Gravitationskollaps+Beobachter+verstehen

Unsere Welt zu verstehen:  Gravitationskollaps Beobachter



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Wie sich ein Gravitationskollaps dem Beobachter darstellt

 
 
Wegen der enormen Konzentration der Masse in einem kleinen Volumen sind auch die Gezeitenkräfte in der Nähe eines Schwarzen Lochs größer als bei noch nicht kollabierten Sternen. So würde beispielsweise ein Forscher, der in ein Schwarzes Loch von etwa Sonnenmasse (1 M) fällt, schon außerhalb des Horizonts durch die Gezeitenkräfte verzerrt, gleichzeitig aber auch zusammengedrückt werden.
 
Die Spannungen, die dabei entstehen, sind am Horizont sehr groß — bis zu 100 000 Atmosphären für ein Loch mit etwa einer Sonnenmasse –, fallen aber mit dem Quadrat der Masse ab. Die Gezeitenkräfte wirklich großer Schwarzer Löcher lassen sich deswegen — an ihrem Horizont — gut auszuhalten.
 
Ein Stern großer Masse, der den Kernbrennstoff in seinem Inneren verbraucht hat, zieht sich unter dem Einfluss seiner Schwerkraft zusammen und schrumpft durch den Horizont in Richtung Singularität.
     
  • Für einen Beobachter auf der Sternoberfläche geschieht dies in der Zeit, die er im freien Fall bis hin zum Horizont brauchen würde: einige wenige Sekunden für einen Stern von wenigen Sonnenmassen.
     
  • Aus Sicht eines Beobachters im Außenraum aber nähert sich die Sternoberfläche dem Horizont immer langsamer und erreicht in nie. Dies hängt mit der Ausbreitung der Strahlung in der Nähe des Horizonts zusammen.
     
    Sendet ein Objekt beim Fall ins Loch in regelmäßigen Abständen Strahlungsblitze aus, so empfängt der Beobachter im Außenraum sie in immer größeren Zeitabständen. Ein direkt am Horizont ausgesandtes Signal erreicht ihn gar nicht mehr bzw. » erreicht ihn erst nach unendlich langer Zeit « wie die Physiker sagen.
     
    Das ist im Prinzip so richtig, praktisch aber wird der Stern plötzlich unsichtbar, denn die Wellenlänge des nahe am Horizont ausgesandten Lichts erreicht den Beobachter nur mit extrem großer Rotverschiebung exponentiell anwachsend mit dem schrumpfenden Abstand der Quelle zum Horizont.
     
    Die Zeit, die das Licht braucht, den Schwarzschild-Radius einmal zu durchlaufen, beträgt etwa n • 10-5 Sekunden für einen Stern mit n-facher Sonnenmasse — und in genau dieser Zeitspanne verschwindet der kollabierende Stern aus Sicht des außen verweilenden Beobachters.


 
Quelle: Gerhard Börner: Schöpfung ohne Schöpfer? (2006), S. 107-109


 
 
Ganz grundsätzlich ist jedes Schwarze Loch schon durch Angabe seiner Masse, seines Drehimpulses und seiner Ladung komplett beschrieben.
 
Schwarzschild-Lösungen haben weder Drehimpuls noch Ladung. Da aber fast alle Sterne rotieren, muss sich - wegen der Erhaltung von Drehimpuls - durch ihren Kollaps ein rotierendes Schwarzes Loch ergeben. Sein Horizont hat nicht ganz so einfache Struktur wie der einer Schwarzschild-Lösung.
 
Interessant auch: Schwarzschild konnte zeigen, dass der Radius einer Kugel mit konstanter Dichte stets größer als ihr Schwarzschild-Radius ist.
 
 
Im Inneren des Horizonts stürzt die gesamte Masse übrigens unaufhaltsam weiter zusammen. Bei ihrer Kompression zu immer größerer Dichte wird irgendwann die Beschreibung der Raumzeit durch Einsteins Theorie immer ungenauer und schließlich ungültig, denn auch ein anfangs großer, ausgedehnter Stern wird dann in gewissem Sinne zu einem Quantenobjekt. Schließlich - so vermuten die Physiker - wird auch die Beschreibung der klassischen Raumzeit als ein Kontinuum, in dem beliebig kleine Abstände zwischen zwei Punkten möglich sind, nicht weiter gelten. Sie muss irgendwann in eine quantisierte Struktur, vielleicht mit einer fundamentalen, kleinsten Länge übergehen.

 


aus  Notizen  zu:

Über Schwarze Löcher


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