Schwarze Löcher

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Allgemeines

Was ist ein Schwarzes Loch?

Die Idee eines Schwarzen Loches gibt es schon seit mindestens 200 Jahren. Damals gab es zwei Theorien über die Beschaffenheit des Lichtes. Newton glaubte beispielsweise, das Licht würde aus Teilchen bestehen, andere verwiesen auf den Wellencharakter des Lichtes. Nimmt man an, dass das Licht aus Teilchen bestehe, so müsste man auch annehmen, dass es genauso auf die Schwerkraft reagiert, wie es eine Kanonenkugel macht. Führt man ihr nicht genügend Energie zu, kann sie unsere Erdanziehung nicht überwinden.

1783 schloss John Michel aus solchen Überlegungen, dass es Sterne geben müsse, die ein genügend starkes Gravitationsfeld haben, so dass Licht nicht mehr entkommen könne, da dessen Energie nicht ausreiche um zu entkommen, und so wieder zum Stern zurückgezogen werden würde.

Heute nennen wir solche Sterne "Schwarze Löcher". Wir können sie zwar nicht sehen - es kommt ja kein Licht mehr zu uns - aber dessen Anziehungskraft wirkt ja nicht nur auf das Licht sondern auch um andere Planeten und Sterne, die dann z.B. um ein Schwarzes Loch kreisen. Fairer Weise muss man erwähnen, dass wenige Jahre später völlig unabhängig davon der Franzose Marquis de Laplace eine ähnliche These aufstellte.

Im 19. Jahrhundert war man dann irgendwann überzeugt, dass Licht eine Welle sei, da man so eigentlich alle Phänomene erklären konnte. Also wandte man sich anderen Themen zu. Heute wissen wir zwar, dass Licht sowohl Teilchen als auch Welle sein kann, aber leider wissen wir auch, dass die Lichtgeschwindigkeit eine feste Naturkonstante ist. Also kann das Licht auch nicht wie eine senkrecht nach oben geschossene Kanonenkugel an Geschwindigkeit verlieren um schließlich sogar zum Stillstand zu kommen und umzukehren.

Also doch keine schwarzen Löcher? Die Lösung dieses Problems findet sich in der Allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein. Doch erkannte man dies nicht sofort 1915 als die Theorie veröffentlicht wurde.

Lebenszyklus der Sterne

Wenn eine große Menge Gas soviel Masse besitzt, dass eine genügend große Massenanziehung entsteht, so beginnt es in sich zusammenzustürzen. Dies nennen wir Kontraktion. Infolge dessen erwärmt sich der Gashaufen, da die Atome kollidieren. Irgendwann wird es so heiß, dass z. B. Wasserstoffatome zu Heliumatome verschmelzen.

Dabei wird wieder Energie frei, die den Stern dann zum Leuchten bringt, und die Temperatur erhöht sich nochmals. Infolge dessen erhöht sich dann auch der Druck des Gases. Wenn der Druck ebenso groß ist wie die Gravitationskraft, bleiben die Sterne in diesem Zustand, bis keine Atome mehr vorhanden sind, die noch miteinander verschmelzen könnten.

Dies ist spätestens mit Pb-Atomen erreicht. Dann geht ihm der "Brennstoff" aus, der Stern kühlt ab und beginnt sich zusammenzuziehen.

1928 spielte Subrahmanyan Chandrasekhar das Ganze noch weiter und kam zu dem Ergebnis, dass sich Sterne nicht zwangsläufig zusammenziehen müssen, wenn sie abkühlen. Wird der Stern kleiner, rücken logischer Weise auch die Atome immer näher zusammen. Nach dem Paulischen Ausschließungsprinzip folgt dadurch, dass die Atome unterschiedliche Geschwindigkeiten haben müssen; in unserem Fall eines Sternes müssen wir annehmen, dass sie sich dann wieder auseinander bewegen.

