Wissenschaftler haben ein Panoramabild des Schwarzen Lochs gemacht, das die Menschheit zum ersten Mal „gesehen“ hat!

Produziert von: Science Popularization China

Autor: Lu Rusen ( Shanghai Astronomical Observatory, Chinesische Akademie der Wissenschaften )

Hersteller: China Science Expo

Originaltitel: „Wechseln Sie den „Kanal“, um das Schwarze Loch zu beobachten: Das Schwarze Loch M87 ist nicht mehr allein! 》

Am Abend des 26. April 2023 (Pekinger Zeit) gab ein internationales Forschungsteam unter der Leitung chinesischer Wissenschaftler ein „Panoramafoto“ eines Schwarzen Lochs bekannt, das in einem „neuen Kanal“ aufgenommen wurde. Dabei handelt es sich um die Aufnahmeergebnisse des Schwarzen Lochs M87, des „Sternschwarzen Lochs“, das zum ersten Mal von Menschen in einem neuen Beobachtungsfrequenzband erfasst wurde, wie in Abbildung 1 dargestellt.

Diese Aufnahme zeigt zum ersten Mal den Schatten des Schwarzen Lochs M87 und die Akkretionsströmungs- und Jet-Bildungsgebiete um es herum im selben Bild. Dieses neue Bild wird den Astronomen helfen, die verschiedenen physikalischen Prozesse in der Umgebung des Schwarzen Lochs M87 aufzuschlüsseln und zu analysieren und ein vollständiges Bild zu erhalten. Diese Arbeit ist in der aktuellen Ausgabe der Zeitschrift Nature veröffentlicht.

Abbildung 1: Die Jet-Struktur von M87, beobachtet bei 3,5 mm vom Global Millimeter VLBI Array (GMVA) in Verbindung mit dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) und dem Greenland Telescope (GLT) (wobei die Farben auf einer logarithmischen Skala markiert sind). Sein dichter Kern wurde in diesem Band zum ersten Mal aufgelöst und erscheint unter hochauflösenden Bedingungen als ringförmige Struktur (Einschub, in dem die Farben auf einer linearen Skala markiert sind). Der Winkeldurchmesser der Ringstruktur ist mit 1,3 mm fast 50 % größer als der der vom Event Horizon Telescope (EHT) beobachteten Ringstruktur.

Bildnachweis: R.-S.Lu (SHAO), E.Ros (MPIfR) und S.Dagnello (NRAO/AUI/NSF)

Fotografieren des „Schwanzes“ eines Schwarzen Lochs auf dem „neuen Kanal“

Am 10. April 2019 gab die Event Horizon Telescope (EHT)-Kollaboration bekannt, dass sie das allererste Foto eines Schwarzen Lochs im Zentrum der Galaxie M87 aufgenommen habe. Damit wurde das Schwarze Loch M87 über Nacht auf der ganzen Welt „populär“ und zu einer bekannten „Berühmtheit“ unter den Schwarzen Löchern.

Wer jedoch mit der Beobachtungsgeschichte von M87 vertraut ist, weiß, dass man vor über 100 Jahren entdeckte, dass es in der Galaxie M87 einen eigenartigen kollimierten Lichtstrahl gab, einen „merkwürdigen geraden Strahl“ (also einen Jet), der von ihrem Zentrum ausging und sich bis zu einer Entfernung von 5.000 Lichtjahren erstreckte. Dies ist der Jet der M87.

Tatsächlich wurden die Jets in M87 bisher in allen Bändern elektromagnetischer Strahlung vollständig abgebildet, von niederenergetischen Radiowellen bis zu hochenergetischen Gammastrahlen, wie in Abbildung 2 gezeigt. Doch seltsamerweise waren auf den Bildern des Schwarzen Lochs, die das EHT in der Frühphase aufgenommen hatte, keine Jets zu sehen. Darüber hinaus lässt die Theorie darauf schließen, dass es um das Schwarze Loch einen Akkretionsfluss gibt, der die Energiequelle darstellt, die den Jet „erleuchtet“. Bisher gab es jedoch keine direkte bildliche Erfassung des Akkretionsflusses.

