Warum Einsteins Theorie im Zentrum Schwarzer Löcher versagt
 
 
Wie genau lässt sich in Streuexperimenten die Position einzelner Teilchen bestimmen?

 
Die Quantenmechanik — ja selbst Heisenbergs Unbestimmtheitsrelation — setzen der Genauigkeit solcher Beobachtung keine Grenzen. Unter Mit­berücksichtigung der Gravitations­kraft allerdings, stellt sich das schnell ganz anders dar.
 
Betrachten wir dazu ein Experiment, in dem z.B. zwei Elementarteilchen miteinander kollidieren:
 
Kommen sich die beiden Teilchen sehr nahe, so wird unterhalb eines bestimmten Abstands die Gravitationskraft stärker sein als alle anderen Kräfte.
Schlimmer noch: Bei hinreichend kleinem Abstand A_min werden die beiden Teilchen zu einem Schwarzen Loch verschmelzen.
 
Dies gilt für Teilchen jeder Art, also z.B. auch für Photonen oder Gravitationswellen.

 
Damit ist A_min der kleinste Abstand, den ein Teilchenbeschleuniger noch aufzulösen gestattet.
 
Versucht man, die Energie noch weiter zu erhöhen, so wird das erzeugte Schwarze Loch größer — da es dann ja mehr Energie besitzt —, und sein Ereignishorizont wächst an. Dadurch aber wird die bestmögliche Ortsauflösung, die wir erzielen können, sogar wieder schlechter.
 
Dieses Verhalt steht nicht im Widerspruch zur Quantenmechanik, zeigt uns aber, dass wir bei sehr kleinen Abständen unsere Vorstellung von Raum und Zeit neu formulieren müssen. Dies zu tun wurde die Theorie der Quantengravitation geschaffen.
 
 
Zunächst aber ist interessant, wie klein die Abstandsgrenze A_min denn nun eigentlich ist.
 
Dazu betrachtet man die Situation, in der die gravitative Anziehung zwischen zwei Elektronen ebenso groß wird wie die sie von einander abstoßende elektromagnetische Kraft.
 
Auflösung der entsprechenden Gleichung liefert die Plancksche Energie E_Planck und die dazu äquivalente Plancksche Masse
 
M_Planck  =  2.176 • 10^-8 kg
 
Dies ist eine relativ große Masse, die 10¹⁶ mal so groß wie die des top-Quarks, des schwersten Elementarteilchen. Noch anschaulicher: Ein Floh wiegt ungefähr 4000 Planckmassen. Um ein Elementarteilchen auf diese riesige Energie zu beschleunigen, wäre ein Ringbeschleuniger mit dem Durchmesser unseres Sonnensystems notwendig.
 
Da Energie und Länge i.W. zueinander invers proportional sind, gibt es im Einheitensystem von Max Planck auch die Plancksche Länge
 
L_Planck  =  1.6 • 10^-35 Meter
 
 
Dies ist ein extrem kurzer Abstand: Die uns bekannte Welt des Standardmodells der Elementarteilchenphysik spielt sich bei 10¹⁶ mal so großen Abständen ab.
 
Zur Planckschen Länge gehört schließlich noch die Plancksche Zeit
 
t_Planck  =  5.4 • 10^-44 sec
 
das besondere an diesen 3 Planckschen Größen ist, dass sie gerade Ausdehnung und Energiedichte unseres Universums zum Zeitpunkt des Urknalls beschreiben.
 
Insbesondere lässt sich der Urknall mit Hilfe von Einsteins Theorie zeitlich nicht genauer als durch t_Planck eingrenzen.
 
Man kann lediglich noch die Temperatur angeben, die beim Urknall geherrscht haben muss. Man nennt sie die Plancksche Temperatur:
 
T_Planck  =  1.4 • 10³² Kelvin
 
 
Die Planckschen Größen markieren die Grenzen der Anwendbarkeit der Allgemeinen Relativitätstheorie. Sie muss jenseits dieser Grenzen als undefiniert gelten, da dort die Wirkung von Quanteneffekten den Einfluss der Gravitationskraft als vergleichsweise unbedeutend dastehen lässt.
 
Theorien, die speziell diese Lücke zu schließen versuchen, nennt man
 
 
Quantengravitation
 
 
Da Raum und Zeit in der Quantengravitation diskret sind, erwartet man, dass die Singularitäten der Einsteinschen Theorie dort nicht mehr gegeben sein werden.
 
Die kanonische Theorie der Quantengravitation — auch Schleifen-Quanten-Gravitation genannt — wurde in den 90-er Jahren entwickelt.

 
Sie wird kanonisch genannt, da man annimmt, dass unter ihr die Metrik von Raum und Zeit wohldefinierte Quanteneigenschaften hat und die Ortskoordinate — ganz wie in der normalen Quantenmechanik — der Heisenbergschen Unschärfe-Relation gehorcht.
 
Sie führt zu einer diskreten, schaumartigen Raumzeit, ohne dass man hierfür die Einsteinsche Theorie fundamental abändern müsste.
 
Die "Schleifen" der Theorie sind gravitative Kraftlinien analog den elektromagnetischen (durch Faraday entdeckten).

 
Die Schleifen-Quanten-Gravitation sagt die Existenz von Raumzeitatomen voraus, welche ein dichtes, sich ständig wandelndes Gewebe darstellen. Das Quanten-Vakuum besteht aus der paarweisen Erzeugung und Vernichtung solcher Raumzeitatome. Somit sind Raum und Zeit in dieser Theorie keine vorgegebenen Größen: Sie ergeben sich aus dem quantenmechanischen Verhalten des Quanten-Vakuums.
 
 
Der Schleifen-Quanten-Gravitation zufolge sollten weder der Urknall noch die Schwarzen Löcher singulär sein, denn die Lösungen der Gleichungen dieser Theorie weisen keinerlei Unendlichkeiten auf.
 
Und tatsächlich hat Martin Bojowald 2008 ein sehr einfaches Modell vorgeschlagen, welches den Urknall durch einen sog. » bounce « ersetzt. In diesem Modell zieht das Universum sich unter dem Einfluss der Gravitation erst zusammen bis hin zu einem Punkt, an dem seine Dichte so groß wird, dass die Quanteneigenschaft der Gravitation zu einer abstoßenden Kraftkomponente führt. Dies sei dann der Augenblick des » bounce « (des Urknalls also, der so zu einer Folge der zuvor stattge­fundenen Implosion wird). Die darauf folgende Ausdehnung, so zeigt die Theorie, wird durch Quanteneffekte verursacht.
 
In Bojowalds Version der Schleifen-Quanten-Gravitation gibt es deswegen eine Zeit vor dem Urknall.
 
 
 
Quelle: Dieter Lüst: Quantenfische, DTV 2014, S. 226-232

 

 

 
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.

 

 

 
Raum und Zeit im Schwarzen Loch
 
 
In populärwissenschaftlichen Büchern und Schriften, die Schwarze Löcher erklären (z.B. auf Seite 114 in Gerhard Börner: Schöpfung ohne Schöpfer?) wird auch von Physikern oft behauptet, dass im Inneren eines Schwarzen Lochs Zeit und Raum ihre Rollen tauschen würden.
 
Diese Erklärung allerdings ist allzu grob und sollte nicht ernst genommen werden (wie ja wenigstens im letzten Abschnitt der Seite Einstein Online: Space and Time inside a Black Hole angedeutet wird).
 
 
Was genau passiert, kann viel besser so beschrieben werden:
 
Man kann sich jedes Schwarze Loch vorstellen wie einen unendlich tiefen Trichter in der Raumzeit. Objekte, die hineingeraten rutschen sozusagen die Innenwand des Trichters hinunter und verlieren — sofort nach Überschreiten der Linie, die den Schwarzschild-Horizont des Lochs darstellt — jede Möglichkeit zurückzukehren, denn ab da verliert der Raum zunehmend deutlicher seine Eigenschaft, in mehr als nur einer Richtung durchquerbar zu sein.
 
Er bekommt also eine Eigenschaft, die anderswo nur die Zeit hat.
 
Schuld daran sind Gezeitenkräfte, die mit zunehmender Tiefe im Trichter schnell stärker werden und schon ab dem Schwarzschild-Radius keine Umkehr, ja bald sogar kein sich Umdrehen mehr erlauben.

 
 

 
 
Nach H.G. Klug:
 
Der rot eingezeichnete Kreis markiert die Lage des Schwarzschild-Radius.
 
Von außen in den schwarzen Bereich hineinzusehen ist umöglich.
 
 
Note: Dieses Bild vergleicht die 4-dimensionale Raumzeit mit der 2-dimensionalen Oberfläche einer aus Gummi bestehenden Membran.
 
Mulden und Trichter darin sind Orte, an denen sich Masse, bzw. extrem viel Energie konzentriert.
 
Treffender als der Künstler A.H. Klug hat das bisher niemand darstellen können.
 
 
 
Wichtig: Als Zentrum des Schwarzen Lochs bezeichnet man die Spitze des Trichters,
also NICHT den Mittelpunkt des kugelförmigen Horizonts des Schwarzen Lochs, der in der Zeichnung dem dort rot eingezeichneten Kreis entspricht.
 
 
 
Interessant auch:
 
Je geringer der Radius eines Schwarzschild-Horizonts, desto größer ist die Schwerkraft auf dem Horizont. Daraus folgt, dass ein Loch mit nur wenigen Sonnenmassen schon außerhalb seines Horizonts dort befindliche Objekte zu spaghettifizieren beginnt: Schon dort nimmt die Stärke der Schwerkraft mit jedem Meter näher am Horizont so dramatisch zu, dass ein Mensch dort zerrissen würde.
 
Nur bei riesigen Schwarzen Löchern — bei solchen mit Millionen Sonnenmassen — unterscheiden sich die Tidenkräfte kurz außerhalb und kurz innerhalb des Horizonts kaum von einander.
 
Wenn man also davon spricht, dass für einen Raumfahrer beim Fall ins Schwarze Loch nichts besonderes passiert, so ist das — was die Tidenkräfte betrifft — eine recht relative Aussage: Ob er schon weit vor dem Horizont oder erst weit im Loch zerrissen wird, hängt davon ab, wie massereich das Loch ist. Irgendwo auf dem Weg hin zum Zentrum wird der Raumfahrer aber auf jeden Fall zerlegt werden.
 
Es wird so auch klar, dass niemand unbeschadet ein Wurmloch durchqueren kann.
 
 
 
Für einen Körper der Masse M ist
 
R = 2GM/c²   sein Schwarzschild-Radius   und   V = 4πR³/3   sein Schwarzschild-Volumen.
 
Somit ist die durchschnittliche Dichte innerhalb des Horizonts proportional zu 1/M².

 

 

 
Steven Hawking ist überzeugt:

Weiße und Schwarze Löcher sind ein und dasselbe
 
 
Penrose aber denkt: Es gibt keine Weißen Löcher.
 
 
Tatsache ist: Bisher kennt nur die Theorie Weiße Löcher:
 
Es handelt sich dabei im Prinzip um "zeitumgekehrte" Versionen Schwarzer Löcher, d.h. um Bereiche der Raumzeit, in die nichts von außen hineingelangen, aber aus denen Materie und Licht entkommen kann. Es sind rein hypothetische, mathematische Lösungen der Gleichungen von Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie. Man kennt bisher keinen physikalischen Prozess, durch den ein Weißes Loch entstehen könnte.
 

Hawking ( 1996 im Streitgespräch mit Penrose ):

 
Ich habe in meinen Vorträgen bereits dargelegt, warum meiner Meinung nach der Keine-Rand-Vorschlag den beobachteten Zeitpfeil in der Kosmologie ohne CPT-Verletzung erklären kann.
 
Nun werde ich erläutern, warum ich im Gegensatz zu Roger [Penrose] meine, dass es auch bei Schwarzen Löchern keine zeitliche Asymmetrie gibt.
 
In der klassischen ART wird ein Schwarzes Loch als ein Gebiet definiert, in das Objekte zwar eindringen, dann aber nicht mehr herauskommen können.
 
Warum, so mag man sich fragen, gibt es anscheinend keine Weißen Löcher: Gebiete also, aus denen Objekte kommen, dann aber nicht mehr hineingelangen können? Meine Antwort lautet, dass Schwarze und Weiße Löcher zwar sehr verschieden sind aus Sicht klassischer Theorie, aus Sicht der Quantentheorie aber doch ein und dasselbe darstellen.
 
Schwarze Löcher können emittieren, Weiße vermutlich absorbieren.
 
Ich schlage vor, dass wir ein Gebiet als Schwarzes Loch bezeichnen, wenn es groß [massereich] ist und nicht viel emittieren kann. Andererseits verhält sich ein kleines Loch, das große Mengen an Quantenstrahlung [ sog. Hawking-Strahlung ] aussendet, doch gerade so, wie wir es von einem Weißen Loch erwarten würden.
 
...
 
Schließlich will ich zu meiner Behauptung Stellung nehmen, dass Schwarze und Weiße Löcher ein und dasselbe seien:
 
Roger brachte den Einwand vor, dass die entsprechenden [ die Löcher beschreibenden ] Carter-Penrose-Diagramme sehr verschieden sind. Dem stimme ich zu, doch meine ich, dass sie nur ein klassisches Bild darstellen. Ich behaupte, dass in der Quantentheorie Schwarze und Weiße Löcher für einen äußeren Beobachter identisch sind.
 
Was gilt, so könnte Roger einwenden, für jemanden, der in ein Loch fällt? Würde er oder sie das Carter-Penrose-Diagramm des Loches wahrnehmen?
 
Ich sehe den Schwachpunkt dieses Arguments darin, dass angenommen wird, es gebe — wie in der klassischen Theorie — nur eine einzige Metrik.
 
In der Quantentheorie aber muss man ein Pfadintegral über alle möglichen Metriken ausführen [ der Unschärferelation wegen? ]. Nun ergeben sich aber für unterschiedliche Fragestellungen unterschiedliche Sattelpunktsmetriken. Insbesondere werden sich jene für die Fragestellung eines äußeren Beobachters von denen eines ins Loch fallenden Beobachters unterscheiden.
 
Auch dass das Schwarze Loch einen Beobachter ausstößt, ist möglich (wenn auch nur mit extrem kleiner Wahrscheinlichkeit). Vermutlich entspräche die Sattelpunktsmetrik für einen solchen Beobachter dem Carter-Penrose-Diagramm eines Weißen Lochs.
 
Meine Behauptung, dass Weiße und Schwarze Löcher ein und dasselbe sind, ist demnach in sich konsistent.
 
Es handelt sich um die einzige Möglichkeit, die Quantengravitation CPT-invariant zu machen.
 

 
 
Quelle: Hawking und Penrose: Raum und Zeit, Rowohlt 1998 (hier als eBook), Seite 169-170 und 182-183
 
Titel der Originalausgabe: The Nature of Space and Time, Princeton University Press (1996)

 

 

 
Wie man Schwarze Löcher entdecken und beobachten kann
 
 
Es gibt hierfür mindestens 3 Wege:

 

• Schwarze Löcher emittieren — die extrem schwache Hawking-Strahlung ausgenommen — kein Licht. Wenn sie jedoch Materie aufsammeln, wird die bei ihrem Fall ins Loch stark aufgeheizt. Diese Wärmestrahlung kann registriert werden.
   
   
• Absuchen des Himmels nach Röntgenlichcht hat Hinweise auf die Existenz von Doppelsternsystemen erbracht, in denen ein sichtbarer Stern und eine kompakte Röntgenquelle einander umkreisen. In einigen dieser Fälle kam man zum Schluss, dass die Röntgenquelle ein Schwarzes Loch sein müsse. Diese Folgerung beruht auf Schätzungen der Masse, die möglich sind, wenn das System mit Hilfe der periodischen Schwankungen der optischen und der Röntgenstrahlung genau vermessen wird. Stellt sich dabei heraus, dass die Masse der Röntgenquelle deutlich größer als die maximal mögliche Masse eines Neutronenstern ist, so muss es sich um ein Schwarzes Loch handeln.
   
  Berühmtester Kandidat hierfür ist der Röntgenstern Cygnus X-1, der 9 bis 16 Mal so schwer wie unsere Sonne ist.
   
   
• Genaue Beobachtung der Zentren aktiver Galaxien zeigt, dass sich dort i.A. hohe Konzentrationen von Masse und Energie in relativ kleinen Regionen sehr schnell bewegen.
   
  Schönes Beispiel ist die Galaxie M87. In ihrem inneren Bereich — Durchmesser etwa 500 Lichtjahre — findet sich eine Gasansammlung, die mit einer Geschwindigkeit von etwa 750 km/s rotiert. Diese schnelle Rotation lässt sich am plausibelsten als Bewegung um ein Schwarzes Loch von etwa 10⁹ Sonnenmassen deuten.
   
  Sogar im Zentrum unserer Milchstraße scheint es ein Schwarzes Loch zu geben: Messungen im infroroten Spektralbereich ergaben nämlich, dass die Sternbewegungen innerhalb eines Radius von 0,3 Lichtjahren durch eine Masse von etwa 10⁶ Sonnenmassen beeinflusst werden. Die Annahme, dass es sich dabei um ein Schwarzes Loch handelt, liegt nahe, denn jede andere denkbare Konfiguration wäre instabil und würde sich in wenigen Millionen Jahren ohnehin zu einem Schwarzen Loch entwickeln.

 
Quelle: Gerhard Börner: Schöpfung ohne Schöpfer? (2006), S. 109-110

 

 

 
Wirkung und Schicksal Schwarzer Löcher
 
 
Man geht heute davon aus, dass sich im Zentrum jeder nicht allzu kleinen Galaxis ein Schwarzes Loch findet.
 
Das im Zentrum der Milchstraße heißt Sagittarius A^* ( kurz: Sgr A^* ).
 

Uteausmuenchen, Experte für Astrophysik auf gutefrage.net, schrieb (2016):

 
Nein, das Schwarze Loch in der Mitte der Milchstraße hält die Milchstraße nicht zusammen. Das macht die Schwerkraft der 100 Milliarden Sterne in der Milchstraße vermehrt um die der Dunklen Materie. Im Vergleich dazu ist die Masse von Sgr A^* von gut 4 Millionen Sonnenmassen nicht die dominante Masse in der Milchstraße.
 
