Large Telescope in Chili. Afbeelding: ESO.

De Very Large Telescope in Chili. Afbeelding: ESO.

Nabij-infrarode waarnemingen van ULX’en
Het besef dat ULX’en met een rode superreus als ster, die gas overdraagt aan het zwarte gat, uitstekende kandidaten zijn voor dynamische massabepaling, vormt de basis voor mijn proefschrift. Aangezien nog niemand onderzoek had gedaan naar nabij-infrarode straling van ULX’en was de eerste stap om afbeeldingen te maken van de meest nabije van deze röntgenbronnen in dit spectraalgebied. We hebben afbeeldingen gemaakt van 62 ULX’en die zich op maximaal 30 miljoen lichtjaar van ons vandaan bevinden omdat dit de maximale afstand is waarop je nog een nabij-infrarood spectrum kunt nemen van een rode superreus via de grootste telescopen van dit moment. Dat gebeurde met de Very Large Telescope (VLT) in Chili, voor ULX’en die vanaf het zuidelijk halfrond te zien zijn, en de William Herschel Telescope op La Palma en de MMT in Arizona voor de ULX’en op het noordelijk halfrond. Van de 62 onderzochte ULX’en zijn er 17 ook zichtbaar in het nabij-infrarood. Van zes exemplaren weten we dat het zeker geen rode superreuzen zijn, omdat ze of veel te helder zijn (dit zijn waarschijnlijk AGN-stelsels op de achtergrond), of omdat het geen puntbronnen zijn (dit zijn waarschijnlijk groepjes sterren die niet opgelost worden in individuele sterren). De overige elf zijn mogelijk ULX’en met een rode superreus als ster. Om erachter te komen of dit inderdaad het geval is, moeten we de spectra van deze bronnen bestuderen.

NGC 253, ook wel Beeldhouwer-sterrenstelsel genoemd. Afbeelding: ESO / J. Emerson / VISTA / Cambridge Astronomical Survey Unit.

NGC 253, ook wel Beeldhouwer-sterrenstelsel genoemd. Afbeelding: ESO / J. Emerson / VISTA / Cambridge Astronomical Survey Unit.

NGC 253
Dit is tot nu toe gedaan voor zes van de elf kandidaten. Een daarvan is een ULX in het sterrenstelsel NGC 253. Van alle ULX’en met een mogelijke rode superreus als ster in ons onderzoek staat deze het dichtst bij ons. We hebben deze bron waargenomen met X-shooter, een spectrograaf op de VLT voor het spectrale bereik van nabij-infrarood over zichtbaar licht tot nabij-ultraviolet. Uit vergelijking van het nabij-infrarode spectrum met dat van sterren van verschillende types blijkt dat deze bron inderdaad een rode superreus bevat. Daarnaast zien we in het zichtbare en nabij-ultraviolette licht een nevel die gedeeltelijk verlicht wordt door de ULX. Tussen de nevel en de rode superreus is een snelheidsverschil van wel 66 km s−1. Dit zou erop kunnen wijzen dat de rode superreus om een zwart gat heen draait. Daarnaast hebben we de nabij-infrarode spectra van vijf ULX’en op het noordelijk halfrond opgenomen met het MOSFIRE-instrument van de Keck-telescoop op Hawaï. Twee van deze spectra komen overeen met die van rode superreuzen. De andere drie zien er heel anders uit, met sterke emissielijnen die mogelijk wijzen op de aanwezigheid van een nevel. Van een van de rode superreuzen hebben we twee spectra, tien maanden van elkaar genomen. De Dopplersnelheid van de rode superreus is echter precies hetzelfde in deze twee spectra, waardoor we nog niet zeker weten of dit inderdaad de ster is van de ULX.

Een artistieke impressie van de James Webb-telescoop. Afbeelding: NASA.

Een artistieke impressie van de James Webb-telescoop. Afbeelding: NASA.

Vooruitzichten
Van onze huidige set van 62 ULX’en die zijn waargenomen in het nabij-infrarood hebben er elf mogelijk een rode superreus als begeleider. Van zes hebben we nabij-infrarode spectra en drie daarvan bleken inderdaad rode superreuzen te bevatten. Gebaseerd op deze (kleine) steekproef verwachten we nog twee of drie rode superreuzen onder de overige vijf kandidaten. Door onze zoektocht uit te breiden naar alle ULX’en binnen 30 miljoen lichtjaar kunnen we het aantal rode superreuzen misschien nog verdubbelen. De volgende stap is het nemen van verschillende spectra van deze rode superreuzen en zoeken naar sterren die de gezochte snelheidsvariaties laten zien. Dat is pas het ultieme bewijs dat we een rode superreus hebben ontdekt die om een zwart gat heen draait. Omdat de verwachte baanperiodes voor dit soort systemen erg lang zijn (ongeveer 1 tot 15 jaar, afhankelijk van de afmeting van de rode superreus), vereist dit langetermijnonderzoek. De spectroscopische waarnemingen van deze rode superreuzen liggen op het randje van wat haalbaar is met de huidige technologie. Om een bruikbaar spectrum te verkrijgen, moeten we deze bronnen minstens drie uur lang waarnemen met de grootste telescopen van dit moment, de VLT van 8 meter en de Keck-telescoop van 10 meter. De volgende generatie telescopen op de grond, met diameters tussen de 25 en 39 meter, en in de ruimte, zoals de James Webb Space Telescope, zullen dit soort onderzoek eenvoudiger maken.

Dit artikel is afkomstig uit het tijdschrift Zenit
Hét populair-wetenschappelijke maandblad over sterrenkunde, weerkunde en ruimteonderzoek. Met grote regelmaat schrijven binnen- en buitenlandse wetenschappers zoals Renske Smit in het blad over hun onderzoek. Benieuwd wat er in het komende nummer allemaal te ontdekken valt? Kijk dan op zenitonline.nl!