Abbildung 2: Bilder des Zentrums der Galaxie M87 in verschiedenen Maßstäben

Bildquelle: Referenz 4

Die Frage ist also: Warum hat EHT den Jet nicht erfasst? Dafür gibt es zwei mögliche Gründe. Ein Grund dafür ist die Verteilung der Teleskope: EHT ist ein Verbund aus acht Radioteleskopen auf der ganzen Welt, und die Entfernungen zwischen den Teleskopen sind zu groß. Das „Sichtfeld“ des durch das Array gebildeten virtuellen Teleskops wird auf einen sehr kleinen Bereich um das Schwarze Loch herum beschränkt sein, sodass es nicht in der Lage ist, den Jet außerhalb des Schwarzen Lochs zu fotografieren.

Ein weiterer Grund ist der Jet selbst. Bei kürzeren Beobachtungswellenlängen erscheinen die Jets schwächer und sind daher schwerer zu erkennen. Insbesondere im 1,3-mm-Wellenlängenband, in dem das EHT arbeitet, wird das Licht des Akkretionsflusses und des Jets aufgrund des starken Gravitationslinseneffekts des Schwarzen Lochs in Ringstrukturen ähnlicher Größe gebogen. Selbst wenn das EHT den Jet erfasst hätte, wäre er wahrscheinlich im hellen Ring um den Schatten verborgen. Dies bedeutet auch, dass man durch bloßes Betrachten des Bildes des hellen Rings um das Schwarze Loch bei 1,3 mm nicht unterscheiden kann, ob dieser durch den Akkretionsfluss oder den Jet erzeugt wird.

Um den anfänglichen Bereich der Jet-Entstehung zu erfassen, den das EHT nicht erfassen konnte, um den Akkretionsfluss um das Schwarze Loch M87 abzubilden und um die Verbindung zwischen dem Schwarzen Loch, dem Akkretionsfluss und dem Jet zu erforschen, haben wir im April 2018 zum ersten Mal bildgebende Beobachtungen von M87 im 3,5-mm-Band durchgeführt. Dabei verwendeten wir 16 Teleskope, um ein Radioteleskop mit dem Durchmesser der Erde zu bilden. Das schematische Diagramm des Beobachtungsarrays ist in Abbildung 3 dargestellt.

Die 16 Teleskope sind mithilfe der Very Long Baseline Interferometry (VLBI)-Technologie zu einem Array zusammengefasst, darunter 14 Teleskope im Global Millimeter VLBI Array (GMVA), im Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) und im Greenland Telescope (GLT). Im Vergleich zu früheren Beobachtungen, die nur mit GMVA durchgeführt wurden, wurden die Beobachtungsmöglichkeiten des Arrays durch die Hinzufügung von ALMA erheblich verbessert. Es verbessert unsere Auflösung in Nord-Süd-Richtung (senkrecht zum Jet) um den Faktor vier und „verankert“ das gesamte Array mit seiner ultrahohen Empfindlichkeit. ALMA verändert das aktuelle Millimeterwellen-VLBI-Beobachtungsarray grundlegend. Von dem Moment an, als wir das ALMA-Beobachtungsprojekt übernahmen, war das gesamte Team begeistert, denn jeder wusste, dass die wahre „Königsbombe“ kommen würde!

