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Schwarzes Loch Drucken E-Mail
Als Schwarzes Loch bezeichnet man ein astronomisches Objekt, dessen Gravitation so hoch ist, dass die Fluchtgeschwindigkeit für dieses Objekt ab einer gewissen Grenze, dem Ereignishorizont, höher liegt als die Lichtgeschwindigkeit.

Der Ausdruck „Schwarzes Loch“ wurde 1967 von John Archibald Wheeler geprägt und verweist auf den Umstand, dass auch elektromagnetische Wellen, wie etwa sichtbares Licht, den Ereignishorizont nicht verlassen können und es einem menschlichen Auge daher vollkommen schwarz erscheint.



Schwarze Löcher im Universum

Gravitationsfeld und Ereignishorizont

Das Gravitationsfeld kugelförmiger, nichtrotierender und elektrisch ungeladener Körper wird durch die äußere Schwarzschild-Metrik beschrieben. Sie gilt nicht nur für Schwarze Löcher, sondern für alle Körper mit diesen Eigenschaften und stellt für Sterne oder Planeten meist eine gute Näherung dar. Es ist ein weit verbreiteter Irrtum, dass das Gravitationsfeld eines Schwarzen Loches bzw. die von ihm hervorgerufene Krümmung von Raum und Zeit, bei üblichen Entfernungen von außerordentlich großer Stärke sei. Da sowohl Schwarze Löcher als auch Sterne von derselben Metrik beschrieben werden, würde sich am Gravitationsfeld im Sonnensystem nichts ändern, wenn man die Sonne durch ein Schwarzes Loch gleicher Masse ersetzt. Lediglich in unmittelbarer Umgebung des schwarzen Loches wächst die Gravitationsbeschleunigung sehr stark an. Die innere Schwarzschild-Metrik beschreibt das Gravitationsfeld innerhalb eines solchen Körpers.

Aus der inneren Region des Schwarzen Loches kann keine Form von Energie entweichen, da selbst ein Photon von außen aus gesehen unendlich lange braucht, um den Ereignishorizont zu erreichen oder gar zu verlassen. Von der Position eines in unendlicher Entfernung stationierten Beobachters, d. h. einem Beobachter, der sich selbst nicht im Gravitationsfeld des Schwarzen Loches befindet, dauert es umgekehrt auch unendlich lange, bis ein Objekt in das Schwarze Loch hineinfällt. Im Falle der Schwarzschild-Metrik wird die Entfernung des Ereignishorizontes von der inneren Singularität als Schwarzschildradius bezeichnet. Solange ein Objekt größer als der Schwarzschildradius ist, hat es keinen Ereignishorizont. Da dort jedoch die innere Schwarzschild-Metrik gilt und diese weder eine Singularität, noch einen Ereignishorizont enthält, gibt es Letzteren in diesem Fall auch dann nicht, wenn man sich durch das Objekt bewegen und diesen Radius erreichen würde. Der Ereignishorizont tritt erst dann in der äußeren Schwarzschild-Metrik in Erscheinung, wenn das Objekt kleiner als der Schwarzschildradius wird. In räumlicher und zeitlicher Hinsicht würde ein Beobachter, der durch den Ereignishorizont hindurch fällt, trotz alledem selbst nichts Besonderes bemerken.

Die Größe des Schwarzschildradius beträgt für ein Schwarzes Loch von einer Sonnenmasse etwa 2,9 km, für ein Objekt von einer Erdmasse etwa 9 Millimeter.

Die Dichte, bis zu der Materie komprimiert werden muss, um durch ihre Gravitationskraft zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren, ist umgekehrt proportional zum Quadrat der Masse. Objekte mit weniger als etwa 1,5 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Masse) können nicht durch einen Gravitationskollaps zu einem Schwarzen Loch kollabieren, da der abstoßende Entartungsdruck in entarteter Materie einen Kollaps verhindert.