Schwarze Löcher sind auch keine Staubsauger. So ein Loch schluckt nur, was ihm zu nahe kommt. In seiner unmittelbaren Umgebung verlieren die Sterne wegen der hohen Gasdichte Bewegungsenergie und nähern sich deshalb allmählich dem Ereignishorizont des Schwarzen Loches an.
 
Im Moment und noch für einige Zeit muss Sgr A^* hungern, da derzeit kein Stern nahe genug an seinem Ereignishorizont ist. Genauer:

Messungen im Röntgenbereich haben, dass Sgr A^* neben noch aktiven Sternen auch von bis zu 20.000 Neutronensternen und kleineren Schwarzen Löchern im Abstand von bis zu 70 Lichtjahren umkreist wird. Man geht davon aus, dass alle paar Millionen Jahre eines dieser Objekte der zentralen Gravitationsfalle zu nahe kommt und dann von dieser wirklich verschluckt wird. Lies auch, wie uteausmuenchen erklärt, warum alles darauf hindeutet, dass im Bereich SGR A tatsächlich ein Schwarzes Loch Sgr A^* existiert:

 

 
 
Theoretisch, wenn das Universum sehr, sehr, sehr, sehr ..... sehr lange besteht, dann, ja dann könnte Sgr A* die Milchstraße irgendwann ganz verschlungen haben. Möglicherweise, denn Vorhersagen über solche Zeiträume sind entsprechend ungenau.
 
Im Falle des Big Freeze — dem allmählichen Auskühlen des Universums — hätte das Universum diese Zeit.
Schätzungen zufolge würden die Schwarzen Löcher dann in grob 10¹⁰²⁶ bis 10¹⁰⁷⁶ Jahren ihre Galaxien verschlungen haben.
 
Bis derart vollgefressene Schwarze Löcher — ihrer sog. Hawking-Strahlung wegen — verdampft sind, vergeht dann zusätzlich noch ein Vielfaches dieser Zeit.
 
Die Sonne existiert noch rund 5 Milliarden Jahre, das ist eine 5 mit 9 statt mit 10²⁶ Nullen.
 

 
Mehr zu SGR A^* findet sich auf Seite 19 von Gerhard Graw: 2004 wurde nachgewiesen, dass SGR A^* zu 4,31 Mio Sonnenmassen äquivalent ist.
 

 
Schwarze Löcher sind keineswegs selten
 
Man geht heute davon aus, dass es im All vor Schwarzen Löchern nur so wimmelt:
 
2004 etwa hat man gleich neben Sagittarius A eine zweites, kleineres Schwarzes Loch entdeckt: IRS 13E.
 
Im Januar 2005 wurden mit Hilfe von Chandra, einem Röntgen-Teleskop-Satelliten, Helligkeitsausbrüche in der Nähe von Sagittarius A beobachtet, die darauf schließen lassen, dass dieses supermassive zentrale Schwarze Loch in einem Umkreis von etwa 70 Lichtjahren von sogar tausenden Schwarzer Löcher umkreist wird (man spricht von 10 bis 20 Tausend).
 
Das bisher kleinste Schwarze Loch — nur etwa 3,3 Sonnenmassen schwer — war in 2019 entdeckt worden, da es umkreist wird von einen sog. roten Riesen.
 
Das bisher größte bekannte Schwarze Loch (auch entdeckt in 2019) ist etwa 40 Milliarden Sonnenmassen schwer.

 

 

 
Zur Sternendichte im Zentrum der Milchstraße
 
 
Im Zentrum unserer Milchstrße findet sich Sagittariis A* — ein gut 4 Millionen Sonnenmassen schweres Schwarzes Loch.
 
Dennoch ist es im Herz unserer Milchstraße (der Umgebung Sagittariis A*) nicht finster, ganz im Gegenteil:

Wäre man dort, wäre der Himmel "unfassbar hell", sagt Tuan Do, ein noch junger Astronomieprofessor aus Los Angeles.
Er arbeitet seit Jahren eng mit Andrea Ghez zusammen, die 2020 zusammen mit Reinhard Genzel und Roger Penrose den Nobelpreis bekam.
 
Die Helligkeit des Himmels um Sagittarius A* veranschaulicht Do im Vergleich zu unserer Nachbarschaft:
Der unserem Sonnensystem nächste Stern, Proxima Centauri, ist rund vier Lichtjahre entfernt, so dass das der Radius einer kugelförmigen Regium um uns herum ist, in der sich als Stern nur unsere Sonne findet. "Im Zentrum der Galaxie aber gibt es im selben Volumen etwa eine Million Sterne", erklärt Do.

 
Note: Der Blick in dieses Zentrum unserer Milchstraße erforderte eine technische Meisterleistung und jahrzehntelange Fleißarbeit. Von der Erde aus gesehen, liegt es hinter einem dichten Schleier aus Gas und Staub, denn unser blauer Planet befindet sich im äußeren Bereich, auf einem Spiralarm der Milchstraße.
 
Das bisher größte bekannte Schwarze Loch — entdeckt 2019 — ist mit etwa 40 Milliarden Sonnenmassen gut 4000 Mal schwerer als Sagittarius A* (und hat daher, wie Do sagt, selbst schon den Durchmesser einer kleinen Galaxie) [ Pressebericht dazu ].
 
Allerdings enthält auch der Quasar (ein aktiver Galaxienkern) TON 618 eines der massivsten bekannten Schwarzen Löcher. Seine Masse wird auf 66 Milliarden Mal mehr als jene der Sonne geschätzt und führt daher eigentlich die Rangliste dieser Entdeckungen an.
 
 
Nebenbei noch: Wie unglaublich genau und zuverlässig Astrophysiker heute selbst noch Raumzeitverwirbelung messen können, zeigen Berichte zweier zu einander konkurrierender Teams [A] und [B].
 
In [A] liest man: Die Stanford-Forscher maßen eine Abweichung der Gyroskope um 0,000011 Grad, was in etwa der Breite eines menschlichen Haars betrachtet aus einer Entfernung von 400 Metern entspreche.
 
Die Messergebnisse, über die hier berichtet wird, so sagen die Forscher, bestätigen mit einer Genauigkeit von 99% entsprechende Vorhersagen von Einsteins Theorie.
 
Dass Einsteins Feldgleichung — Mathematik also — selbst so kleine Differenzen somit noch mit vergleichbarer Genauigkeit voraussagt, wie wir sie messen können, kann nur als Wunder bezeichnet werden. Es scheint mir guter Beleg dafür zu sein, dass letzlich auch alles durch Physik Betrachtbare durch reinen Geist (= mathematische Zusammenhänge) gesteuert wird.

 

 

 
Schwarze Löcher können rotieren und pulsieren
 
 
Der Horizont nicht rotierender Schwarze Löcher hat exakt die Form einer Kugel. Wenn sie aber rotieren, erzeugen sie nicht nur einen Strudel im Raum, sondern auch eine Verzerrung ihres Horizonts (ähnlich der Verzerrung der Erdoberfläche aufgrund der Rotation der Erde. Zentrifugalkräfte wölben den Äquator der Erde gegenüber den Polen um 22 km nach außen): Der Horizont bekommt dann die Form eines Ellipsoids.
 
Kein Schwarzes Loch kann beliebig schnell rotieren: Seine maximale Rotationsgeschwindigkeit ist dadurch gegeben, dass sie auf dem Ereignishorizont stets kleiner als die Lichtgeschwindigkeit sein muss.
 
So benötigt z.B. ein Schwarzes Loch mit der Masse unserer Sonne wenigstens 0,62 Microsekunden für eine Umdrehung. Ein 1000 Mal so schweres Scwarzes Loch hätte einen 1000-fach größeren Umfang, würde also mindestens 62 sec für eine Umdrehung benötigen.
 
 
1971 hatten Comutersimulationen ebenso wie andere Rechnungen gezeigt, das die Raumzeit sich in naher Umgebung rotierender Schwarzer Löcher kräuselt. Man hat diese Kräuselung interpretiert als Gravitationswellen, sah dann aber, dass diese hin und her wogenden Kräuselungen sich auch als ein Pulsieren des Lochs auffassen lassen — als Schwingungen seines Ereignishorizonts.
 
Da Glocken und Sterne natürliche Eigenfrequenzen haben, mit denen sie bevorzugt schwingen, hat man sich gefragt, ob das nicht vielleicht auch für Schwarze Löcher gilt. Und in der Tat: Computersimulation bewies, dass das so ist.
 
Wenn ein schlecht ausgewuchteter Autoreifen sich zunehmend schnell dreht, entzieht die hierbei entstehende Vibration seiner Drehbewegung Energie. Hierdurch wird die Vibration stärker, und im Extremfall kann der reifen sich losreißen. Physiker bezeichnen dieses Phänomen als » instabile Vibration «.
 
Da man sich einer ähnlichen Erscheinung bei rotierenden Sternen bewusst war, dachte man zunächst, auch der Drehbewegung eines Schwarzen Lochs könne so Energie entzogen werden bis hin zu dem Ausmaß, dass das Loch schließlich zerbersten könnte.
 
Wie Rechnungen und Computersimulation dann aber gezeigt haben, ist das nicht der Fall. Es gilt vielmehr: Ganz gleich, wie schnell ein Schwarzes Loch rotiert, seine pulsierende Bewegung bleibt stabil und klingt langsam ab: Zwar entziehen die Schwingungen dem Loch in der Tat Rotationsenergie, doch sie strahlen auch Energie in Form von Gravitationswellen ab. Die Rate, mit der sie Energie ausstrahlen ist jedoch stets größer als die, mit der sie Energie aus der Rotation des Lochs gewinnen.
 
Ihr Pulsieren wird deswegen ständig schwächer, so dass ein Schwarzes Loch durch sein Pulsieren niemals entzweigerissen werden kann.

 
 
Quelle: Kip S. Thorne: Gekrümmter Raum und verbogene Zeit (1995), S. 335-338

 

 

 
Extrem kleine Schwarze Löcher in großer Zahl

kann es heute nicht geben
 
 
Je größer ein Schwarzes Loch ist, desto geringer sind seine Temperatur und seine Hawking-Strahlung und desto langsamer wird es verdampfen.
 
Seine Lebensdauer ist proportional zur 3-ten Potenz seiner Masse.
 
Nach Rechnungen aus 1975 beträgt die Lebensdauer eines Schwarzen Lochs mit doppelter Sonnenmasse etwa 10⁶⁷ Jahre.
 
Beides zusammen zeigt uns, dass im Urknall entstandene Schwarze Löcher (sog. primordiale – urzeitliche –) nur dann heute noch existieren können, wenn sie damals mindestens die Masse eines mittelgroßen Berges hatten.
 
Derart kleine Schwarze Löcher können im heutigen Universum nicht entstehen, da der Entartungsdruck sowie der Druck aufgrund von Kernreaktionen den Gravitationskollaps solch kleiner Massen verhindern. Sie könnten aber im Urknall entstanden sein, da alle Materie damals einem Druck unterworfen war, der den im Inneren eines heutigen Sterns bei weitem übertraf.
 
Rechnungen — durchgeführt von Hawking und unabhängig davon seitens russischer Wissenschaftler — zeigen, dass winzige Klumpen in der aus dem Urknall entstandenen Materie kleine Schwarze Löcher gebildet haben könnten, wenn die Zustandsgleichung dieser Klumpen » weich « war, d.h. wenn der Druck bei Volumenverminderung nur langsam anstieg.
 
Wenn solche Klumpen dann nämlich durch sie umgebende Materie stark komprimiert wurden, könnten sie zu Schwarzen Löchern geworden sein (eine Vorgang, der vergleichbar wäre mit dem Entstehen von Diamanten, wenn gewaltige Kräfte Kohlenstoff zusammen drücken).
 
 
Heute noch existierende primordiale Schwarze Löcher müssten in hohem Maße Teilchen abdampfen — Teilchen jeder Art, also z.B. auch Gammastrahlung (d.h. hochenergetische Photonen, die auf zufälligen Bahnen den Raum durchqueren).
 
Solche Gammastrahlung existiert, doch lässt sie sich in der beobachteten Intensität durch andere Prozesse erklären. Da also nicht mehr beobachtet wird, folgt aus Rechnungen von Hawking und Page, dass jedes Kubik-Lichtjahr unseres Universums höchstens 300 heute noch nicht verdampfter primordialer Schwarzer Löcher enthalten kann.
 
 

Quelle: Kip S. Thorne: Gekrümmter Raum und verbogene Zeit (1994), S. 512-513

 

 

 
Wie stark strahlen Schwarze Löcher?
 
 
Hawking wurde bekannt durch seine Entdeckung, dass auch Schwarze Löcher Strahlung, ja sogar Materie abgeben, sozusagen "verdampfen".
 
Ein Schwarzes Loch mit n-facher Sonnenmasse wird in 10⁶⁴n³ Jahren verdampft sein.

Hawking schrieb dazu (1977 im Scientific American):

 
Inzwischen ist die mathematische Evidenz dafür, dass Schwarze Löcher thermisch emittieren können, durch einige andere Forscher mittels verschiedenster Verfahren bestätigt worden. Ich will nur eine Möglichkeit beschreiben, wie man sich das erklären kann:
 
Die Quantenmechanik sagt, dass der Raum mit Paaren virtueller Teilchen erfüllt ist, die ständig paarweise entstehen (als Teilchen und ihm zugeordnetes Antiteilchen), um sich dann aber schnell wieder – durch Zusammenkommen – gegenseitig zu vernichten. Man kann sie nicht direkt, einzeln also, beobachten, wohl aber über indirekte Effekte messen (die sog. Lamb-Verschiebung, welche sie im Lichtspektrum angeregter Wasserstoffatome hervorrufen, bestätigt ihre Existenz).
 
In Gegenwart eines Schwarzen Lochs kann nun ein Partner so eines Paares virtueller Teilchen ins Loch fallen. Das im Stich gelasse Teilchen oder Antiteilchen kann ihm entweder folgen oder kann ins Unendliche entwichen, wo es dann den Eindruck hervorruft, es sei vom Schwarzen Loch emittierte Strahlung.
 
Dieser Prozess lässt sich aber auch so verstehen, dass der ins Schwarze Loch fallende Partner – nehmen wir an, das Antiteilchen – in Wirklichkeit ein Teilchen ist, das sich in der Zeit rückwärts bewegt, also aus dem Schwarzen Loch herauskommt. Wenn es den Punkt erreicht, an dem sich das Paar ursprünglich materialisiert hat, wird es vom Gravitationsfeld gestreut, so dass es sich nun vorwärts durch die Zeit bewegt.
 
So ist es nach der Quantenmechanik einem Teilchen möglich, aus dem Inneren eines Schwarzen Lochs zu entweichen – etwas, das die klassische Mechanik nicht zulässt. Die Atom- und Kernphysik kennt noch viele andere Situationen, in denen es eine Art Barriere gibt, die nach klassischen Prinzipien für Teilchen undurchdringlich ist, welche sie dank quantenmechanischer Prinzipien aber dennoch durchtunneln können.
 
Die Dicke der Barriere um ein Schwarzes Loch ist proportional zu seiner Größe, so dass ein massereiches Schwarzes Loch nur wenig, ein extrem kleines aber sehr stark strahlen kann:

 

• Ein Schwarzes Loch mit Sonnenmasse hat eine Temperatur von nur etwa 10^-7 Kelvin,
   
• eines mit etwa einer Milliarde Tonnen — d.h. ein urzeitliches Schwarzes Loch von etwa der Größe eines Protons — aber hat eine Temperatur von etwa 120 Milliarden Kelvin. Es ist deswegen in der Lage, Elektron-Positron-Paare und masselose Teilchen zu erschaffen, beispielsweise Photonen, Neutrinos und Gravitonen und würde Energie so viel freisetzen wie etwa 6 große Kernkraftwerke zusammen.

Solcher Teilchenemission wegen verliert ein Schwarzes Loch ständig an Masse und Größe, wird sich also irgendwann verflüchtigen.
 
Bei großen Schwarzen Löchern wird dieser Prozess sehr viel Zeit in Anspruch nehmen — etwa 10⁶⁶ Jahre, falls so ein Loch Sonnenmasse hat.
 
Je kleiner das Loch wird, desto mehr beschleunigt sich der Verdampfungsprozess, und so sollten urzeitliche Schwarze Löcher von [ damals? ] Protonengröße sich heute fast völlig aufgelöst haben. Sie müssten jetzt harte Gammastrahlen von etwa 100 Mio eV emittieren.
 
Nach Berechnungen von Don N. Page, die auf Messungen des kosmischen Gammastrahlenhintergrunds durch den Satelliten SAS-2 beruhen, sollte die durchschnittliche Dichte urzeitlicher (man sagt: primordaler) Schwarzer Löcher heute bei etwa 200 pro Kubiklichtjahr liegen, so dass das der Erde nächstgelege von uns etwa so weit entfernt sein könnte wie Pluto.
 
Das letzte Stadium der Auflösung eines Schwarzen Lochs würde sich so rasch vollziehen, dass es in einer gewaltigen Explosion mündet. Wie stark sie sein würde, hinge ab von der Zahl der vorhandenen Elementarteilchen-Familien:

 

• Bestünden alle Teilchen aus — wie wir heute (1977) annehmen — sechs Arten von Quarks, würde die abschließende Explosion ein Energieäquivalent von etwa 10 Mio Wasserstoffbomben zu je einer Megatonne aufweisen.
   
• Andererseits hat Rolf Hagedorn (CERN) eine Theorie vorgeschlagen, derzufolge es unendliche viele Familien von Elementarteilchen mit immer größerer Masse geben muss. Während das Schwarze Loch dann also immer kleiner würde, würde es zunehmend mehr Elementarteilchen — und auch zunehmend mehr Arten von Elementarteilchen — emittieren und schließlich in einer Explosion enden, die womöglich 100 000 Mal heftiger sein könnte als die nach der Quark-Hypothese.

Und so könnte Beobachtung der Explosion eines Schwarzen Lochs sehr wichtige Information über die Physik der Elementarteilchen liefern — Information, die möglicherweise auf keinem anderen Weg zu beschaffen ist.
 
