Schwarzes Loch Black Hole

Schwarzes Loch  Black Hole

Author D.Selzer-McKenzie

Video: https://youtu.be/IQOGv12NvrQ

Ein Schwarzes Loch ist ein Objekt, dessen Gravitation so extrem stark ist, dass aus diesem Raumbereich keine Materie und kein Lichtsignal nach außen gelangen kann. Nach der Allgemeinen Relativitätstheorie verformt eine ausreichend kompakte Masse die Raumzeit so stark, dass sich ein Schwarzes Loch bildet.

 

Der Begriff „Schwarzes Loch“ wurde 1967 durch John Archibald Wheeler etabliert (nicht aber erfunden, wie oft behauptet). Er verweist auf den Umstand, dass sich im Außenraum von hinreichend kompakten Massen oder Energieanhäufungen ein durch den Ereignishorizont charakterisiertes Raumgebiet bildet, in das Materie nur hineinfallen, aber nicht wieder hinausgelangen kann („Loch“) und das auch eine elektromagnetische Welle, wie etwa sichtbares Licht, niemals verlassen kann (daher „schwarz“).

 

 

Schon 1783 spekulierte der britische Naturforscher John Michell über Dunkle Sterne, deren Gravitation ausreicht, um Licht gefangen zu halten. In einem Brief, der von der Royal Society publiziert wurde, schrieb er:

 

    „If the semi-diameter of a sphere of the same density as the Sun were to exceed that of the Sun in the proportion of 500 to 1, a body falling from an infinite height towards it would have acquired at its surface greater velocity than that of light, and consequently supposing light to be attracted by the same force in proportion to its vis inertiae [mass], with other bodies, all light emitted from such a body would be made to return towards it by its own proper gravity. This assumes that light is influenced by gravity in the same way as massive objects.“

 

    „Wenn der Radius einer Kugel der gleichen Dichte wie der Sonne den der Sonne in einem Verhältnis von 500 zu 1 überstiege, würde ein Körper, der aus unendlicher Höhe auf sie fiele, an ihrer Oberfläche eine höhere Geschwindigkeit als die des Lichts erreichen. Folglich, vorausgesetzt, dass Licht von anderen Körpern von der gleichen Kraft im Verhältnis zu seiner Masse angezogen wird, würde alles von einem solchen Körper abgegebene Licht infolge seiner eigenen Gravitation zu ihm zurückkehren. Dies gilt unter der Annahme, dass Licht von der Gravitation in der gleichen Weise beeinflusst wird wie massive Objekte.“

 

– John Michell[1]

 

Die Idee schwerer Sterne, von denen korpuskulares Licht nicht entkommen könne, wurde im Jahr 1796 auch von Pierre Simon Laplace in seiner Exposition du Système du Monde beschrieben. Er schuf dafür den Begriff „Dunkler Körper“ (corps obscur). Diese Ideen bewegten sich innerhalb der newtonschen Physik.

Erste Hälfte des 20. Jahrhunderts: Beitrag der allgemeinen Relativitätstheorie

 

Nach der Veröffentlichung Albert Einsteins im Jahr 1915, in der er die Feldgleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie aufstellte, gab der deutsche Astronom Karl Schwarzschild 1916 erstmals eine Metrik an, die Schwarzschild-Metrik, die dem Gravitationsfeld einer punktförmigen Masse bei r = 0 entspricht. Die Schwarzschild-Lösung beschreibt Größe und Verhalten eines nicht rotierenden und nicht elektrisch geladenen statischen Schwarzen Lochs, mit dem sogenannten Ereignishorizont bei r = 2 GM/c2 und einer zentralen Singularität bei r = 0. Dabei steht G für die Gravitationskonstante, M für die Masse des schwarzen Lochs und c für die Lichtgeschwindigkeit.

 

Mit den Kruskal-Szekeres-Koordinaten in den 1950er Jahren konnte mathematisch gezeigt werden, dass ein externer Beobachter den Eindruck gewinnen muss, dass sich der interne Beobachter dem Ereignishorizont nur asymptotisch annähert, mit immer langsamer eintreffenden Signalen, trotz regelmäßiger Aussendung. Dagegen überquert der interne Beobachter selbst den Ereignishorizont völlig „problemlos“ und verspürt nichts Besonderes, obwohl er von jetzt ab nicht mehr zurück kann, mit dem externen Beobachter keine Signale mehr austauschen kann und letztlich von der Singularität bei r = 0 verschlungen wird.

 

In den späten 1920er Jahren zeigte der indische Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar, dass für ein astrophysikalisches Objekt ohne Kernreaktionen eine gewisse Grenzmasse, die sogenannte Chandrasekhar-Grenze, existiert. Objekte oberhalb dieser Massengrenze kollabieren zu Neutronensternen oder zu Schwarzen Löchern, aber nicht wie erwartet zu „Weißen Zwergen“.[2] Chandrasekhars Arbeiten führten zu einer Kontroverse mit dem Astronomen Arthur Eddington. Ersterer war der Überzeugung, dass Sterne oberhalb der Massengrenze zu Objekten kollabieren könnten, deren Gravitation elektromagnetische Strahlen einfangen könnte. Eddington erwartete aber, dass es einen Mechanismus gibt, der den Zusammenbruch verhindern würde. 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 würde.

Zweite Hälfte des 20. Jahrhunderts: Erweiterte Theorieformung

 

Der Mathematiker Roy Kerr beschrieb 1963 eine Lösung für ein rotierendes Schwarzes Loch. Bis dahin wurden die Begriffe schwarze Sterne oder gefrorene Sterne verwendet – letzterer als Metapher dafür, dass nach der Theorie aufgrund der gravitativen Zeitdilatation von außen gesehen am Rand des Schwarzen Lochs die Zeit stillzustehen scheint.