Beobachtung von Schwarzen Löchern

Ein schwarzes Loch zieht zwischen dem Betrachter und einer Galaxie im Hintergrund vorbei. (Fiktive Simulation)

Eine direkte Beobachtung von Schwarzen Löchern gilt als praktisch unmöglich. Moderneren Theorien zufolge sind Schwarze Löcher zwar möglicherweise in der Lage, Energie in Form von sogenannter Hawking-Strahlung abzugeben. Sollte dies zutreffen, würde das bedeuten, dass Schwarze Löcher allmählich „verdampfen“, wobei dieser Prozess umso schneller verläuft, je geringer die Masse des Schwarzen Loches ist. Doch die Hawking-Strahlung wäre so energiearm, dass sie vom üblichen Hintergrund nicht zu unterscheiden wäre. Außerdem ist das Schwarze Loch selbst mit nur wenigen Kilometern Durchmesser auf kosmische Entfernungen viel zu klein.

Beobachtet werden dagegen Materiestrahlen. In diesen Jets wird ein Teil der verschlungenen Materie in Energie umgewandelt und als Gammastrahlung oder Teilchenstrom weggeschleudert. Spektakulär beobachtet wurde das Ende 2007 beim Schwarzen Loch, das im Zentrum der Galaxie 3C321 liegt.

Es gibt viele Arten von aktiven Galaxienkernen, wie etwa Quasare, die eine hohe und sehr variable Leuchtkraft aufweisen; diese können durch zahlreiche Effekte entstehen. Einer der energiereichsten Prozesse findet statt, wenn Materie mit hoher Geschwindigkeit auf ein Schwarzes Loch zufällt, dabei erhitzt und einen Teil seiner Masse in Form von Gammastrahlung emittiert. Siehe hierzu auch: Gammastrahlenexplosion.

Arten von Schwarzen Löchern

Man unterteilt Schwarze Löcher je nach der Art der Entstehung und aufgrund ihrer Masse in verschiedene Klassen:

Stellare Schwarze Löcher

Stellare Schwarze Löcher stellen den Endzustand der Entwicklung massereicher Sterne dar. Sterne, deren Anfangsmasse kleiner als acht Sonnenmassen ist, können nicht zu einem Schwarzen Loch werden. Sie beenden ihr Leben als vergleichsweise unspektakulär auskühlender Sternenrest (Weißer Zwerg). Sterne, deren Anfangsmasse acht Sonnenmassen übersteigt (etwa Blaue Riesen), durchlaufen am Ende ihres Lebens die höheren Stufen der Nukleosynthese bis zum Siliciumbrennen.

Sie explodieren dann in einer Kernkollaps-Supernova, wobei der übrig bleibende Sternenrest zu einem Schwarzen Loch kollabiert, sofern er noch mehr als 2,5 Sonnenmassen besitzt (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze). Ansonsten können Sterne bis zur fünfzehnfachen Sonnenmasse abhängig davon, wie viel Masse sie als Supernova verlieren, auch als Neutronenstern enden, wenn die verbleibende Masse zwischen 1,5 und 2,5 Sonnenmassen liegt. Neutronensterne können sich – beispielsweise als kompakter Begleiter in einem Röntgendoppelstern – durch die Akkretion weiterer Materie auch im Nachhinein noch zu Schwarzen Löchern entwickeln.

Rekordhalter bei der Masse stellt aktuell das stellare Schwarze Loch in der Zwergengalaxie IC 10 im Sternbild Kassiopeia mit der 24- bis 33-fachen Sonnenmasse dar. Es ist Teil eines Doppelsternsystems. Das schwarze Loch wurde indirekt durch die in ihrer Stärke schwankende Röntgenstrahlung des begleitenden Sterns entdeckt, was ein Hinweis auf ein periodisch die Quelle verdeckendes Objekt sein kann. Berechnungen aus Daten des Satelliten Swift, sowie des Gemini-Teleskops auf Hawai?i bestätigten die Vermutungen.

