EINLEITUNG Schon 1967 begannen Schwarze Löcher ins

EINLEITUNG
Schon 1967 begannen Schwarze Löcher ins Bewusstsein der Öffentlichkeit zu
dringen. In der Fernsehserie Star Trek gerieten Captain Kirk und die Besatzung mit
ihrem Raumschiff in das Gravitationsfeld eines „nicht verzeichneten schwarzen Stern“.
Die Astronomen damals hatten damals keine Ahnung, ob Schwarze Löcher real waren
oder nur in der Vorstellung von Theoretikern existierten. Mit Sicherheit gab es keine
ernsthaften Hinweise auf ihre Realität, und kaum jemand hätte vermutet, dass sie bald
Gegenstand intensiver astronomischer Untersuchungen sein würden. Als Anfang der
siebziger Jahre die Arbeiten auf diesem Gebiet begannen, war das Schwarze Loch noch
immer ein neuartiges Konzept, das nur von Spezialisten für Einsteins Allgemeine
Relativitätstheorie untersuc ht wurde. Denn die Gravitation, eine der fundamentalen
Naturkräfte, war noch immer kaum verstanden.
Heute, dank einer hochmodernen Beobachtungstechnik, sind die Physiker davon
überzeugt, dass es in jeder Galaxie Millionen Schwarzer Löcher gibt. Aber was ist ein
Schwarzes Loch? Diese und andere Fragen werden in diesem Spezialgebiet beantwortet.
DIE ERSTEN ENDECKER
Albert Einstein, einer der größten Physiker unserer Geschichte veröffentlichte 1916
seine Gravitationstheorie, die „Allgemeine“ Relativitätstheorie, die ihn bis heute
einzigartig macht. Jedoch war die Allgemeine Relativität keine Reaktion auf irgendein
besonderes Rätsel. Getrieben von mehr als dem Wunsch, konkrete Beobachtungen zu
erklären, suchte Einstein nach Einfachheit und Einheitlichkeit. Während Newton die
Gravitation als eine Kraft verstand, die augenblicklich zwischen zwei Körpern übertragen
wird – eine Sichtweise, die eindeutig nicht mit der Geschwindigkeitsbegrenzung bei der
Ausbreitung von Signalen vereinbar ist –, forderte Einstein, dass sich im
Gravitationsfeldern die Krümmung des Raumes selbst offenbart. Massen „üben“ keine
Anziehungskraft „aus“ und lenken Körper von einer geraden Bahn ab, sondern ihre
Gegenwart verzerrt den Raum in ihnen und um sie herum. Laut der Allgemeinen
Relativität folgen Körper, die sich durch den Raum bewegen, dem geradesten Weg, der
in einem Verbund aus Raum und Zeit, der sogenannten „Raumzeit“, möglich ist. Doch
wenn der Raum verzerrt ist, werden diese zu gekrümmten und beschleunigenden Bahnen,
die wir als Reaktion auf eine Kraft interpretieren könnten. Um es mit den Worten des
bekannten Relativisten John Archibald Wheeler auszudrücken: „Der Raum sagt der
Materie, wie sie sich bewegen und die Materie dem Raum, wie er sich krümmen soll.“
Wäre Einstein nicht gewesen, so hätte es noch Jahrzehnte dauern können, bis man zu
einer ebenso umfassende Theorie der Gravitation gelangt wäre. Einsteins Kreativität hat
der modernen Physik einen einzigartig individuellen und dauerhaften Stempel
aufgedrückt.
Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie spielt eine wichtige Rolle in der Astronomie
und Weltraumforschung. Bei Neutronensternen und Schwarzen Löchern stehen die
charakteristischen Kennzeichen der Allgemeinen Relativität im Mittelpunkt und sind
nicht nur unbedeutende Modifikationen der Newtonschen Theorie. Diese Objekte bieten
die Möglichkeit, Einsteins Theorien auf neue Weise zu überprüfen.
Aus relativistischer Sicht kann die Stärke eines Gravitationsfeldes ausgedrückt
werden durch das Verhältnis der Geschwindigkeit, die zum Verlassen des Feldes nötig
ist(die in Zusammenhang mit der Weltraumforschung häufig diskutierte
„Entweichgeschwindigkeit“), zur Lichtgeschwindigkeit, jeweils zum Quadrat genommen.
v2 = 2 GM/R
(v </= c) Entweichgeschwindigkeit eines Objekts
Schwarze Löcher bieten die Effekte „starker“ Gravitation in ihrer reinsten und
extremsten Form dar. Die Existenz von Objekten, die zu derart kleinen Abmessungen
kollabiert sind, dass weder Licht noch irgendein anderes Signal von ihnen entweichen
kann, wird von den meisten Gravitationstheorien vorhergesagt, nicht nur von Einsteins
Allgemeiner Relativitätstheorie. Doch am vollständigsten konnte man Schwarze Löcher
und ihre Eigenschaften im Kontext der Allgemeinen Relativität verstehen.