 

Der Begriff „Schwarzes Loch“ ist erstmals 1964 nachgewiesen in einem Bericht der Wissenschaftsjournalistin Ann Ewing über ein Symposion der American Association for the Advancement of Science zu den verschiedenen Endstadien von Sternen. Die Autorin gab Hong-Yee Chiu als Organisator sowie Alastair Cameron, Charles Misner, Volker Weidemann und John Beverly Oke als Redner an, ohne den Urheber des Ausdrucks zu benennen. Etabliert wurde der Begriff 1967, nachdem John Archibald Wheeler bei einer Konferenz einen Ersatz für den langen Ausdruck „gravitationally completely collapsed object“ suchte und den Vorschlag eines unbekannt gebliebenen Zuhörers aufgriff.[3]

 

Im Jahr 1971 folgte mit der Entdeckung von Cygnus X-1 der erste beobachtbare Kandidat für ein Schwarzes Loch. 1974 stellte Stephen Hawking die Theorie auf, dass Schwarze Löcher eine Strahlung abgeben, die Hawking-Strahlung. Nachdem Hawking bereits 1971 theoretisch gezeigt hatte, dass der Ereignishorizont niemals kleiner werden kann, veröffentlichten 2002 Abhay Ashtekar und Badri Krishnan eine Lösung für die Beschreibung wachsender Schwarzer Löcher, ohne dabei eine Näherung verwenden zu müssen, was bei den Feldgleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie nur selten gelingt.

Klasseneinteilung

Klasseneinteilung Schwarzer Löcher Klasse          Masse           Größe (Schwarzschildradius)

Supermassereiches Schwarzes Loch            ~105–1010 M☉   ~0,001–400 AE

Mittelschweres Schwarzes Loch       ~1000 M☉ ~103 km

Stellares Schwarzes Loch          ~10 M☉       ~30 km

Primordiales Schwarzes Loch bis zu ~MMond     bis zu ~0,1 mm

 

Schwarze Löcher werden nach der Entstehungsweise und aufgrund ihrer Masse in nebenstehend gezeigte Klassen verteilt, auf die im Folgenden eingegangen wird:

Supermassereiche Schwarze Löcher

Sgr A* und IRS 13 im Zentrum der Milchstraße

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Eine Gaswolke auf dem Weg in ein Supermassereiches Schwarzes Loch im galaktischen Zentrum (Video)

 

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 4,3 Millionen Sonnenmassen vermutet.[4] 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, indem die Bahnkurven beispielsweise von S0-102 oder S0-2 analysiert wurde.

 

Natarajan und Treister[5] 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 Eidgenössischen 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.[6]

 

Im Zentrum der Galaxie M87 wurde ein Schwarzes Loch mit einer Masse von 6,6 Milliarden Sonnenmassen nachgewiesen.[7][8] Aktuelle Rekorde stellen ein Schwarzes Loch von 18 Milliarden Sonnenmassen dar, das im Quasar OJ 287 entdeckt wurde (2008),[9] und eines von geschätzten 21 Milliarden Sonnenmassen im Zentrum der Galaxie NGC 4889 (2011).[10] 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.[11] Mit einem supermassiven Schwarzen Loch von etwa 20 Milliarden Sonnenmassen[12] gehört der Quasar APM 08279+5255 (ca. 12 Milliarden Lichtjahre entfernt), um den 2011 enorme Mengen an Wasserdampf entdeckt wurden,[13] ebenfalls zu den massereichsten bisher bekannten Kandidaten.

Mittelschwere Schwarze Löcher

 

Mittelschwere Schwarze Löcher von einigen hundert bis wenigen tausend Sonnenmassen entstehen möglicherweise infolge von Sternenkollisionen und -verschmelzungen. Anfang 2004 veröffentlichten Forscher Ergebnisse einer Untersuchung von Nachbargalaxien mit dem Weltraumteleskop Chandra, in der sie Hinweise auf Mittelschwere Schwarze Löcher in sogenannten ultrahellen Röntgenquellen (ULX) fanden. Danach gab es allerdings aufgrund von Beobachtungen mit dem VLT und dem Subaru-Teleskop starke Zweifel daran, dass ULX mittelschwere Schwarze Löcher sind.[14]

 

Neue Kandidaten sind die Zentren der Kugelsternhaufen Omega Centauri in der Milchstraße und Mayall II in der Andromeda-Galaxie,[15] sowie in der Spiralgalaxie Messier 82 und in einer Zwerg-Seyfert-Galaxie.[16]

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 15-fachen 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 Zwerggalaxie 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 Hawaiʻi bestätigten die Vermutungen.[17]

 

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 zurzeit 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 drei Sonnenmassen geschätzt wird.[18]

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.

Schwarze Mikro-Löcher

→ Hauptartikel: Micro Black Hole

 

Nach einigen vereinheitlichten Theorien, wie der Stringtheorie, sollte die Mindestmasse für Schwarze Löcher weit unterhalb der Planck-Masse liegen, sodass Schwarze Mikro-Löcher beim Betrieb zukünftiger Teilchenbeschleuniger entstehen könnten.[19] In der Tat wurde seit 2008 gegen den Betrieb des LHC-Beschleunigers opponiert[20] und sogar geklagt. Die Klage wurde 2012 letztinstanzlich abgelehnt.[21] Gegen die Befürchtung, ein solches Mikroloch könnte in den Erdkern fallen, dort wachsen und sich schließlich die ganze Erde einverleiben, spricht nicht nur die wahrscheinlich extrem geringe Lebensdauer der hypothetischen Mikrolöcher, sondern auch, dass der Erde unter der noch viel energiereicheren kosmischen Strahlung seit Milliarden Jahren nichts passiert ist.[22]

Beobachtungsmethoden

Akkretionsscheibe eines Röntgendoppelsterns.