Ein vorläufiges Experiment von Neil A. Porter und Trevor C. Weekes (Dublin) deutet darauf hin, dass — wenn Hagedorns Theorie zutreffen sollte — es pro Jahrhundert und Kubiklichtjahr in unserer Region der Milchstraße ein bis zwei Explosionen Schwarzer Löcher geben könnte. Von ihnen ausgesandte Elektronen und Positronen würden eine Stoßwelle im elektrischen Feld verursachen: sog. Cherenkov-Strahlung, die von der Erde aus als Lichtblitz wahrnehmbar wäre.
 

 
Quelle: Stephen Hawking: Einsteins Traum, Expeditionen an die Grenze der Raumzeit, Rowohlt 1993, S. 104-110
 

Hawking erklärte dort weiter:

 
Die von einem Schwarzen Loch emittierten Quanten kommen aus einer Region heraus, die ein außen weilender Beobachter nur nach Masse, Drehimpuls und elektrischer Ladung kennen kann. Alle aus ihr kommenden Konfigurationen emittierter Teilchen, welche [ als Konfiguration ] gleiche Energie, gleichen Drehimpuls und gleiche Ladung haben, sind gleich wahrscheinlich. Tatsächlich könnte es sich dabei — allerdings nur mit ganz extrem geringer Wahrscheinlichkeit (d.h. nur rein theoretisch) — auch um einen Fernsehapparat oder Prousts Werke in 10 Lederbänden handeln. Die wahrscheinlichsten Konfigurationen aber entsprechen einer Emission mit nahezu thermischem Spektrum.
 
Prinzipiell gilt: Das Schwarze Loch wird vorzugweise Teilchen emittieren, deren Ladung das gleiche Vorzeichen hat wie seine eigene, wird also an Ladung verlieren. Gleiches gilt für Drehimpuls.
 
Das Schwarze Loch "erinnert sich" sozusagen an die elektrische Ladung, den Drehimpuls und die Masse der kollabierten Materie — aber an nichts sonst, da nur diese drei Größen an fernwirkende Felder gekoppelt sind: Ladung ans elektrische Feld, Masse und Drehimpuls ans Gravitationsfeld.
 
Experimente von Robert H. Dicke (Princeton) und Wladimir Braginskij (Moskau) deuten darauf hin, dass kein fernwirkendes Feld mit der Quanteneigenschaft Baryonenzahl verknüpft ist. Deshalb würde ein Schwarzes Loch, das seine Existenz dem Zusammensturz einer Ansammlung von Baryonen verdankt (Proton und Neutron gehören dazu) seine Baryonenzahl "vergessen" und somit Baryonen und Antibaryonen in gleicher Zahl abstrahlen. Durch sein Verdampfen würde es daher gegen eines der heiligsten Gesetze der Quantenphysik verstoßen: das Gesetz der Baryonenerhaltung. Es lautet: Wo in einem Quantenereignis Teilchen verschmelzen und neu entstehen, bleibt die Anzahl der Baryonen minus die Anzahl der Antibaryonen konstant. Gleichbedeutend damit ist, dass die Zahl der Baryonen erhalten bleibt [1].
 

 
 
Warum Schwarze Löcher umso stärker strahlen, je kleiner sie sind
 
Die Hawking-Temperatur, so schriebt Claus Kiefer, ist umgekehrt proportional zur Masse des Schwarzen Lochs.
 
Der Astrophysiker Günter Hasinger erklärt es so:

Hasinger in Das Schicksal des Universums, 2007, S. 207-208:

 

Hawking rechnete aus, dass

 

• die Wellenlänge der durch ihn entdeckten Strahlung stets in etwa so groß sein wird wie der Schwarzschild-Radius des Lochs:
   
  Der Grund hierfür: Bei einem wesentlich weniger oder wesentlich mehr Energie darstellenden Paar virtueller Teilchen ist es unwahrscheinlich, dass nur einer der beiden Partner ins Loch fällt.

Konsequenzen daraus:

 

• Je kleiner die Masse eines Schwarzen Lochs, desto energiereicher seine Hawking-Strahlung.
   
• Je größer ein Schwarzes Loch ist, desto länger lebt es: Ein Schwarzes Loch mit 1 Sonnenmasse etwa lebt 10⁶⁷ Jahre. Umgekehrt leben kleine Schwarze Löcher nur kurz und verdampfen schließlich in einem Gammablitz. Aus eben diesem Grund, können uns in Teilchenbeschleunigern oder in kosmischer Strahlung entstehende winzige Schwarze Löcher auch nicht gefährlich werden.
   
  Eines der wichtigen wissenschaftlichen Ziele am CERN ist mittlerweile der Nachweis der Hawking-Strahlung der im Beschleuniger künstlich erzeugten Schwarzen Löcher.
   
• Im heutigen Universum scheint es sehr kleine Schwarze Löcher kaum mehr zu geben — wir müssten sonst ihr Gammaleuchten sehen.
   

Claus Kiefer in Quantenkosmos (2008), S. 132:

 
Damit ein Schwarzes Loch nur noch 10 Mrd. Jahre benötigt, um ganz "verdampft" zu sein, muss es schon auf die Größe eines Atomkerns geschrumpft sein (und eine Masse von nur noch etwa 500 Mio Tonnen haben — das ist etwa die Masse eines kleinen Asteroiden).
 

 

 

 
Warum Physiker die Planck-Länge als untere Grenze
 
aller gerade noch Sinn machenden Abstandsangaben sehen
 
 
Der Physiker Gerhard Graw erklärt uns das in seinem Aufsatz Kosmologie, einfach auf Seite 20-21 wie folgt:

Gerhard Graw:

 
Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie kennt den Urknall nur als Singularität, in der alle Abstände zu Null schrumpfen. Diese mathematische Aussage widerstrebt dem physikalischen Denken. Wie kleine Abstände also kann man sich als gerade noch sinnvoll vorstellen?
 
Auch wenn wir noch keine Theorie haben, die Gravitation und Quantenmechanik vereinigt, kann man folgende Überlegung anstellen:
 
Heisenbergs Unschärferelation besagt, dass bei extremer Beschränkung des Raums der Impuls und damit die Energie sehr groß werden. Nun lässt sich aber jeder Masse (bzw. jeder Konzentration von Energie) ihr sog. Schwarzschild-Radius zuordnen. Wird er größer als die betrachtete Lokalisation, so diskutiert man eine Lokalisation innerhalb eines Schwarzen Lochs. Das aber ist von einem Standpunkt außerhalb des Lochs physikalisch sinnlos.
 
Daher also wird eine Länge von 10^-35 Meter, als kleinster, physikalisch gerade noch Sinn machender Wert für Abstandsangaben gesehen.
 

 
Andere Gesichtspunkte sind:

Leonard Sussind ( in Der Krieg um das Schwarze Loch, S. 248-250 ):

 
In den letzten Jahtren haben wir — die Elementarteilchen-Physiker — Beweise dafür gesammelt, dass die Maschinerie im Inneren von Teilchen nicht viel größer, aber auch nicht viel kleiner ist als die Plancklänge:
 
Nach gewohnter Vorstellung ist die Gravitationskraft im Vergleich zu elektromagnetischen und subnuklearen Kräften derart schwach, dass sie für das Verhalten von Elementarteilchen vollkommen irrelevant ist.
 
Auf Skalen kleiner oder gleich der Plancklänge allerdings übertrifft die Stärke der Gravitation zunehmend die der anderen drei Grundkräfte der Natur.
 
Es könnte deswegen im Bereich des Allerkleinsten — dort also, wo selbst noch Elektronen komplizierte Strukturen sind — die Gravitation die wichtigste aller Kräfte sein. Daher sollten auch Teilchenphysiker sich bemühen, die im Entstehen begriffene Theorie der Quantengravitation zu verstehen.
 
Interessant ist, dass selbst die Kosmologen nicht um eine Quantentheorie der Gravitation herumkommen: Es ist ja bekannt, dass das Universum früher weit größere Teilchendichte hatte als heute. Die Photonen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds etwa haben heute einen Abstand von etwa 1 cm, waren aber umso dichter gepackt, je weiter wir in die Vergangenheit zurückgehen. Es spricht einiges dafür, dass sie zur Zeit des Urknalls nicht weiter von einander entfernt waren als nur eine Plancklänge. Sollte das zutreffen, wären die damals wichtigsten Kräfte zwischen ihnen gravitativer Natur gewesen. Mit anderen Worten:
 
 
Eine Theorie der Quantengravitation ist für die Elementarteilchenphysik ebenso wichtg
 
wie für die Kosmologen, welche den Urknall zu verstehen versuchen.
 

 

 

 
Zum Schicksal Schwarzer Löcher

Rüdiger Vaas ( in Hawkings Kosmos einfach erklärt, 2011, S. 172-175 ):

 
Bekenstein konnte zeigen, dass die Entropie eines Schwarzen Lochs proportional zur Fläche seines Ereignishorizonts ist. Doch was Entropie hat, besitzt auch Temperatur und muss daher Wärme abgeben. Dies — so hat Hawking erkannt — bedeutet, dass selbst Schwarze Löcher nicht völlig schwarz sein können: Sie müssen Strahlung abgeben — wie wenig auch immer.
 
Hawkings Argumentation nach entzieht die Unschärferelation dem Gravitationsfeld eines Schwarzen Lochs Energie: Quanteneffekte an seinem Ereignishorizont sorgen dafür, dass Schwarze Löcher Energie abgeben — und zwar umso mehr, je kleiner und masseärmer sie sind. Ab einer hinreichend kleinen Größe explodieren sie dann förmlich.
 
Ihre Temperatur ist im Normalfall winzig — bei einem stellaren Schwarzen Loch beträgt sie noch nicht mal 10^-7 Kelvin —, doch wenn der Raum ständig expandiert und das Universum beliebig alt werden kann, werden irgendwann sämtliche Schwarzen Löcher tatsächlich verdampfen. Gegenwärtig allerdings gewinnen sie schon allein durch die kosmische Hintergrundstrahlung noch mehr dazu als sie verlieren.
 
Bis ein stellares Schwarzes Loch verdampft ist, dauert das etwa 10⁶⁶ Jahre. Für eines der besonders großen, wie sie sich im Zentrum von Galaxien finden, sogar bis zu 10¹⁰⁰ Jahre.
 
Nun lässt zwar das Ende gewöhnlicher Schwarzer Löcher ja noch lange auf sich warten, aber vielleicht kann man solche Explosionen dennoch schon heute beobachten: Hawking und andere halten es nämlich für möglich, dass Dichteschwankungen während des Urknalls kleine Schwarze Löcher geschaffen haben, die so klein waren, dass sie heute nahezu verdampft sein müssten (man nennt sie primordale Schwarze Löcher).
 
Einige von ihnen könnten noch heut durchs All schwadronieren und intensive Gammastrahlung abgeben. In der Größe eines Protons hätten sie eine Masse vergleichbar des des Mount Everest (fast 1 Mrd. Tonnen). Im Zuge ihrer Explosion freigesetzte Energie entspräche der Sprengkraft, welche der simultanen Detonation einiger Millonen Atombomben entspräche.
 
Gammastrahlen-Teleskope haben zwar noch keine solchen Blitze erspäht, aber vielleicht nur deswegen, weil sie relativ selten sein müssten: Man rechnet mit höchstens einem pro Jahrhundert und Kubik-Lichtjahr.
 

 

 

 
Können Schwarze Löcher Information exportieren?
 
Welche genau?
 
 
Hawkings Argumentation, dass Schwarze Löcher Strahlung abgeben und daher irgendwann "verdampft" sein werden, wird allgemein anerkannt und gilt — obgleich experimentell noch nicht nachgewiesen — als eine der wichtigsten Erkenntnisse Theoretischer Physik.
 
Doch steht seitdem die Frage im Raum, ob — und wenn ja, in welchem Sinne genau — das Verdampfen Schwarzer Löcher Information zerstört.
 
Hawking selbst war ursprünglich der Meinung, die von ihm entdeckte Strahlung sei zu 100% thermisch, würde als keinerlei Information aus dem Schwarzen Loch heraustragen können. Da ins Schwarze Loch fallende Materie aber auf jeden Fall Informationsträger ist, müsste — spätestens nachdem das Loch verdampft ist — Information aus unserem Universum verloren gegangen sein.
 
Viele Physiker — insbesondere Susskind und Preskill — widersprachen ihm heftig und sind fest davon überzeugt, dass Information nicht verloren gehen kann. Dies hat zu zwei wichtigen Fragen geführt:

 

• Gibt es einen Erhaltungssatz für Information?
   
• Wenn ja: Auf welche Art von Information genau bezieht er sich?

Die zweite dieser Fragen findet man seltsamerweise nirgendwo wirklich diskutiert. Man scheint anzunehmen, dass es sich um genau die Information handelt, welche codiert ist durch die Wellenfunktion des Universums:

A fundamental postulate of the Copenhagen interpretation of quantum mechanics is that complete information about a system is encoded in its wave function up to when the wave function collapses. The evolution of the wave function is determined by a unitary operator, and unitarity implies that information is conserved in the quantum sense.
 
Man kann bezweifeln, ob das Argument, die Evolution sei wenigstens prinzipiell umkehrbar, hier Sinn macht: Die Umkehrung könnte ja schließlich nur dann gedacht werden, wenn die Natur für jeden Kollaps der Wellenfunktion festhalten würde, welcher Operator ihn bewirkt hat.
 
Glaubwürdiger erscheint: Wenn ein Schwarzes Loch ein Raumschiff verschluckt, in dem jemand gerade eben ein Gedicht schrieb oder einen zündenden Gedanken hatte, wird dieses Gedicht oder dieser Gedanke ein für alle Mal verloren sein.

 
Im Juli 2004 hat Hawking sich zur Meinung seiner Kritiker bekehrt und auf der 17. Internationalen Konferenz für Allgemeine Relativitätstheorie und Gravitation Argumente vorgetragen, die ihn zu seinem Sinneswandel bewogen hatten. Seine Beweisführung allerdings scheint niemand verstanden oder gar als ausreichend nachvollziehbar eingestuft haben.
 
Erst Jahre später, in 2016, hat Hawking auf ArXiv erneut ein Papier dazu veröffentlicht, das zu einem Beweis führen könnte. Es schließt mit den Worten:

We have reconsidered the black hole information paradox in light of recent insights into the infrared structure of quantum gravity. An explicit description has been given of a few of the pixels in the holographic plate at the future boundary of the horizon. Some information is accessibly stored on these pixels in the form of soft photons and gravitons. A complete description of the holographic plate and resolution of the information paradox remains an open challenge, which we have presented new and concrete tools to address.

 
Letztlich hat Hawking damit zugegeben, dass die Frage, ob Schwarze Löcher nicht vielleicht doch Information vernichten, bis heute noch nicht zuverlässig genug beantwortbar ist:
 
Obgleich die Mehrheit der Physiker nicht bereit ist, an Informationsverlust zu glauben, gibt es noch keinen wirklichen Konsens.
 
Insbesondere ist völlig unklar, wie Hawking-Strahlung Information aus dem Loch heraustragen könnte.

 

 

 
Können Schwarze Löcher Information vernichten?
 
 
Physiker denken, Information könne nicht zerstört werden (wobei sie aber nirgendwo sagen, was genau sie hierbei unter "Information" verstehen). Auf jeden Fall behaupten sie, die Gesetze der Quantenmechanik würden garantieren, dass Information — auch solche, die wir Entropie nennen — nicht verloren gehen könne.

Note: Entropie, so definiert Susskind, ist Information, die — obgleich von der Natur geliefert — uns verborgen ist, da sie gespeichert ist in Dingen,
die zu klein und deutlich zu zahlreich sind, als dass wir sie uns einzeln und im Detail ansehen könnten.

 
Nachdem Hawking entdeckt hatte, dass Schwarze Löcher "verdampfen" (Stichwort: "Hawking-Strahlung"), schloss er daraus, dass ins Schwarze Loch "gefallene" Information nicht auf ewig erhalten bleiben kann.
 
Der Großteil aller theoretischen Physiker hat damals sein Argument als schlüssig empfunden — einige aber, allen voran Leonhard Susskind und Gerardus 't Hooft — waren anderer Meinung.
 
Wie Susskind in seinem Buch Der Krieg ums Schwarze Loch: Wie ich mit Stephen Hawking um die Rettung der Quantenmechanik rang ausführlich berichtet, schien eine Anfang der 1990-er Jahre gemachte stringtheoretische Entdeckung von Maldacena dann schließlich zu zeigen, dass selbst das Verdampfen Schwarzer Löcher nicht zur Vernichtung von Information führen kann.

 
Hawking, so schreibt Susskind, gab sich schließlich öffentlich geschlagen (2004, 2007).
 
Roger Penrose allerdings war der Meinung, Maldacenas Argument könne nicht schlüssig sein. Niemand reagierte auf seinen Einwand.
 
Inzwischen kamen aber nicht nur Hawking, sondern auch anderen Physikern erneut Zweifel an der Erhaltung ins Loch gefallener Information.

 
Der derzeitige Stand der Diskussion — der noch keine endgültige Antwort kennt — ist skizziert in
 
Zeeya Merali: Astrophysics: Fire in the Hole (2013) und W.G. Unruh, R.M. Wald: Information Loss (2017).
 
Wahrscheinlich wird erst eine allgemein anerkannte, gut ausgearbeitete Theorie der Quantengravitation die Frage entscheiden können.

 

 

 
Relativitätstheorie im Sonnensystem
 
 
Wo immer man eine konkrete Region im All mit Hilfe von Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie untersuchen möchte, benötigt man dazu eine passende Lösung seiner Feldgleichungen.
 
Wer etwa in unserem Sonnensystem argumentieren möchte, für den reicht die einfachste aller Lösungen: die sog. Schwarzschild-Raumzeit.
 
Die Schwarzschild-Lösung ist eine exakte Lösung und zudem — so konnte bewiesen werden — die einzige Lösung, die eine statische Raumzeit liefert: ein Raumzeitmodell also, in dem der Raum über die Zeit hinweg weder expandiert noch schrumpft.
 
