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Das Weltall




Wie so vieles im Weltall interressieren sich die Menschen für die sogenannten schwarzen Löcher. Ihren Namen verdanken sie

ihre Eigenschaft alles zu verschlucken, auch das Licht. Daher kann man schwarze Löcher direkt nicht sehen, sondern nur durch

die Auswirkungen welche sie auf die umliegende Materie haben, erkennen. Sie wird einfach "verschluckt".

Schwarze Löcher wurden erstmals von dem englischen Geologen John Mitchell

"entdeckt", und zwar vor zweihundert Jahren. Er stellte die Theorie auf, daß es 36968buk34gum7c

möglich sei, daß Gravitation so stark sein könnte, daß wirklich nichts - nicht

einmal Licht - ihr entfliehen könnte. Für ein solches Phänomen müßte ein Objekt

sehr dicht sein. Mitchell nannte diese Objekte "dunkle Sterne". 1916 errechnete

Karl Schwarzschild eine Gleichung zu Gravitationsfeldern, indem er Einsteins uu968b6334guum

Gleichung zur einheitlichen Feldtheorie benutzte. Seine Kalkulationen nennt man

heute eine Schwarzschild Singularität.

Wissenschaftler glauben heute, daß eine solche Singularität im Zentrum eines

Schwarzen Loches liegt. John Wheeler benannte 1960 erstmals ein solches

Phänomen als ein Schwarzes Loch.

Wie entsteht aber ein Schwarzes Loch? Man nimmt an, daß sie sich von Sternen oder anderen massiven Objekten bilden,

wenn diese kollabieren und sich zu einer Singularität verformen. Das Objekt müßte die dreifache Masse unserer Sonne haben.



Es würde durch die eigene Gravitation kollabieren und ein Schwarzes Loch formen. In dem Schwarzen Loch befände sich eine

Singularität. Als solches bezeichnet man ein Objekt, welches ein Volumen von Null hat, jedoch auch eine unendliche Dichte.

Könnte man zu einem schwrzen Loch fliegen? Würde man versuchen, ein Schwarzes Loch mit einem Raumschiff zu erreichen,

würde es der Besatzung erscheinen, als würde sie, je näher sie dem Ereignishorizont käme, langsamer reisen. Es gäbe jedoch

keine Warnung für die Besatzung, ab wann man sich im Bann des Schwarzen Loches befände. Man könnte gewarnt werden,

daß dort ein Ereignishorizont ist, jedoch nicht, wo er sich befindet.

Für einen Beobachter außerhalb würde das Raumschiff stoppen, für die Besatzung würde die Zeit jedoch normal vergehen. Der

Beobachter sähe das Raumschiff, wie es sich orange und rot verfärbt und letztendlich dann verschwindet, doch wo und wie

genau es verschwand, könnte man trotz allem nicht sagen.

Und nun stellen Sie sich vor, sie würden in ein Schwarzes Loch reisen. Zuerst würden Sie nichts Ungewöhnliches bemerken,

außer vielleicht, daß Sie eigentlich nur in eine Richtung sehen können, nämlich auf das unsichtbare Schwarze Loch zu. Sie

würden nicht wissen, wann Sie den Ereignishorizont passiert hätten und sie würden auch nicht bemerken, daß Sie von den

Kräften in einem Schwarzen Loch länger und länger gezogen würden, von den Seiten zusammengedrückt. Leider würden Sie

das nicht lange überleben, was eigentlich schade ist, denn Theoretiker nehmen an, daß in einem Schwarzen Loch Raum und

Zeit vermischt sind. Sie könnten dann Zeitreisen unternehmen oder zu verschiedenen Plätzen ('Wurmlöcher' [kennen wir ja von

Star Trek]) reisen. Aber auch nur, wenn Sie die extreme Gravitation in einem Schwarzen Loch überleben könnten.

Das Weltall

Zahlen, Fakten, Daten

Schwarze Löcher

Zeichnung eins rotierenden Schwarzes Lochs.

Man beachte die Akkretionsscheibe sowie den Jet.

Eine der aufregendsten Vorhersagen der Einsteinschen Relativitätstheorie ist die Existenz

von Schwarzen Löchern, in denen die Gravitationskräfte so groß werden, dass selbst

Teilchen, die sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, nicht entweichen können. Man

unterscheidet zwei Klassen von Schwarzen Löchern: stellare und primordiale

("urzeitliche") Schwarze Löcher.