Abbildung 3: Schematische Darstellung des Beobachtungsarrays 2018, bestehend aus dem Global Millimeter-wave VLBI Array (GMVA), dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) und dem Greenland Telescope (GLT)

Bildnachweis: MPIfR/Helge Rottmann

Neue Funktionen, die das neue Array erfasst

Es ist nicht einfach, mit einer guten Hand zu gewinnen. Wenn neu gebildete Teleskopanordnungen zusammenarbeiten, passieren allerlei unerwartete Dinge. Beispielsweise handelt es sich bei dem dem Array beigetretenen Grönland-Teleskop um ein neues Teleskop, das sich noch in der Debugging-Phase befindet, wenn es an der Arbeit teilnimmt. Während des Beobachtungsprozesses wurde der wellenleiterbasierte Phasenrotator falsch konfiguriert, was die Entwicklung spezieller Algorithmen für die anschließende Datenverarbeitung und -analyse erforderlich machte. Es gibt bei Beobachtungen noch viele weitere unerwartete Situationen dieser Art.

Zu diesem Zweck führten wir vier VLBI-Analysen der „Kreuzkorrelation“ und der entsprechenden „Postkorrelationsverarbeitung“ durch, bevor wir schließlich Daten erhielten, die für eine zuverlässige Bildgebung verwendet werden konnten.

Obwohl diese wiederholte Verarbeitung mühsam war, war ich auf den ersten Blick von den interessanten Funktionen überrascht, als ich einige der Daten zum ersten Mal verarbeitete und überprüfte und bestätigte. Wir haben festgestellt, dass die „geschlossene Phase“, die an einigen Basisdreiecken gemessen wurde, die von drei weit voneinander entfernten Teleskopen im Array gebildet werden, fast 180 Grad betrug, was bedeutet, dass der „Radiokern“ von M87 aufgelöst wurde!

Gleichzeitig stellten wir fest, dass die Amplitude der gemessenen „Sichtbarkeit“ mit zunehmender Basislinienlänge zunächst abnimmt und dann zunimmt, wodurch die sogenannte „Sichtbarkeitsnull“ entsteht [siehe unten und Abbildung 4]. Dabei handelt es sich um Datenmerkmale, die bei keiner ähnlichen 3,5-mm-Beobachtung zuvor festgestellt wurden.

Diese unerwartete Funktion hat uns begeistert und uns sehr motiviert, weiterzumachen. Dass es diesmal definitiv „Ware“ geben würde, war allen Teammitgliedern klar. Um die Zuverlässigkeit der „Sendungen“ zu gewährleisten, lassen wir zum einen von verschiedenen Teammitgliedern unabhängig voneinander eine Datenkalibrierung durchführen, um die Ergebnisse untereinander zu verifizieren, und zum anderen bestätigen wir die Ergebnisse durch die Verwendung unterschiedlicher Datenkalibrierungsmethoden.

Tatsächlich verraten uns diese Datenmerkmale viel über die Struktur des Schwarzen Lochs von M87, bevor es abgebildet wird. Beispielsweise stimmen die Amplitudeneigenschaften sowohl der „geschlossenen Phase“ als auch der „Sichtbarkeit“ mit der erwarteten Ringstruktur überein, und die Position des „Nullpunkts“ in den Amplitudeninformationen kann uns auch Aufschluss über die Größe des Rings geben. Abbildung 4 zeigt die Sichtbarkeitsamplitude für einen idealen Ring, wie sie mit der Basislinienlänge zwischen den Teleskopen variiert. Mit der Veränderung der Ringgröße verändert sich auch die Lage des „Nullpunkts“.

Interessanterweise unterscheidet sich die Position des von uns bei 3,5 mm gemessenen „Nullpunkts“ erheblich von der Position des ersten von EHT bei 1,3 mm beobachteten „Nullpunkts“, was darauf hindeutet, dass die Größen der beiden Ringstrukturen unterschiedlich sind. Da die Basislinienlänge, die der Position des von uns gemessenen „Nullpunkts“ entspricht, kürzer ist, bedeutet dies, dass der bei 3,5 mm beobachtete Ring größer ist! Gleichzeitig haben wir ausreichende und zuverlässige Beweise dafür, dass die unterschiedlichen Größen der beiden Ringe nicht durch unterschiedliche Beobachtungszeitpunkte verursacht werden (das Schwarze Loch ist nicht dick geworden!).