 
Ließe sich die Sonnenmasse so stark komprimieren, dass der Sonnenradius nur noch etwa 3 km groß wäre (er ist heute etwa 700 000 km groß), würde aus der Sonne ein Schwarzes Loch (ein nicht rotierendes im Modell der Schwarzschild-Raumzeit).
 
Während im Sonnensystem Einsteins Gravitationstheorie gegenüber der von Newton nur kleine Korrekturen bringt, dominieren solche Korrekturen nahe am Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs das Geschehen:
 
Uhren, die sich dem Ereignishorizont nähern, gehen aus Sicht entfernter Beobachter immer langsamer: Die gravitative Zeitverzögerung wird direkt am Ereignishorizont unendlich groß. Wie ein Raumfahrer in einem Schwarzen Loch verschwindet, kann deswegen nie beobachtet werden. Der Raumfahrer selbst wird jedoch keine Änderung seines Uhrengangs beobachten. Das folgt direkt aus dem Äquivalenzprinzip.
 
Signale, die er kurz vor dem Ereignishorizont noch absetzt, werden dem Beobachter zudem stark rotverschoben erscheinen. Dies bewirkt, dass jedes ins Schwarze Loch fallende Objekt sehr schnell unsichtbar wird — auch wenn seine Bewegung von außen her gesehen am Rande des Ereignishorizonts zum Stillstand kommt.
 

 
 
Noch eine exakte Lösung der Einstein-Gleichungen
 
Sie beschreibt ein rotierendes Schwarzes Loch, wurde 1963 vom Neuseeländer Roy Kerr entdeckt und ist eindeutig gegeben durch die beiden Parameter Masse und Drehimpuls.
 
Im Unterschied zu Schwarzschilds Lösung ist die von Kerr nicht mehr kugelsymmetrisch. Sie ist aber rotationssymmetrisch in Bezug auf die Drehachse.
 
 
 
Quelle: Claus Kiefer: Der Quantenkosmos, Fischer 2008, S. 67-70.

 

 

E... aus 1948-31:

Guten Morgen Grtgrt.

Dein Erhaltungssatz bzw. Definition bezieht sich auf abgeschlossene Systeme. Nun ist ein schwarzes Loch mit Sicherheit ein abgeschlossenes System.
Was geschieht Deiner Meinung nach mit den Informationen die in ihm (dem schwarzen Loch) verschwinden? Bleiben sie dergestalt erhalten das man sie wieder ans Tageslicht befördern kann?

Hi E...,

diese Frage solltest du Steven Hawking stellen. Soweit ich weiß

• war er urprünglich der Meinung, in einem Schwarzen Loch festgehaltene Information wäre daraus nicht mehr zu befreien.

• Später aber hat er erkannt, dass dem nicht so ist, da Schwarze Löcher sich (sehr) langsam, aber doch sicher selbst auflösen durch Abgabe von etwas, das man heute wohl die "Hawking Strahlung" nennt. Sie "verdampfen" regelrecht. Damit wird auch jene Information wieder frei: in Form vom Schwarzen Loch abgegebener Entropie.

Information in diesem Sinne ist natürlich immer nur abstrakte Information (= Struktur, die Information tragen kann).

Gruß, grtgrt
 

PS: In Wikipedia liest man: "Die Hawking-Strahlung bedeutet eine Verletzung des zweiten Hauptsatzes der Schwarzloch-Dynamik, da die Strahlung die Masse – und damit die Horizontfläche – des Schwarzen Loches verringert. Allerdings wird gleichzeitig eine entsprechende Menge Entropie in Form von Strahlung abgegeben, was einen tieferen Zusammenhang zwischen beiden Größen nahelegt."

 

 
Auf Wissen ist MAX — einem Wissensportal der Max-Planck-Gesellschaft — findet sich ein kurzer Artikel


über die Gewalt des Zusammenstoßes Schwarzer Löcher,

aus dem sehr schön klar wird, warum es so schwierig ist, Gravitationswellen zu messen, also nachzuweisen.

 

  Beitrag 2084-6
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Hans-m aus 1955-181:

 
Was ich damit sagen will ist, dass auch das, was uns das Schwarze Loch vorenthält, z.B das Licht, das darin verschwindet, uns Informationen liefern kann. So deutet die Tatsache, dass Licht in einem SL "rückstandslos verschlungen" wird, auf eine extreme Gravitation hin. Es sagt uns auch, dass die Fluchtgeschwindigkeit des SL grösser sein muss, als die Lichtgeschwindigkeit.

Henry aus 1955-177:

Die Information, die in einem SL verschwindet, ist danach nicht für alle Zeit verloren.

Informationen sind nicht verloren, sondern quasi darin konserviert. Ein aussen stehender hat darauf keinen Zugriff, was aber nicht bedeutet, dass die Information nicht mehr in unserem Universum existiert.

Hallo Hans & Henry:

was ihr beide hier mit "Information" bezeichnet, ist meiner Ansicht nach nur die Kapazität, jene Information zu speichern.

Wenn nämlich z.B. ein Heft, in dem sich jemand Telefon-Nummern notiert hat, in ein Schwarzes Loch fällt, wird das Wissen über jene Telefonnummern ganz sicher niemals mehr aus dem Schwarzen Loch rauskommen.

Gruß, grtgrt

 

 

Henry aus 1955-190:

Übrigens gibt es eine These (weiß im Moment nicht, von wem), die besagt, dass die Information im Ereignishorizont "codiert" ist.

So ist es. Wikipedia nennt Details:

Zitat:

 
Der Ereignishorizont, als vom Schwarzschildradius gebildete Grenzfläche des Schwarzen Loches, ist ein direktes Maß für die Entropie oder den Informationsgehalt des eingeschlossenen Raumvolumens und damit der darin enthaltenen Massen.

Ein Schwarzes Loch stellt immer die maximal mögliche Materiekonzentration eines Raumgebietes dar und somit auch die Obergrenze an möglicher Entropie oder Information in dem von ihm eingenommenem Raumvolumen (Bekenstein-Grenze).

Das holografische Prinzip postuliert, dass jede Information, die den Ereignishorizont eines Schwarzen Loches überschreitet, auf der vom Schwarzschildradius aufgespannten Grenzfläche vollständig codiert wird, ähnlich einem zweidimensionalen Hologramm, das eine dreidimensionale Bildinformation enthält.

Da der Schwarzschildradius eines Schwarzen Loches lediglich direkt proportional zu dessen Masse ist, wächst das codierbare Volumen mit dem Quadrat der Oberfläche. Um das vierfache Volumen zu codieren ist so lediglich eine Verdoppelung der Grenzfläche vonnöten, oder anders ausgedrückt, die Informationsdichte eines Raumgebietes nimmt mit dessen Volumen ab (wie analog, mit der Größe eines Schwarzen Lochs auch dessen mittlere Massendichte abnimmt). Oder knapper: Information gleich Fläche.
 

PS: Dass jene Info auf dem Ereignishorizont kodiert ist, darf man wohl nicht wörtlich nehmen. Wirklich gemeint ist, dass sie dort kodiert sein  k ö n n t e  (denkt man sich jene Fläche nämlich zerlegt in Quadrate, deren Seitenlänge gerade ein Planck-Länge ist, so ist die Zahl dieser Quadrate gleich der Zahl der Bits, die notwendig sind, die maximal im Schwarzen Loch vorhande Information binär zu kodieren).

 

 

Henry aus 1955-192:

 
... gemeint ist die Äquivalenz der Beobachtung direkt am Horizont und weit weg davon. Der Beobachter am Ereignishorizont sieht die Information der Materie "codiert" im Ereignishorizont.

Durch die Hawking-Strahlung wird die Information (sehr viel später) wieder freigesetzt. Susskind heißt der Mensch übrigens.

Hallo Henry,

mir scheint, wir haben beide das sog.   holographische Prinzip (im Sinne der Physik)  konkreter verstanden, als es bisher ist:

• Du denkst » Der Beobachter am Ereignishorizont  s i e h t  die Information der Materie "codiert" im Ereignishorizont «.

• Ich dachte bisher, es sei eine » mathematisch exakte Isomorphie des 3-dimensionalen Raumes innerhalb des Ereignishorizonts eines materie-behafteten physikalischen Objekts auf seinen 2-dimensionalen Ereignishorizont «.

Wir liegen da wohl beide falsch, denn

• zum einen ist der Ereignishorizont ist eine nur gedachte Kugeloberfläche (auf der man deswegen nichts wirklich sehen kann),

• und zum anderen liest man in Wikipedia, dass das holographische Prinzip "in Theorien der Quanten-Gravitation" nur eine  V e r m u t u n g  sei (statt mathematisch exakter Isomorphie also nur eine  A n a l o g i e ).

Mit anderen Worten: Wer, wie wir beide, die Stringtheorie nicht wirklich versteht, für den bleibt das Ganze nur ein Wort, dessen Sinn man nicht wirklich verstehen kann.
Schade — aber wohl nicht zu ändern.

Beste Grüße,
grtgrt

 

 

Henry aus 2009-4:

Rockdee aus 2009-3:

 
Habe mal ne Frage ...
Die Hawking-Strahlung besagt doch, dass SL Strahlung emittieren.
Würde das nicht heißen, dass der Kosmos doch noch Zugang zu Informationen des SL habe?
Oder muss ich hier den informationsbegriff anders verstehen?

Diese Strahlung entsteht dadurch, dass direkt am Ereignishorizont so genannte "virtuelle Teilchen" entstehen. Die entstehen immer als Teilchen-Paare, Teilchen - Antiteilchen. Die Teilchen-Paare Vernichten sich gewöhnlich sofort wieder - deshalb "virtuell" -, aber am Ereignishorizont kann eins der Teilchen im SL verschwinden, und das andere entweicht ins All - und aus diesen Teilchen besteht die Strahlung.

Es ist also keine Information über das SL, außer, das sich seine Masse vergrößert.

Nein Henry,

es ist keineswegs so, dass die Masse des Schwarzen Lochs sich so vergrößert —  genau das Gegenteil ist richtig: Sie  v e r k l e i n e r t  sich  ( weswegen man denn auch sagt, das SL "verdampfe" ).

Folgende Erklärung auf ThinkQuest.org begründet das:

Zitat:

 
Da virtuelle Teilchen überall, sogar im Vakuum auftauchen können, stellen wir uns vor, dass ein Paar virtueller Photonen direkt vor dem Ereignishorizont eines schwarzen Loches mit entgegengesetztem Spin und Impuls auftauchen. Stellen wir uns nun vor, dass die Gezeitenkräfte des Loches es schaffen, in der kurzen Verweildauer von nur das virtuelle Photonenpaar zu trennen und sich ein Photon einzuverleiben, während das andere Photon den Gezeitenkräften des schwarzen Loches entkommt. (Dies kann nur an der Grenze geschehen, an der die Fluchtgeschwindigkeit des schwarzen Loches die des Lichts (300000 km/s) übersteigt, d.h. am Ereignishorizont.)

Während sich das eine Photon also wieder in die Weiten des Alls begibt, ist das andere Photon unwiderruflich hinter dem Ereignishorizont verschwunden und somit vom restlichen Universum für immer abgeschnitten. Nun ist es aber so, dass der Energieerhaltungssatz nach der Heisenbergschen Unschärferelation nur sehr kurz verletzt werden darf. Die Energie, die dem System "Vakuum und Schwarzes Loch" durch das Auftreten des virtuellen Photonenpaares entzogen wurde, muß ihm wieder zurückgegeben werden. Das ist in diesem Fall die Energie zweier Photonen.

Vom entkommenden Photon kann allerdings keine Energie zurückgegeben werden, denn es wechselwirkt nicht mehr mit dem schwarzen Loch. Durch den Verlust seines Partners wurde es in ein reelles Photon umgewandelt. Dieses Photon ist in den Weltraum entflohen. Aber auch das vom schwarzen Loch eingefangene Photon kann seine Energie an das Vakuum nicht zurückgeben, denn es ist für immer aus dem Universum verschwunden. Also muß das schwarze Loch sich dazu bereit erklären, dem Vakuum seine Energie zurückzugeben, damit der Energieerhaltungssatz wieder zutrifft. In diesem Fall muß es die Energie des eingesogenen und des entkommenen Photons zurückgeben. Da es die Energie des eingesogenen Photons für sich gewinnen konnte, büßt es dennoch die Energie des ent­kommenden Photons ein. Durch diesen Energieverlust verliert es Masse. Das schwarze Loch "verdampft" also.

Da Photonen nicht nur Energie, sondern auch Impuls und Drehimpuls besitzen, behält das schwarze Loch nicht nur die Energie des eingefangenen Photons (die es dem Vakuum aber wieder zurückgeben mußte), sondern auch dessen Impuls und Drehimpuls. Dadurch, dass das reelle Teilchen entkommt, erscheint es einem äußeren Beobachter, als ob das schwarze Loch strahle.
 

 

 

 
Warum (noch lange) nur kleine Schwarze Löcher verdampfen können
 
 
Wie Steven Hawking 1973 entdeckt hat, kann Strahlung — können virtuelle Teilchen einzeln — aus der Umgebung eines Schwarzen Loches verschwinden.
 
Genauer: Die überall gegenwärtige Erzeugung und Vernichtung virtueller Teilchen durch Quantenfluktuation findet natürlich auch beliebig nahe am Ereignishorizont jeden Schwarzen Loches statt. Virtuelle Teilchen entstehen stets paarweise als Teilchen und entsprechendem Antiteilchen, wobei aufgrund der Energieerhaltung der eine Partner negative und der andere Partner positive Energie haben wird. Virtuelle Teilchen mit negativer Energie können ins Schwarze Loch fallen, womit es dann von seinem Partner durch den Ereignishorizont des Lochs getrennt wird und so als reales Teilchen in den freien Raum entkommen kann.
 
Das hineinstürzende Teilchen mit negativer Energie setzt dabei eben so viel potenzielle Energie frei, wie für eine Paarbildung sowie das Hinauskatapultieren des anderen Teilchens aus dem Gravitationsfeld nötig ist.
 
Nach Einsteins Gleichung E = mc² sind Masse und Energie ein und dasselbe. Fließt also negative Energie in das Schwarze Loch, so verringert das seine Masse.
 
Diejenigen Teilchen, die dem Schwarzen Loch als reelle Teilchen entkommen, nennt man die Hawking-Strahlung. Bei großen schwarzen Löchern handelt es sich dabei fast ausschließlich niederenergetische Photonen. Der Grund hierfür: Je kleiner ein Schwarzes Loch ist, desto näher ist seine Hülle seinem singulären Mittelpunkt und entsprechend größer sind dann die Kraftdifferenzen in unmittelbarer Umgebung der Hülle.
 
 
Nur bei hinreichend kleiner Masse des Schwarzen Loches ist die Hawking-Strahlung intensiver als die kosmische Hintergrundstrahlung,
 
und so können nur  k l e i n e  Löcher mehr Energie durch Hawking-Strahlung verlieren als sie durch Aufsaugen von Hintergrundstrahlung gewinnen.
 
 
Wo nun aber die Hawking-Strahlung intensiver als die kosmische Hintergrundstrahlung ist, wird die Hülle ständig näher an die Singularität heranrücken, was ständig intensiver werdene Hawking-Strahlung zur Folge hat. Der Verdampfungsprozess schaukelt sich demnach von selbst auf.
 
Was schließlich im Grenzfall genau passiert, weiß man heute nicht wirklich; die Möglichkeiten — so schreibt Martin Bojowald — reichen von kompletter Verdampfung bis hin zu einem Verschwinden der Hülle. Träte letzteres ein, würde sich das als Explosion bemerkbar machen, in der ein Teil der vorher kollabierten Materie wieder zum Vorschein kommt — eben der Teil, der nich durch Hawking-Strahlung verloren ging.
 
 
Nebenbei: Obgleich die kosmische Hintergrundstrahlung heute schon auf -270 Grad Celsius abgekühlt ist, ist sie intensiver als die Hawking-Strahlung sämtlicher durch Astronomen heute beobachtbaren Schwarzen Löcher. Erst in sehr ferner Zukunft wird sich der Mikrowellen-Hintergrund infolge der Expansion des Raumes so weit verdünnt haben, dass dann auch schwere Schwarze Löcher verdampfen. Die sich dadurch ergebenden Phänomene werden wir Menschen sicher nicht mehr beobachten können.

 

 

Henry aus 2009-10:

 
... habe mich leider durch dich in die Irre führen lassen, denn wenn ein SL "verdampft" ist das ein termischer Prozess, und ein Objekt kann nur verdampfen, wenn es WÄREMER ist als die Umgebung. Die Temperatur eines SL ist aber nahe dem absoluten Nullpunkt. Erst in Äonen wird die Temperatur des Alls darunter gefallen sein (Expansion, kosmische Hintergrundstrahlung).

Hallo Henry,

ob das "Verdampfen" eines Schwarzen Lochs wirklich ein thermischer Prozess ist, sei mal dahingestellt (ich denke, es handelt sich hierbei eher um einen quanten­mechanischen Prozess, und das Wort "verdampfen" signalisiert nur eine Analogie: das Schrumpfen infolge des Prozesses).

So richtig klar wir das aber auch bei Lisa Randall nicht.

Völlig falsch aber ist deine Aussage, die Temperatur Schwarzer Löcher sei grundsätzlich eine nahe dem absolutem Nullpunkt. Hierzu wenigstens ist Lisas Aussage ganz klar.


Sie schreibt (aus Seite 201-202 ihres Buches "Die Vermessung des Universums"):

Zitat von Lisa Randall:

 
Die Oberfläche eines schwarzen Loches ist » heiß « und besitzt eine Temperatur, die von der Masse abhängt. Schwarze Löcher strahlen wie heiße Kohlen und geben Energie in alle Richtungen ab.

Sie saugen zwar immer noch alles auf, was ihnen zu nahe kommt, aber die Quantenmechanik sagt uns, dass Teilchen von der Oberfläche eines schwarzen Lochs als sog. Hawking Strahlung freigesetzt werden und dadurch Energie abtransportieren, so dass es sich langsam wieder auflöst. Dieser Prozess ermöglichst selbst einem großen schwarzen Loch, alle seine Energie letztlich abzustrahlen und zu verschwinden.

Da der LHC [ der Large Hadron Collider im CERN ] bestenfalls gerade genug Energie zur Erzeugung eines schwarzen Lochs hätte, wären die einzigen schwarzen Löcher, die er überhaupt bilden könnte, klein.

