Warum sind sie so schwer nachzuweisen?

Sie sind zu leicht, um die Dynamik eines Galaxienzentrums zu bestimmen, und meist zu ruhig, um als helle Röntgenquellen zu leuchten. Die meisten Kandidaten stammen aus dichten Sternhaufen oder aus Gravitationswellen-Nachweisen von Verschmelzungen.

Ein 2019 nachgewiesenes Gravitationswellenereignis, bei dem Schwarze Löcher von etwa 85 und 66 Sonnenmassen verschmolzen und einen Überrest von rund 142 Sonnenmassen erzeugten — der klarste direkte Beleg für ein mittelschweres Schwarzes Loch.

Werden aus ihnen supermassereiche Schwarze Löcher?

Das ist die führende Vorstellung. Sie gelten als die Keime, die durch Akkretion und wiederholte Verschmelzungen zu den supermassereichen Schwarzen Löchern in den Zentren der Galaxien heranwachsen.

Was ist ein Mittelschweres Schwarzes Loch?

Q: Was ist ein mittelschweres Schwarzes Loch?

Es ist ein Schwarzes Loch mit einer Masse zwischen etwa 100 und 100.000 Sonnenmassen — schwerer als alles, was aus einem einzelnen Stern entstehen kann, leichter als die supermassereichen Löcher in Galaxienzentren.

Ein mittelschweres Schwarzes Loch enthält zwischen etwa 100 und 100.000 Sonnenmassen — weit schwerer als alles, was ein einzelner Stern hervorbringen kann, weit leichter als die Riesen in den Galaxienzentren. Jahrzehntelang war diese Klasse eine auffällige Lücke in der Zählung, und sie zu bestätigen gehörte zu den schwierigeren Problemen der modernen Astrophysik.

Die Lücke ist wichtig, weil sie etwas über die Ursprünge verrät. Supermassereiche Schwarze Löcher hatten schon weniger als eine Milliarde Jahre nach dem Urknall Milliarden Sonnenmassen, was sich durch stetiges Wachstum aus stellaren Keimen allein schwer erklären lässt. Mittelschwere Schwarze Löcher sind die natürliche Zwischenstufe: Keime, entstanden in den dichten Kernen früher Sternhaufen, die durch Verschmelzungen und Akkretion zu den heutigen Ungetümen wachsen.

Der stärkste Einzelbeleg kam 2019. LIGO und Virgo wiesen GW190521 nach, die Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher von etwa 85 und 66 Sonnenmassen, die einen Überrest von rund 142 Sonnenmassen zurückließ — mitten im mittleren Bereich und solide gemessen. Weitere Kandidaten stammen von ultraleuchtkräftigen Röntgenquellen wie HLX-1 und aus den Sternbewegungen in dichten Kugelsternhaufen wie Omega Centauri.

Schwer zu finden sind sie gerade wegen ihrer Größe. Sie sind zu klein, um das Zentrum einer Galaxie zu beherrschen, und zu groß, um über ihre Wirkung auf einen einzelnen Begleitstern entdeckt zu werden; also sitzen sie meist still in überfüllten Haufen und verraten sich nur, wenn sie etwas fressen oder verschmelzen. Das Modell zeigt ein mittelgroßes Loch mit einer kühleren, weiteren Akkretionsscheibe und dem ersten Ansatz eines polaren Jets.