Die Frage ist also: Spielt es eine Rolle, wenn die Ringe unterschiedliche Größen haben?

Abbildung 4: Die Amplitude der Sichtbarkeitsdaten, die dem idealisierten Ringmodell entsprechen, variiert mit der (projizierten) Basislinienlänge zwischen den Teleskopen (in Einheiten der Beobachtungswellenlänge). Mit zunehmendem Durchmesser des Rings verschiebt sich der erste „Nullpunkt“ seiner Sichtbarkeit in Richtung der kurzen Grundlinie. Die schwarze vertikale Linie in der Abbildung markiert die längste Basislinienlänge, die derzeit mit dem globalen 3,5-mm-Array auf der Erde erreicht werden kann (etwa das 3×109-fache der Wellenlänge). Bei einer idealen Ringgröße von 42 Mikrobogensekunden, die mit früheren EHT-Beobachtungen übereinstimmt, haben bodengestützte Arrays Probleme, das charakteristische Merkmal bei 3,5 mm zu erkennen, was es schwierig macht, es aufzulösen und seine genaue Form zu bestimmen. Bei einer idealen Ringgröße von 64 Mikrobogensekunden kann der entsprechende erste „Nullpunkt“ jedoch von einem 3,5-mm-Array auf dem Boden erkannt werden.

Bildquelle: Shanghai Astronomical Observatory, Chinesische Akademie der Wissenschaften

Ein großer Donut, der kognitive Annahmen umstößt

Tatsächlich hätte zunächst niemand geglaubt, dass das bodengestützte Interferometer-Array eine ringförmige Struktur bei 3,5 mm beobachten oder diesen „Nullpunkt“ der Sichtbarkeit erkennen könnte!

Denn wenn der „Donut“ im Schattenbild des Schwarzen Lochs des EHT dem farblosen (achromatischen) Photonenring um das Schwarze Loch entspricht, dann sollte seine Größe (Winkeldurchmesser) bei 3,5 mm 42 Mikrobogensekunden betragen, also genauso viel wie bei 1,3 mm. Die Position des ersten „Nullpunkts“ seiner Sichtbarkeitsamplitude liegt weit außerhalb des Bereichs, der von der 3,5-mm-Antenne auf der Erde abgedeckt werden kann (dargestellt durch die schwarze Linie in Abbildung 4) und ist daher nicht erkennbar.

Aufgrund dieser tief verwurzelten Annahme glaubte man nicht, dass ein bodengestütztes Array eine Ringstruktur bei 3,5 mm erkennen könnte. Interessant ist, dass einige Mitarbeiter, um diese Hypothese aufrechtzuerhalten, nicht einmal die Verwendung „spezifischer“ Wörter wie „Ring“ oder „ringförmig“ zur Beschreibung der Donuts im EHT-Bild zulassen, wenn wir neue Beobachtungsprojekte vorschlagen.

Abbildung 5: Tatsächlich beobachtete Bilder von M87* (d. h. dem Radiokern von M87) bei 3,5 mm und 1,3 mm

Bildquelle: Shanghai Astronomical Observatory, Chinesische Akademie der Wissenschaften

Tatsächlich sahen wir größere Ringe als wir angenommen hatten, was frühere Annahmen widerlegte.

Dieses Ergebnis haben wir bei der Rekonstruktion des Bildes aus den Beobachtungsdaten weiter bestätigt. Mithilfe verschiedener VLBI-Bildgebungsverfahren haben wir im Bild eine ringförmige Struktur gefunden, die mit den in den Beobachtungsdaten gefundenen Merkmalen übereinstimmt. Ähnlich wie bei der vorherigen EHT-Arbeit haben wir auch das endgültige Bild durch die Suche nach einer großen Anzahl von Bildparametern ermittelt.