Er errechnete eine Größe, die ein Stern haben darf, damit sich Ausbreitungsbewegung und Gravitationskraft grade noch die Waage halten, der Stern also einen konstanten Radius beibehält. Er stellte aber auch fest, dass dies nicht immer der Fall sein muss. Wird der Stern nämlich genügend stark verdichtet, dann wird die Abstoßung geringer sein, als die Gravitation. Diese Fall tritt ein, wenn der kalte Stern mehr als die 1,5-fache Masse unserer Sonne (die Chandrasekharsche Grenze) besitzt.

Liegt die Masse darunter, so werden sich Abstoßung zwischen den Elektronen und Gravitation die Waage halten. Es entsteht ein "Weißer Zwerg", der einen Radius von ein paar tausend Kilometern und eine Masse von Hunderten von Tonnen pro cm³ hat.

Sterne, deren Masse über der Chandrasekharschen Grenze liegen, sollten in den meisten Fällen explodieren, wenn ihnen der Brennstoff ausgegangen ist. Oder es müsste ihnen gelingen, gerade soviel Masse loszuwerden, damit der Masse unter die Grenze fällt. Ein Problem sahen die Forscher darin, dass ein Stern, der die Masse nicht los wird oder ein "Weißer Zwerg", dem Masse zugeführt wird, keine Kraft mehr gegen dir Gravitation aufbringen könnte, er also unaufhaltsam in sich einstürzen würde, bis sich die Ganze Masse in einem winzigen Punkt verdichtet hätte. Aber selbst Albert Einstein war der Meinung, dass Sterne auf keinen Fall zur Größe Null kollabieren können. Also ließ Chandrasekhar seine Arbeit ruhen und widmete sich anderen Themengebieten.

Etwas mehr als zehn Jahre später stellte sich Robert Oppenheimer die Frage, wie Chandrasekhars Theorie mit der Allgemeinen Relativitätstheorie harmonieren könnte. Er kam zu dem Schluss, dass seine Ergebnisse nicht mit damaligen Teleskopen hätten überprüft werden können. Dann kam der zweite Weltkrieg dazwischen, und Oppenheimer wandte sich der Atombombe zu. Erst in den sechziger Jahren führte man seine Arbeit weiter.

Das Ergebnis ist, dass sich Lichtkegel im Raum-Zeit-Diagramm in der Nähe großer Massen leicht nach innen wölben. Wenn nun in Stern in sich selbst zusammenstürzt erhöht sich die Gravitation erheblich und der Kegel krümmt sich immer weiter nach innen. Das Licht erscheint nun für einen außenstehenden Beobachter immer röter und schwächer, da es sich zunehmend weniger der Gravitation entziehen kann. Ab einem bestimmten Radius des Sternes entkommt nun gar kein Licht mehr der Anziehung des Sternes. Eine Region, aus der kein Licht (und damit auch nichts anderes) mehr entkommen kann, nennen wir heute Schwarzes Loch. Die Grenzlinie, an der das Licht gerade noch nicht mehr entkommen kann heißt Ereignishorizont.

Wie sieht ein Schwarzes Loch aus?

Was sehen wir, wenn ein Stern kollabiert? Nehmen wir an, ein Astronaut würde sich auf einen Stern stellen, der gerade in sich zusammenstürzt. Nun wirken auf seine Füße viel stärkere Anziehungskräfte als auf seinen Kopf, er würde also in die Länge gezogen werden. Dies geschieht bereits, bevor der Stern den kritischen Radius erreicht, bei welchem sich der Ereignishorizont bildet. Er würde die Entstehung eines Schwarzen Loches nicht mehr miterleben.

Nehmen wir nun an, ein Raumschiff würde um diesen Stern kreisen. Das Licht der Sternes würde immer röter und schwächer werden, bis schließlich nichts mehr zu sehen wäre. Einziger Beweis des Schwarzen Loches wäre die Gravitation des Sternes, die ja immer noch vorhanden ist (das dies nicht ganz richtig ist, werden wir später noch sehen).