Wenn ein schwarzes Loch zu Beginn klein und heiß wäre — wie z.B. eines, das möglicherweise im LHC erzeugt werden könnte — würde es höchstwahrscheinlich sofort verschwinden: Der auf die Hawking-Strahlung zurückgehende Zerfall würde es auf sehr wirksame Wiese auf nichts zurückschrumpfen lassen.

Selbst wenn sich höher-dimensionale schwarze Löcher bildeten (unter der Annahme, dass [es zusätzliche Dimensionen wirklich gibt und diese Überlegung über­haupt richtig ist), würden sie daher nicht lange genug existieren, um irgendwelchen Schaden anzurichten.

Große schwarze Löcher verdampfen zwar langsam, aber winzige schwarze Löcher sind extrem heiß und verlieren ihre Energie beinahe augenblicklich.

In dieser Hinsicht sind schwarze Löcher recht merkwürdig: Die meisten Gegenstände, z.B. Kohlen, kühlen sich ab, wenn sie strahlen. Schwarze Löcher dagegen werden heißer. Die kleinsten sind die heißesten und strahlen daher am stärksten.
 

 

 

 
Temperatur und Zerfallszeit Schwarzer Löcher
 
 
Beim Betrachten des Energiespektrums der sog. Hawking-Strahlung Schwarzer Löcher stellt sich heraus, dass jedes Schwarze Loch eine Temperator besitzt, die umgekehrt proportional zur Masse des Lochs ist:
 
T  ≅  ( h/2π ) c³/M
 
 
Demnach strahlen schwere Löcher weniger als leichte.
 
Der Grund hierfür: Je geringer der Schwarzschild-Radius eines Schwarzen Lochs ist, desto stärker ist die Raumzeit an seinem Horizont gekrümmt. Eben diese Krümmung aber begünstigt das Entstehen von Hawking-Strahlung.
 
Dass die Hawking-Strahlung Schwarzer Löcher quantenmechanischer Natur ist, beweist die Tatsache, dass in die Formel zur Berechnung ihrer Temperatur das Plancksche Wirkungsquantum eingeht.
 
 
Ein 10¹² kg schweres Scharzes Loch hat eine Temperatur von etwa 10¹² Kelvin, eines, dessen Masse der unserer Sonne enspricht, eine von nur 10^-18 Kelvin.
 
 
 
Die Zerfallszeit eines Schwarzen Lochs steigt mit der dritten Potenz seiner Masse.
 
 
Ein Schwarzes Loch mit der Masse der Sonne hat eine Lebensdauer von 10⁶⁴ Jahren.
 
Entspricht die Masse eines Schwarzen Lochs aber der eines Elementarteilchens, so wird es schon in Bruchteilen einer Sekunde verdampft sein.
 
Aus eben diesem Grund muss man nicht fürchten, dass in Beschleuniger-Experimenten (am CERN etwa) entstehende Schwarze Löcher irgend welchen Schaden anrichten oder gar unkontrolliert wachsen könnten.
 
 
 
Quelle: Dieter Lüst: Quantenfische, DTV 2014, S. 208-209

 

 

Hans-m aus 2009-22:

Grtgrt aus 2009-20:

 
Was du [ Henry zu sagen versuchst, scheint zu sein:

Das SL (als Ganzes, als "Black Box" sozusagen) ist sehr wohl Teil des Universums,
dessen Raumzeit aber ist was anderes als die Raumzeit im INNEREN des SL.
War das so gemeint?

Ich denke je näher ich dem Zentrum des SL komme, desto mehr weichen die Bedingungen von den normalen Raumzeitbedingungen des Universums ab.
Im Zentrum vermute ich die maximale Abweichung.

Hallo Hans,

da die ART im Zentrum des Schwarzen Loches singulär wird, kann man eigentlich nur sagen: Ihren Aussagen ist umso weniger zu trauen, je näher man jenem Zentrum kommt.

Wenn ich mal unterstelle, dass Henry mit seinen Gegenfragen in Beitrag 2009-21 einfach nur "JA" meint, scheint mir, was er sich da vorstellt, vor allem deswegen interessant, da man dann jedes Schwarze Loch (als Black Box) auch als besonders großes Elementarteilchen unseres Universums sehen kann.

Das brächte mich dann zur Frage:

Kann es sein, dass der gesamte Kosmos eine Menge ineinander geschachtelter Raumzeiten ist?

Jedes Universum also Schwarzes Loch eines noch größeren Universums?

Gruß, grtgrt
 

  Beitrag 2009-27
-
 

 

Über echte und nur scheinbare Elementarteilchen

Unter einem Elementarteilchen kann man grundsätzlich zweierlei verstehen:

• ein Teilchen, das elementar im Sinne der Natur ist

• oder ein Teilchen, das elementar im Sinne aktueller physikalischer Erkenntnis ist.

Wie sich am Beispiel der Protonen und Neutronen zeigt, sind beide Begriffe wahrscheinlich noch NICHT identisch, denn:

Vor Entdeckung der Quarks galten Proton und Neutron als elementar, seitdem aber weiß man, dass sie keineswegs elementar sind, denn jedes von ihnen ist eine Konfiguration von Quarks und Gluonen (3 Valenz-Quarks, jede Menge virtueller Quarks, und zahlreicher Gluonen).

Genauer noch: Je schneller sich ein Proton oder Neutron bewegt, desto größer ist die Zahl darin vorhandener virtueller Quarks und Gluonen (die sog. Quark Sea), und beim Zusammenstoß zweier Protonen etwa kann es sich auch einfach nur um einen Zusammenstoß solch virtueller Teilchen handeln (genau das übrigens macht den LHC so effektiv).

Wenn also jemand (wie etwa Coyne und Cheng über die Stringtheorie) Anzeichen dafür findet, dass jedes Elementarteilchen ein Schwarzes Loch sein könnte, dann können damit eigentlich nur Elementarteilchen im Sinne der Natur gemeint sein, also nicht notwendig all die Teilchen, die unser Standardmodell der Elementarteilchen­physik heute als elementar sieht, denn:

Dieses Modell könnte ja noch zu ungenau sein, da heutige Experimentalphysik nichts aufzulösen gestattet, was kleiner als 10^-18 m ist.
Und warum sollten wir glauben müssen, dass die weiteren 17 Größenordnungen bis hin zur Plancklänge nicht noch weitere Struktur enthalten können?


Interessant in diesem Zusammenhang scheint mir, was Lisa Randall auf Seite 117-118 ihres Buches "Die Vermessung des Universums" schreibt:

Zitat von Randall:

 
... sagt uns die Quantenmechanik, dass die Untersuchung [ zunehmend kleiner Skalen [ zunehmend höhere Energien erfordert.

Aber sobald die Energie, die in einer kleinen Region eingefangen wurde, zu groß ist, kollabiert die Materie zu einem Schwarzen Loch.

Von diesem Punkt an dominiert die Gravitation. Mehr Energie vergrößert dann diese schwarzen Löcher ... und so wissen wir einfach nicht, wie wir irgend eine Ent­fernung, die kleiner als die Plancklänge ist, erforschen sollen.

Nebenbei: Diese Festellung ist die einzige, die ich bislang als gutes Argument dafür sehen kann, dass auch die Raumzeit selbst gequantelt sein könnte.

 

 

In Jukka Maalampis Buch » Die Weltlinie – Einstein und die moderne Physik (2008) « liest man:

Zitat von Maalampi (S. 128):

 
Ein Schwarzes Loch ist ein extremes Beispiel für die von der Relativitätstheorie vorhergesagte Gravitations-Rotverschiebung: Je näher sich das in Bewegung setzende Licht am Ereignishorizont befindet, desto größer wird seine Wellenlänge. Die Wellenlänge des vom Horizont ausgehenden Lichtes dehnt sich ins Unendliche aus. So etwas ist gar keine Welle mehr, und auch die Energie geht gegen Null, so dass dort Strahlung aufhört Strahlung zu sein.

Da frägt man sich nun unwillkürlich, wie sich denn dort Längen und Horizont (des Schwarzen Loches) relativieren:

FRAGEN also:

Wenn wir uns einen Beobachter vorstellen, der direkt vor dem Ereignishorizont eines Schwarzen Loches sitzt,

• wie groß ist seiner Wahrnehmung nach der Radius des Schwarzen Loches bzw. sein Horizont?

• Ist es richtig, dass aus Sicht eines sich dem Horizont näherenden Beobachters beide gegen Null gehen?

• Und was genau sieht die ART als singulär (nur den Mittelpunkt des Schwarzen Lochs oder tatsächlich die gesamte Region im Inneren seines Horizonts)?

Schon auf dem Horizont jedenfalls steht die Zeit offenbar still, denn:

Zitat von Maalampi (S. 129, gekürzt, nicht wörtlich):

 
Wenn jemand frägt, wie man die Zeit anhalten — bzw. aus Sicht anderer ewig jung bleiben — könne, gibt es mindestens eine Antwort: Man begebe sich an den Horizont eines Schwarzen Loches. Wenn für jemand in unmittelbaren Nähe eines solchen Horizonts Wochen, Tage, oder gar nur Stunden vergehen, entspricht das auf der Erde Jahrtausenden.
 

 

Grtgrt in 2084-6:

 

Hans-m in 2084-3:

 
Was wäre, wenn 2 SL mit enormer Geschwindigkeit zusammenprallen würden?
Wäre die dabei auftretende Energie ausreichend, eines, oder auch beide SL auseinderzureissen, zu "zerbröseln", ...?

Diese Frage findet sich beantwortet auf Seite What would happen if two black holes collided?

 

Dort werden mögliche Szenarien beantwortet, aber nicht wenn sich die SL auf absolutem Kollisionskurs befinden.
Die SL werden nur abgelenkt, oder aus ihrer Bahn geworfen, wenn sie nicht exakt aufeinander zufliegen.
Dabei entsteht eine resultierende Kraft, von denen eine Komponente eine Bahnveränderung bewirkt.
Im übertragenen Sinne könnte man dies als "Streifschuss" bezeichnen, und nicht als "Volltreffer"
Bei absolutem Kollisionskurs, also Zentrum auf Zentrum des SL gibt es keine resultierenden Querkräfte, sondern nur die beschleunigende Gravitationskraft, die sich auf das Zentrum des jeweils anderen SL bezieht.
 

 
Hier Bilder, die Hubble 2009 lieferte:

2 Schwarze Löcher, die demnächst verschmelzen werden ( und ganz hell strahlen (!) )

 

 

Bauhof in 1985-346:

 
Und darin kommt der "Einstein-Widerleger" fälschlicherweise zu dem Schluss, dass beide Eigenzeiten gleich seien.

Weder er noch ich wollen Einstein widerlegen.

Wir wollen nur Leute widerlegen, die gewissen Halbwissens wegen Einsteins Theorie nicht richtig verstehen.


Nebenbei: Es freut mich zu lesen, dass jener Herr — ein an Naturwissenschaften interessierter Laie wie wir alle hier — sogar begriffen hat, dass die Region, die im Inneren des Ereignishorizontes eines Schwarzen Lochs liegt, zwar einen Umfang, aber keinen Radius hat.

Das sollte allen zu denken geben, die versucht sind, ihn einfach als » Einstein-Widerleger « zu diffamieren.


  Nebenbei: Wer verstehen will, warum Schwarze Löcher keinen wohldefinierten Radius haben, der lese

• Zur — rein zeitlichen — Natur der Singularität Schwarzer Löcher,
• dann aber auch Einstein Online: Im Schwarzen Loch vertauschen Raum und Zeit ihre Rollen.
  
   

 

 
Sternpopulationen
Man unterscheidet grob

 

• Sterne der Population I — das sind besonders junge Sterne, die — wie unsere Sonne — hohe Matallizität aufweisen (d.h. schon besonders viele Elemente schwerer als Wasserstoff und Helium enthalten).
   
• Bei Sternen der primitiveren Population II ist die Metallizität wesentlich geringer. Sie entstanden demnach früher (und werden auch Halosterne genannt).
   
• Sterne der Population III sind jene, die nur aus Urknallgas entstehen konnten (also nicht aus schon in explodierten Sternen erbrüteten sog. "Metallen".
   
  Ein erstes Exemplar aus Population III wurde erst 2014 entdeckt. Es existiert darin kein Eisen.
   
  In 2015 fand man dann schließlich erstmals eine Galaxie, welche offensichtlich noch recht viele Population-III-Sterne enthält. Sie strahlt besonders hell, aber natürlich sehen wir nur ihr Bild aus ferner Vergangenheit.

 
Note: Da Wasserstoff und Helium auch heute noch die Zusammensetzung aller Sterne dominieren, hat es sich in der Astronomie eingebürgert, den ganzen Rest der chemischen Elemente zusammenfassend » Metalle « zu nennen.
 
Die Sonne zum Beispiel besteht zu 92 Prozent aus Wasserstoff, zu 7.8 Prozent aus Helium und nur zu 0.2 Prozent aus schwereren Elementen.
 
 
 
Nebenbei Interessant:
 
Der renommierte Bonner Astronom Hans Jörg Fahr schreibt auf S. 184 seines Buches Mit oder ohne Urknall (aktualisierte Ausgabe von 2016):

Das Alter der Population II Sterne wird nach der derzeitigen Sternentwicklungstheorie bei etwa 15 Mrd. Jahren vermutet. Und das, trotzdem man das Alter unseres Universums heute auf nur 13,7 Mrd. Jahre beziffert (!).

Fahr schreibt auch (S. 98), dass der Wert des Hubble-Parameters — anhand dessen sich dann das Alter unseres Universums berechnet — von unterschiedlichen Astronomenschulen deutlich unterschiedlich abgeschätzt werde: derzeit zwischen 50 und 100 (km/s)/Mpc.
 
Hubble selbst ging von 530 km/s/Mpc aus, demzufolge Kosmologen dann bis etwa 1980 noch von einem Alter unseres Universums von nur etwa 4 Mrd. Jahren ausgingen, und das, obgleich doch schon in den 50-er Jahren einige Proben von Erdgestein mit radiologischen Methoden als 4.5 Mrd. Jahre alt erkannt worden waren.
 
FRAGE also: Wie ernst ist es zu nehmen, wenn der Wert des Hubble-Parameters heute auf 71.9 km/s/Mpc geschätzt wird mit einer Unsicherheit von angeblich nur noch 3.8 Prozent [ und demzufolge das Alter unseres Universums 13.8 Mrd. Jahre betragen soll ]?

 

 

 
Wie alt werden Sterne?
 
 
Dass Himmelskörper extrem alt werden können, zeigt sich am Beispiel Schwarzer Löcher. Ähnliches gilt für Elementarteilchen wie etwa Elektronen und Protonen.
 
Wie alt aber werden denn nun typischerweise Sterne?
 
 
Dass ihr maximal erreichbares Lebensalter davon abhängen wird, wieviel Energie sie abstrahlen, scheint offensichtlich. Es gilt:

 

• Ein Stern mit 2-facher Sonnenmasse strahlt 14 Mal heller als die Sonne,
   
• einer mit 10-facher Sonnenmasse strahlt schon etwa 6000 Mal heller als die Sonne
   
• und einer mit 30-facher Sonnenmasse gar 400 000 Mal so hell.

 
Je heller ein Stern strahlt, desto verschwenderischer geht er mit seinem Wasserstoff-Vorrat um. Ist jener aufgebraucht, beginnt der Stern zu sterben.

 

• Unsere Sonne wird noch 5 bis 6 Mrd. Jahre leuchten.
   
• Ein Stern mit doppelter Sonnenmasse wird etwa 1,4 Mrd. Jahre alt,
   
• einer mit 10 Sonnenmassen nur etwa 35 Mio Jahre
   
• und hat er gar mehr als 30 Sonnenmassen, wird er nur etwa 3 Mio Jahre alt werden (was schon recht kurz ist).
   
• Umgekehrt kann die Lebensdauer Roter Zwergsterne — sie haben nur etwa 1/10 Sonnenmasse — das derzeitige Alter unseres Universums um das 100-fache übersteigen.

 
Die meisten Sterne enden — wie unsere Sonne auch — als Weiße Zwerge. Nur Sterne mit mehr als 1,46 Sonnenmassen sterben in einer Supernova-Explosion und hinterlassen kompaktere Reste: Neutronensterne oder gar Schwarze Löcher.
 
Während Sterne innerlich brennen, stellen sie einen Fusionsofen dar, in dem ausgehend von überwiegend nur Wasserstoff und Helium alle chemischen Elemente des Periodensystems bis hinauf zum Eisenatom geschaffen werden. Noch schwerere Elemente entstehen ausschließlich in Supernovae-Explosionen.
 
Gezündet werden diese Fusionsöfen durch die Kraft der Gravitation: Sie komprimiert Wolken aus Atomen, so dass sie zunehmend an Temperatur gewinnen und so zu Sternen werden.
 
 
 
Irgendwann wird in jeder Galaxie kaum noch interstellare Materie vorhanden sein.
 
Es können sich dann keine neuen Sterne mehr bilden, und schließlich wird die gesamte Galaxie nur noch aus nicht mehr leuchtenden Sternleichen bestehen.
 
In etwa 10¹⁴ Jahren wird in unserer kosmischen Umgebung fast jede Galaxie diesen Zustand erreicht haben.
 
Damit ist klar:
 
Selbst Universen ist kein ewiges Leben geschenkt.
 
 

Günther Hasinger, Direktor am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, schrieb 2007:

 
Grob 10¹⁰⁰ Jahre nach dem Urknall dürften sämtliche Strukturen aus unserem Universum verschwunden sein.
 
Falls die Expansion des Raumes bis dahin — heutiger Annahme entsprechend — exponentiell zugenommen haben sollte,

 

• wird die mittlere Materiedichte — die heute bei etwa 1 Proton/m³ liegt — dann auf etwa 1 Positron im 10¹⁹⁴-fachen Volumen des heutigen Universums abgefallen sein.
   
• Die Wellenlänge der kosmischen Hintergrundstrahlung — heute etwa 1 mm — wird dann 10⁴¹ Lichtjahre betragen.