Zusätzlich zu den Abbildungsparametern berücksichtigen wir auch den möglichen Einfluss der Jet-Komponente in den Daten auf die Abbildung von Ringstrukturen im kompakten Kernbereich. Durch die Analyse einer großen Anzahl von Bildern sowie der möglichen Auswirkungen der Anordnung der Teleskope im Array und verschiedener Abbildungsparameter auf die Bilddetails konnten wir schließlich feststellen, dass sich im Kern von M87 tatsächlich eine ringförmige Struktur befindet.

Durch die Messung der Größe der Ringstruktur in einer großen Anzahl von Bildern und durch direkte Modellanpassung der Beobachtungsdaten konnten wir schließlich feststellen, dass die Größe der bei 3,5 mm beobachteten Ringstruktur 64 Mikrobogensekunden beträgt und damit fast 50 % größer ist als die von EHT bei 1,3 mm (42 Mikrobogensekunden) gemessene Ringstruktur!

Was also bedeutet dieser neue Riesen-Donut?

Neue Bilder enthüllen Physik

Wir verwenden Computer, um den Akkretionsfluss und den Jet eines Schwarzen Lochs zu simulieren und zu berechnen, wie das durch diese physikalischen Prozesse erzeugte Licht das beobachtete Bild formt. Wir wollten wissen, ob das Licht, das die Ringstruktur bildet, hauptsächlich vom Akkretionsstrom oder vom Jet stammt. Daher verglichen wir die beiden Fälle, in denen das Licht vollständig vom Akkretionsstrom und in denen das Licht vollständig vom Jet erzeugt wird (die Berücksichtigung der Fälle, in denen das Licht hauptsächlich vom Akkretionsstrom und in denen das Licht hauptsächlich vom Jet erzeugt wird, ändert nichts an der endgültigen Schlussfolgerung).

Wir haben festgestellt, dass bei 1,3 mm Licht sowohl vom Akkretionsfluss als auch vom Jet durch Gravitationslinsen so gebündelt werden kann, dass Ringe entstehen, die mit den EHT-Beobachtungen übereinstimmen. Bei 3,5 mm kann jedoch nur das Akkretionsflussmodell größere Ringe erzeugen, die mit unseren Beobachtungen übereinstimmen. Dies liegt daran, dass der Akkretionsfluss nicht vollständig „transparent“ ist. Ein Teil des im inneren Bereich des Akkretionsflusses erzeugten Lichts wird beim Durchgang durch den äußeren Bereich absorbiert, während das im äußeren Bereich erzeugte Licht nicht absorbiert wird. Auf diese Weise kommt mehr Licht aus den äußeren Bereichen des Akkretionsflusses und es entsteht ein größeres Bild der Ringstruktur.

Theoretisch besteht der „Donut“ um ein Schwarzes Loch, wenn er weiter zerlegt wird, tatsächlich aus vielen verschiedenen Unterringen. Ein Teil des Lichts umkreist das Schwarze Loch aufgrund der Gravitationslinsenwirkung mehrere Male, bevor es den Beobachter erreicht, und bildet dabei einen sehr dünnen Unterring. Wenn n zur Darstellung der Nummer des Unterrings verwendet wird, hat das Licht das Schwarze Loch bereits n/2-mal umrundet, bevor es den Beobachter erreicht. Der Ring mit n=0 ist das Bild, das entsteht, wenn das Licht nach seiner Aussendung direkt das Teleskop erreicht. Lediglich die Größe dieses Rings ändert sich mit der Beobachtungswellenlänge. Je länger die Wellenlänge, desto „undurchsichtiger“ ist der Akkretionsfluss und desto größer ist der n=0-Ring [Abbildung 6].