Karl Schwarzschild lieferte 1916 die erste theoretische Beschreibung eines Schwarzen
Loches im Rahmen der Allgemeinen Relativitätstheorie, indem er die Raumverzerrung
außerhalb eines sphärisch symmetrischen Körpers gegebener Masse berechnete. Ein
Beobachter, der sich in einem festen Abstand vom Mittelpunkt des kugelförmigen
Körpers befindet, würde dieselbe Raumkrümmung (und damit die selbe Stärke der
Gravitation) messen, ganz gleich, welchen Radius der Körper hat. Unterhalb eines
bestimmten Radius wäre der Körper jedoch nicht mehr zu sehen, obwohl seine
Gravitation noch immer zu spüren wäre. Diese Grenze zwischen Sichtbarkeit und
Unsichtbarkeit, der sogenannte „Horizont“ entspricht dem minimalen Radius, bei dem
Licht oder irgendetwas anders noch entkommen kommen und einen äußeren Beobachter
noch erreichen kann, oder, fast äquivalent, dem Radius, bei dem die
Gravitationsrotverschiebung unendlich ist und die Entweichgeschwindigkeit gleich der
Lichtgeschwindigkeit ist. Objekte( bzw. Licht) können den Horizont nach innen
überqueren, doch nichts kann mehr herausgelangen. Jeder sphärischer Körper, der kleiner
ist als dieser Radius, nennt man „Schwarzschildsches Schwarzes Loch“.
Rs = 2 G M
c2
Schwarzschildradius
Ereignishorizont
Der Horizont eines Schwarzschildschen Schwarzen Loches liegt bei einem Radius von
3M Kilometer, wobei M die Masse des Schwarzen Loches ist, gemessen in Sonnemassen
(eine Masseneinheit, gleichbedeutend mit der Masse unsrer Sonne). Das entspricht auch
ungefähr einen 9mm Durchmesser der Erde. Würde man die unvorstellbare Energie
aufwenden, und die Erde auf eine kleine Kugel, mit 9mm Durchmesser „pressen“, dann
wäre auch in diesem Fall die Lichtgeschwindigkeit gleich mit der
Entweichgeschwindigkeit. Während im Sonnensystem und in den meisten
astronomischen Zusammenhängen die Gravitationsablenkung des Lichts nur ein sehr
kleiner Effekt ist, wird ein Lichtstrahl im stark gekrümmten Raum in der Nähe eines
Schwarzen Loches beachtlich gebogen. Könnten unsere Astronauten unmittelbar über
dem Schwarzschildradius schweben, müssten sie ihren Radiostrahl direkt nach außen
richten, damit er nicht verschluckt werden würde. Würden sie sich in den Bereich
innerhalb des Radius wagen, könnten sie keinerlei Signal mehr an die Auß enwelt senden.
Obwohl das Gebiet innerhalb des Horizonts vor den Blicken eines äußeren
Beobachters verborgen ist, würden die Astronauten zu Anfang nichts Ungewöhnliches
bemerken, wenn sie den kritischen Radius überqueren. Dennoch wären sie damit in ein
Gebiet eingedrungen, aus dem kein Entkommen gibt, ganz gleich, welche Schubkraft
ihre Raketen hätten. Sie würden unerbittlich zu einem Punkt im Zentrum gezogen—der
„Singularität“--, wo die Gezeitenkräfte unendlich groß sind (wird später noch
beschrieben). Gemessen mit ihrer eigenen Uhr, hätte die Reise vom Horizont bis zur
Singularität nur etwa so lange gedauert, wie ein Lichtstrahl bräuchte, um die Strecke des
Schwarzschild-Radius zu durchlaufen. Doch ein äußerer Beobachter würde noch nicht
einmal die Astronauten diesen Radius überlaufen sehen: Während sie sich dem Horizont
näherten, würde ihre Uhr für den entfernten Beobachter scheinbar immer langsamer
laufen, und jedes Signal, das sie aussenden, würde immer stärker rotverschoben.
Photonen—Päckchen elektromagnetischer Energie, die ein Signal transportieren—
würden immer seltener eintreffen, so wie auch jedes einzelne von ihnen immer
schwächer würde, bis das Signal praktisch erlischt. Bald wäre es nicht mehr nachweisbar,
noch nicht einmal mit den empfindlichsten Messgeräten. Die Rotverschiebung wächst so
schnell, dass sie sich in der Zeit, die das Licht zum Durchlaufen des SchwarzschildRadius braucht, verdoppelt. Bei einem Schwarzen Loch mit der Masse der Sonne ist
diese Zeit so gering, dass Astronauten in weniger als einer Millisekunde verschwinden
und ihre Signale erloschen sein würden. Deshalb kann man aus sicherer Entfernung
nichts von den extremen Bedingungen in der Nähe der zentralen Singularität beobachten.
Um etwas über das Inner eines Schwarzen Loches zu erfahren, müsste man ein so starkes
Faustisches Verlangen verspüren, das man sich trotz der unvermeidlichen Zerstörung, die
dies mit sich brächte, ins Innere des Horizonts wagte!
Schwarzschilds Theorie des Horizonts wurde zunächst als mathematische Kuriosität
angesehen, aber sicher nicht als Darstellung eines realen Objekts. 1939 schlugen J.