Stephen Hawking und Roger Penrose schlossen Ende der sechziger Jahre, dass es in einem Schwarzen Loch eine Singularität von unendlicher Dichte und Raumzeitkrümmung geben muss. Eine Singularität ist ein Punkt, in dem alle Theorien zusammenbrechen; im Schwarzen Loch gelten dann also auch keinerlei Naturgesetze mehr.

Aber nicht nur das. In einem Schwarzen Loch endet auch unsere Fähigkeit, die Zukunft vorherzusagen. Das bedeutet, dass ein Astronaut nie eine Singularität sehen wird. Sie wird immer in der Zukunft seiner Zeit liegen. Nie wird er von seinen Erlebnissen in einem Schwarzen Loch erzählen können, da er, bzw. seine Nachrichten, nie mehr aus dem Schwarzen Loch hinaus könnte. Auch von außen kann man nicht in ein Schwarzes Loch hinein schauen. Hierzu gibt es die Hypothese kosmischen Zensur, die besagt, dass Singularitäten wie Schwarze Löcher in der Realität stets durch einen Ereignishorizont vor Blicken Außenstehender geschützt wird. Dieser Ereignishorizont wirkt wie eine halbdurchlässige Membran. Zwar können Dinge in ein Schwarzes Loch hinein fallen, aber nichts kommt mehr hinaus.

Informationen über Schwarze Löcher

Sich bewegende schwere Objekte verursachen nach der Allgemeinen Relativitätstheorie Gravitationswellen, die sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten. Diese Wellen kann man beobachten, weil sie den Abstand zweier Gegenstände leicht verändert. Zwar sind diese Veränderungen nur sehr gering, aber wir haben inzwischen Detektoren gebaut, die es merken würden, wenn sich in fünfzehn Kilometern Entfernung etwas um weniger als den Durchmesser eines Atoms verschieben würde.

Dieses Aussenden von Wellen bedeutet natürlich einen Energieverlust für das strahlende Objekt, was schlussendlich zum Stillstand führen muss. Ein schwarzes Loch aber entsendet in seiner Entstehungsphase sehr viel Energie ab.

Wie sieht dann der endgültige Zustand eines Schwarzen Loches aus? Wenn dieser mit der ursprünglichen Beschaffenheit des Sternes zu tun hat, wären Aussagen darüber sehr schwer. Aber 1967 bewies Werner Israel, dass Schwarze Löcher nach der Allgemeinen Relativitätstheorie nur wie folgt aussehen können: sie müssen vollkommen sphärisch, also rund, sein und ihre Ausdehnung darf nur von der Masse abhängig sein. Daraus folgt, dass Schwarze Löcher immer dann identisch sind, wenn ihre Masse identisch ist. Später entdeckte man, dass Schwarze Löcher auch noch eine Rotationsgeschwindigkeit haben können. Außer diesen beiden Größen - Masse und Rotationsgeschwindigkeit - gibt das Schwarze Loch keine Informationen darüber heraus, woraus es einmal entstanden ist. Dieses Ergebnis nennt man das "Keine-Haare-Theorem".

Schwarze Löcher und das Problem sie zu beweisen

Zwar konnte man damals vieles über Schwarze Löcher berechnen, aber sehen konnte man sie nicht. Deshalb gab es auch Wissenschaftler, die sowohl die Allgemeine Relativitätstheorie als auch die Schwarze-Löcher-Theorie ablehnten. 1963 beobachtete Maarten Schmidt die Rotverschiebung eines Objekts am Himmel. Nach seinem Ermessen war sie zu groß, als dass sie durch Gravitationskräfte entstanden hätte sein können, da sie dann auch Planeten beeinflusst haben müsste. Deshalb hat man angenommen, dass die Rotverschiebung ein Anzeichen für sie Ausdehnung des Universums sein muss, woraus dann aber wieder folgte, dass das Objekt sehr stark strahlen muss, das es hier zu sehen war, obwohl es sehr weit entfernt ist. Einzige uns bekannte Möglichkeit, in dieser Größenordnung zu strahlen, ist der Gravitationskollaps. Zwar hat man noch weitere solche Objekte gesichtet, doch sind sie zu weit entfernt, und daher auch zu schwer zu beobachten, als dass man von einem Beweis für die Existenz reden kann.