Abbildung 6: Schematische Darstellung der Zusammensetzung eines Schwarzlochbildes. Die starke Gravitationskraft eines Schwarzen Lochs wirft einen „Schatten“ auf die helle Materie um es herum. Der Schatten wird von einem hellen Lichtring begrenzt, der den Photonen entspricht, die in der Nähe des Schwarzen Lochs vorbeigeflogen sind, bevor sie entwichen sind. Der Ring besteht aus einer Überlagerung zunehmend schärferer Unterringe. Das dem n-ten Unterring entsprechende Photon umrundet das Schwarze Loch n/2 Mal, bevor es den Beobachter erreicht, wobei der Unterring n=0 das „direkte“ Abbild der Strahlungszone um das Schwarze Loch ist. Mit zunehmender Beobachtungswellenlänge wird der Durchmesser des n=0-Rings aufgrund der Undurchlässigkeit der Strahlung größer.

Bildquelle: Shanghai Astronomical Observatory, Chinesische Akademie der Wissenschaften

Die erfolgreiche Erklärung der Beobachtungen durch das Akkretionsflussmodell bedeutet auch, dass diese Beobachtung die erste direkte bildliche Erfassung des Akkretionsflusses ist.

Andererseits ermöglicht uns die Jet-Struktur im neuen Bild auch ein besseres Verständnis seiner Entstehung.

Da unser Beobachtungsarray über mehr Stationen (insgesamt 16) verfügt als das EHT-Array (die erste Schwarzlochabbildung des EHT umfasste nur 7 Stationen an 5 Standorten), weist es eine hohe Empfindlichkeit auf, und da der Jet in diesem Band heller ist, können wir eine detaillierte Abbildung des Bereichs innerhalb von ~100 Schwarzschildradien (Rs) vom Schwarzen Loch erreichen [siehe Abbildungen 1 und 5].

Wir fanden heraus, dass der Jet tatsächlich in der Nähe des Ereignishorizonts des Schwarzen Lochs erzeugt wird und dass es dort eine dreizackige „Dorn/Hüllen“-Struktur mit aufgehellten Rändern gibt. Diese Struktur ist wahrscheinlich auf die Geschwindigkeitsschichtung im Strahl zurückzuführen. Durch Messen der Breite des Jets an verschiedenen Stellen haben wir festgestellt, dass das Breitenprofil des M87-Jets (d. h. die Änderung der Jetbreite mit der Entfernung vom Schwarzen Loch) genau mit dem Jet übereinstimmt, der durch den Blandford-Znajek-Mechanismus erzeugt wird, d. h. der Jet wird durch Extraktion der Rotationsenergie des Schwarzen Lochs erzeugt. Am Rand des Schwarzen Lochs (innerhalb von ~20Rs) ist der beobachtete Jet jedoch deutlich breiter als der von diesem Mechanismus vorhergesagte Jet. Dies kann auf den Einfluss des „Windes“ im Akkretionsfluss zurückzuführen sein. Längerfristige Beobachtungen werden in der Zukunft hoffentlich Aufschluss über den dynamischen Prozess geben, wie der „Wind“ den Strahl beeinflusst.

Abbildung 7: Jetbreite als Funktion der Entfernung vom Schwarzen Loch

Bildquelle: Referenz [1]

Beginnen Sie mit dem „Neuen“: Aufnehmen von „Farb“-Fotos und -Filmen von Schwarzen Löchern

Derzeit handelt es sich bei dem vorherigen Bild des Schwarzen Lochs, das mit EHT bei 1,3 mm aufgenommen wurde, und dem diesmal aufgenommenen Bild des Schwarzen Lochs bei 3,5 mm um statische „Schwarzweiß“-Fotos, die mit einer einzigen Farbe von „Radiolicht“ aufgenommen wurden. In naher Zukunft werden wir in der Lage sein, durch gleichzeitige Mehrfrequenzbeobachtungen „Farbfotos“ oder sogar „Farbfilme“ von Schwarzen Löchern aufzunehmen. Auf diese Weise können wir zwischen der durch die Schwerkraft verursachten „farblosen“ und „ewigen“ Struktur im Bild des Schwarzen Lochs und der durch astrophysikalische Prozesse verursachten „farbigen“ und „zeitlich variierenden“ Struktur unterscheiden, um die Raumzeit um das Schwarze Loch herum genauer zu erforschen und die damit verbundenen astrophysikalischen Prozesse um das Schwarze Loch herum zu verstehen.