Eine Galaxie zieht hinter einem Schwarzen Loch vorbei (Simulation).

 

Eine direkte Beobachtung von Schwarzen Löchern gilt als praktisch unmöglich. Aktuellen Theorien zufolge sind Schwarze Löcher 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 kleiner 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 im Verhältnis zu den kosmischen Entfernungen für eine Beobachtung viel zu klein.

 

Beobachtet werden dagegen die Auswirkungen auf Materie außerhalb des Ereignishorizonts.

 

Insbesondere von Bedeutung für die Entdeckung von Schwarzen Löchern sind die Folgen des Hineinfallens der Materie. Da der Ereignishorizont ein für kosmische Verhältnisse sehr kleines Gebiet umschließt, erreicht die einfallende Materie auch schon in einem Bereich vor dem Ereignishorizont eine sehr hohe Verdichtung und Beschleunigung durch die Gravitationskräfte. Bei rotierenden Schwarzen Löchern geschieht dies in Form einer Akkretionsscheibe. Dabei reibt die Materie aneinander und gibt große Mengen Energie frei, sowohl als elektromagnetische Strahlung als auch als Beschleunigung von Teilchen durch elektromagnetische Felder und Stoßvorgänge. Ein Resultat dieser Vorgänge sind Materiestrahlen, die senkrecht zur Akkretionsscheibe entlang einer Achse durch das Schwarze Loch ausgestoßen werden. Besonders auffällig sind diese Jets bei supermassiven Schwarzen Löchern, dort strömen die geladenen Teilchen unter so großen Beschleunigungen ins intergalaktische Medium, dass sie weit über ihre Ursprungsgalaxie hinausreichen. Außerdem erzeugen beschleunigte geladene Teilchen Synchrotronstrahlung, was bei solchen Jets zu starken Gammastrahlenemissionen führt. Beobachtet wurde dies z. B. Ende 2007 bei dem Schwarzen Loch im Zentrum der Galaxie 3C 321. Ein weiteres bekanntes Beispiel ist die Galaxie M 87 mit dem eindrucksvollen Jet ihres zentralen Schwarzen Lochs.

 

Historisch unterteilt man viele Arten von aktiven Galaxienkernen, je nach unserem Blickwinkel auf das Objekt, die Energieskalen der Prozesse und die Aktivität (wie viel Materie gerade in das Objekt strömt). Ein Beispiel sind die Quasare.

 

Kinematischer Nachweis

    Dabei werden die Bahn und die Geschwindigkeit von Sternen, die das Schwarze Loch umkreisen, als Nachweis herangezogen. Wird eine enorm hohe Masse, die auch noch dunkel und dicht ist, festgehalten, so liegt die Vermutung nahe, dass es sich um ein Schwarzes Loch handelt. Die Vermessung der Bahn des Sterns S2, der Sgr A* auf einer Keplerbahn umkreist, erlaubte sehr genaue Aussagen über die Massenkonzentration im Zentralbereich von Sgr A*. Bei einer weiteren kinematischen Methode werden die Dopplerverschiebung und der Abstand zwischen dem dunklen Objekt und dem um ihn kreisenden Stern festgestellt, wodurch sich die Masse abschätzen lässt.[23]

Eruptiver Nachweis

    Sterne, die dem Gezeitenradius eines Schwarzen Lochs zu nahe kommen, können durch die auftretenden Gezeitenkräfte zerrissen werden und dabei eine charakteristische Röntgenstrahlung freisetzen.

Aberrativer Nachweis

    Schwarze Löcher besitzen die Eigenschaft, elektromagnetische Strahlung abzulenken oder zu bündeln, wodurch es möglich ist, sie zu identifizieren. Sollte beispielsweise die Form der elliptischen Bahn eines Sterns verzerrt erscheinen, liegt die Annahme nahe, dass ein Schwarzes Loch zwischen dem Beobachter und dem Stern vorhanden ist.[23]

Obskurativer Nachweis

    Durch die Gravitationsrotverschiebung lässt sich eine schwarze Färbung am Rand der Schwarzen Löcher erkennen, da der relativistische Rotverschiebungsfaktor elektromagnetische Wellen beeinflusst und somit die Strahlungen in der Nähe des Ereignishorizonts unterdrückt werden, sodass ein Schwarzes Loch sichtbar wird.[23]

Temporaler Nachweis

    Durch die zeitliche Verzerrung (die sogenannte Zeitdilatation), die ein Schwarzes Loch bei Objekten auslöst, die es umkreisen oder sich in der Nähe befinden, ist es möglich, durch die Analyse der Lichtkurven diese Verzerrung zu erkennen und ein Schwarzes Loch als solches zu identifizieren.[23]

Spektro-relativistischer Nachweis

    Linseneffekte und Gravitationsverschiebungen verfremden die Spektren der Sterne, die sich in der Umgebung von Schwarzen Löchern befinden.[23]

 

Bekannte Schwarze Löcher

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.[24]

 

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.[25]

Weitere Schwarze Löcher in der Milchstraße

 

