Einleitung

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 untersucht 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 Schwarzschildradius c2 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 Außenwelt 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 Schwarzschild-Radius 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 = d G M ó p0 = G M Gleichgewichtsbedingung für stabile Sterne R d R p0 Druck im Zentrum d 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 häufigste 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 untersuchen 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 liefert, 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 1012mal so gross wie auf der Erde. Auch die Rotationsfrequenz ist beachtlich f = L/2 p I. Damit Materie nicht weggeschleudert wird, muss die Gravitationskraft größer als die Fliehkraft sein:   m G M m w2 R => w2 G M R2 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=mc2 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/r2loch) 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 Temperatur 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.                                 

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