Nun sind am Sternenhimmel Systeme bekannt, in denen ein Stern um ein unsichtbares Objekt kreist. Zwar kann man nicht sofort sagen, dass dort ein Schwarzes Loch existiert, es könnte auch ein sehr schwach leuchtender Stern sein. Doch bei einigen Systemen ist das unsichtbare Objekt eine starke Röntgenquelle. Dies lässt sich dadurch erklären, dass der sichtbare Stern Materie von sich gibt. Wenn diese nun dem unsichtbaren Objekt nähert, umkreist sie sie spiralförmig. Wenn dieses Objekt klein genug ist, also etwa so klein wie ein Weißer Zwerg, bzw. kleiner, wird die Materie so schnell, dass sie sich erhitzt und Röntgenstrahlen aussendet. Da wir aus solchen Systemen die Masse des unsichtbaren Objektes durch die Bahn des Leuchtenden Sternes errechnen können, wissen wir, dass z.B. die Masse des leuchtenden Teil des Systems Cygnus X-1 etwa die 6-fache Masse unserer Sonne hat. Demnach ist sie nach der Chandrasekharschen Grenze zu groß, als dass es sich um einen Weißen Zwerg handeln könnte. Deshalb muss es nach unserem Wissenstand um ein Schwarzes Loch handeln.

In der langen Geschichte des Universums müssen schon sehr viele Sterne ihren Brennstoff aufgebraucht haben und zu einem Schwarzen Loch zusammengestürzt sein. Es wäre auch denkbar, dass es mehr Schwarze Löcher als leuchtende Sterne gibt. Die Gravitationskräfte sehr vieler Schwarzen Löcher könnte eine Erklärung für die Rotationsbewegung unserer Galaxis sein.

Es gibt auch Hinweise darauf, dass im Zentrum unserer Galaxis ein riesiges Schwarzes Loch existiert. Die Materie, die spiralförmig in es hinein fällt, wird zwar erhitzt (wie bei Cygnus X-1), aber nicht genug, als das es als Röntgenquelle fungieren könnte. Statt dessen sendet es Radiowellen und Infrarotstrahlung aus. Dieses Schwarze Loch hätte die hunderttausendfache Masse unserer Sonne.

Es könnte aber auch Schwarze Löcher geben, die eine sehr viel kleinere Masse haben. Zwar könnten sie nicht infolge eines Gravitationskollapses entstanden sein (die Masse läge unter dem Chandrasekharschen Grenzwert), doch John Wheeler hat schon berechnet, dass es möglich wäre, eine Wasserstoffbombe zu bauen, in deren Zentrum alles derart komprimieren würde, so dass ein Schwarzes Loch entstehen würde. Möglich wäre aber auch, dass solche Schwarzen Löcher, wir nennen sie dann urzeitliche Schwarze Löcher, entstanden sind, als das Universum noch sehr jung war, und teilweise sehr hohe Drücke und Temperaturen vorherrschten. Natürlich dürfte dies nicht gleichmäßig verteilt gewesen sein, aber aus der Existenz von Sternen und Galaxien schließen wir heute, dass es damals Unregelmäßigkeiten gegeben haben muss, und die ganze Materie nicht gleichmäßig verteilt gewesen sein kann. Wenn wir wüßten, wie viele urzeitliche Schwarze Löcher es gibt, könnte man Rückschlüsse auf die Beschaffenheit des sehr jungen Universums ziehen.