Robert Oppenheimer und Hartland Snyder dann vor, dass bei de Implosion eines
Sterbenden Sterns tatsächlich ein Schwarzes Loch entstehen könnte. Ihre Vermutung
weckte erstaunlich wenig Interesse. Die Physiker kritisierten den stark idealisierten
Charakter der Berechnung, mit der Oppenheimer und Snyder zeigten, was mit einem
kollabierenden Stern geschähe. Um die Mathematik ohne den damals noch nicht
erfundenen elektronische Rechners bewältigen zu können, waren sie gezwungen
anzunehmen, der kollabierende Stern sei eine perfekte, nichtrotierende Kugel ohne die
geringste Verunstaltung oder Unregelmäßigkeit. Dies war natürlich eine absolut
unrealistische Annahme. Die meisten Physiker, die über das Ergebnis nachdachten,
hatten das „dumpfe Gefühl“, dass die geringste Abweichung von der vollkommenden
Symmetrie beim Kollaps erheblich verstärkt würde. Verschiedene Teile des
zusammenstürzenden Sternes würden einander „verfehlen“ es würde sich kein Horizont
bilden, und das Ergebnis wäre irgendein unbestimmbares Durcheinader, aber sicher kein
Schwarzes Loch. Ein weiterer Grund für die Anfängliche Ablehnung Schwarzer Löcher
war die beunruhigende Gegenwart einer Singularität, eines Punktes, an dem (den
Gleichungen zu folge) eine physikalische Größe unendlich groß wird. Die Natur hat sich
einfach nicht so zu verhalten, und daher wird eine Singularität gewöhnlich als Zeichen
dafür angesehen, dass Physiker und nicht die Natur einen Fehler begangen haben.
Wie wir heute wissen, sagen die Gleichungen der Allgemeine Relativitätstheorie
tastsächlich vorher, dass Schwarze Löcher einen singulären Punkt enthalten müssen
(innerhalb des Horizonts und somit unseren Blicken entzogen), an dem die Gravitation
unendlich stark ist. Und nach der Übereinstimmenden Meinung der Physiker bedeutet
diese Vorhersage einer Singularität, dass die Allgemeine Relativitätstheorie Situationen,
in denen sich Gravitationseffekte über eine zu kleine Entfernung hinweg ändern, nicht
meistern kann. Mann hofft, diese Probleme in der Zukunft lösen zu können, sobald die
Gravitationstheorie erfolgreich mit der Quantenmechanik verknüpft ist, die
Erscheinungen auf winzig kleinen Skalen behandelt. Die Modifikation einer solchen
„vereinheitlichen Theorie“ werden jedoch kaum großen Einfluss auf unser Verständnis
der Schwarzen Löcher haben, die in der Natur entdeckt wurden. Tatsächlich war es auch
nicht die wirkliche Singularität eines Schwarzen Loches, die im Zentrum, welche
Physiker zwischen 1940 und 1960 störte, sondern die scheinbare Singularität am Rand
des Horizonts, wo die Zeit anscheinend zum Stillstand kommt. Wie wir heute wissen, ist
letztere Singularität durch die AE erklärbar und keine Hürde mehr in der Physik.
Schwarze Löcher stellen den höchsten Triumph der Gravitation über alle anderen
Kräfte dar. Gravitation wirk immer anziehend und zerrt, wenn irgend möglich, alles für
sie Erreichbare in ein gemeinsames Zentrum.(Trotzdem gibt es die Theorie, dass in der
Singularität selbst, alle Naturkräfte verrückt spielen, und Gravitation auch abstoßend
wirken kann). Um zu verstehen wie sie entstehen, ist es wichtig, generell zu wissen, wie
ein Sternenleben aussieht.
DIE ENTWICKLUNG EINES SCHWARZEN LOCHES
STERNENLEBEN
Gewöhnliche Sterne wie die Sonne können nicht ewig bestehen. Die Sonne wird
durch eine Balance zwischen der Gravitation und dem Druck in ihrem heißen inneren im
Gleichgewicht gehalten.
p0 = δ G M
R
ó
p0 = G M Gleichgewichtsbedingung für stabile Sterne
δ
R
p0 Druck im Zentrum
δ konstante Dichte
Fiele dieser Druck weg, würde die Sonne im freien Fall in sich zusammenstürzen.
Würde anderseits die Gravitation auf magische Weise ausgeschaltet, würde das heiße
Innerer ebenso plötzlich explodieren und sich zerstreuen. Auch wenn die Sonne als
„ewig“ erscheint, ihr Wasserstoffvorrat wird irgendwann zuneige gehen, und das fein
abgestimmte Gravitationsgleichgewicht wird zusammenbrechen—der Stern kollabiert.
Wenn der Brennstoffvorrat erschöpft ist, durchlaufen die Zentralregionen der Sterne eine
ganze Reihe von immer Stärker gebundenen Gravitationsgleichgewichten, unterbrochen
von Kontraktionsphasen. Unsere Sonne wird zu einem Weißen Zwerg werden, einem
sich langsam abkühlenden Schlackekörper, etwa der Größe der Erde. In diesem Zustand
können sie nahezu unendlich lange bleiben, bis auch sie alle Wärme verloren haben.
Doch Sterne mit sehr viel größerer Masse kontrahieren weiter, und beenden ihr Dasein
als Neutronenstern, auch Pulsar genannt, oder als Schwarze Löcher.