Über einen Zeitraum von fast fünf Jahren haben wir das globale Millimeterwellen-VLBI-Array in Kombination mit den Teleskopen ALMA und GLT verwendet, um das Schwarze Loch M87 und die es umgebenden Akkretionsströme und Jets in verschiedenen Beobachtungsfrequenzbändern ähnlich dem EHT abzubilden und so ein „Panoramafoto“ des Schwarzen Lochs aufzunehmen. Die Hauptfertigstellungsphase der gesamten Arbeit fiel mit dem weltweiten Ausbruch der neuen Coronavirus-Pandemie zusammen, was jedoch eine enge Kommunikation und Zusammenarbeit zwischen den Teammitgliedern nicht verhinderte. Grob gesagt organisierte der Autor fast hundert Telefonkonferenzen und kommunizierte über fast tausend E-Mails, bevor er diese Aufgabe schließlich erfolgreich abschließen konnte. Mit Blick auf die Zukunft hoffen wir, dass wir durch die langfristige gleichzeitige Überwachung von supermassereichen Schwarzen Löchern in der Nähe, einschließlich M87, bei mehreren Frequenzen in der Lage sein werden, in naher Zukunft einen „Farbfilm“ eines Schwarzen Lochs aufzunehmen.

Quellen:

[1] Lu, R.-S., Asada, K., Krichbaum, TP et al., „Eine ringförmige Akkretionsstruktur in M87, die sein Schwarzes Loch und seinen Jet verbindet“, 2023, Natrue, im Druck.

[2] Lu Rusen und Zuo Wenwen, „Das weltweit erste Foto eines Schwarzen Lochs ist erschienen. Welchen Beitrag haben chinesische Wissenschaftler geleistet?“, 2019, Science Daily

[3] Curtis, HD „Beschreibungen von 762 Nebeln und Sternhaufen, die mit dem Crossley-Reflektor fotografiert wurden“, 1918, Publications of Lick Observatory, 13, 9.

[4] EHT MWL Science Working Group, Algaba, JC, Anczarski, J., et al., „Breitband-Multiwellenlängeneigenschaften von M87 während der Event Horizon Telescope-Kampagne 2017“, 2021, ApJL, 911, L11.

[5] Event Horizon Telescope Collaboration, Akiyama, K., Alberdi, A., et al., „Erste Ergebnisse des M87 Event Horizon Telescope I: Der Schatten des supermassiven Schwarzen Lochs“, 2019, ApJL, 875, L1.

[6] Kim, J.-Y., Lu, R.-S., Krichbaum, TP, et al., „Auflösung der Basis des relativistischen Jets in M87 bei 6Rsch-Auflösung mit globalem mm-VLBI“, 2016, Galaxies, 4, 39.

[7] Kim, J.-Y., Krichbaum, TP, Lu, R.-S., et al., „Der am Rand aufgehellte Jet von M87 bis zur 7-Schwarzschild-Radien-Skala“, 2018, A&A, 616, A188.

[8] Event Horizon Telescope Collaboration, Akiyama, K., Alberdi, A., et al., „Erste Ergebnisse des M87 Event Horizon Telescope. IV. Abbildung des zentralen supermassiven Schwarzen Lochs“, 2019, ApJL, 875, L4.

[9] Blandford, RD & Znajek, RL, „Elektromagnetische Energiegewinnung aus Kerr-Schwarzen Löchern“, 1977, MNRAS, 179, 433.