Das Weltall

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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:

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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