Sterne beginnen ihr Dasein, indem sie sich unter dem Einfluss der Gravitation aus
interstellaren Wolken verdichten. Durch dieses Verdichten heizt sich das Gas enorm auf,
und führt zu einer noch stärkeren Kontraktion. Jetzt sind verschiedene Umstände
maßgebend, was für eine Art von Stern entsteht. Bei einem Stern, unserer Sonne ähnlich,
würde die Temperatur im Zentrum so hoch werden, dass in der Zentraleregion
Kernfusion einsetzen würde. Der Stern lässt sich dann auf der sogenannten Hauptreihe
nieder, der längsten Epoche im Daseins eines Sterns. Die Hauptreihen-Phase dauert so
lange, bis der Großteil des Wasserstoffs in der Kernregion verbrannt ist. Ein Prozess, der
bei kleinen Sternen Milliarden von Jahren dauert.
Jedoch können weit aus massenreichere Sterne entstehen, die die Masse unserer Sonne
um das vielfache übertreffen. Diese sind viel heißer und leuchtkräftiger, da sie ihren
Brennstoffvorrat sehr viel schneller verbrauchen. Die Sonne und Sterne wie sie, besitzen
genügend Brennstoff, um etwa 10 Milliarden Jahre leuchten zu können. Aber ein Stern
von 20 Sonnemassen ist fast 10 000mal leuchtkräftiger als die Sonne, lebt aber nur
wenige Millionen Jahre.
Paradoxerweise werden Sterne zunächst leuchtkräftiger, wenn sie ihren nuklearen
Brennstoffvorrat verbrauchen. Diese merkwürdige Eigenschaft hängt mit der Tatsache
zusammen, dass gravitierende Systeme „sich aufheizen, wenn sie abkühlen“. Während
sie Kernfusion im Inneren der Sonne voranschreitet, wird immer mehr Wasserstoff in
Helium umgewandelt. Wenn sich der Brennstoffvorrat erschöpft, wird die nukleare
Energieerzeugung weniger effizient, und die Kernregion schrumpft unter ihrem eigenen
Gewicht. Durch diese Kontraktion spüren die Atome in der Kernregion eine größere
Gravitationskraft, und die verbliebenen H-Atome bewegen sich schneller. Wird die
Bewegung der Atome schneller, steigt auch die Geschwindigkeit der Kernreaktionen an
und folglich die Energieabgabe. Dies kann jedoch nur für astronomisch kurzer Zeit
stattfinden, denn dann ist auch der letzte Wasserstoffvorrat verbraucht. Um dennoch
nicht aus dem Gleichgewicht zu geraten, beginnt der Stern Helium zu fusionieren. Bei
diesem Prozess, bläht sich der Stern auf bis zu das 50 Fache der Ursprungsform aus, zu
einem sogenannten Roten Riesen. Dieses Stadium kann bis zu einer Milliarde Jahre
dauern, je nach dem wie massereich der Stern war. Dann folgt sein Ende, in einer
gewaltigen Explosion oder er stirbt ruhig als Weißer Zwerg.
WEISSE ZWERGE
Nicht immer gewinnt am Ende die Gravitation, bei unserer Sonne scheint das
Schicksal als Weißer Zwerg stabil zu sein, zum Beispiel. Weiße Zwerge sind eine
Sternenart, die auf immer und ewig im Gravitationsgleichgewicht bleiben kann, ohne
nukleare Reaktionen oder einen anderen Energievorrat zu benötigen. Wie gewöhnliche
Sterne werden Weiße Zwerge durch die ungeordneten Bewegungen der Teilchen, aus
denen sie bestehen, vor dem Gravitationskollaps bewahrt. Doch anders als bei normalen
Sternen hängen diese Bewegungen nicht von der Temperatur des Gases im Inneren ab.
Wenn Weiße Zwerge ihre innere thermische Energie abstrahlen und abkühlen, verlieren
sie also nicht den stützenden Druck (Entartungsdruck) und kontrahieren daher nicht.
Wenn Gas entartet, erzeugt die ungeordnete Bewegung des Gases einen Druck, der den
Gravitationskollaps stabilisiert.
Der Gasdruck p0 im Sternzentrum ist die Summe aus dem thermischen Druck pt = n k T
und dem bisher vernachlässigten Nullpunktsdruck pf ∼ n5/3 /m. Zehnfache Teilchendichte
n vergrößert den thermischen Druck mit dem Faktor 10, den Nullpunktsdruck mit einem
Faktor 105/3 = 46. Steigende Teilchendichte erhöht den Nullpunktsdruck weit stärker als
den thermischen Druck und führt daher unvermeidlich zur Gasentartung. Je mehr der
Nullpunktsdruck zum Gesamtdruck beiträgt, desto kleiner wird der Anteil des
thermischen Druckes und die zur Erhaltung des Gleichgewichts nötige
Temperaturzunahme; die Temperatur verliert an Bedeutung. Kann schließlich das
Gleichgewicht (fast) allein durch den Nullpunktsdruck hergestellt werden, so bleibt es
auch beim Auskühlen des Sternes erhalten, er hat ein Endstadium der
Sternenentwicklung erreicht. Die Dichte eines solchen Himmelskörper beläuft sich auf
das einmillionenmal höher als die von Wasser. Weiße Zwerge sind ungefähr so groß wie
die Erde, haben aber ein rund einmillionenmal stärkeres Gravitationsfeld.