Mittelschwere Schwarze Löcher

Mittelschwere Schwarze Löcher entstehen möglicherweise in Folge von Sternenkollisionen und -verschmelzungen. Ihre Existenz ist noch nicht sicher erwiesen, allerdings veröffentlichten Forscher Anfang 2004 Ergebnisse einer Untersuchung von Nachbargalaxien mit dem Weltraumteleskop Chandra, in der sie Hinweise auf Mittelschwere Schwarze Löcher in sogenannten ultrahellen Röntgenquellen (ULX) fanden. Inzwischen gibt es allerdings aufgrund neuerer Beobachtungen mit dem VLT und dem Subaru-Teleskop starke Zweifel daran, dass ULX mittelschwere Schwarze Löcher sind. Ein neuer Kandidat für ein solches wird im Zentrum einer Zwerg-Seyfert-Galaxie vermutet. Wird in einem Röntgendoppelstern einer der Partner zu einem Schwarzen Loch, kann im weiteren Verlauf der Entwicklung sehr viel Masse vom leichteren Partner auf das entstandene Schwarze Loch abfließen. Die meisten Schwarzen Löcher schaffen es jedoch nicht, mehr als ein paar Sonnenmassen Material aus der Umgebung einzufangen. Welche Bedingungen für die mögliche Entstehung mittelschwerer Schwarzer Löcher notwendig sind, ist unklar. Als derzeit einzige Kandidaten für solche Objekte werden die Zentren der Kugelsternhaufen Omega Centauri in der Milchstrasse und G1 in der Andromeda Galaxie gewertet.

Supermassereiche Schwarze Löcher

Supermassereiche (auch supermassiv genannte) Schwarze Löcher können die millionen- bis milliardenfache Sonnenmasse haben und befinden sich vermutlich in den Zentren der meisten Galaxien. Wie sie entstanden sind und wie ihre Entstehung mit der Entwicklung der Galaxien zusammenhängt, ist Gegenstand aktueller Forschung.

So wird hinter der starken Radioquelle Sagittarius A* (kurz Sgr A*) im Zentrum der Milchstraße ein supermassives Schwarzes Loch von 3,7 Millionen  ± 0,4 Millionen Sonnenmassen vermutet. Vor wenigen Jahren lag die Massenabschätzung, die auf der Beobachtung von Gaswolken (z. B. der sogenannten Mini-Spirale) fußte, noch bei etwa 2,7 Mio. Sonnenmassen. Dank verbesserter Auflösung und Empfindlichkeit der Teleskope konnte eine genauere Masse für das Schwarze Loch im Zentrum der Galaxis angegeben werden, z. B. durch Analyse der Bahnkurven der sog. S0-Sterne, wobei die 0 lediglich bedeutet, dass die Umlaufbahnen der Sterne unter einem relativen Winkel von einer Bogensekunde zu beobachten sind (entsprechendes gilt für die S1, S2 Sterne usw.).

In wird dargelegt, dass ein oberes Massenlimit für Schwarze Löcher existiert und bei etwa 10 Milliarden Sonnenmassen liegen muss. Die Begründung liegt, anschaulich erklärt, darin, dass die hineinstürzende Materie durch die Gravitationskraft eines solchen supermassiven Schwarzen Lochs derart beschleunigt wird, dass sich ein stabiler Orbit außerhalb des Schwarzschild-Radius ergibt. Zusätzlich wirken auch die elektromagnetische Strahlung und die "Materiewinde", die von der Materie in der Akkretionsscheibe ausgestrahlt werden, als "Widerstand" gegen weiter einfallende Materie, so dass sich letztlich ein Gleichgewicht zwischen einfallender und abgestoßener Materie einstellt.