Schwarze Löcher sind gar nicht so schwarz

Fotos von Schwarzen Löchern ein Paradoxon?

Nach einer Meldung in Bild der Wissenschaft vom 19.01.2000 haben Astrophysiker des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie in Bonn, der John-Hopkins-Universität in Baltimore und der University of Arizona in Tucson ein „Computerfoto" eines Schwarzen Loches im Zentrum der Milchstraße geschossen.
Nach Einsteins Relativitätstheorie sollte das Schwarze Loch laut Computermodellen einen kreisförmigen Schatten erzeugen. Dieser Schatten ist eine Aufnahme des Ereignishorizontes eines Schwarzen Loches. Auf dem Bild (obere Links) ist ein dunkler Schatten zu sehen, der fünf Mal so groß ist, wie erwartet. Hiermit ist er sogar groß genug, dass ihn Radioteleskope auf der Erde sehen können.

Der Ereignishorizont eines Schwarzen Loches

1970 war noch nicht genau definiert, welche Punkte der Raumzeit innerhalb oder außerhalb eines Schwarzen Loches liegen. Stephen Hawking und Roger Penrose hatten zu jener Zeit ein Schwarzes Loch als Gruppe von Ereignissen definiert, denen man nicht sehr weit entkommen kann. Diese ist auch heute noch die allgemein anerkannte Definition. Es gibt eine Grenze des Schwarzen Loches, den Ereignishorizont. Dieser wird durch Lichtstrahlen, die vergeblich versuchen der Anziehungskraft zu entfliehen und sich dabei am weitesten entfernen können, in der Raumzeit festgelegt. Die Anziehungskraft hat einen eingrenzenden, sogenannten Schwarzschildradius, unterhalb dem jede Masse zu einem Schwarzen Loch wird. Bei der Erde beträgt er 9 mm. Also würde man die Masse der Erde in einem Fingerhut zusammenpressen, hätte man ein Schwarzes Loch.

Der Ereignishorizont kann die Fläche beibehalten oder vergrößern, niemals aber abnehmen. Zum einen wächst die Fläche immer dann an, wenn Materie oder Strahlung ins Schwarze Loch fällt. Zum anderen vergrößert sich die Fläche, wenn zwei Schwarze Löcher zu einem kollidieren. Die Fläche des Ereignishorizontes vom neu entstandenen Schwarzen Loch ist gleich oder auch größer als die Summe der Fläche der Ereignishorizonte von den vorhergehenden Schwarzen Löchern.

Ordnung und Unordnung in Schwarzen Löchern

Diese Entdeckung, dass die Fläche des Schwarzen Loches nicht abnimmt, erinnert Stephen Hawking an das Verhalten einer physikalischen Größe namens Entropie. Die Entropie gibt die Unordnung eines Systems an, was im Alltag oft genug passiert, wenn man Dinge sich selbst überlässt. Aus einer Unordnung kann man auf jeden Fall wieder eine Ordnung schaffen. Doch dieses vermag Anstrengung oder Energie und verringert damit die Menge der verfügbaren, geordneten Energie. (Ein Beispiel wäre: Ein Auto nach einem Unfall wieder fahrtüchtig zu machen.)

Der zweite Hauptsatz der Thermodynamik enthält genau diese Gedanken. Dort heißt es: Die Entropie eines geschlossenen Systems nimmt stets zu und bei der Vereinigung zweier Systeme ist die Entropie des Gesamtsystems größer als die Summe der Entropien der einzelnen Systeme. Nimmt man nun einen Behälter mit Gasmolekülen und trennt diesen durch eine Zwischenwand in eine linke und eine rechte Hälfte, in der die ganzen Moleküle sitzen, so breiten sich die Gasmoleküle willkürlich im ganzen Behälter aus, wenn man die Zwischenwand entfernt. Die Wahrscheinlichkeit, dass irgendwann einmal wieder alle auf der rechten Seite anzutreffen sind, ist äußerst gering, genau gesagt eins zu vielen Billionen. Der Zustand dieses Systems ist jetzt ungeordneter als der Ursprüngliche. Die Entropie des Gases hat zugenommen. Wenn man die Wahrscheinlichkeit sieht, mit der der erwartete Zustand eintritt, so muss man sagen, dass der zweite Hauptsatz der Thermodynamik im Gegensatz zu anderen physikalischen Gesetzen, die ihre Gültigkeit nie verlieren (wie die Gravitation), nur in den allermeisten Fällen zutrifft.