Es gibt jedoch eine obere Grenze für die Masse eines Weißes Zwerges. Untersucht
man eine Reihe von Weißen Zwergen mit immer größerer Masse, so stellt man fest, dass
die durch die Entartung hervorgerufene ungeordnete Bewegung der Elektronen mit
wachsender Masse des Sterns immer schneller wird und sich bei Massen knapp oberhalb
der Sonnenmasse der Lichtgeschwindigkeit nähert. 1930 beschäftigte sich der junge
Theoretiker Subrahmanyan Chandrasekar (von Kollegen Chandra genannt) mit diesem
Problem und kam zu einem erstaunlichen Ergebnis. Er stellte fest, dass es für Weiße
Zwerge mit Massen über etwa 1,4 Sonnenmassen kein Gravitationsgleichgewicht geben
kann. Bei Höheren Massen kann der Entartungsdruck niemals die Gravitation
ausgleichen, ganz gleich, wie stark der Stern auch komprimiert werden mag. Chandra
erkannte, dass die „Spannkraft“ des entarteten Gases – seine Fähigkeit, der Kompression
zu wiederstehen – geschwächt wird, wenn die Elektronen gezwungen sind, sich nahezu
mit Lichtgeschwindigkeit zu bewegen. Folglich würde ein Weißer Zwerg mit einer
Masse oberhalb der Chandra-Grenze in den freien Fall übergehen und in etwa einer
Sekunde kollabieren.
SUPERNOVAE massenreiche Sterne
Das war nun ein Beispiel für das Ende eines Sternes mit einer Größe unserer Sonne.
Aber die Entwicklung von massenreicheren Sternen verläuft wesentlich dramatischer und
komplizierter. Trotzdem Enden die meisten als Weiße Zwerge, die hauptsächlich aus
Kohlenstoff und Sauerstoff bestehen.
Massereiche Sterne beziehen in späteren Lebensphasen ihre Energie aus einer Abfolge
von Kernreaktionen, an denen immer schwerere Elemente beteiligt sind. Während die
nuklearen Brennstoffe nacheinander verbraucht werden – Wasserstoff verbrennt zu
Helium, dann Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff und so weiter --, kontrahiert der
innere Teil des Sterns und wird noch heißer, bis die nächsten Kernreaktionen ablaufen
und immer schwerere Elemente des Periodensystems entstehen. Die meisten Sterne
gehen nur bis zu Sauerstoff und Kohlenstoff, ehe sie sich als Weiße Sterne zu Ruhe
geben. Aber bei Sternen mit mehr als fünf bis acht Sonnemassen ( die Grenzlinie ist
unsicher) geht dieser Prozess bis hinauf zum Eisen weiter. Bis zu diesem Punkt wird in
jedem Stadium durch die Erzeugung schwerer Atomkerne Energie freigesetzt, die den
Gravitationskollaps aufhält. Doch es gibt keinen Kernreaktionen, die aus Eisen Energie
freisetzen können: Eisen ist für einen Stern die Endstation auf nuklearer Ebene.
Was als nächstes folgt, ist eines der spektakulärsten Ereignisse, die man in der
Astronomie kennt. Ein hinreichend massereicher Stern (wahrscheinlich jeder Stern von
mehr als 8 Sonnemassen) entwickelt eine Kernregion aus Eisen, die mehr als 1,4 SM hat.
Mit anderen Worten, die Kernregion ist zu massereich, um im Gleichgewicht der
Chandra-Grenze zu verweilen. Da es keine Kernreaktion gibt, die aus Eisen Energie
gewinnen können, ist die Brennstoffzufuhr beendet, und die Kernregion erfährt einen
plötzlichen , katastrophalen Kollaps. Dabei erreicht sie im Bruchteil einer Sekunde die
Dichte eines Atomkerns (etwa die billiardenfache Dichte von Wasser!). Während diesen
Kollapses erden die Kernreaktionen, welche die Kernregion aus Eisen aufgebaut haben,
rückgängig gemacht – die Eisenkerne werden in immer kleinere Stücke aufgebrochen,
bis nur noch eine Suppe aus Elementarteilchen übrig ist.
Wenn eine Abfolge von nuklearen oder chemischen Reaktionen einen bestimmten
Energiebetrag freigesetzt hat, dann ist eine gleich hohe Energiemenge nötig, um diese
Reaktionen umzukehren. Woher stammt diese Energie? Aus der Gravitation natürlich!
Der Kollaps der Kernregion setzt einen Energiebetrag frei, der etwa der zehnfachen
Energie entspricht, die der Stern in seinem gesamten Leben durch nukleare
Brennvorgänge erzeugt hat. Anders ausgedrückt: Über die Lebensdauer eines
massereichen Stern liefert die Gravitation und nicht nukleare Reaktionen die meiste
Energie, doch das tut sie fast vollkommen innerhalb der letzten Sekunden im Leben eines
Sterns.
Obwohl Gravitation die schwächste Wechselwirkung ist, ist die Gravitationsenergie
im kosmischen Geschehen die ergiebigste Energiequelle.