Neben dem vermuteten zentralen Schwarzen Loch in unserer Galaxie, nämlich Sagittarius A* mit ca. 4,3 Millionen Sonnenmassen, gibt es eine Reihe weiterer vermuteter kleiner Schwarzer Löcher, die in der Milchstraße verteilt sind und eine Masse von einigen wenigen bis einem Dutzend Sonnenmassen aufweisen. Sie alle sind Bestandteile von Doppel- oder Mehrfachsternsystemen, ziehen von ihrem Partner anscheinend in einer Akkretionsscheibe Materie ab und strahlen im Röntgenbereich.[26][27]

 

Neueste Forschungsergebnisse zeigen, dass sich in der Sternengruppe IRS 13, die nur drei Lichtjahre von Sgr A* entfernt liegt, ein zweites Schwarzes Loch mit vergleichsweise geringen 1300 Sonnenmassen befindet. Es ist derzeit nicht geklärt, ob es sich in Zukunft mit Sgr A* vereinigen wird, oder ob es sich auf einer stabilen Umlaufbahn befindet, oder sich sogar von ihm entfernt.

 

Im Januar 2005 wurden mit dem Röntgen-Teleskop Chandra Helligkeitsausbrüche in der Nähe von Sgr A* beobachtet, die darauf schließen lassen, dass sich im Umkreis von etwa 70 Lichtjahren 10.000 bis 20.000 kleinere Schwarze Löcher befinden, die das supermassereiche zentrale Schwarze Loch in Sgr A* umkreisen.[28] Einer Theorie zufolge sollen diese das zentrale Schwarze Loch in regelmäßigen Abständen mit Sternen aus der Umgebung „füttern“.[29]

Schwarze Löcher in der Milchstraße Name           Masse

(Sonnenmassen)   Masse Partner

(Sonnenmassen)   Umlaufzeit

(Tage)           geschätzte Entfernung

von der Erde (Lj)

A0620−00   ca. 11            ca. 0,7           0,33   ~3500

GRO J1655−40      6–6,5            2,6–2,8         2,8      5000–10.000

XTE J1118+480      6-8                 0,17   ~6200

Cyg X-1         7–13 0,25   5,6      6000–8000

GRO J0422+32      3–5    1,1      0,21   ~8500

GS 2000+25            7–8    4,9–5,1         0,35   ~8800

V404 Cyg     ~9                   6,5      ~10.000

XTE J1650−500[30]         ~3,8   ~2,7   0,32   ~15.000

V4641 Sagittarii    ca. 10            ca. 7   2,82   10.000–25.000

GX 339-4                 5–6    1,75   ~15.000

GRS 1124-683       6,5–8,2                    0,43   ~17.000

XTE J1550−564      10–11           6,0–7,5         1,5      ~17.000

XTE J1819−254      10–18           ~3       2,8      < 25.000

4U 1543-475          8–10 0,25   1,1      ~24.000

Sgr A*           4,3 Mio.       –         –         ~25.000

Sonstige

 

In der Galaxie NGC 6240 befinden sich zwei Schwarze Löcher, die einander im Abstand von 3000 Lichtjahren umkreisen und in einigen hundert Millionen Jahren verschmelzen werden.

 

Das derzeit im beobachtbaren Universum am weitesten entfernte stellare Schwarze Loch wurde von Astronomen der Europäischen Südsternwarte (ESO) mit Hilfe des Very Large Telescope am Paranal-Observatorium in der Galaxie NGC 300 aufgespürt.[31]

 

Das erste Schwarze Loch außerhalb unserer Galaxie wurde 1982 in der etwa 150.000 Lichtjahre entfernten Großen Magellanschen Wolke nachgewiesen und bildet eine Komponente des Röntgendoppelsterns LMC X-3.[32]

 

Im Zentrum von NGC 4889 befindet sich (Stand Dezember 2011) das größte bisher direkt gemessene schwarze Loch, mit einer Masse von geschätzten 21 Milliarden Sonnenmassen („best fit“ aus dem Bereich 6 bis 37 Milliarden Sonnenmassen).[10]

 

Das Schwarze Loch mit der Katalognummer SDSS J0100+2802 ist sehr alt, von der Erde aus wird der Zustand 875 Millionen Jahre nach dem Urknall beobachtet. Seine Masse betrug zu diesem Zeitpunkt bereits rund zwölf Milliarden Sonnenmassen. Es ist unklar, wie es so früh so massereich werden konnte.[33]

Physikalische Beschreibung

Metriken für schwarze Löcher           statisch (J = 0)       rotierend (J \ne 0)

ungeladen (Q = 0)            Schwarzschild-Metrik    Kerr-Metrik

geladen (Q \ne 0)             Reissner-Nordström-Metrik   Kerr-Newman-Metrik

Q: elektrische Ladung, J: Drehimpuls

Entstehungsdynamik

Äußere Schwarzschildlösung

 

Allgemein hat die Masse eines Körpers immer Gravitationskräfte zur Folge. Wenn die Masse auf ein genügend kleines Volumen begrenzt ist (siehe auch Roche-Grenze), hält sich der Körper von allein zusammen: Die Gravitationskraft führt zu einer Kompression des Körpers. Normalerweise gibt es Gegenkräfte im Inneren, die eine weitere Kompression aufhalten, was zu einem Gleichgewicht zwischen Gravitation und den Gegenkräften führt. Bei den Gegenkräften kann es sich je nach Objektgröße um den Thermodynamischen Druck, um die Abstoßung zwischen den Atomen oder Nukleonen oder um den Fermi-Druck handeln. Die letzte stabile Massengrenze liegt bei etwa 1,5 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Masse); bei Objekten, die leichter sind, kann der Entartungsdruck in der in entartetem Zustand vorliegenden Materie einem Gravitationskollaps erfolgreich entgegenwirken.