Ein stellares Schwarzes Loch ist ein Raumgebiet, in das ein Stern oder eine

Ansammlung von Sternen oder anderer Körper kollabiert ist und aus dem weder Licht,

Materie oder irgendeine Art von Signal entweichen kann. Es gibt für die Endphasen der

Sternentwicklung zwei kritische Massegrenzen: Wenn ein Stern die

Chandrasekhar-Grenze von 1,4 Sonnenmassen überschreitet, kann er nicht zu einem

Weißen Zwerg werden, sondern endet wahrscheinlich als Neutronenstern. Bei 3,2

Sonnenmassen überschreitet er die Oppenheimer-Volkhoff-Grenze dabei kann weder

der Elektonen- noch der Neutronendruck einen erneuten Kollaps aufhalten. Die

Gravitation überwiegt alle anderen Kräfte: Es entsteht ein Schwarzes Loch.

Theoretisch unterscheidet man rotierende und nicht-rotierende Schwarze Löcher. Man

geht davon aus, dass in der Natur Schwarze Löcher wirklich rotieren. Nichtrotierende

heißen Schwarzschildsche Schwarze Löcher, während die rotierenden nach

Kerr-Newman benannt sind.

Der Radius Rs eines nicht-rotierenden Schwarzschildschen Schwarzen Loches kann

berechnet werden, indem man die Masse M des kollabierenden Körpers mit der

doppelten Gravitationskonstenten G multipliziert und das Ergebis durch das Quadrat der

Lichtgeschwindigkeit im Vakuum (c) dividiert:

Rs= 2 GM/c².

Unterschreitet ein Stern diesen Radius, beherrscht die Gravitation alle anderen Kräfte:

dieser Radius definiert die Oberfläche - auch Ereignishorizont genannt - des Schwarzen

Loches. Nur das Gebiet am und außerhalb des Ereignishorizonts ist für einen äußeren

Beobachter von Bedeutung. Ereignisse innerhalb des Horizonts können niemals die

Außenwelt beeinflussen. Die Sonne z.B. müsste auf einen Radius von 2,95 km

kollabieren, um zu einem Schwarzen Loch zu werden, die Erde auf 0,89 cm. Es gibt

keine untere Grenze für den Radius eines Schwarzen Loches. Einige der primordialen

Schwarzen Löcher können mikroskopisch klein sein.

Bei der Entstehung eines stellaren Schwarzen Loches kann der Ereignishorizont zunächst

bizarr verzerrt sein und rasch schwingen. Innerhalb eines Sekundenbruchteils nimmt

jedoch der Horizont eine einzigartige glatte Form an. Der Ereignishorizont eines

Kerr-Newmanschen Schwarzen Loches ist nicht kreisförmig, sondern an den Polen

abgeplattet (so, wie die Erde an den Polen aufgrund ihrer Rotation abgeplattet ist).



Das Schicksal der Materie, die innerhalb des Ereignishorizonts gelangt, hängt davon ab,

ob der Stern rotiert oder nicht. Bei einem kollabierenden aber nicht rotierenden Stern,

der sphärisch symmetrisch ist, wird die Materie in der Singularität im Zentrum des

Loches durch unendlich große Gravitationskräfte auf null Volumen und unendlich große

Dichte zusammengedrückt. An der Singularität verliert die physikalische Theorie ihre

Gültigkeit. Bei einem rotierenden Kerrschen Schwarzen Loch kann die Singularität

jedoch umgangen werden. Rotierende Schwarze Löcher sind fantastische Objekte für




Spekulationen über Zeitreisen in andere Universen. Wenn ein Stern bei seinem Kollaps

den kritischen Ereignishorizont unterschreitet, muss seine Dichte nicht unbedingt sehr

hoch sein; sie könnte sogar geringer als die Dichte von Wasser sein! Dies folgt aus der

Tatsache, dass die Dichte eines Körpers proportional ist zu seiner Masse, dividiert

durch Radius hoch drei Der Radius eines Schwarzen Loches ist, wie wir oben gesehen

haben, proportional zu seiner Masse. Aus diesen beiden Tatsachen folgt, dass die

Dichte, bei der sich ein Schwarzes Loch bildet, umgekehrt proportional zum Quadrat

der Masse ist (Schwarzschild-Grenze).

Man stelle sich ein supermassives Schwarzes Loch vor mit einer Masse zwischen

10.000 und 100 Millionen Sonnenmassen. Solche Schwarzen Löcher befinden sich

möglicherweise in den Zentren bestimmter aktiver Galaxien. Eine kollabierende Masse

dieser Größenordnung würde das Stadium eines Schwarzen Loches erreichen, wenn

ihre mittlere Dichte ungefähr so groß ist wie die von Wasser! Würde eine ganze Galaxie

kollabieren, wäre die Dichte beim Überschreiten des Ereignishorizonts geringer als die

von Luft! Ein Schwarzes Loch kann man nur durch die Einflüsse seines

Gravitationsfeldes auf die umgebende Materie und/oder auf die Ausbreitung der

Strahlung in seiner Nachbarschaft entdecken.