Die Zerlegung der Kernfusionsprodukte endet nicht mit dem Aufbrechen von Eisen in
subatomare Teilchen. Die Dichte in der kollabierenden Kernregion wird so gross, dass
die dort vorhandenen Protonen und Elektronen zu Neutronen Verschmelzen, elektrisch
neutrale Elementarteilchen von etwa der selben Masse wie Protonen- Normalerweise
sind Neutronen nur stabil, wenn sie an Protonen in Atomkernen gebunden sind. Ein
einzelnes Neutron zerfällt innerhalb von etwa zehn Minuten in ein Proton, ein Elektron
und ein drittes Teilchen, ein sogenanntes Antineutrino. Doch im inneren der Kernregion
ist kein Raum mehr für zusätzlich Elektronen. Die Kernregion des kollabierenden Sterns
wird eine Art gigantischer Atomkern der 1057 Neutronen enthält, und entwickelt sich,
wenn seine Masse nicht zu gross ist, zu einem Neutronenstern. Die Kraft, die einen
Neutronenstern gegen den Kollaps stabilisiert, ist der Entartungsdruck zwischen den
Neutronen, die ebenfalls zur Klasse der Fermionen gehören (kleinste elem. Teilchen)
Wenn die Gravitation zehnmal mehr Energie freigesetzt hat, als zur Zerlegung der
Atomkerne nötig ist, wohin gehen dann die überschüssigen 90 Prozent der Energie? Etwa
90 Prozent dieses Überschusses werden von subatomaren Teilchen, den sogenannten
Neutrinos, abgeführt, die bei der Bildung der Neutronen entstehen. Neutrinos sind
besonders schwer zu fassende Teilchen, da sie kaum mit gewöhnlicher Materie
wechselwirken. Die meisten von ihnen durchfliegen die Hülle des sterbenden Sterns,
ohne viel Schaden anzurichten. Die restlichen zehn Prozent lösen jedoch eine Explosion
aus, welche die äußeren Schichten des Sterns davon bläst. Diese Explosionen nennt man
Supernovae. Es sind seltene Ereignisse, die im Mittel nur ein- oder zweimal pro
Jahrhundert in unserer Galaxie auftreten. Supernovaeexplosionen kennzeichnen einen
gewaltsamen Endpunkt der Sternenentwicklung. Die Astronomen unterscheiden heute
mehrere verschiedene Supernovaetypen. Doch der hä ufigste Mechanismus (der auch den
Krebs-Nebel entstehen lies) tritt auf, wenn ein Stern großer Masse seinen nuklearen
Brennstoff verbraucht hat. Der Stern steht vor einer Energiekrise. Seine Kernregion
implodiert katastrophenartig, und die äußere Schichten werden abgeblasen.
NEUTRONENSTERN
Nun, nachdem sich der sterbende Stern, mit einer Gewaltigen Energieausbruch, der
die Helligkeit einer ganzen Galaxie übertreffen kann, verabschiedet, enthält das
Auswurfmaterial all die vertrauten chemischen Elemente, aus denen wir bestehen, doch
der zurückbleibende Rest könnte uns nicht exotischer oder fremdartiger erscheinen. Man
kann annehmen, dass eine Supernova den Übergang von einem gewöhnlichen Stern in
einen Neutronenstern darstellt, ein Stern, der auf eine Größe von zehn kilometern
zusammengequetscht ist und eine Dichte hat, die vergleichbar ist mit der eines
Atomkerns, 1015 mal höher als bei einem gewöhnlichen Feststoff und noch milliardenmal
höher als selbst bei einem Weißen Zwerg.
Obwohl Ende der 30iger Jahre Theoretiker, darunter auch Robert Oppenheimer, die
Physik der Neutronensterne erforscht hatten, blieb deren Existenz bis 1968 reine
Vermutung. In diesem Jahr entdeckten Physiker eine Quelle am Himmel, die regelmäßig
alle 1.3 Sekunden Radioimpulse aussandte. Bald fanden sie noch einige weitere Quellen,
die alle mit bestimmten, regelmäßigen Perioden „tickten“. Die Natur dieser
Radioquellen, die man später Pulsare nannte, war verwirrend. Damit ihre Strahlung so
schnellschwanken konnte, musste sie mit Sicherheit sehr kompakt sein. Bald darauf fand
man unzählige Pulsare in unserer Galaxie, jeder ein übriggebliebener Neutronenstern aus
einer Supernova.
Mit Neutronensternen bietet uns der Kosmos ein Laboratorium, in dem wir
untersuche n können, wie sich Materie unter sehr viel extremeren Bedingungen verhält,
als wir sie auf der Erde schaffen können. Im Grunde entspricht ein Neutronenstern einem
Weißen Zwerg, bei dem der Entartungsdruck zwischen Neutronen statt Elektronen die
Kraft liefe rt, die der Gravitation entgegenwirkt. Wir können aber die obere Massengrenze
für einen Neutronenstern nicht einfach in Analogie zur Chandra-Grenze für Weiße
Zwerge bestimmen, weil beim Gravitationsgleichgewicht Kernkräfte eine sehr wichtige
Rolle spielen und unser Wissen über das Verhalten von Kernmaterie bei so hohen
Dichten unvollständig ist. Aufgrund allgemeiner theoretischer Überlegungen können wir
jedoch ziemlich sicher sein, dass keine Neutronensterne mit mehr als drei Sonnemassen
existieren können. Zumindest sagt die Theorie einiges darüber aus, wie das Innere eines
Neutronensterns aussehen müsste. Er sollte eine feste Kruste und eine flüssige
Kernregion besitzen, wobei es sich bei dieser Flüssigkeit um eine sogenannte
Supraflüssigkeit handelt, die fast keine Viskosität hat. Dies ist feststellbar durch die
winzigen, ruckartigen Abweichungen der Perioden der Pulse, auch Gliches genannt, die
durch das Aufspringen der festen Kruste durch Gezeiten Kräfte, hervorgerufen wird.