 

Wenn eine kritische Dichte überschritten wird, reichen die Gegenkräfte nicht mehr aus, um die Gravitation zu kompensieren. Ein Gravitationskollaps ist die Folge: Die Gravitationskraft steigt schneller an als die durch Abstoßung der Teilchen resultierenden Gegenkräfte. Dadurch beschleunigt sich der Prozess selbst. Die Masse fällt auf ein verschwindendes Volumen zusammen. Die immer weiter ansteigende Gravitation verzerrt lokal den Raum und den Ablauf der Zeit. Das bedeutet, dass – von einem äußeren Beobachter betrachtet – der Kollaps immer langsamer abläuft und sich das Volumen nie auf einen einzelnen Punkt zusammenzieht.

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, die Entfernung des Ereignishorizontes von der Singularität ist der sogenannte Schwarzschildradius.

 

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 aufgrund deren geringer Rotationsgeschwindigkeit 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 beziehungsweise 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 Kernradius der Sonne) ein enormer Zuwachs der Gravitationsbeschleunigung festzustellen.

Rotation

 

Das rotierende Schwarze Loch ist eine allgemeinere Form dieses astrophysikalischen Phänomens. Als rotierende Schwarze Löcher werden solche bezeichnet, die einen Eigendrehimpuls besitzen. Wie alle Schwarzen Löcher verursachen auch sie, bedingt durch ihre enorme Gravitation, eine entsprechend große Veränderung der geometrischen Struktur von Raum und Zeit (siehe: Raumzeitkrümmung). Bei einem rotierenden Schwarzen Loch nimmt die Singularität jedoch eine Kreis- oder Ringform an und reißt die Raumzeit um sich herum mit anstatt sie nur zu krümmen: Der Raum wird in der Drehrichtung des Schwarzen Lochs mitgedreht. Diese Art der Raumzeitkrümmung erscheint nicht bei einem ruhenden Schwarzen Loch, sondern tritt bei rotierenden Schwarzen Löchern sozusagen zusätzlich außerhalb des Ereignishorizonts mit der Form eines an den Polen abgeplatteten Rotationsellipsoids auf. Alle Objekte um ein rotierendes Schwarzes Loch werden mitgedreht, eben weil sich auch die Raumzeit selbst mitdreht. Einem zu seiner Umgebung stillstehenden Beobachter käme es so vor, als würde sich das ganze Universum um ihn herum drehen. Dieser Effekt nimmt mit der Entfernung stark ab. Aber bis zu einem bestimmten Abstand (der sogenannten statischen Grenze), in einem Bereich, der Ergosphäre genannt wird, ist die Drehgeschwindigkeit so hoch, dass alle Objekte (und auch Energie wie Lichtstrahlen) wiederum schneller als Licht sein müssten, um die Drehgeschwindigkeit auszugleichen, also nicht mit zu rotieren. Die Winkelgeschwindigkeit eines Teilchens am eigentlichen Ereignishorizont entspricht genau der Rotationsgeschwindigkeit des Schwarzen Loches und nimmt nach außen ab, die Bahngeschwindigkeit entspricht dabei aber immer der Lichtgeschwindigkeit. Das heißt nicht, dass seine Eigengeschwindigkeit größer als die Lichtgeschwindigkeit ist, sondern dass es innerhalb der Ergosphäre keine nicht-mitrotierenden Teilchen geben kann. Dieses Frame-Dragging ist ein Extremfall des seit 1918 bekannten Lense-Thirring-Effekts. Eine Besonderheit dieses Bereichs ist, dass die kinetische Energie in diesem Bereich negativ sein kann. Ein Teilchen, das sich in der Ergosphäre befindet, kann deshalb so in zwei Teilchen zerfallen, dass die kinetische Energie eines der beiden größer ist als die des ursprünglichen Teilchens. Das betreffende Teilchen kann die Ergosphäre verlassen, während sein Komplement mit negativer kinetischer Energie (ohne weitere Wechselwirkung) notwendig und in endlicher Eigenzeit den Ereignishorizont überschreitet. Die scheinbar aus dem Nichts generierte Energie wird der Rotationsenergie des Schwarzen Lochs entzogen. Dieser Mechanismus zur Energiegewinnung wurde zuerst von Roger Penrose vorgeschlagen.

Ergosphäre und Ereignishorizont eines rotierenden schwarzen Loches

 

Die Ausdehnung der Ergosphäre ist vom Polarwinkel (entspricht dem Komplementärwinkel der geographischen Breite auf der Erde) abhängig; sie ist null an den Polen des rotierenden Schwarzen Lochs – d. h. statische Grenze und Ereignishorizont fallen hier zusammen – und erreicht einen vom Drehimpuls des Schwarzen Lochs abhängigen Abstand – maximal den doppelten Schwarzschildradius – in der Äquatorregion. Der Drehimpuls eines Schwarzen Lochs ist dabei, wie unten beschrieben wird, begrenzt.