 
Unser Universum wird wieder in dem Zustand sein, aus dem heraus es entstand: Es entstand aus dem » Nichts « und verflüchtigt sich zurück ins » Nichts «. Nur dass dieses » Nichts « [ auch falsches Vakuum genannt ] der höchste Energiezustand ist, den wir Physiker kennen.
 

 
 
In Fred Adams & Greg Laughlin: Die fünf Zeitalter des Universums (1999, S. 237) wird der wahrscheinliche Lebenslauf unseres Universums skizziert wie folgt:

 

• Das Zeitalter der Urmaterie endete etwa 1 Mio. Jahre nach dem Urknall dadurch, dass sich dann erste Sterne zu bilden begannen.
   
• Das Zeitalter der leuchtenden Sterne ist das, in dem Sterne die wichtigste Energiequelle darstellen. Es wird etwa 10¹⁴ Jahre nach dem Urknall enden.
   
• Das Zeitalter entarteter Sterne — es wird etwa 10³⁹ Jahre nach dem Urknall enden — ist das, in dem es nur noch Reste schon komplett ausgebrannter Sterne geben wird: Braune Zwerge, weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher.
   
• Das Zeitalter der Schwarzen Löcher — bis etwa 10¹⁰⁰ Jahre nach dem Urknall — wird eine Zeit sein, in der alle Himmelskörper Schwarze Löcher sind.
   
• Das Zeitalter der Dunkelheit, welches dann folgt, kennt dann gar keine Himmelskörper mehr. Sämtliche Schwarzen Löcher werden sich dann ihrer Hawking-Strahlung wegen aufgelöst haben, und aller Inhalt des Universums wird nur noch aus Elektronen, Positronen, Neutrinos sowie aus extrem langwelliger, also extrem energiearmer und ständig noch weiter auskühlender Strahlung bestehen.

 
 
Sternleichen — Die Reste früherer Sterne
 
Im Zeitalter entarteter Sterne werden statt Sternen nur noch Sternleichen existieren. Man versteht darunter

 

• Braune Zwerge,
   
• Weiße Zwerge,
   
• Neutronensterne
   
• und Schwarze Löcher.
   
• Jeder Stern, der in anderer Form endet, stirbt als Supernova.

Braune Zwerge sind größer als Planeten, aber kleiner als normale Sterne. Sie sind insofern stellare Versager, als sie es nicht schaffen, in ihrem Inneren ein Wasser­stoffbrennen auszulösen. Sie sind deswegen zu unauffälliger Abkühlung und Kontraktion verdammt.
 
Die meisten Sterne — auch unsere Sonne — beenden ihr Leben als Weißer Zwerg. Obgleich ein schwacher Stern mit 0,08 Sonnenmassen 100 Mal leichter ist als ein Stern mit 8 Sonnenmassen (der 3000 Mal so hell wie die Sonne leuchtet), müssen doch beide ihr Leben als Weißer Zwerg beenden.
 
Gegen Ende des Zeitalters leuchtender Sterne wird unser Universum fast ein Billion (= 10¹²) Weißer Zwerge und ebenso viele Braune Zwerge enthalten. Da weiße Zwerge deutlich massreicher sind als braune, wird dann der größte Teil aller baryonischen Masse des Universums in Form weißer Zwerge vorliegen.
 

Die Masse weißer Zwerge liegt im Mittel bei kapp einer Sonnenmasse.
 
Unsere Sonne wird als weißer Zwerg nur noch etwa 60% ihrer heutigen Masse haben.

Da unser heutiges Universum noch relativ jung ist, haben heute existierende Weiße Zwerge typischerweise etwa ein Viertel der Sonnenmasse und etwa doppelten Erdradius. Sie sind nur deswegen sichtbar, weil sie noch viel Wärmeenergie enthalten.
 
Seltsamerweise sind Weiße Zwerge mit weniger Masse größer als solche mit mehr Masse. Sternleichen, die hinreichend wenig Masse haben, verhalten sie wie gewöhnliche Materie (die Grenze liegt bei etwa 1/1000 der Sonnenmasse).
 
Umgekehrt kann ein Weißer Zwerg nicht beliebig viel Masse haben: Um nicht als Supernova zu enden, muss eine Sternleiche weniger als 1,4 Sonnenmassen haben. Dieser wichtige Wert wurde vom damals 19-jährigen Astrophysiker Chandrasekhar berechnet — noch bevor er sein Physikstudium abgeschlossen hatte. Er erhielt dafür später den Nobelpreis für Physik.
 
 
Weiße Zwerge sind etwa 1 Million Mal dichter als Wasser. Noch 10⁹ Mal dichter sind Neutronensterne. Sie sind gigantischer Atomkern, der entsteht, wenn der entartete Eisenkern eines Sterns mit mehr als der 8-fachen Sonnenmasse in einer Supernova explodiert. Im Vergleich zu weißen und braunen Zwergen sind Neutronensterne relativ selten. Dennoch enthält schon eine mittelgroße Galaxie etliche Millionen Neutronensterne.
 
Die größtmöglich Masse eines Neutronensterns ist nicht genau bekannt, liegt aber zwischen 2 und 3 Sonnenmassen. Sein Radius ist mit nur etwa 10 Kilometern recht klein. Ein nur zuckerwürfelgroßes Stück eines Neutronensterns (1 Qubikzentimeter) hat die Masse von etwa einer Milliarde Elefanten.
 
Hinreichend massereiche Sternenreste können nicht durch Entartungsdruck feste Größe aufrecht erhalten. Sie werden zu Schwarzen Löchern.

 

 

 
Der Lebenslauf aller Sterne
 
 
Zur Geburt eines Sterns kommt es, wenn eine Wolke aus Wasserstoffgas — mehrfach so groß wie unser Sonnensystem — durch die von ihr selbst ausgehende Gravitationskraft langsam komprimiert wird. Da hierbei Gravitationsenergie in kinetische Energie der Wasserstoffatome umgewandelt wird, ergibt sich eine recht starke Erwärmung der dichter und dichter werdenden Gaswolke.
 
Doch an einem bestimmten Punkt — wenn die Temperatur auf 10 bis 100 Mio Grad K angestiegen ist, überwindet die kinetische Energie der Protonen (der Wasser­stoffkerne also) ihre elektrostatische Abstoßung. Sie prallen dann aufeinander und » verschmelzen « paarweise zu Helium. Dies setzt gewaltige Energiemengen frei und macht aus der Wasserstoffwolke eine Heliumwolke.

Um zu verstehen, warum die Umwandlung von Wasserstoff in Helium Energie freisetzt, muss man wissen, dass das durchschnittliche » Gewicht « eines einzelnen Protons in Atomen umso größer ist, je leichter die Atome sind. Da Wasserstoffatome leichter als Heliumatome sind, verlieren die Protonen an Gewicht, und die entsprechende Differenz wird freigesetzte Energie ( E = mc² ).

Zudem kommt es zu einem Balanceakt zwischen der Schwerkraft, die bestrebt ist, die Gaswolke zu kompaktifizieren und der Kernkraft, die ihr entgegenwirkt.
 
Unsere Sonne etwa ist ein sog. gelber Stern: ein Stern, der noch überwiegend aus Wasserstoff besteht. Die bei seiner Verbrennung zu Helium freigesetzte Energie bewirkt, dass die Sonne scheint.
 
Doch im Laufe von mehreren Milliarden Jahren verbraucht sich der Wasserstoff, der Kernbrennofen erlischt, die Schwerkraft setzt sich durch und lässt die Heliumwolke stark schrumpfen. Diese Schrumpfung führt zu einer Aufheizung, und schließlich verbrennt das Helium in andere Elemente wie Lithium und Kohlenstoff. Da sie höheres Atomgewicht haben, wird hierbei aus genau den gleichen Gründen wie vorhin wieder viel Energie freigesetzt.
 
Obwohl der Stern stark an Größe verloren hat, ist seine Temperatur noch ziemlich hoch, und seine Atmosphäre dehnt sich aus. Sterne in diesem Zustand nennt man » rote Riesen «.

Wenn der Wasserstoffvorrat unserer Sonne erschöpft sein wird, und sie dann beginnt Helium zu verbrennen, wird das dazu führen, dass sich ihre Atmosphäre bis zum Mars hin ausdehnt. Unsere Erde wird dann verdampfen. Nun ist unsere Sonne aber ein Stern mittleren Alters, was bedeutet, dass noch etwa 5 Mrd. Jahre vergehen werden, bis unsere Erde auf diese Weise zerstört wird.

Wenn schließlich auch das Helium verbrannt ist, wird der Kernbrennofen erneut erlöschen: Der rote Riese schrumpft und wird zu einem weißen Zwerg. In diesem Zustand kann der Stern nur noch wenig Energie abgeben (da die Atome, aus denen er dann besteht, schon recht schwere Elemente darstellen werden).

Kurz: In etwa 5 Mrd. Jahren wird unsere Sonne zu einem weißen Zwerg werden: zu einen (nahezu) ausgebrannten Zwergstern.

Man geht heute davon aus, dass auch weiße Zwerge ihr Material in immer noch schwerere Atome umwandeln bis hin zu dem Punkt, wo der Stern dann überwiegend aus Eisen besteht (die Protonen der Eisenatome haben nahezu minimales durchschnittliches Gewicht). Nun lässt sich keine Energie mehr aus Überschussmasse gewinnen, und so kommt die Kernschmelze endgültig zum Stillstand.
 
Damit gewinnt die Schwerkraft dann endgültig die Oberhand und presst den Stern zusammen. Er kollabiert, so dass seine Temperatur sich um einen Faktor zwischen 1000 und 10000 auf mehrere Billionen Grad K erhöht.
 
Aufgrund der gewaltigen Wärmemenge, die hierdurch freigesetzt wird, entwickelt sich eine Supernova: Eine ungeheuere Explosion reißt den Stern auseinander und verstreut die Trümmerteile als Kondensationskerne im interstellaren Raum. Um sie herum bilden sich dann neue Sterne.
 
 
Nach Erlöschen der Supernova bleibt ein vollkommen toter Stern zurück: ein Neutronenstern, dessen Durchmesser nur noch wenige Kilometer beträgt. In ihm sind die Neutronen so dicht gepackt, dass sie sich buchstäblich » berühren «.
 
Neutronensterne haben etwa die Dichte eines Atomkerns (man kann sie als gigantischen Atomkern auffassen).
 
Neutronensterne sind nahezu unsichtbar. Dennoch kann man sie entdecken. Das liegt daran, dass sie bei ihrer Rotation etwas Strahlung abgeben und deswegen wie kosmische Leuchttürme wirken (Pulsare genannt). Seitdem man 1967 den ersten Pulsar entdeckt hat, wurden bis heute [2010] etwa 1700 weitere gefunden.
 
 
Durch Berechnungen glauben die Physiker gezeigt zu haben, dass die meisten Elemente, die schwerer als Eisen sich, in der Hitze und dem Druck einer Supernova entstehen. Und so kommt es, dass die bei der Explosion entstehenden, weit ins All hinaus geschleuderten Trümmer auch aus höheren Elementen bestehen. Im Laufe der Zeit mischen sie sich mit Gasen, bis sich schließlich so viel Wasserstoffgas angesammelt hat, dass die Gravitation erneut zu einer Komprimierung dieser Wolken führen kann. Die hierbei entstehenden Sterne der nächsten Generation enthalten deswegen auch schwerere Elemente.
 
Damit ist nun klar, woher die schwereren Elemente in unserem Körper kommen: Vor Milliarden Jahren explodierte eine namelose Supernova und legte damit den Grundstein zu jener Gaswolke, aus der sich unser Sonnensystem gebildet hat.
 
 
 
Quelle: Michio Kaku: Die Physik der unsichtbaren Dimensionen (Rohwohlt 2013), S. 345-353

 

 

 
Wie Sterne sterben

und warum 1a-Supernovae ideale Standardkerzen sind

John D. Barrow erklärt (2011):

 
Wenn Sterne, deren Masse kleiner als das 1.4-fache der Sonnenmasse ist, ihren nuklearen Brennstoff verbraucht haben, schrumpfen sie unter der Wirkung ihrer Gravitation auf Erdgröße zusammen. Erst der Gegendruck, der entsteht, wenn die Elektronen der Atome zusammengepresst werden bringt diesen Schrumpfungs­prozess zum Stillstand. Resultat ist, was wir einen Weißen Zwerg nennen.
 
Für Sterne, die mehr Masse als das 1.4-fache der Sonne haben, kann der Gegendruck der Elektronen den Zusammensturz nicht aufhalten: Sie werden in die Protonen gedrückt und machen jene zu Neutronen. Erst deren Entartungsdrck bringt den Zusammensturz zum Halten, sofern der Stern nicht das 3-fache der Sonnenmasse hat. Resultat ist ein Neutronenstern, der nur einige Kilometer Durchmesser hat, aber eine Dichte, die 100 000 Milliarden Mal größer ist als die von Eisen.
 
Weiße Zwerge und Neutronensterne sind im beobachtbaren Universum recht häufig anzutreffen.
 
Da Neutronensterne schnell rotieren, sind sie Pulsare: Sterne, die wirken wie Leuchttürme, deren jeder in regelmäßigen Abständen Lichtsignale aussendet.
 
Hat nun aber der sterbende Stern ein Masse, die größer ist als das 3-fache der Sonnenmasse, gibt es keine bekannte Kraft, welche den Zusammensturz aufhalten könnte: Er wird dann zu einem Schwarzen Loch.
 
 
Etwa die Hälfte aller Sterne im beobachtbaren Universum sind Doppelsterne, die ihr gemeinsames Gravitationszentrum umkreisen. Wird einer der beiden zu einem Weißen Zwerg, kann er auf Kosten des Partners anwachsen, indem er aus den Außenbereichen seines Bruder Materie absaugt. Das kann dazu führen, dass seine Masse die Grenze von 1,4 Sonnenmassen überschreitet und der Stern in einer dramatischen thermonuklearen Explosion — Supernova genannt — zerrissen wird.
 
Interessanterweise ist die maximale Helligkeit aller Supernovae nahezu gleich groß. Sie strahlen dann kurze Zeit mehr als 1 Milliarde Mal heller als die Sonne (fast so hell wie eine ganze Galaxie).
 
Nach der Explosion nimmt die Helligkeit ab, und in den daraf folgenden Monaten verändert sich auch die Farbzusammensetzung des abgestrahlten Lichtes in ganz charakteristischer Weise: Die Form der Helligkeitskurve wird in den ersten Tagen und Wochen durch den radioaktiven Zerfall von Nickel bestimmt, danach aber durch den Zerfall von Kobalt.
 
1998 haben zwei Forscherteams (aus Harvard und Berkeley) das Verhältnis der maximalen Helligkeit und des Abfalls der Helligkeitskurve verschiedener Supernovae genau untersucht und konnten von da an auf deren Abstand von der Erde schließen.
 
Sie nützten zu Zeiten des Neumondes machtvolle Teleskope, um enige hundert Ausschnitte des Nachthimmels mit jeweils etwa 1000 Galaxien zu beobachten. Eine Wiederholung dieser Beobachtung nach 3 Wochen ergab, dass sich in der Zwischenzeit in jedem der Bereiche etwa 25 Supernovae gebildet hatten. Es stellte sich heraus,dass die Helligkeitskurven der ferner Supernovae denen der nahen gleichen Typs ähnlich sind, woraus man dann schließen konnte, dass die Super­novae am Rande des beobachtbaren Universums den uns nahen gleichen und ihre geringe scheinbare Helligkeit einzig und allein durch ihre große Entfernung von uns zustandekam.
 
Nachdem beide Gruppen ihre Daten zusammen betrachtet hatten, kamen sie unabhängig von einander zum selben Ergebnis, welches lautet:
 
Das Hubblesche Gesetz für die Expansionsgeschwindigkeit der fernen Supernovae zeigt einen Trend, der beweist, dass die Geschwindigkeit, mit der der Raum expandiert, zunächst langsam zurückging, seit etwa 4.5 Mrd. Jahren aber wieder anwächst.
 
 
Die Konsequenzen dieser Entdeckung waren immens.

 

• Man hatte jetzt nicht nur einen direkten Beweis der Beschleunigung der Expansion des Raumes,
   
• sondern auch eine Bestätigung des Lambda-CDM-Modells
   
• sowie einen Beweis dafür, dass eine der Gravitation entgegenwirkende Kraft tatsächlich existiert.

Wenn man Einsteins Kosmologische Konstante (nun mit fast genau dem Wert –1) wieder einsetzt, wird sein Modell zu dem, welches bisher am genauesten die Dynamik unseres Universums beschreibt.
 

 
Quelle: John D. Barrow: Das Buch der Universen (2011), S. 294-298

 

 

 
Wie Sterne sterben

und was von ihnen übrig bleibt
 
 
Je massereicher ein Stern, desto kürzer sein Leben. Die Gravitationskraft wird ihn schneller komprimieren, und so wir er seinen Brennstoff schneller verbrauchen.
 
Die bei weitem zahlreichsten und langlebigsten Sterne sind sog. Rote Zwerge. Ihre Masse liegt zwischen 0,1 und 0,4 Sonnenmassen. Es sind die kleinsten Sterne, in deren Zentrum Wasserstoffbrennen stattfindet. Etwa 75% aller Sterne gehören zu dieser Klasse.
 
Unsere Sonne, die derzeit 4,6 Mrd. Jahre alt ist, wird etwa 10 Mrd. Jahre alt werden.
 
 
Von unserer Sonne wird einmal ein nur erdgroßer Klumpen aus Kohlenstoff und Sauerstoff übrig bleiben. Der ganze Rest ihrer Masse wird als planetarischer Nebel im Raum verteilt werden, der sich dann aber in einigen 10.000 Jahren völlig aufgelöst haben wird.
 
Sterne, die etwas mehr Masse als unsere Sonne haben, hinterlassen später eine kompakte Eisenkugel im All.
 
Genauer:

Aus einem Sternkern, der weniger als 1.44 Sonnenmassen hat, entsteht ein sog. Weißer Zwerg:
 
• Bei sehr geringer Restmasse — wie etwa im Fall unserer Sonne —, stabilisiert der Entartungsdruck der Elektronen den Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern gegen die Kraft der Gravitation.
   