Man kann auch leicht gegen den zweiten Hauptsatz der Thermodynamik verstoßen, in dem man etwas Materie mit einem hohen Maß an Entropie, z. B. ein Behälter mit Gas, in ein Schwarzes Loch wirft. Die Gesamtentropie außerhalb des Schwarzen Loches würde abnehmen. Die Rettung wäre, wenn man sehen könnte, wie groß die Entropie im Schwarzen Loch ist. Denn erst dann sähe man, ob die Gesamtentropie und die Entropie im Inneren nicht abgenommen hätte. Als Lösung für dieses Problem schlug Jacob Bekenstein, ein Doktorand in Princeton, vor, die Fläche des Ereignishorizontes als ein Maß für die Entropie des Schwarzen Loches anzusehen. Jetzt schien der zweite Hauptsatz der Thermodynamik wieder in den meisten Fällen gewahrt zu bleiben. Doch sah man jetzt einen großen Fehler. Wenn ein Schwarzes Loch Entropie besitzt, so sollte es auch eine gewisse Temperatur haben. Nun muss aber ein Körper mit einer bestimmten Temperatur auch ein gewisses Maß an Strahlung emittieren. Diese Strahlung, und sei sie noch so gering, ist nötig um dem zweiten Hauptsatz der Thermodynamik nicht zu verletzen.

Die Unschärferelation redet auch mit

Nun hatte man ein Problem. Definitionsgemäß sind Schwarze Löcher nämlich Objekte, die überhaupt nichts emittieren. Doch nach dem zweiten Hauptsatz müssen sie Strahlung emittieren. Dieses unausweichliche Problem erörterte Stephen Hawking 1973 bei einem Aufenthalt in Moskau mit den sowjetischen Wissenschaftlern Jakow Seldowitsch und Alexander Starobinski. Sie kamen zu dem Schluss, dass rotierende Schwarze Löcher nach der Unschärferelation der Quantenmechanik Strahlung in genau der Menge emittieren müssen, wie dies von einem heißen Körper zu erwarten wäre. Als Hawking noch nach einem besseren Verfahren zur mathematischen Berechnung der Emission suchte, stellte er zu seiner Überraschung fest, dass auch nicht-rotierende Schwarze Löcher Teilchen in steter Menge hervorbringen und emittieren.

Endgültig davon überzeugt war er, als er feststellte, dass das Spektrum der emittierten Teilchen genau dem Emissionsspektrum eines heißen Körpers entspricht. Die Temperatur hängt nur von der Masse des Schwarzen Loches ab, d. h. je größer die Masse ist, desto geringer ist die Temperatur.

Wie ist dies möglich? Wir wissen doch, dass dem Ereignishorizont des Schwarzen Loches nichts entkommen kann. Die Antwort liefert uns die Quantentheorie. Die Teilchen stammen nicht aus dem Inneren des Schwarzen Loches, sondern aus dem "leeren" Raum unmittelbar außerhalb des Ereignishorizontes.