 

Einige Beobachtungen, beispielsweise von extrem schnellen Materiestrahlen (Jets), die das Gebiet außerhalb des Ereignishorizonts senkrecht zur Akkretionsscheibe verlassen, werden durch Effekte beschrieben, die nur innerhalb einer Ergosphäre oder bei Vorhandensein derselben auftreten können. Aus allgemeinen Überlegungen zur Drehimpulserhaltung kann man schließen, dass alle Schwarzen Löcher rotieren, zumindest zum Zeitpunkt ihrer Entstehung. Aber natürlich zeigen nur sehr schnell rotierende Schwarze Löcher starke Auswirkungen, der unter Frame-Dragging bekannten Phänomene. Andererseits verdrillt jede rotierende Masse, unabhängig vom Auftreten eines Ereignishorizonts, also auch der Planet Erde, die umgebende Raumzeit. Diese Effekte bei der Erde sollten durch Messungen zum Beispiel mit Hilfe der LAGEOS-Satelliten quantifiziert werden. Erste Ergebnisse aus dem Jahr 1997 lagen noch so dicht am Bereich der Messungenauigkeit, dass sie kontrovers diskutiert wurden, erst eine Wiederholung der Messung im Jahr 2004 mit dem Satelliten Gravity Probe B bestätigte den Sachverhalt.[34]

Theoretische Betrachtungen

Mathematische Beschreibung

 

Ein Schwarzes Loch lässt sich durch lediglich drei physikalische Kenngrößen vollständig beschreiben (sogenannte Haarlosigkeit Schwarzer Löcher): Masse, Drehimpuls und Elektrische Ladung. Die Multipolmomente entfallen. Es gibt also folgende Klassen:

 

    Schwarze Löcher, die keine elektrische Ladung tragen (Q=0) und nicht rotieren (L=0), werden durch die Schwarzschild-Metrik beschrieben.

    Schwarze Löcher, die keine elektrische Ladung tragen (Q=0) und rotieren (L\neq 0), werden durch die Kerr-Metrik beschrieben.

    Schwarze Löcher, die elektrisch geladen sind (Q\neq 0) und nicht rotieren (L=0), werden durch die Reissner-Nordström-Metrik beschrieben.

    Schwarze Löcher, die elektrisch geladen sind (Q\neq 0) und rotieren (L\neq 0), werden durch die Kerr-Newman-Metrik beschrieben.

 

Schwarze Löcher in der allgemeinen Relativitätstheorie

 

Formell ergibt sich ein Schwarzes Loch aus einer speziellen Vakuumlösung der allgemeinen Relativitätstheorie, der sogenannten Schwarzschild-Lösung (nach Karl Schwarzschild, der diese Lösung als erster fand), bzw. für rotierende und elektrisch geladene Schwarze Löcher aus der Kerr-Newman-Lösung. Eine „Vakuumlösung“ ist eine Lösung der Vakuumfeldgleichungen – also etwa im Außenraum um einen Stern herum, wo sich näherungsweise keine Materie aufhält und damit der Energie-Impuls-Tensor verschwindet. Im Zentrum des Schwarzen Loches befindet sich eine physikalische Singularität; die Krümmung der Raumzeit wird an dieser Stelle unendlich groß und die Gleichungen der Relativitätstheorie versagen, weil für die Beschreibung dieses Ortes eine „Theory of Everything“ (TOE) notwendig wäre. Die ganze Masse des Schwarzen Loches ist in einem Punkt (bei rotierenden Schwarzen Löchern in einem Ring ohne Ausdehnung) konzentriert. Nach heutigem Stand des Wissens kann dies zustande kommen, weil die Gravitation in einem Schwarzen Loch so groß ist, dass keine der anderen drei Grundkräfte der Physik der Komprimierung entgegenwirken kann. Die gesamte Materie stürzt in sich zusammen und konzentriert sich in der Singularität. Aus diesem Grund ist die Dichte der Singularität unendlich groß.

 

Die Grenze, ab der keine Information mehr zu einem im Unendlichen befindlichen Beobachter gelangen kann, heißt Ereignishorizont, ihr Radius ist der Schwarzschildradius. Da ein nichtrotierendes Schwarzes Loch von außen gesehen kugelförmig ist, hat auch der Ereignishorizont die Form einer Kugeloberfläche. Schwarze Löcher können bei gegebener Masse nicht eine beliebig große Ladung und nicht einen beliebig großen Drehimpuls besitzen. Setzt man nämlich in die entsprechenden Lösungen der allgemeinen Relativitätstheorie eine zu hohe Ladung und/oder einen zu hohen Drehimpuls ein, so ergibt sich statt eines Schwarzen Loches eine sogenannte nackte Singularität: Es bildet sich zwar eine zentrale Singularität aus, jedoch ist diese nicht von einem Ereignishorizont umgeben: Man kann sich vorstellen, dass durch die Drehung der Raumzeit die einfallende Materie so stark beschleunigt würde (Zentrifugalkraft), dass sie die Gravitation wieder aufhebt. Im Ergebnis würde es somit keinen Ereignishorizont geben, da die Materie wieder entkommen könnte. Allerdings kann man zeigen, dass aus einem normalen Schwarzen Loch durch Zufuhr von Ladung oder Drehimpuls keine nackte Singularität entstehen kann, denn die gleichzeitig zugeführte Energie würde seine Masse ausreichend erhöhen, sodass also stets verhindert wird, dass aus dem gewöhnlichen Schwarzen Loch eines mit einer nackten Singularität entsteht (Roger Penrose nannte dies Kosmische Zensur).