Neutronensterne ähneln der Erde in gewisser Art, auch sie besitzen Magnetfelder, die
aber enorm viel stärker sind. Die magnetische Feldstärke an der Oberfläche eines Pulsars
ist typischerweise einige billionenmal höher als bei der Erde und millionenmal höher als
die stärksten Felder, die man im Laboratorium erzeugen kann. Magnetfelder von
Neutronensternen sind so stark, dass sie die Struktur von Atomen erheblich verzerren und
sie zigarrenförmig auseinanderziehen würden.
Auch bezüglich ihrer Gravitationsfelder sind Neutronensterne extrem: Die
Gravitationskraft and der Oberfläche ist 1012 mal so gross wie auf der Erde. Auch die
Rotationsfrequenz ist beachtlich f = L/2 π I. Damit Materie nicht weggeschleudert wird,
muss die Gravitationskraft größer als die Fliehkraft sein:
mGM
R2
m ω2 R
=>
ω2
GM
R3
Neutronensterne müssen glatt sein, es können keine Berge existieren, die höher als ein
Millimeter sind. Um das Gravitationsfeld eines Pulsars zu verlassen, bräuchte man eine
Rakete die etwa die hälfte der Lichtgeschwindigkeit erreichen müsste um die Oberfläche
des Neutronsterns zu verlassen können. Die Ruhmasse- Energie, die Energie, die
freigesetzt würde, wenn die gesamte Materie des Sterns gemäss der Formel e=mc 2 in
Energie umgewandelt würde, eines solchen Sterns beträgt bis zu 20 Prozent! Die
effektivsten Kernreaktionen erzeugen weniger als ein Prozent.
ENDSTATION-SCHWARZES LOCH
Wie bereits erwähnt, gibt es noch keine genauen Angaben über die Grenze eines
Neutronensterns—jedoch dürfte die Masse die der 3- fachen Sonnenmasse nicht
übersteigen. Wird die Masse zu gross, kollabiert der Neutronenstern, und geht in ein
Schwarzes Loch über, dessen Entweichgeschwindigkeit gleich der Lichtgeschwindigkeit
ist. Dieser Vorgang kann durch verschiedene andere Gegebenheiten stattfinden, wie z.B.
eine Supernova eines sehr massereichen Sternes (ab 9 SM), oder durch einen
Neutronenstern, der von einem anderen Himmelskörper Materie „abzieht“. Auch durch
diesen Prozess kann ein Pulsar seine Grenze erreichen und in den freien Fall stürzen.
Kollabiert ein massereicher Stern zu einem Schwarzen Loch, so bleibt der Drehimpuls
erhalten. Real existierende Schwarze Löcher im Weltall zeichnen sich durch die
Eigenschaften Masse und Drehimpuls aus. Die Metrik eines rotierenden Schwarzen
Loches zu beschreiben ist ungleich schwieriger als die eines statischen Black Hole. Erst
1964 gelang es Roy Kerr die Metrik eines rotierenden Kerrschen Schwarzen Loches zu
beschreiben. Seine Eigenschaften hängen von zwei Merkmalen ab- Rotation und Masse.
Darüber hinaus ist der Raum um es herum nicht sphärisch symmetrisch: Wie jeder
rotierende Planet oder Stern hat er einen Äquatorwulst. Der Raum stürzt nicht nur in das
Loch hinein, sondern wirbelt auch um die Rotationsachse herum.
Für die Beschreibung eines Kerrschen Schwarzen Loches sind zwei charakteristische
Oberflächen von Bedeutung. Innerhalb der äußeren Oberfläche, der sogenannten
Statischen Grenze (äußerer Horizont), wirbelt der Raum so schnell herum, dass selbst
Licht mit dem Loch mitrotieren muss. Inner halb der inneren Oberfläche wird Licht nach
innen gesogen, so wie beim Schwarzschild-Radius. Diese innere Oberfläche ist der
(Ereignis) Horizont. Das Gebiet zwischen Horizont und statischer Grenze heisst
Ergosphäre (nach dem griech. Wort für Energie). Sie wird so genant, weil Prozesse in
dieser Region Energie aus dem Loch abzapfen können.
Ein Objekt kann ein Kerrsches Loch auf einer engeren Umlaufbahn umkreisen als ein
Schwarzschild-Loch, so dass Akkretionsscheiben im Kerr-Löcher bei gegebener
Akkretionsrate mehr Energie freisetzen. Die Bindungsenergie E einer Masse m, die um
ein rotierendes Black Hole kreist, kann bis 42% der Ruhemasse (E = 0,42 mc2 ) betragen.
Wenn Materie in ein rotierendes Loch stürzt, wird bis zu 42% der Ruhemasse an Energie
freigesetzt.
Der Wirkungsgrad eines rotierenden Schwarzen Loches zur Freisetzung von
Rotationsenergie ist damit erheblich größer als bei einer thermonuklearen Fusion, wo nur
bis 0,006% der Masse in Energie umgewandelt werden.
