Schwarzes Loch
Schwarzes Loch
Ein Schwarzes Loch ist ein astronomisches Objekt, in dessen Nähe die Gravitationso extrem stark ist, dass aus einem inneren Raumbereich mit hochgradig verzerrter Raumzeitnichts- auch kein Lichtsignal - nach außen gelangen kann.
Die Grenze, ab der die Fluchtgeschwindigkeit größer als die Lichtgeschwindigkeitist, wird Ereignishorizont genannt. Sein Radius ist proportional zur Masse des Schwarzen Lochs.Der Begriff „Schwarzes Loch“ wurde 1967 von John Archibald Wheeler geprägt und verweist auf den Umstand, dass es sich um eine Krümmungssingularität der Raumzeit handelt („Loch“) und das elektromagnetische Wellen, wie etwa sichtbares Licht, den Ereignishorizont nicht verlassen können und es einem menschlichen Auge daher vollkommen schwarz erscheint.
Entstehung
Schwarze Löcher sind Endstadien in einer Sternentwicklung. Diese Entwicklung hängt von den Bedingungen in einem jungen Stern ab, genauer gesagt, von seiner Anfangsmasse. Junge Sterne beziehen ihre Energie aus Kernfusion im Inneren. Das bedeutet, sie verschmelzen Wasserstoffatome zu Helium. Die weitere Entwicklung hängt nun davon ab, ob der Stern die kritische Masse von 1,4 Sonnenmassen überschreitet oder nicht. Diese Grenze wird als die "Chandrasekhar-Grenze" bezeichnet.
Liegt der Stern unter dieser Grenze, bringt er nicht genug Energie auf, um auf die nächste Stufe der Kernfusion zu schalten und verwandelt sich in einen weißen Zwerg. Die äußeren Schichten des entstehenden Stern werden mehr oder weniger abgestoßen. Bei diesem Prozess entstehen wahrscheinlich planetarische Nebel.
Bei Sternen die oberhalb dieser Grenze liegen, kontrahiert der Stern, bis das Heliumbrennen gezündet wird. Hierbei schaltet der Stern von der Verbrennung von Wasserstoff zu Helium in den nächsten Gang und verbrennt das Helium zu Kohlenstoff. Für eine kurze Zeitperiode wird das Kollabieren des Sterns verhindert. Ist das Helium aber verbraucht, zieht sich der Kern weiter zusammen und die Temperatur steigt. Dies bedingt nun, das immer schwerere Elemente erbrütet werden. Das geht solange, bis die Fusion bei Eisen ankommt. Jetzt kollabiert der Kern ungehindert weiter, bis er so dicht wie ein Atomkern selbst ist. Nun kommt es zu einer Implosion, der eine gewaltige Explosion folgt. Astronomen sprechen hier von einer sogenannten "Supernove-Explosion".
Ist die Masse eines Stern vor der letzten Kollapsphase zwischen 1,4 und 2,5 Sonnenmassen, dann entsteht ein "Neutronenstern". Der Stern kontrahiert bis er die Dichte eines Atomkerns erreicht oder sogar übersteigt. Dieser Entartungsdruck der Protonen und Neutronen reicht nun aus um den Kollaps zu verhindern.
Übersteigt der Stern die 2,5 Sonnenmassen so reicht der Entartungsdruck nicht mehr aus und der Stern bricht unter seiner eigenen Masse zusammen. Ein Schwarzes Loch wird geboren.
Die Grenze, ab der die Fluchtgeschwindigkeit größer als die Lichtgeschwindigkeitist, wird Ereignishorizont genannt. Sein Radius ist proportional zur Masse des Schwarzen Lochs.Der Begriff „Schwarzes Loch“ wurde 1967 von John Archibald Wheeler geprägt und verweist auf den Umstand, dass es sich um eine Krümmungssingularität der Raumzeit handelt („Loch“) und das elektromagnetische Wellen, wie etwa sichtbares Licht, den Ereignishorizont nicht verlassen können und es einem menschlichen Auge daher vollkommen schwarz erscheint.