• Ansonsten aber wird der gesamte Kern zu Eisen (mit Spuren von Nickel).

Bei größeren Sternen wird ihr Kern am Ende ihres Lebens zu Neutronen zusammengepresst: Es entsteht ein Neutronenstern, Die Hüllen um den Kern herum aber werden in einer Supernova-Explosion in den Raum geschossen. [ Manche Neutronensterne — sog. Pulsare — rotieren schnell und sehr präzise. Dabei senden sie an ihren beiden Polen hochenergetische Strahlungsbündel in den Raum. ]
 
Wenn der zusammengepresste Restkern eines Sterns noch mindestens drei Sonnenmassen aufzuweisen hat, ist seine Gravitationskraft stark genug, ihn zu einem Schwarzen Loch werden zu lassen.

 
Ein Stern beginnt zu sterben, sobald sein Vorrat an Wasserstoff aufgebraucht ist:
 
Wegen der dann schwächer werdenden Kernfusionskräfte, kann die Gravitationskraft den Kern komprimieren, also schrumpfen lassen. Seine Außenhüllen aber dehnen sich mehr und mehr aus: Er wird zu einen roten Riesen. Zunächst kann der Stern seine Gravitationskraft noch einige Zeit dadurch im Zaune halten, dass er in seinem Inneren immer schwerere Elemente zur Fusion treibt (erst bei Eisen wird dann Schluss sein): Während also zunächst durch Fusion von Wasserstoff Helium entstand, zündet

• bei etwa 100 Mio Kelvin das Heliumbrennen,
   
• bei etwa 700 Mio Kelvin das Kohlenstoffbrennen (was Neon, aber auch Magnesium, Natrium und Sauerstoff erzeugt),
   
• bei etwa 1200 Mio Kelvin das Neonbrennen (worin sich Sauerstoff, Magnesium und Silicium bilden),
   
• bei etwa 1800 Mio Kelvin das Sauerstoffbrennen (es entstehen Silicium, aber auch Schwefel, Phosphor und Magnesium),
   
• bei etwa 5000 Mio Kelvin zündet schließlich das Siliciumbrennen (was zu Eisen, aber auch Nickel und Cobalt führt).

Mit anderen Worten: Mit zunehmender Temperatur wachsen aus dem Kern heraus Schalen, deren jede durch Fusion Elemente erzeugt, die höhere Kernladungszahl haben als die schon vorhandenen. Dies funktioniert bis schließlich Eisen, Nickel und Cobalt erreicht werden.
 
Hier ist — beispielhaft anhand der Fusionen in der Schale des Siliciumsbrennens — gezeigt, wie die jeweils schwereren Element zustande kommen:

 
Silicium-28  (14 Protonen, 14 Neutronen)
    |
    |     +   Helium-4  (2 Protonen, 2 Neutronen)   ergibt:
    |
Schwefel-32
    |
    |     +   Helium-4
    |
Isotop Argon-36
    |
    |     +   Helium-4
    |
Calcium-40
    |
    |     +   Helium-4
    |
Isotop Titan-44
    |
    |     +   Helium-4
    |
Isotop Chrom-48
    |
    |     +   Helium-4
    |
Isotop Eisen-52
    |
    |     +   Helium-4
    |
Isotop Nickel-56

 
 
Gegen Ende ihres Lebens wirken große Sterne demnach wie glühend rote Zwiebeln: In 6 verschiedenen Schichten werden die Elemente von Helium bis Eisen erzeugt. Um Elemente mit noch höherer Kernladungszahl zu bekommen, muss sehr viel mehr Energie zugeführt werden — daher entstehen sie gewöhnlich nur im Zuge einer Supernova-Explosion.
 
Wenn schließlich die Kerntemperatur auf etwa 10 000 Mio Kelvin gestiegen ist, wird der Stern als Supernova explodieren.

• Einen Tag vorher begann das Siliciumbrennen (Kerntemperatur 5000 Mio Kelvin)
   
• 1/2 Jahr vorher begann das Sauerstoffbrennen (Kerntemperatur 1800 Mio Kelvin)
   
• 10 Jahre voher begann (bei etwa 1200 Mio Kelvin) das Neonbrennen.
   
• 300 Jahre vorher begann — bei 700 Mio Kelvin — das Kohlenstoffbrennen.
   
• 100 000 Jahre vorher begann — bei 100 Mio Kelvin — das Heliumbrennen.
   
• 500 000 Jahre vorher war die Kerntemperatur auf 40 Mio Kelvin gestiegen, der Wasserstoffvorrat weitgehend erschöpft, und das Sterben des Sterns nahm seinen Anfang.

 
 
Anhang:

Wasserstoff verbrennt per
 

Helium-4 + 2 Gammaphotonen  →  2 Positronen + 2 Neutrinos

Helium verbrennt per
 

Helium-4 + Helium-4  →  Beryllium-8
 
Beryllium-8 zerfällt nach durcschnittlich 10^-16 sec,
kann es sich aber vorher noch mit einem weiteren Helium-4 vereinigen, entsteht angeregter Kohlenstoff-12.

Kohlenstoff verbrennt wahlweise per
 

Kohlenstoff-12 + Kohlenstoff-12  →  Magnesium-24 + Gammaphoton
Kohlenstoff-12 + Kohlenstoff-12  →  Natrium-23 + Wasserstoff-1
Kohlenstoff-12 + Kohlenstoff-12  →  Neon-20 + Helium-4
Kohlenstoff-12 + Kohlenstoff-12  →  Sauerstoff-16 + Helium-4 + Helium-4

Neon verbrennt wahlweise per
 

Neon-20 + Gammaphoton  →  Sauerstoff-16 + Helium-4
Neon-20 + Helium-4  →  Magnesium-24 + Gammaphoton, dann: Magnesium-24 + Helium-4  →  Silicium-28 + Gammaphoton
Neon-20 + Helium-4  →  Magnesium-24 + Neutron
Neon-20 + Neutron  →  Neon-21 + Gammaphoton

Sauerstoff verbrennt wahlweise per
 

Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Schwefel-32 + Gammaphoton
Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Schwefel-31 + Neutron
Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Phosphor-31 + Wasserstoff-1
Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Silicium-28 + Helium-4
Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Magnesium-24 + Helium-4 + Helium-4

Wie schließlich Silicium zu Eisen oder gar Nickel verbrennt, wurde oben schon dargestellt.

 
 
Je massereicher ein Stern ist, desto schneller verbraucht sich sein Brennstoffvorrat.
 
Ein Stern etwa, der doppelt so schwer ist wie unsere Sonne, wird nur etwa 1 Mrd. Jahre alt (stirbt also 10 Mal früher als sie). Es gibt sogar Sterne, die bis zu 100 Mal schwerer sind als die Sonne. Sie werden nur wenige Millionen Jahre alt.
 
 
 
Quelle: Daniela Leitner: Als das Licht laufen lernte (Bertelsmann 2013, Seite 498-538)
 
Lies auch: Lebenslauf der Sterne
 
 
 
 
 
 

 
 
 
Eine noch strittige Frage ist, wie schwer Neutronensterne werden können. Die Astrophysiker wissen, dass sie schwerer sein können als Weiße Zwerge, aber ab einer bestimmten Massengrenze nicht mehr stabil sind. Denn dann kollabiert ein Neutronenstern zu einem stellaren Schwarzen Loch.
 
Die klassische Massengrenze von Neutronenmaterie ist die Oppenheimer-Volkoff-Grenze von 0.7 Sonnenmassen, die bereits 1939 berechnet wurde. Dieses Neutronensternmodell hat sich jedoch als nicht wirklichkeitsnah erwiesen, da Neutronensterne deutlich komplexer aufgebaut sind, als man zunächst dachte. Ein konservativer Zahlenwert für die Maximalmasse eines Neutronensterns resultiert aus sehr allgemeinen Überlegungen auf der Basis von Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie und beträgt 3.2 Sonnenmassen (Rhoades & Ruffini, PRL 1974). Neuere Arbeiten setzen dieses Limit deutlich herab: So wird ein Massenbereich für Neutronensterne zwischen 1.5 und 1.8 Sonnenmassen diskutiert (Burgio 2004, nucl-th/0410040).
 
Quelle: https://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/neutronenstern/311

 

 

 
Warum Sternpopulationen?

Je später ein Stern geboren wird, desto größer ist sein anfänglicher Gehalt an "Metallen"
 
 
Zur Erinnerung: Astrophysiker verstehen unter "Metallen" alle Elemente, die schwerer sind als Helium.
 
Zudem unterscheiden sie 3 Sternpopulationen: Die Populationen III, II und I.
 
Sterne der Population III sind die besonders früh entstandenen. Da es damals aber im All noch keine "Metalle" gab (sie bilden sich ja erst, wenn Sterne beginnen zu sterben), sind junge Population-III-Sterne riesige Wasserstoffwolken, die nur leicht mit Helium gemischt sind, aber schnell zu einer Brutstätte für Helium werden.
 
Ihrer gewaltigen Größe wegen haben sie viel Masse. Dies aber bedeutet, dass sie nur kurzes Leben haben können, denn da die Gravitation sie schnell und stark komprimiert, beginnen sie schon früh, auch "Metalle" zu erbrüten.
 
Wie in Beitrag 0-147 beschrieben, beginnt der Todeskampf eines Sternes, sobald der Wasserstoffvorrat in seinem Kern zur Neige geht. Bei Population-III-Sternen ist das schon früh der Fall, denn je größer ein Stern ist, desto stärker drückt die Last seines Gewichts gegen sein Inneres, desto heißer wird es dort, desto höher ist deswegen seine Fusionsrate, desto stärker strahlt er, und desto früher ist sein Kernbrennstoff verbraucht.
 
Eben weil er so stark strahlt, werden in seiner Umgebung vorhandene Heliumatome oft wieder in Wasserstoffatome zerlegt, so dass die Wahrscheinlichkeit, dass sich nahe ihm ein anderer so großer Stern bildet, sinkt: Population-III-Sterne sind Platzhirsche; was sie nicht aufzusaugen in der Lage sind, wird durch sie zerstört.
 
 
Ein Stern mit etwa 200-Sonnenmassen ist ein recht typischer Population-III-Stern und gehört als solcher definitiv zu den größten und kurzlebigsten Sternen überhaupt. Sein Wasserstoffvorrat wird schon nach etwa 450 Mio. Jahren verbraucht sein, so dass sich dann
 

• seine erste Schale auszubilden beginnt,
   
• und die Hülle des sterbenden Sterns beginnt, sich auszudehnen.

Aber noch nicht einmal 100 000 Jahre kann dieser Stern von seinem Heliumvorrat zehren.
 
Wenn dann aber im Kern das Heliumbrennen einsetzt, schießt seine ohnehin schon hohe Temperatur nochmals sprunghaft nach oben, der Stern setzt dann ungeheuere Mengen von Energie frei: Er bläht sich auf zu einem roten Unter-Riesen und schließlich zu einem roten Riesen.
 
Die Leuchtkraft der Population-III-Sterne dürfte bis zu 100 Mio. mal größer gewesen sein als die unserer Sonne.
 
Eine Gesamtmasse von etwa 200 Sonnenmassen vorausgesetzt, strahlt er vor allem UV-Licht ab und hat einen 30 bis 50 mal größeren Durchmesser als unsere Sonne.
 
Sein Leben aber läuft wie im Zeitraffer ab: Sein eigenes Gewicht presst ihn gnadenlos zusammen, und in seiner Verzweiflung produziert er schnell zunehmend schwerere Elemente, die — wenn er schließlich als Supernova explodiert — weit ins All hinausgetragen werden.
 
Dies wiederum führt dazu, dass von nun an sich im Raum neu zusammenballende Gaswolken auch zunehmend Sternenstaub bestehend aus schwereren Elementen enthalten, und so kommt es zunehmend auch zur Geburt kleinerer (sog. Population-II-Sterne) und schließlich sogar zur Geburt der noch viel kleineren Population-I-Sterne, wie etwa unserer Sonne.
 
Je kleiner neu entstehende Sterne sind, desto weniger stark drückt ihr eigenes Gewicht sie zusammen, und desto länger werden sie leben. So also kommt es, dass unsere Sonne hoffen kann, etwa 10 Mrd. Jahre alt zu werden.
 
 
Nebenbei noch:
 
Menschliche Astronomen kennen keinen einzigen Population-III-Stern. Das aber ist kein Wunder, da keiner von ihnen sehr alt wurde.
 
 
 
Quelle: Daniela Leitner: Als das Licht laufen lernte (Bertelsmann 2013, Seite 538-549)

 

 

 
Über Planetensysteme

Harald Lesch ( in Wie das Staunen ins Universum kam, 2016, S. 141-148 ):

 
Vor 4,6 Mrd. Jahren wuchs im Inneren einer in sich zusammenstürzenden Gaswolke unsere Sonne heran.
 
Ein Teil des Gases konzentrierte sich um den jungen Stern in Form einer flachen, um ihn rotierenden Scheibe aus Gas und Staub. Sie war deutlich masseärmer als die gerade entstehende Sonne und reichte bis auf etwa 15 Mrd. Kilometer in den Raum hinaus.
 
Alle Planeten entstanden in dieser Scheibe, und so bewegen sie sich bis heute in nahezu ein und derselben Ebene um die Sonne.
 
 
Planetenentstehung läuft in zwei Phasen ab:
 
In Phase 1 beginnt die Entwicklung mit zufälligen Zusammenstößen der anfangs gleichmäßig in der Scheibe verteilten Staubpartikel. Sie bilden Klümpchen, die schließlich zu Klumpen und immer größeren Brocken heranwachsen. Diese sog. Planetesimale können schon mal einige Hundert Kilometer Durchmesser haben. [Nebenbei: Was hier als » Staub « bezeichnet wird, sind in früheren Sternen erbrütete Atome scwerer als Wasserstoff und Helium. Vor allem Supernovae haben sie in den Raum hinaus geblasen.]
 
In Phase 2 vereinigen sich diese "Planetenembryonen" durch Zusammenstoß zu noch größeren Objekten, die umso schneller wachsen, je massereicher sie schon sind. Ihr Wachstum ist beendet, wenn — so etwa nach 100 Mio Jahren — fast aller Staub verbraucht ist: Merkur, Venus, Erde und Mars sind geboren.
 
Gasplaneten können sich nur in den äußeren Bereichen der Scheibe bilden. Dort nämlich ist die Temperatur hinreichend niedrig, so dass die Schwerkraft der Felsenkerne Gasmoleküle festhalten kann. Die Kerne der äußeren Planeten sammeln so große Mengen an Gas an. Jupiter etwa wuchs in nur etwa 1 Mio Jahre auf 317 Erdmassen an. Er wurde doppelt so schwer wie alle anderen Planeten zusammen.
 
Die Planeten, die heute noch im Sonnensystem existieren, sind die Gewinner der vielen Zusammenstöße am Anfang.
 
Man beachte: Alle Körper, die auf stark elliptischen Bahnen durchs Sonnensystem vagabundieren, hatten eine viel größere Wahrscheinlichkeit, mit anderen zu kollidieren. Daher sind sie längst verschwunden. Nur noch kleine Felsbrocken durchkreuzen als Kometen oder Asteroiden das Sonnensystem auf ausgeprägt elliptischen Bahnen. Die übrigen Planeten aber haben nahezu kreisförmige Bahnen (maßstabsgetreu auf ein Blatt DIN A4 gezeichnet würde man sie gar nicht mehr als elliptisch erkennen). Nahezu kreisförmige Bahnen geben dem Sonnensystem Stabilität und garantieren, dass es das jeweils ganze Jahr über auf keinem dieser Planeten allzu großen Temperaturschwankungen auftreten — eine wichtige Voraussetzung dafür, dass sich dort Leben entwickeln kann.
 
 
 
Man geht heute davon aus, dass Planetensysteme sich erst zu bilden begannen, nachdem das Universum schon etwa 9 Mrd. Jahre alt war:
 
Die Beobachtungen von extrasolaren Planetensystemen (natürlich alle in unserer Milchstraße) weisen ganz klar darauf hin, dass nur Sterne, die mindestens so viel schwere Elemente wie unsere Sonne enthalten — also keinesfalls älter sind als sie —, von Planeten umkreist werden. Möglicherweise ist unser Sonnensystem sogar eines der ältesten Planetensysteme in der Milchstraße.
 

 
Note: Dass unsere Galaxie schon etwa 13 Mrd. Jahre alt ist, belegt ein extrem "metallarmer" Stern, den Anna Frebel 2005 gefunden hat. Er ist nahezu sicher ein Stern erst zweiter Generation, d.h. die Gaswolke, aus der er entstand, enthielt an "Metallen" (= Elementen schwerer als Wasserstoff und Helium) wohl nur Atome, die alle gemeinsam aus einer einzigen Supernova kamen.

 

 

 
Wie Gravitationslinsen helfen,

die Masse von Sternen zu bestimmen
 
 
Astronomen aus Baltimore mussten Tausende naher Sterne untersuchen, bis sie zwei fanden, anhand derer sich der Gravitations-Linseneffekt beobachten lies: Im März 2014 beobachteten sie, wie ein Weißer Zwerg vor einem rund 6.500 Lichtjahre entfernten Hintergrundstern vorbeizog.
 
Die Sternposition änderte sich um rund 0,56 millionstel Grad, woraus sich mit Einsteins Theorie errechnen lies, dass die Masse des Weißen Zwergsterns 67,5 Prozent der Sonnenmasse entspricht. "Es ist, als ob man den Stern auf die Waage legen würde", erläutert Sahu (einer der Astronomen) in einer Mitteilung seines Instituts. "Die Ablenkung ist analog zur Bewegung der Nadel auf der Waage."
 
 

 
© NASA/ESA/A. Feild (STScI)/dp

 

 

 
Wie Schwarze Löcher entstehen
 
und wie (oder warum) sie durch Wurmlöcher verbunden sein könnten
 
 
Wenn ein Stern besonders große Masse hat — mindestens das zehn- oder gar 50-fache unserer Sonne — dann wird ihn die Schwerkraft selbst dann noch weiter komprimieren, wenn er schon ein Neutronenstern ist. Ohne die Fusionskraft nämlich, die sich der Gravitationskraft entgegenstellen könnte, kann nichts mehr einen noch stärkeren Kollaps aufhalten: Der Stern wird dann zu etwas, das man ein Schwarzes Loch nennt: einer Ansammlung von Energie, der selbst das Licht nicht mehr entkommen kann.
 