Energiegewinn
Einfallende Teilchen werden also vom Raumstrudel eines Rotierenden Black Hole
mitgerissen. Kommt dabei ein Teilchen entgegengesetzt der Rotationsgeschwindigkeit
an, so wird es abgebremst und seine Bewegungsrichtung umgekehrt. Teilchen, die mit
relativ hoher Geschwindigkeit in Richtung der Rotation in die Ergosphäre eindringen,
werden nicht so leicht eingefangen, sie werden gewissermaßen weggeschleudert. Ein in
die Ergosphäre eindringendes Objekt kann sogar Rotationsenergie aufnehmen und mit
Höherer Geschwindigkeit als beim Eindringen die Ergosphäre wieder verlassen. Auf
diese Weise kann aus dem rotierenden Schwarzen Loch Energie bezogen werden.
Besonders paradox sind die Ergebnisse für das Zentrum eines rotierenden Schwarzen
Loches. Ein statisches, also nicht rotierendes, besteht im wesentlichen aus – leeren
Raum.
Am Ereignishorizont ist nichts zu finden. Die Oberfläche eines Schwarzen Loches ist
weder fest, noch flüssig noch gasförmig. Sie ist lediglich der Bereich, in dem das
Gravitationspotential so angewachsen ist, dass die Entweichgeschwindigkeit gleich der
Lichtgeschwindigkeit wird. Ein eindringender Körper fällt ohne jeden Widerstand durch
den Ereignishorizont in Richtung Mittelpunkt des Schwarzen Loches. Dort befindet sich
die sogenannte Singularität. Singularität bedeutet soviel wie einzigartiger Zustand. Im
Zentrum wird Materie- und Energiedichte unendlich gross, ebenso die Raumkrümmung,
zumindest ergeben dies die Kalkulationen. In wieweit eine solche punktförmige
Singularität real existiert, ist ungeklärt.
Bei rotierenden Löchern „entartet“ die punktförmige Singularität dem mathematischen
Formalismus nach zu einer ringförmigen. Die Krümmung des Raumes wird dort nicht in
allen drei Dimensionen unendlich gross. Diese ringförmige Singularität entpuppt sich als
Tor zu einer anderen, völlig fremdartigen Welt. Beim Durchstoßen dieser Singularität
kommt man in einem negativen Raum, in dem die Gravitation abstoßend wirkt. Man
betritt gleichsam ein Antigravitations-Universum. Eine Reise in ein solches Universum
ist prinzipiell nicht möglich, denn Schwarze Löcher haben keine Haare, alle Strukturen
gehen verloren, der kosmische Zensor löscht alle Erinnerungen. Nicht einmal ein
Atomkern könnte eine solche Reise überstehen.
VERDAMPFEN VON SCHWARZEN LÖCHERN
Die Theorie des Verdampfens Schwarzer Löcher, manchmal auch Quantenstrahlung
Schwarzer Löcher genannt, ist insofern „kampferprobt“, als sie von verschiedenen
Leuten auf vielen unterschiedlichen Wegen neu abgeleitet worden ist. Doch das ist kein
Ersatz für die tatsächliche Beobachtung der vorhergesagten Strahlung, wie sie vielleicht
möglich wäre, wenn es sehr kleine Schwarze Löcher tatsächlich geben sollte. Ob die
vorhergesagten Effekte nun beobachtet werden können oder nicht, der Hawking- Effekt
gilt auf jeden Fall als ein Höhepunkt in unserem Verständnis der Gravitation. Aber
bestünde denn eine Chance, die Quantenstrahlung eines Loches tatsächlich zu
beobachten?
Die vorhergesagte Temperatur ist proportional zur Gravitationskraft unmittelbar
außerhalb des Loches. Diese Kraft hängt von der Masse des Loches ab, dividiert durch
das Quadrat seines Radius. (Fgrav. = Mloch /r2 loch) Der Radius ist proportional zu dessen
Masse M. Die Hawking-Temperatur ist also für kleine Löcher gross und für große
niedrig. Die Schwarzen Löcher, die beim Tod massereicher Sterne entstehen, hätten eine
Temperatur von nur einem millionstel Grad über dem absoluten Nullpunkt. Für sie (und
für die noch grösseren Schwarzen Löcher in galaktischen Kernen) ist der Hawking
Prozess völlig vernachlässigbar: Grosse Löcher strahlen Energie sehr viel langsamer ab,
als sie aus der kosmischen Hintergrundstrahlung, die sogar den intergalaktischen Raum
durchzieht, aufnehmen. Nur wenn das Universum weitere 1066 Jahre expandiert (heutiges
Alter = 1010 ), würden Schwarze Löcher stellarer Masse mit der Zeit verdampfen.
Die Te mperatur eines Miniloches von der Grösse eines Protons würde jedoch eine
Milliarde Grad betragen, hoch genug, um Röntgen- und Gammastrahlung auszusenden.
Ein Miniloch würde beim Strahlen schrumpfen, so dass seine Strahlung noch heißer und
intensiver werden würde, bis es schließlich in einem Gammablitz verschwände.
(Theoretiker sind sich nicht einig, ob es nicht doch Überreste hinterlassen würde)
Nach dem heutigen Wissen über Schwarze Löcher, können „Minilöcher“ nur zur
Entstehung des Universums entstanden sein. Sie wären Fossile aus dem allerfrühsten
Universum – die fehlenden Glieder, die vielleicht die Suche nach einer Theorie, die
Teilchenphysik und Gravitation miteinander verbindet, erhellen könnten.