Entstehung
Schwarze Löcher sind Endstadien in einer Sternentwicklung. Diese Entwicklung hängt von den Bedingungen in einem jungen Stern ab, genauer gesagt, von seiner Anfangsmasse. Junge Sterne beziehen ihre Energie aus Kernfusion im Inneren. Das bedeutet, sie verschmelzen Wasserstoffatome zu Helium. Die weitere Entwicklung hängt nun davon ab, ob der Stern die kritische Masse von 1,4 Sonnenmassen überschreitet oder nicht. Diese Grenze wird als die "Chandrasekhar-Grenze" bezeichnet.
Liegt der Stern unter dieser Grenze, bringt er nicht genug Energie auf, um auf die nächste Stufe der Kernfusion zu schalten und verwandelt sich in einen weißen Zwerg. Die äußeren Schichten des entstehenden Stern werden mehr oder weniger abgestoßen. Bei diesem Prozess entstehen wahrscheinlich planetarische Nebel.
Bei Sternen die oberhalb dieser Grenze liegen, kontrahiert der Stern, bis das Heliumbrennen gezündet wird. Hierbei schaltet der Stern von der Verbrennung von Wasserstoff zu Helium in den nächsten Gang und verbrennt das Helium zu Kohlenstoff. Für eine kurze Zeitperiode wird das Kollabieren des Sterns verhindert. Ist das Helium aber verbraucht, zieht sich der Kern weiter zusammen und die Temperatur steigt. Dies bedingt nun, das immer schwerere Elemente erbrütet werden. Das geht solange, bis die Fusion bei Eisen ankommt. Jetzt kollabiert der Kern ungehindert weiter, bis er so dicht wie ein Atomkern selbst ist. Nun kommt es zu einer Implosion, der eine gewaltige Explosion folgt. Astronomen sprechen hier von einer sogenannten "Supernove-Explosion".
Ist die Masse eines Stern vor der letzten Kollapsphase zwischen 1,4 und 2,5 Sonnenmassen, dann entsteht ein "Neutronenstern". Der Stern kontrahiert bis er die Dichte eines Atomkerns erreicht oder sogar übersteigt. Dieser Entartungsdruck der Protonen und Neutronen reicht nun aus um den Kollaps zu verhindern.
Übersteigt der Stern die 2,5 Sonnenmassen so reicht der Entartungsdruck nicht mehr aus und der Stern bricht unter seiner eigenen Masse zusammen. Ein Schwarzes Loch wird geboren.
Ein fiktives nichtrotierendes Schwarzes Loch von 10 Sonnenmassen aus 600 km Abstand gesehen, wobei dem Schwarzen Loch mit der 400-millionenfachen Erdbeschleunigung entgegengehalten werden müsste, damit der Abstand konstant bliebe. Die Milchstraße im Hintergrund erscheint durch dieRaumzeitkrümmung verzerrt und doppelt. Die Bildbreite entspricht einem Blickwinkelbereich von 90°. (Computersimulation)
Quelle: Wikipedia
Quelle: Wikipedia
Ein Schwarzes Loch könnte man sich so ähnlich wie ein Abflussloch vorstellen. Teilchen, die in diesen Strudel kommen, werden auf Kreisbahnen immer schneller je näher sie dem Abflussloch kommen, bis sie schließlich verschluckt werden. Bei Schwarzen Löchern läuft es ähnlich ab, nur das hier auf den Kreisbahnen Kollisionen auftreten. Hierbei kann es zu Explosionen kommen, die man messen könnte und somit Schwarze Löcher entdecken.
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.
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.
Sgr A* und IRS 13 im Zentrum der Milchstraße
So wird hinter der starken Radioquelle Sagittarius A* (kurz Sgr A*) im Zentrum der Milchstraße ein supermassives Schwarzes Loch von 4,3 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 die Masse für das Schwarze Loch im Zentrum der Galaxis genauer angegeben werden, 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 S1- und S2-Sterne).
Natarajan und Treister haben ein Modell entwickelt, das eine obere Massengrenze in der Größenordnung von 10 Milliarden Sonnenmassen vorhersagt. 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, sodass sich letztlich ein Gleichgewicht zwischen einfallender und abgestoßener Materie einstellt.
2008 hat ein schweizerisches Team der Technischen Hochschule Lausanne (EPFL) um Alexander Eigenbrod ein energiereiches Ringgebilde um einen 10 Milliarden Lichtjahre entfernten Quasar, das Einsteinkreuz im Sternbild Pegasus, am VLT beobachtet und damit die Theorie der supermassereichen Löcher sehr gut bestätigt.