 

Der Ereignishorizont wird bei Sternen, die zu nicht rotierenden Schwarzen Löchern kollabierten, von Lichtstrahlen begrenzt (der sogenannten Photonensphäre). Diese Lichtstrahlen sind die letzten, die noch nicht von der Gravitation des Schwarzen Loches angezogen wurden. Im Falle von rotierenden Schwarzen Löchern (siehe oben) gibt es nicht nur einen Radius, auf dem Lichtstrahlen die Singularität umkreisen können, sondern unendlich viele innerhalb der Ergosphäre. Nahe der Singularität, also deutlich innerhalb des Schwarzschildradius, ist die Verzerrung der Raumzeit so stark, dass für ein hineinfallendes Objekt auch der Empfang von Nachrichten sich auf einen schrumpfenden Horizont beschränkt. Dieses nur theoretisch zugängliche Phänomen wird asymptotisches Schweigen genannt.

Die „Hauptsätze der Schwarzloch-Dynamik“

 

Für Schwarze Löcher folgen aus der allgemeinen Relativitätstheorie Gesetze, die auffallend jenen der Thermodynamik gleichen. Schwarze Löcher verhalten sich ähnlich wie ein Schwarzer Strahler, sie haben also eine Temperatur. Es gelten im Einzelnen die folgenden Gesetze:

 

    Der Erste Hauptsatz der „Schwarzloch-Dynamik“ ist, wie in der gewöhnlichen Thermodynamik, der Energieerhaltungssatz, jedoch unter Berücksichtigung der relativistischen Energie-Masse-Äquivalenz. Zusätzlich gelten die anderen Erhaltungssätze der Mechanik und Elektrodynamik: Neben der Energie bleiben Impuls, Drehimpuls und Ladung erhalten.

    Der Zweite Hauptsatz der „Schwarzloch-Dynamik“ – von Stephen W. Hawking postuliert – besagt, dass die Summe der Flächen der Ereignishorizonte niemals abnehmen kann, egal was mit den Schwarzen Löchern passiert. Dies gilt nicht nur, wenn Materie in das Schwarze Loch fällt (was dessen Masse – und damit dessen Ereignishorizont – vergrößert), sondern auch beispielsweise für die Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher und für jeden anderen denkbaren Prozess. Dies entspricht dem zweiten Hauptsatz der Thermodynamik, wobei die Fläche des Ereignishorizonts die Rolle der Entropie übernimmt. Die Bekenstein-Hawking-Entropie des Schwarzen Lochs ist S_{SL} = \frac{A k_\mathrm{B} c^3}{4 \hbar G} (Erklärung der Formelzeichen: siehe unten). Schwarze Löcher haben die höchste Entropie aller bekannten physikalischen Systeme gleicher Masse.

 

Hawking-Strahlung

→ Hauptartikel: Hawking-Strahlung

 

Quantentheoretische Überlegungen zeigen, dass jedes Schwarze Loch auch Strahlung abgibt. Es findet dabei kein Materie- oder Energietransport aus dem Inneren des Schwarzen Lochs statt. Tatsächlich existieren Paare von virtuellen Teilchen in der unmittelbaren Umgebung, von denen manchmal nur eines in das Schwarze Loch gerät und dort anschaulich als negative Energie verrechnet werden muss und somit die Gesamtenergie des Schwarzen Lochs vermindert. Dem außerhalb verbliebenen Teilchen wird gleichzeitig Energie zugeführt und dieses trägt zur Hawking-Strahlung bei. Durch theoretische Betrachtungen kann diesem Teilchen eine Wellenlänge und damit auch eine Temperatur zugeordnet werden. Von außen betrachtet sieht es also so aus, als würde das Schwarze Loch „verdampfen“ und somit langsam kleiner werden. Die beobachtbare Temperatur bzw. Strahlungsfrequenz ist umgekehrt proportional zu der Masse des Schwarzen Lochs. Dies bedeutet für sehr kleine primordiale Schwarze Löcher, dass sie sehr heiß sein und dementsprechend stark strahlen müssten, aber auch schnell verdampfen sollten, eventuell sogar so schnell, dass die beim Urknall entstandenen bereits alle zerstrahlt sein könnten. Die dabei entstehende Strahlung wäre aber sehr charakteristisch und könnte vielleicht als Nachweis solcher Löcher dienen. Andererseits ergibt sich aus der Tatsache, dass man diese Strahlung bisher nicht gesehen hat, eine Obergrenze für die Anzahl kleiner primordialer Schwarzer Löcher. Umgekehrt gilt jedoch schon für Schwarze Löcher stellarer Größe, dass sie sehr kalt sein müssen und damit nur sehr langsam an Masse verlieren würden. Ein Schwarzes Loch mit einer Masse von zehn Sonnenmassen hat eine Temperatur von nur wenigen Milliardstel Kelvin und ist damit viel kälter als seine Umgebung (rund 4 K). Effektiv würde es also sogar von seiner Umgebung Strahlung aufnehmen und daher Masse hinzugewinnen. Die Lebensdauer eines stellaren Schwarzen Lochs, die durch die Hawking-Strahlung begrenzt ist, ist größer als das bisherige Alter des Universums (rund 14 Milliarden Jahre).