So groß ist die Dichte eine Schwarzen Lochs, dass selbst Licht, welches in seine Nähe kommt, in eine Kreisbahn gezwungen wird (ganz so wie eine von der Erde abgeschossene Rakete, die — wenn sie der Schwerkraft der Erde nicht entkommen kann — auf eine Bahn um die Erde gezwungen wird).
 
 
Man muss dazu wissen: Jeder Himmelskörper besitzt eine sog. Entweichgeschwindigkeit. Es ist dies die Geschwindigkeit, die ein Objekt mindestens erreichen muss, um sich der gravitativen Anziehungskraft des Himmelskörpers auf Dauer entziehen zu können.

Die Entweichgeschwindigkeit der Erde etwa beträgt 40.000 km/h.
 
Eine Hülle aus Sauerstoff kann die Erde nur deswegen haben, weil Sauerstoffatome sich nicht schnell genug bewegen, um dem Gravitationsfeld der Erde entkommen zu können.
 
Jupiter etwa besteht hauptsächlich aus Wasserstoff, da seine Entweichgeschwindigkeit groß genug ist, um auszuschließen, dass Wasserstoff dem Jupiter entkommen konnte.

 
Die Höhe der Entweichgeschwindigkeit ergibt sich schon aus Newtons Gravitationstheorie:
 
Je schwerer ein Planet oder Stern und je kleiner sein Radius, desto größer seine Entweichgeschwindigkeit.
 

Es ist tatsächlich schon 1783 der englische Astronom John Michell aufgrund der Newtonschen Gesetze zur Hypothese gelangt, dass ein überaus massereicher Stern eine Entweichgeschwindigkeit haben könnte, die der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Von ihm ausgestrahltes Licht — so folgerte Michell — könnte ihm nicht ent­kommen und müsste ihn daher ständig umkreisen. So ein Stern müsse dem Beobachter als völlig schwarz erscheinen.
 
Man hielt Michells Theorie — damals veröffentlich in den Philosophical Transactions of the Royal Society, 74, 1784, S. 35 — für verrückt und vergaß sie bald.
Heute jedoch sind wir geneigt, an die Existenz Schwarzer Löcher zu glauben, da Astronomen am Himmel tatsächlich weiße Zwerge und Neutronensterne entdeckt haben.

 
 
Zu erklären, warum Schwarze Löcher schwarz sind, gibt es zwei Möglichkeiten:

• Erstens kann die Kraft, die das Licht zum Stern hin zieht, so groß sein, dass der Lichtstrahl in einen Kreis gezwungen wird.
   
• Man kann aber auch Einsteins Standpunkt einnehmen, von dem aus » die kürzeste Entfernung zwischen zwei Punkten eine gekrümmte Linie sein kann «.
  Die Krümmung eines Lichtstrahls zu einem vollen Kreis bedeutet dann, dass auch der Raum sich in sich selbst zurück gekrümmt hat, so dass ein Stück der Raumzeit — extrem zusammengepresst — abgetrennt worden ist, und der Lichtstrahl jetzt nur noch im abgetrennten Teil zirkulieren kann.
   
  Diese so abgetrennte, in sich geschlossene Region des Raumes könnte man dann als ein eigenes Universum begreifen — einen Teilraum, aus dem heraus uns keine Nachricht erreichen kann.

 
 
Die relativistische Beschreibung Schwarzer Löcher verdanken wir Karl Schwarzschild: Er fand — noch 1916, kurz nachdem Einstein seine Gravitationstheorie publiziert hatte — eine exakte Lösung für Einsteins Feldgleichungen zur Berechnung des Gravitationsfeldes jeden massereichen, stationären Sterns. Ihr zufolge nach gibt es in einem bestimmten Abstand um das Zentrum des Schwarzen Lochs herum eine Grenze, die sich nur hin zum Loch, aber nicht vom Loch weg überschreiten lässt. Man nennt diesen Abstand heute den Schwarzschild-Radius. Es ist der Radius einer Kugel um das Zentrum des Schwarzen Lochs herum, an deren Oberfläche die Entweichgeschwindigkeit gleich der Lichtgeschwindigkeit ist.
 
Damit aus unserer Sonne ein Schwarzes Loch würde, müsste sie auf ihren Schwarzschild-Radius von rund drei Kilometern zusammenstürzen,
die Erde auf etwa 0,9 cm.
 
Protonen und Neutronen sind um den Faktor 10³⁹ ausgedehnter als ihr Schwarzschild-Radius (so dass in der Elementarteilchen-Theorie — aber eben nur dort — Gravitation keine irgendwie nennenswerte Rolle spielt).
 
 
Haben zwei Schwarze Löcher aus unterschiedlichen Raumgebieten denselben Punkt als singuläre Stelle, so spricht man von einer Einstein-Rosen-Brücke.
 
Solche Brücken anzunehmen war notwendig, um zu einer konsistenten Theorie der Schwarzen Löcher zu kommen.
 
Bald entdeckte man Einstein-Rosen-Brücken auch in anderen Lösungen der Einsteinschen Feldgleichungen, etwa in der Reissner-Nordström-Lösung, die ein elektrisch geladenes, nicht rotierendes Schwarzes Loch beschreibt.
 
Wirklich ernst zu nehmen begann man solche Brücken — heute Wurmlöcher genannt — erst, als 1963 der neuseeländische Mathematiker Roy Kerr eine weitere exakte Lösung der Gravitationsgleichungen fand. Kerr ging dabei von der Annahme aus, dass jeder kollabierende Stern rotiere. So wie ein Eisläufer, der eine Piruette beschreibt, seine Drehung beschleunigt, wenn er die Arme an den Körper zieht, so müsste sich auch die Drehung eines rotierenden Sterns beschleunigen, wenn sein Durchmesser sich reduziert, d.h. wenn er anfängt, zu kollabieren.
 
Kerrs Lösung bedeutete eine Sensation auf dem Gebiet der Allgemeinen Relativitätstheorie, da man mit ihr nun eine absolut genau Darstellung unzähliger massiver Schwarzer Löcher hatte, die das Universum bevölkern. Der Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar sprach gar vom einem » Schauder vor dem Schönen «, den die unglaubliche Erkenntnis in uns hervorrufe, dass eine durch die Suche nach dem Schönen in der Mathematik ausgelöste Entdeckung ihr genaues Abbild in der Natur findet. [ Zitiert in Heinz Pagels: Zeit vor der Zeit. Das Universum bis zum Urknall, Berlin 1987, S. 75 ].
 
In seiner Nobelpreis-Rede von 1983 hat Chandrasekhar das nochmals bekräftigt (Zitat):

Black holes are macroscopic objects with masses varying from a few solar masses to millions of solar masses. To the extent they may be considered as stationary and isolated, to that extent, they are all, every single one of them, described exactly by the Kerr solution. This is the only instance we have of an exact description of a macroscopic object. Macroscopic objects, as we see them all around us, are governed by a variety of forces, derived from a variety of approximations to a variety of physical theories. In contrast, the only elements in the construction of black holes are our basic concepts of space and time. They are, thus, almost by definition, the most perfect macroscopic objects there are in the universe. And since the general theory of relativity provides a single unique two-parameter family of solutions for their descriptions, they are the simplest objects as well.

 
 
 

 
 
 
Eine Kerr- und eine Einstein-Rosen-Brücke
 
 
 
Sind S1 und S2 zwei Schwarze Löcher im All, welche durch eine solche Brücke — ein Wurmloch, wie man auch sagt — verbunden sind, so gibt es zwei Geodäten, die von S1 nach S2 führen: Die eine stellt einen möglicherweise Milliarden Lichtjahre langen Weg dar, die andere aber eine extrem kurze Verbindung, die durch das Wurmloch hindurch führt. Neueren Berechnungen zufolge erscheint das Reisen durch so ein Wurmloch zwar schwierig, aber nicht unbedingt unmöglich. Es wird da also weiter geforscht werden ...
 
 
Nebenbei: Jedes Schwarze Loch ist durch nur 3 Kenngrößen komplett beschrieben: Masse, Rotation und elektrische Ladung.
 
Das gewaltigste uns bisher bekannte Schwarze Loch liegt im Zentrum der Galaxie M87 und ist 6.6 Milliarden mal so schwer wie unsere Sonne.
 
 
 
Quelle aller wesentlichen Aussagen dieses Artikels: Michio Kaku: Die Physik der unsichtbaren Dimensionen (Rohwohlt 2013), S. 353-359
 
Das Gegenstück zum Schwarzen Loch — z.B. in einem Wurmloch — bezeichnet man auch als Weißes Loch. Wurmlöcher und Weiße Löcher sind recht instabile Singularitäten der Allgemeinen Relativitätstheorie. Siehe auch, wie ein Astronom die Frage What is a white hole? beantwortet sowie die Aussagen auf Seite 63 in Schwarze Löcher.
 
Interessantes sagt auch die Seite What is the density of a black hole?. Man liest dort: » The escape speed at the Schwarzschild radius is equal to the speed of light, and the value of the Schwarzschild radius works out to be about 3 • 10⁵ • M/M_sun , where M is the mass of the black hole and M_sun is the mass of our Sun. «

 

 

 
Vom Urknall hin zum heutigen Zustand unseres Universums
 
 
Unter dem Urknall versteht man das Ereignis, in dem die Expansion des kosmischen Raumes um uns herum seinen Anfang nahm.

Viele vermuten, dass erst der Urknall das Universum geschaffen hat.
 
Sicher aber ist das nicht — es könnte schon vorher existiert haben, z.B. als der sich ständig unter der Gravitationskraft weiter kompaktifizierende Kern eines ganz besonders gewaltigen Schwarzen Lochs.
 
Die moderne Physik jedenfalls geht — vor allem der Quantenmechanik wegen — keineswegs mehr von einer Singularität aus, nicht einmal von einem notwendiger Weise extrem kleinen Universum, sondern von einem extrem dichten.

 
In diesem unglaublich dichten Zustand hatte es damals, zu Beginn des Urknalls, unvorstellbar hohe Temperatur.
 
Die aber war, wie die große vereinheitlichende Theorie (GUT — Grand Unified Theory) annimmt, schon 10^-38 sec nach dem Urknall
auf 10^-29 Grad Kelvin gefallen. Grund hierfür war die damals noch ganz extrem starke Expansion des Raumes.
 
Bis dahin, so glaubt man, gab es nur zwei Grundkräfte im Universum: Die Gravitationskraft und die GUT-Kraft. Aus letzterer entstanden — bei etwa 10²⁰ Grad Kelvin — die starke und die elektroschwache Kraft.
 
Diese Aufspaltung habe ungeheuere Mengen von Energie freigesetzt, so dass es zu einem inflationsartigen Ansteigen der Expansionsgeschwindigkeit des Raumes kam: Der durch Menschen heute beobachtbare Teil des Universums hat dabei seinen Durchmesser, der zunächst kleiner als der eines Atoms war, fast schlagartig auf den des heutigen Sonnensystems anwachsen lassen.
 

Während dieser inflationären Phase (die die GUT-Ära beendete) wuchsen einst quantenmechanisch bedingte kleinste Energiefluktuationen zu jenen gleichmäßig im ganzen Raum verteilten Dichteunterschieden heran, wegen derer sich später Gaswolken, Galaxien und Filamente bilden konnten — letzlich auch Sterne und kleinere, dunkle Himmelskörper.
 
Nebenbei: Filamente sind die gewaltigsten Strukturen im All. Sie erinnern an die Fäden eines Spinnennetzes und bestehen aus kettenförmig angeordneten großen Materie-Ansammlungen: Galaxien und ganzen Clustern von Galaxien.
 
Der Raum zwischen diesen Fäden ist praktisch frei von Materie (sog. Voids = leere Bereiche).

 
Als die Temperatur dann — so etwa 10^-10 sec nach dem Urknall — auf nur noch 10¹⁵ Kelvin gefallen war, bildeten sich W- und Z-Bosonen — es begann die sog. elektroschwache Ära.

Dies ist keine reine Vermutung mehr, sondern konnte im derzeit weltweit mächtigsten Teilchenbeschleuniger (am CERN) schon 1983 tatsächlich rekonstruiert werden. Genau deswegen gilt es inzwischen als erwiesen, dass die weitere Entwicklung des Universums — die bis hin zu 380.000 Jahren nach dem Urknall — tatsächlich die folgende war (für die Zeit danach dokumentierte uns der 1969 entdeckte kosmische Mikrowellen- Hintergrund das Geschehen).

 
Das Auftauchen von W- und Z-Bosonen hat die elektroschwache Kraft zerlegt in das, was wir heute als schwache Wechselwirkung einerseits und als Elektromagnetismus andererseits kennen.
 
Es begann jetzt — etwa 1 Millisekunde nach dem Urknall — die sog. Hadronen-Ära . Hierunter versteht man die Zeit, in der sich Quarks, und zunehmend stabiler auch Protonen und Neutronen bilden konnten. Materie also. Genauer:
 

Während der Hadronen-Ära war die Energiedichte noch hoch genug, um aus Licht Protonen und Antiprotonen entstehen zu lassen sowie andere Leptonen. Zunächst aber haben sie sich stets fast sofort gegenseitig wieder vernichtet oder sind zu Licht geworden. Erst bei einer Temperatur von etwa 10¹³ Kelvin schlossen sich Quarks endgültig zu Protonen und Neutronen zusammen.
 
Damals, so scheint es, kam es dann auch zu einer Asymmetrie zwischen der Zahl von Teilchen und Antiteilchen: Pro 1 Mrd. Teilchen-Antiteilchen-Paare muss es etwa 1 Teilchen gegeben haben, das keinem solchen Paar zuzuordnen war.
 
Bei später noch etwa 10¹¹ Kelvin waren Protonen und Neutronen etwa gleich oft anzutreffen. Schließlich aber überwog die Zahl der Protonen, denn da Neutronen eine Idee schwerer sind, muss für die Wandlung eines Protons in ein Neutron Energie ausgewandt werden, wohingegen die Rückwandlung Energie freisetzt. Und so führte die Abkühlung dazu , dass plötzlich keine Neutronen mehr aus Protonen gebildet wurden, umgekehrt aber weiter Protonen aus Neutronen entstanden. Damit waren die positiv geladenen Teilchen binnen weniger Minuten, nachdem die Temperatur unter 10¹⁰ Kelvin gefallen war, in der Überzahl.

 
Da die Halbwertszeit freier Neutronen aber nur 15 Min beträgt, entschieden sich die meisten davon, zusammen mit Protonen einen Heliumkern zu bilden oder eines der Wasserstoffisotope Tritium oder Deuterium. Dies war der Beginn der Nukleosynthese-Ära.
 

Helium entsteht, wenn 4 Protonen sich mittels Kernfusion zusammentun. Die aber kommt nur zustande, wenn Druck und Temperatatur die störrischen Wasserstoffatome dazu zwingen, gemeinsam einen Heliumkern zu bilden. Orte, an denen das heute noch passiert, sind die heißen und dichten Kerne von Sternen.
 
Sterne gab es währen der ersten 3 Min aber noch keine — genügend heiß und dicht aber wares damals (bei eztwa 10¹¹ Kelvin durchaus.
 
Ganz von selbst also beganen sich einige der vorhandenen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen zu wandeln. Dies hieklt an, bis die Temperatur auf 10⁹ und entsprechend die Dichte auf 10¹³ Gramm pro Kubukzentimeter abgefallen war.
 
Zu diesem zeitpunkt also war die chemische Zusammensetzung unseres Universums im Großen und Ganzen besiegelt.

 
Selbst heute noch besteht die Materie im All weitestgehend aus den beiden Elementen, die schon am Ende der Nukleosynthese-Ära vorlagen: zu rund 75% aus Wasserstoff und zu rund 25% aus Helium.
 
Nur ein verschwindend geringer Anteil dieser Elemente ist inzwischen — durch sich zunehmend kompaktifizierende Sterne — in schwerere Elemente umgewandelt worden (für Details siehe den Todeskampf der Sterne).
 
 
Wie aber kam es zu dem Zustand, den wir heute noch in der kosmischen Mikrowellen-Hintergrund-Strahlung (CMB) abgebildet sehen?
 
Hier die Antwort: Zu Beginn der Nukleosynthese-Ära — als das All noch 10¹¹ Kelvin heiß war — wurden entstehende Materieteilchen ständig von ordentlich energie-geladenen Gammaphotonen getroffen und so recht oft wieder in ihre Einzelteile zerschlagen. Weitere Abkühlung des Alls hat diese Gammaphotonen dann zu rotem Licht werden lassen. Genau diese Photonen sind heute — der Expansion des Raumes wegen inzwischen zu 2.73 Kelvin kalten Mikrowellen geworden — die kosmische Hintergrundstrahlung. Sie zeigt uns die Verteilung der Energiedichte im All, wie sie

• etwa 380 000 Jahre nach dem Urknall vorlag
• und letztlich die heute im All realisierte großräumige Verteilung von Materie verursacht hat:

 
 

 
Die Lage der Filamente — das sind die heute großräumigsten Strukturen im All —
lässt sich grob auch der kosmischen Hintergrundstrahlung entnehmen.
Sie entstand etwa 380 000 Jahre nach dem Urknall: zu jener Zeit als das Licht sich zunehmend ungehindert ausbreiten konnte.
 
Source: The Berkeley Lab
 
Anisotropies in the cosmic microwave background, originating when the universe was less than 400,000 years old,
are directly related to variations in the density of galaxies as observed today.
 
 
Es war dies die Zeit, zu der das Licht laufen lernte (sprich: sich erstmals fast ungehindert ausbreiten konnte).
 

Vorher hat es sich — ganz so wie heute noch im Inneren der Sterne — ständig nur auf Zick-Zack-Kurs bewegt: Ständiger Zusammenstoß der Photonen mit geladenen Teilchen hat verhindert, dass sich Licht über größere Strecken geradlinig ausbreiten konnte.

 
 
 
Quelle: Daniela Leitner: Als das Licht laufen lernte (Bertelsmann 2013, Seite 702-741)