EIN SCHWARZES LOCH, GEWOGEN 470 MILLIONEN JAHRE NACH DEM URKNALL

Quasare, angetrieben von Schwarzen Löchern mit Milliarden Sonnenmassen, gab es schon, als das Universum weniger als eine Milliarde Jahre alt war. Wie sie so schnell so groß wurden, ist eines der offenen Rätsel der Astronomie. Weitwinkel-Durchmusterungen haben Hunderte dieser Monster gefunden, aber nur die leuchtkräftigsten.

Das James-Webb-Weltraumteleskop hat das Bild verändert. Es kann viel schwächere aktive Galaxienkerne sehen – Galaxien, deren zentrales Schwarzes Loch Materie aufnimmt –, indem es breite Emissionslinien erfasst: Licht von Gas, das so schnell nahe dem Schwarzen Loch kreist, dass seine Spektrallinien – die genauen Farben, die jedes Element aussendet – verschmiert werden. Viele dieser Objekte sind kompakte, sehr rot wirkende Quellen mit dem Spitznamen „Little Red Dots“ (kleine rote Punkte), deren Natur noch umstritten ist.

Eine Suche ohne Abkürzung

Xingyao Cai, Akio K. Inoue, Masafusa Onoue und Kollegen unter Leitung der Waseda-Universität in Tokio gingen die öffentlichen Spektren des DAWN JWST Archive durch: 1.247 Quellen mit gesicherten Entfernungen zwischen Rotverschiebung 6 und 10,3 – die Rotverschiebung, geschrieben z, misst, wie stark die Ausdehnung des Universums ihr Licht gedehnt hat: Je höher sie ist, desto weiter entfernt ist die Quelle und desto weiter zurück in der Zeit sehen wir sie. Sie wählten nicht vorab nach Farbe oder Größe aus. Für jedes Spektrum fragten sie, ob ein Modell mit einer breiten Wasserstofflinie besser passt als eines ohne. 66 Kandidaten bestanden.

Der fernste ist MoM-BL-z10, beobachtet im Programm „Mirage or Miracle“, bei Rotverschiebung z = 9,9837 – als das Universum erst 470 Millionen Jahre alt war.

Seine breite Wasserstoff-Beta-Linie, ausgesandt als sichtbares blaugrünes Licht, erreicht uns etwa elffach gedehnt (1 + z), im Infraroten, bei 5,35 Mikrometern, knapp jenseits der 5,3-Mikrometer-Grenze der Standardverarbeitung von Webb. Sichtbar war sie nur, weil die Datenreduktion des Archivs dieses zusätzliche Stück Spektrum zurückgewinnt.

Webb-Aufnahmen von MoM-BL-z10 in sieben Filtern (oben) und sein Spektrum, rechts mit der angepassten breiten Wasserstoff-Beta-Linie. — Abbildung 1, Cai et al. (2026), arXiv:2610.28735, CC BY 4.0.

Das Schwarze Loch wiegen

Die breite Linie ist mit einem Signal-Rausch-Verhältnis von 3,87 nachgewiesen, knapp über der Schwelle von 3, die die Autoren vorab festgelegt hatten. Licht von Gas, das auf uns zukommt, wird in die eine Richtung verschoben, Licht von Gas, das sich entfernt, in die andere (der Doppler-Effekt); die Breite der Linie wird daher als Streuung von Geschwindigkeiten gemessen: 3.480 Kilometer pro Sekunde (mit großen Unsicherheiten: −950, +2.040). Verhältnisse anderer Linien, von Neon und Sauerstoff, ordnen das Objekt den aktiven Kernen zu statt gewöhnlichen sternbildenden Galaxien.

Kombiniert man die Geschwindigkeit des Gases mit der Helligkeit der Quelle, die die Größe des Gebiets festlegt, aus dem das Licht kommt, erhält man eine „viriale“ Masse – die erste solche Schätzung bei Rotverschiebung 10:

• mit dem für Quasare üblichen Standardrezept etwa 36 Millionen Sonnenmassen (3,6 × 10⁷, zwischen rund 19 und 94 Millionen), bei einer Aufnahmerate von 11 % des theoretischen Maximums, der Eddington-Grenze – der Obergrenze, jenseits derer das Licht der einfallenden Materie das Gas wegdrückt und das Schwarze Loch aushungert;
• mit einem für Little Red Dots vorgeschlagenen Rezept und unter der Annahme, dass es mit diesem Maximum frisst, etwa 2,1 Millionen Sonnenmassen – 17-mal weniger.

Das Objekt wirkt kompakt und hat die für einen Little Red Dot erwarteten Farben, doch die Autoren lehnen es ab, es mit den aktuellen Daten als solchen einzustufen.

Zu schwer, zu früh

Das Team rekonstruierte, wie ein solches Schwarzes Loch gewachsen sein könnte, beginnend bei Rotverschiebung 25, lange vor den 470 Millionen Jahren, bei denen es zu sehen ist. Aus einem leichten Keim – dem Überrest eines Sterns von 10 bis 100 Sonnenmassen – erfordert das Erreichen von 36 Millionen Sonnenmassen eine mittlere Rate von etwa dem Doppelten der Eddington-Grenze. Ein schwerer Keim von 10.000 bis 100.000 Sonnenmassen, vielleicht entstanden aus dem direkten Kollaps einer Gaswolke, könnte es schaffen, während er an der Grenze frisst. Bei seiner beobachteten Rate von 11 % hätte es nie so groß werden können: Es muss in der Vergangenheit schneller gefressen haben.

Mögliche Wachstumsgeschichten: Der gelbe Stern (Standardmasse) liegt dort, wo leichte Keime Super-Eddington-Wachstum brauchen und schwere Keime genügen. — Abbildung 5, Cai et al. (2026), arXiv:2610.28735, CC BY 4.0.

Selbst die niedrigere Masse ist aus einem stellaren Keim, der an der Grenze wächst, schwer zu erreichen.

An der Grenze dessen, was Webb kann

MoM-BL-z10 ist nun der fernste bekannte aktive Kern mit breiten Linien, jenseits von CAPERS-LRD-z9 bei z = 9,29. Zwei frühere Kandidaten nahe Rotverschiebung 10, UHZ1 und GN-z11, zeigten nie eine sicher nachgewiesene breite Linie. Weil die Wasserstofflinie hier ganz am Rand von Webbs Spektrografen liegt, vermuten die Autoren, dass Rotverschiebung 10 nahe der praktischen Grenze liegen könnte, um schwache Schwarze Löcher auf diese Weise zu finden. Eine größere Suche mit vollständigem Katalog ist in Vorbereitung.