Entropie und Temperatur

 

Hawking erkannte 1974 nach Vorarbeiten des israelischen Physikers Jacob Bekenstein, dass Schwarze Löcher eine formale Entropie und somit auch eine formale absolute Temperatur T haben. Die formale Entropie SSL eines Schwarzen Lochs ist proportional zur Oberfläche A seines Horizonts und sonst nur von Naturkonstanten abhängig; die formale Temperatur ist umgekehrt proportional zur Masse:

 

    S_\mathrm{SL} = \frac{ A k_\mathrm{B} c^3}{ 4 \hbar G}

 

    T=\frac{ \hbar c^3}{8\pi k_\mathrm{B}GM}

 

Dabei ist \hbar das reduzierte Planck'sche Wirkungsquantum h/2π, c die Lichtgeschwindigkeit, \pi die Kreiszahl Pi, k_\mathrm{B} die Boltzmannkonstante, G die Gravitationskonstante und M die Masse.[35]

Lebensdauer

 

Da nach Hawking ein Schwarzes Loch stetig Energie in Form von Hawking-Strahlung verliert, wird es nach einer bestimmten Zeitspanne \Delta t vollständig zerstrahlt sein, sofern es während dieser Zeitspanne keine neue Masse aufnehmen kann. Diese Zeitspanne berechnet sich durch

 

    \Delta t=\frac{M^3}{3\Lambda_t},

 

wobei M die Masse des Schwarzen Loches zu Beginn der Zeitspanne und \Lambda_t \approx 4 \cdot 10^{15}\ \frac{\mathrm{kg}^3}{\mathrm{s}} eine Konstante ist.

Das No-Hair-Theorem und das Informationsparadoxon schwarzer Löcher

 

Ein Eindeutigkeits-Theorem von Werner Israel besagt, dass ein Schwarzes Loch vollständig durch Masse (siehe Schwarzschild-Metrik), elektrische Ladung (siehe Reissner-Nordström-Metrik) und Drehimpuls (siehe Kerr-Metrik) charakterisiert ist. Das veranlasste John Archibald Wheeler zur Aussage „Schwarze Löcher haben keine Haare“. Man spricht deshalb auch vom No-Hair-Theorem, oder auch Keine-Haare-Theorem. Weitere Informationen aus dem Inneren seien nicht zu erhalten, auch nicht durch die Hawking-Strahlung, da sie rein thermisch sei.

 

Das No-Hair-Theorem legt nahe, dass Schwarze Löcher einen Verlust an Information bewirken, da die bei der Auflösung entstehende Hawking-Strahlung keine Information über die Entstehungsgeschichte des Schwarzen Lochs enthält. Anders als bei allen sonstigen durch die Quantenmechanik oder die Relativitätstheorie beschriebenen Vorgängen ist es prinzipiell nicht möglich, dass die Entstehung, das Wachstum und die Auflösung eines schwarzen Loches in umgekehrter Reihenfolge passiert. Das bedeutet, dass diese Vorgänge durch einen eindeutigen Zeitpfeil ausgezeichnet sind. Diese Verletzung der Unitarität der Zeitentwicklung wird auch als Informationsparadoxon Schwarzer Löcher bezeichnet.

 

Prominente Vertreter dieser Sicht waren Kip Thorne und lange Zeit auch Stephen Hawking. Stephen Hawking änderte jedoch seine Meinung und erklärte auf der 17. „International Conference on General Relativity and Gravitation“ (18. – 23. Juli 2004 in Dublin), dass Schwarze Löcher doch „Haare“ haben könnten. Weiterhin nehmen unter anderem Roger Penrose, John Preskill und Juan Maldacena an, dass zumindest gewisse Informationen zusätzlich nach außen dringen könnten. Auch in seinem Buch „Das Universum in der Nussschale“ äußert Stephen Hawking die Annahme, dass Schwarze Löcher bei ihrem Ableben die gesammelte Information wieder abgäben.

 

Ein neuerer Ansatz schlägt vor, das No-Hair-Theorem anhand der Präzession der Bahnellipsen zweier eng um Sagittarius A* umlaufender Sterne zu testen. Wenn das No-Hair-Theorem zutrifft, dann sollte das Verhältnis der beiden Präzessionsraten nur vom Drehimpuls des vermuteten Schwarzen Lochs Sagittarius A* abhängen. Sollte sich herausstellen, dass das Verhältnis der Präzessionsraten komplizierteren Beziehungen gehorcht, so wäre das No-Hair-Theorem widerlegt.[36][37]

Verschmelzen von Schwarzen Löchern

 

Durch Ereignisse wie die Kollision von Galaxien können Schwarzes-Loch-Paare entstehen, die zu einem einzelnen Schwarzen Loch verschmelzen. So wird vermutet, dass das supermassereiche Schwarze Loch im Zentrum von M87 durch Verschmelzung entstanden ist. Im 300 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxienhaufen Abell 400 hat man Hinweise auf die bevorstehende Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher gefunden.[38]

Alternativen

 

Es wurden einige alternative Erklärungen für ultrakompakte dunkle Objekte vorgeschlagen, die ohne Singularitäten auskommen und kein Informationsparadoxon aufweisen. Da diese Modelle keine mit heutigen Mitteln beobachtbaren Vorhersagen machen, durch die sie sich von einem Schwarzen Loch unterscheiden ließen, ist die Akzeptanz in der Fachliteratur gering. Ein Beispiel sind die hypothetischen Gravasterne, auch „Quasi Black Hole Objects“ (QBHO) genannt. Die Erfinder der Theorie, Mazur und Mottola, haben vorgeschlagen, dass die Theorie eine Lösung des Informationsparadoxons von Schwarzen Löchern darstellt und dass Gravasterne Quellen für Gammablitze sein könnten. Die Theorie erreichte in der Öffentlichkeit nur wenig Interesse, da die Theorie keinen Vorteil gegenüber der Theorie der Schwarzen Löcher hat und rein spekulativ ist.[39] Ein weiterer Versuch, auf der Stringtheorie aufbauend das Informationsparadoxon zu lösen, stammt von Samir Mathur.[40][41] Nach diesem „Fusselknäuel-Modell“ verhüllt der Ereignishorizont ein Konglomerat aus Branen und Strings, ist selbst nicht scharf abgegrenzt.