Im Zentrum der Galaxie M87 wurde ein Schwarzes Loch mit einer Masse von 6,6 Milliarden Sonnenmassen nachgewiesen. Aktuelle Rekorde stellen ein Schwarzes Loch von 18 Milliarden Sonnenmassen dar, das im Quasar OJ 287 entdeckt wurde (2008), und eines von geschätzten 21 Milliarden Sonnenmassen im Zentrum der Galaxie NGC 4889 (2011). Im November 2012 wurde in der Galaxie NGC 1277 ein Schwarzes Loch entdeckt, das mit rund 17 Milliarden Sonnenmassen ca. 14 % der gesamten Masse der Galaxie umfasst.
Mittelschwere Schwarze Löcher
Mittelschwere Schwarze Löcher entstehen möglicherweise infolge von Sternenkollisionen und -verschmelzungen. Ihre Existenz ist noch nicht sicher erwiesen, allerdings veröffentlichten Forscher Anfang 2004 Ergebnisse einer Untersuchung von Nachbargalaxien mit dem WeltraumteleskopChandra, 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 einige 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 Mayall II in der Andromeda-Galaxie gewertet.
Stellare Schwarze Löcher
Stellare Schwarze Löcher stellen den Endzustand der Entwicklung massereicher Sterne dar. Sterne, deren Anfangsmasse kleiner als drei Sonnenmassen ist, können nicht zu einem Schwarzen Loch werden. Sie beenden ihr Leben als vergleichsweise unspektakulär auskühlender Sternenrest (Weißer Zwerg/Neutronenstern). Sterne, deren Anfangsmasse drei 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 übrigbleibende 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 den stellaren Schwarzen Löchern mit der höchsten Masse stellt aktuell das Schwarze Loch in der ZwerggalaxieIC 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 Hawaiʻi bestätigten die Vermutungen.[15]
Rekordhalter mit der aktuell geringsten Masse ist XTE J1650-500, ebenfalls ein Röntgendoppelstern mit vielleicht nur ca. 3,8 Sonnenmassen. Als Kandidat für das kleinste schwarze Loch wird zur Zeit IGR J17091-3624 untersucht. Es handelt sich um ein Doppelsternsystem aus einem normalen Stern und einem Schwarzen Loch, das anhand der Veränderungen seines Röntgensignals auf weniger als die dreifache Masse unserer Sonne geschätzt wird.
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 sogenannte primordiale Schwarze Löcher geben. Das sind Schwarze Löcher, die sich bereits beim 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 Tausendstelsekunde 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.
Sagittarius A*
Sagittarius A* ist ein supermassereiches Schwarzes Loch im Zentrum der Milchstraße. Seit 1992 wird seine Umgebung vor allem im infraroten Bereich von einem Team von Astronomen untersucht. Dabei wurden die Umlaufbahnen und die Geschwindigkeiten von 28 Sternen vermessen. Eingesetzt wurden Nah-Infrarot-Kameras mit adaptiver Optik beim Very Large Telescope in Cerro Paranal in Chile, der bildgebende Spektrograph Sinfoni, die Speckle-Abbildungskamera SHARP I und andere Instrumente der europäischen Südsternwarte. Außerdem wurden Beobachtungen des Keck-Teleskops auf Hawaiʻi, des New Technology Teleskops sowie Aufnahmen des Hubble-Teleskops ausgewertet.
Die Untersuchungen zeigten, dass die zentrale Masse nur durch ein Schwarzes Loch erklärt werden kann und dass circa 95 % der gesamten Masse im beobachteten Sektor sich in diesem Schwarzen Loch befinden muss. Die Vermessung der Infrarot- und Röntgenemission in der Akkretionszone deutet darauf hin, dass das Schwarze Loch ziemlich stark rotiert.
Gravitative Auswirkungen
Da die Masse erhalten bleibt, wächst die Dichte des Körpers über alle Grenzen. Solche Körper krümmen die Raumzeit um sich herum so stark, dass man anschaulich von einem Loch im Gefüge des Raums sprechen könnte, man nennt sie jedoch exakter Singularität. Die Singularität wird von einem Raumzeitbereich umgeben, aus dem weder Materie noch Information nach außen gelangen kann. Die Grenze dieses Bereichs ist der sogenannte Ereignishorizont.