Primordiale Schwarze Löcher

Anfang der 1970er Jahre stellte Stephen W. Hawking als Erster die Vermutung auf, neben den durch Supernovae entstandenen Schwarzen Löchern könnte es auch so genannte primordiale Schwarze Löcher geben. Das sind Schwarze Löcher, die sich bereits im Urknall in Raumbereichen gebildet haben, in denen die lokale Massen- und Energiedichte genügend hoch war (rechnet man die ständig abnehmende Materiedichte im Universum zurück, so findet man, dass sie in der ersten tausendstel Sekunde nach dem Urknall die Dichte des Atomkerns überstieg). Auch der Einfluss von Schwankungen der gleichmäßigen Dichteverteilung (siehe hierzu kosmische Hintergrundstrahlung) im frühen Universum war für die Bildung von primordialen Schwarzen Löchern ausschlaggebend, ebenso die beschleunigte Expansion während der Inflationsphase nach dem Urknall. Damals könnten sich kleine Schwarze Löcher mit einer Masse von etwa 1012 Kilogramm gebildet haben. Seit Mitte der 1990er Jahre wird diskutiert, ob die kürzesten auf der Erde gemessenen Gammastrahlungsausbrüche von verstrahlenden primordialen Schwarzen Löchern stammen könnten, denn deren berechnete Lebensdauer liegt in der Größenordnung des Alters des heutigen Universums.

Aus seinen Überlegungen über kleine Schwarze Löcher folgerte Hawking im Jahre 1974 die Existenz der nach ihm benannten Hawking-Strahlung, dass also Schwarze Löcher Materie nicht nur schlucken, sondern auch wieder freisetzen können. Obwohl die Existenz von primordialen Schwarzen Löchern keineswegs gesichert ist, haben sich also allein aus hypothetischen Betrachtungen wertvolle neue Erkenntnisse im Bereich der Kosmologie, der Quantenphysik und der Relativitätstheorie ergeben.

Schwarze Mini-Löcher

Einigen so genannten Vereinheitlichenden Theorien zufolge, wie z. B. der Stringtheorie, könnte es bald möglich sein, extrem kurzlebige Schwarze Mini-Löcher im Labor (bzw. in Teilchenbeschleunigern) herzustellen.

Sollte es sich erweisen, dass dies tatsächlich so ist, so ist aber gleichzeitig davon auszugehen, dass sich diese Schwarzen Mini-Löcher ebenfalls bei Teilchenkollisionen von kosmischer Strahlung mit Molekülen in der Hochatmosphäre bilden (seit Milliarden Jahren) und daher keine Gefahr darstellen können.

Geschichte

Schon 1783 spekulierte der britische Naturforscher John Michell über „dunkle Sterne“, deren Gravitation ausreicht, um Licht gefangen zu halten. Die gleiche Idee hatte 1796 Pierre Simon Laplace in seiner Exposition du Système du Monde. Diese Ideen bewegten sich ganz innerhalb der Newtonschen Physik.

Nach der Veröffentlichung Albert Einsteins 1915, in der er die Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie aufstellte, berechnete Karl Schwarzschild 1916 erstmals die Größe und das Verhalten eines Schwarzen Loches. Dieser Name wurde aber erst 1968 von John Archibald Wheeler eingeführt, davor sprach man teilweise von „gefrorenen Sternen“, da am Rand des Loches die Zeit für äußere Beobachter aufgrund der gravitativen Zeitdilation stehen bleibt. Robert Oppenheimer wies 1939 zusammen mit Robert Serber und George Michael Volkoff anhand von Modellrechnungen nach, dass beim Kollaps eines großen Sterns ein Schwarzes Loch entstehen muss. 1974 zeigte Stephen Hawking, dass Schwarze Löcher eine Strahlung abgeben, die Hawking-Strahlung. Nachdem Hawking bereits 1971 herausgefunden hatte, dass der Ereignishorizont niemals kleiner wird, veröffentlichten 2002 Abhay Ashtekar und Badri Krishnan eine Lösung für die Beschreibung wachsender Schwarzer Löcher, ohne dabei eine Näherung nutzen zu müssen, was bei Einsteinschen Feldgleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie nur selten gelingt.

Dieser Artikel basiert auf dem Artikel Schwarzes Loch aus der freien Enzyklopädie Wikipedia und steht unter der GNU-Lizenz für freie Dokumentation. In der Wikipedia ist eine Liste der Autoren verfügbar.

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