Schwarze Löcher können als Röntgenquellen in Doppelsternsystemen erscheinen

(Röntgen-Doppelsterne). Das Schwarze Loch selbst ist natürlich auch in einem solchen

System unsichtbar, doch das Gas, das von dem Begleitstern in das Schwarze Loch

strömt (Akkretion), kann Röntgenstrahlen aussenden. Bei der Identifikation einer

Röntgenquelle mit einem optischen Objekt sucht man zunächst nach einem

spektroskopischen Doppelstern (d.h. nach einem Stern, dessen Spektrallinien eine

Doppler-Verschiebung aufweisen, die auf einen unsichtbaren Begleiter schließen lässt).

Durch entsprechende Beobachtungen muss dann nachgewiesen werden, dass es sich bei

dem unsichtbaren Begleiter tatsächlich um ein kompaktes Objekt handelt und nicht z.B.

um einen Roten Riesen, der vom helleren Stern überstrahlt wird. Darüber hinaus muss

die für das unsichtbare Objekt abgeleitete Masse so groß sein, dass es sich nicht um

einen Weißen Zwerg oder Neutronenstern handeln kann.

Den vielversprechendsten Kandidaten für ein Schwarzes Loch stellt die Röntgenquelle

Cygnus X-1 dar. An der Position dieser Röntgenquelle liegt der spektroskopische

Doppelstern HDE 226868, dessen Periode 5,6 Tage beträgt. Man vermutet, dass die

beobachteten Daten nur durch ein Modell erklärt werden können, bei dem Materie von

einem verformten Stern in ein Schwarzes Loch von etwa 8 Sonnenmassen strömt. Nach

diesem Modell stammen die im optischen Spektrum nachgewiesenen Emissionslinien des

Wasserstoffs und ionisierten Heliums von der "Brücke" zwischen den beiden Objekten,

während die Röntgenstrahlung von Materie herrührt, die das Schwarze Loch zunächst

umkreist und dann in ihm verschwindet. Beobachtete Schwankungen der Lichtintensität

würden dann auf der durch das Schwarze Loch bei der Rotation um das gemeinsame

Gravitationszentrum verursachten gravitativen Verformung des hellen blauen Überriesen

HDE 226868 beruhen. Ein weiterer möglicher Kandidat ist LMC X-3, die dritte

Röntgenquelle, die in den Großen Magellanschen Wolke entdeckt wurde.

Das Interesse am gravitativen Kollaps war durch die Entdeckung der Quasare mit ihrer

offensichtlich enormen Energieabstrahlung stark gestiegen. Es wurde die Hypothese

aufgestellt, dass durch Akkretion von Materie auf ein großes zentrales Schwarzes Loch

Quasare entstehen könnten.

Dann gibt es noch das Missing mass-Problem: Die beobachtete Materiedichte im

Weltraum ist viel geringer als der theoretisch berechnete Wert, der nötig ist, um das

Weltall "geschlossen" zu machen. Vielleicht liegt zumindest ein Teil dieser "fehlenden"

Masse in Form von Schwarzen Löchern vor.

Nicht alle Schwarzen Löcher entstehen durch den Kollaps eines Sterns. In der

Frühgeschichte unseres expandierenden Urknall-Universums könnten einige Gebiete so

komprimiert worden sein, dass sie gravitativ kollabierten und ein sogenanntes

primordiales Schwarzes Loch bildeten. Für sehr kleine Schwarze Löcher dieser Art

werden quantenmechanische Effekte sehr wichtig. Man kann zeigen, dass ein solches

Schwarzes Loch eben nicht völlig schwarz ist, sondern Strahlung stetig durch den

Ereignishorizont nach außen "tunneln" kann (Hawking-Strahlung). Dies könnte dazu

führen, dass das Schwarze Loch verdampft! (Für "konventionelle", größere Schwarze

Löcher sind sind Quanteneffekte nicht von Bedeutung.) Primordiale Schwarze Löcher

könnten also sehr heiß sein und von außen wie "Weiße Löcher" aussehen, die die

Zeitumkehr von Schwarzen Löchern darstellen. Mit den Worten eines der

bedeutendsten Kosmologen unserer Zeit, Stephen Hawking, ausgedrückt:

"(Quantenmechanische) Schwarze Löcher verhalten sich in einer völlig zufälligen und

zeitsymmetrischen Weise und sind für einen äußeren Beobachter nicht von Weißen

Löchern unterscheidbar."

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HTML kodiert von Uwe Nolte. Letzte Änderung: 22.12.1998











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