Der Ereignishorizont ist kein physisches Gebilde, er bezeichnet nur einen Ort oder genauer eine Grenzfläche. Ein Beobachter, der durch den Ereignishorizont hindurchfällt, würde daher selbst nichts davon bemerken. Relativistische Effekte (Allgemeine Relativitätstheorie) führen aber dazu, dass ein von einem zweiten, weit entfernten Beobachter betrachteter Körper aufgrund der Zeitdilatation unendlich lange braucht, um den Ereignishorizont zu erreichen, wobei er zunehmend in rotverschobenem Licht erscheint und lichtschwächer wird.
Das Gravitationsfeld im Außenraum kugelförmiger, nichtrotierender und elektrisch ungeladener Körper wird durch die 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. Die Größe des Schwarzschildradius beträgt für ein Schwarzes Loch von einer Sonnenmasse etwa 2,9 Kilometer, für ein Objekt von einer Erdmasse etwa 9 Millimeter.
Es ist ein weitverbreiteter 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 ersetzte. Abgesehen vom Fehlen des Sonnenlichts wäre lediglich in unmittelbarer Umgebung des Schwarzen Loches (innerhalb etwa des vorherigen Sonnenradius) ein enormer Zuwachs der Gravitationsbeschleunigung festzustellen.
Quellen:
http://www.raumfahrer.net/astronomie/kosmologie/schwarze_loecher_01.shtml
http://de.wikipedia.org/wiki/Schwarzes_Loch
So wird hinter der starken Radioquelle Sagittarius A* (kurz Sgr A*) im Zentrum der Milchstraße ein supermassives Schwarzes Loch von 4,3 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 die Masse für das Schwarze Loch im Zentrum der Galaxis genauer angegeben werden, 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 S1- und S2-Sterne).
Natarajan und Treister haben ein Modell entwickelt, das eine obere Massengrenze in der Größenordnung von 10 Milliarden Sonnenmassen vorhersagt. 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, sodass sich letztlich ein Gleichgewicht zwischen einfallender und abgestoßener Materie einstellt.
2008 hat ein schweizerisches Team der Technischen Hochschule Lausanne (EPFL) um Alexander Eigenbrod ein energiereiches Ringgebilde um einen 10 Milliarden Lichtjahre entfernten Quasar, das Einsteinkreuz im Sternbild Pegasus, am VLT beobachtet und damit die Theorie der supermassereichen Löcher sehr gut bestätigt.
Im Zentrum der Galaxie M87 wurde ein Schwarzes Loch mit einer Masse von 6,6 Milliarden Sonnenmassen nachgewiesen. Aktuelle Rekorde stellen ein Schwarzes Loch von 18 Milliarden Sonnenmassen dar, das im Quasar OJ 287 entdeckt wurde (2008), und eines von geschätzten 21 Milliarden Sonnenmassen im Zentrum der Galaxie NGC 4889 (2011). Im November 2012 wurde in der Galaxie NGC 1277 ein Schwarzes Loch entdeckt, das mit rund 17 Milliarden Sonnenmassen ca. 14 % der gesamten Masse der Galaxie umfasst.
Mittelschwere Schwarze Löcher
Mittelschwere Schwarze Löcher entstehen möglicherweise infolge von Sternenkollisionen und -verschmelzungen. Ihre Existenz ist noch nicht sicher erwiesen, allerdings veröffentlichten Forscher Anfang 2004 Ergebnisse einer Untersuchung von Nachbargalaxien mit dem WeltraumteleskopChandra, 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 einige 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 Mayall II in der Andromeda-Galaxie gewertet.
Stellare Schwarze Löcher
Stellare Schwarze Löcher stellen den Endzustand der Entwicklung massereicher Sterne dar. Sterne, deren Anfangsmasse kleiner als drei Sonnenmassen ist, können nicht zu einem Schwarzen Loch werden. Sie beenden ihr Leben als vergleichsweise unspektakulär auskühlender Sternenrest (Weißer Zwerg/Neutronenstern). Sterne, deren Anfangsmasse drei 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 übrigbleibende 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 den stellaren Schwarzen Löchern mit der höchsten Masse stellt aktuell das Schwarze Loch in der ZwerggalaxieIC 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 Hawaiʻi bestätigten die Vermutungen.[15]
Rekordhalter mit der aktuell geringsten Masse ist XTE J1650-500, ebenfalls ein Röntgendoppelstern mit vielleicht nur ca. 3,8 Sonnenmassen. Als Kandidat für das kleinste schwarze Loch wird zur Zeit IGR J17091-3624 untersucht. Es handelt sich um ein Doppelsternsystem aus einem normalen Stern und einem Schwarzen Loch, das anhand der Veränderungen seines Röntgensignals auf weniger als die dreifache Masse unserer Sonne geschätzt wird.
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 sogenannte primordiale Schwarze Löcher geben. Das sind Schwarze Löcher, die sich bereits beim 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 Tausendstelsekunde 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.
Sagittarius A*
Sagittarius A* ist ein supermassereiches Schwarzes Loch im Zentrum der Milchstraße. Seit 1992 wird seine Umgebung vor allem im infraroten Bereich von einem Team von Astronomen untersucht. Dabei wurden die Umlaufbahnen und die Geschwindigkeiten von 28 Sternen vermessen. Eingesetzt wurden Nah-Infrarot-Kameras mit adaptiver Optik beim Very Large Telescope in Cerro Paranal in Chile, der bildgebende Spektrograph Sinfoni, die Speckle-Abbildungskamera SHARP I und andere Instrumente der europäischen Südsternwarte. Außerdem wurden Beobachtungen des Keck-Teleskops auf Hawaiʻi, des New Technology Teleskops sowie Aufnahmen des Hubble-Teleskops ausgewertet.
Die Untersuchungen zeigten, dass die zentrale Masse nur durch ein Schwarzes Loch erklärt werden kann und dass circa 95 % der gesamten Masse im beobachteten Sektor sich in diesem Schwarzen Loch befinden muss. Die Vermessung der Infrarot- und Röntgenemission in der Akkretionszone deutet darauf hin, dass das Schwarze Loch ziemlich stark rotiert.
Gravitative Auswirkungen
Da die Masse erhalten bleibt, wächst die Dichte des Körpers über alle Grenzen. Solche Körper krümmen die Raumzeit um sich herum so stark, dass man anschaulich von einem Loch im Gefüge des Raums sprechen könnte, man nennt sie jedoch exakter Singularität. Die Singularität wird von einem Raumzeitbereich umgeben, aus dem weder Materie noch Information nach außen gelangen kann. Die Grenze dieses Bereichs ist der sogenannte Ereignishorizont.
Der Ereignishorizont ist kein physisches Gebilde, er bezeichnet nur einen Ort oder genauer eine Grenzfläche. Ein Beobachter, der durch den Ereignishorizont hindurchfällt, würde daher selbst nichts davon bemerken. Relativistische Effekte (Allgemeine Relativitätstheorie) führen aber dazu, dass ein von einem zweiten, weit entfernten Beobachter betrachteter Körper aufgrund der Zeitdilatation unendlich lange braucht, um den Ereignishorizont zu erreichen, wobei er zunehmend in rotverschobenem Licht erscheint und lichtschwächer wird.
Das Gravitationsfeld im Außenraum kugelförmiger, nichtrotierender und elektrisch ungeladener Körper wird durch die 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. Die Größe des Schwarzschildradius beträgt für ein Schwarzes Loch von einer Sonnenmasse etwa 2,9 Kilometer, für ein Objekt von einer Erdmasse etwa 9 Millimeter.
Es ist ein weitverbreiteter 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 ersetzte. Abgesehen vom Fehlen des Sonnenlichts wäre lediglich in unmittelbarer Umgebung des Schwarzen Loches (innerhalb etwa des vorherigen Sonnenradius) ein enormer Zuwachs der Gravitationsbeschleunigung festzustellen.
Quellen:
http://www.raumfahrer.net/astronomie/kosmologie/schwarze_loecher_01.shtml
http://de.wikipedia.org/wiki/Schwarzes_Loch
© Matthias Voß