Dieser Raum kann in Wirklichkeit nicht leer sein, denn sonst müssten alle Felder, wie das Gravitationsfeld, gleich null sein. Dies ist aber nach der Unschärferelation nicht möglich, da sich der Wert des Feldes und seine zeitliche Veränderung genauso verhält, wie die Position und Geschwindigkeit eines Teilchen. Es muss immer ein bestimmtes Maß an Ungewissheit oder Quantenfluktuation im Wert des Feldes bleiben, denn ein exakter Wert kann nicht angenommen werden. Diese Fluktuationen kann man sich als Teilchenpaare des Lichts oder der Gravitationen vorstellen, die irgendwann zu-sammenkommen, sich trennen und beim erneuten Zusammentreffen sich gegenseitig vernichten.(Abb. 1)
Die virtuellen Teilchen kann man nicht direkt mit einem Teilchendetektor feststellen, sondern nur die Auswirkungen, die diese Teilchen verursachen. Die Teilchen und ihre Antiteilchen vernichten sich normalerweise. Doch kann es auch passieren, dass ein Teilchen in ein Schwarzes Loch fällt und zu einem realen Teilchen wird. Sein Partner kann ebenfalls in das Loch fallen oder, mit positiver Energie ausgestattet, als reales Teilchen oder Antiteilchen der Nähe des Schwarzen Loches entrinnen. Ein entfernter Beobachter des Vorgangs wird meinen, dass das Teilchen vom Schwarzen Loch emittiert worden sei.

Nach Einsteins Formel E=mc^2 verringert sich die Masse des Schwarzen Loches, wenn durch diese Teilchen negative Energie in das Schwarze Loch gelangt. Nun zählt auch die Umkehrung: Je geringer die Masse des Schwarzen Loches ist, desto höher ist die Temperatur. So nimmt mit dem Masseverlust des Schwarzen Loches seine Temperatur und Emissionstätigkeit zu. Nun geht durch die Zunahme der Emission noch mehr Masse verloren und das Schwarze Loch wird immer kleiner.

Es ist noch nicht ganz klar was dann passieren wird. Doch höchstwahrheinlich würde es in einem gewaltigen Strahlenausbruch, der mit vielen Millionen von Wasserstoffbombenexplosionen gleichzusetzen wäre, endgültig verschwinden.

Wenn das Universum seine Expansion ewig fortsetzen würde, würde irgendwann einmal die Temperatur der Mikrowellenstrahlung des Universums unter die des Schwarzen Loches sinken und somit das Schwarze Loch an Masse verlieren, da es mehr emittiert als absorbiert. Bevor das Schwarze Loch aber vollständig zerstrahlen würde, würden noch eine Million Millionen Millionen Millionen Millionen Millionen Millionen Millionen Millionen Millionen Millionen Jahre (eine 1 mit 66 Nullen) vergehen.

Urzeitliche Schwarze Löcher

Andererseits könnte es urzeitliche Schwarze Löcher mit sehr viel geringerer Masse geben, die in früheren Zeiten des Universums durch den Kollaps von Unregelmäßigkeiten entstanden sind. Die urzeitlichen Schwarzen Löcher hätten sehr viel höhere Temperaturen und weit intensivere Strahlung. Ein Loch mit Anfangsmasse von einer Milliarde Tonne hätte die Lebenszeit, die dem Alter des Universums entspräche (also viel kürzer als die o. e. schwarzen Löcher). Löcher mit kleinen Anfangsmassen hätten sich schon verflüchtigt und solche mit etwas größerer Anfangsmasse strahlten noch immer in Form von Röntgen- und Gammastrahlen.

Diese Art derurzeitlichen Schwarzen Löcher wäre weißglühend (nicht schwarz) und würde ungefähr 10 000 Megawatt abstrahlen. Wenn man diese Energie nutzen wollte, müsste man das Schwarze Loch mit Hilfe einer Anziehungskraft auf einer Umlaufbahn um die Erde halten. Denn das Schwarze Loch hat die Masse eines Berges und die Größe eines Atomkernes und würde somit nach einer Pendelbewegung um den Erdmittelpunkt auch dort verbleiben.

Eine Möglichkeit die urzeitlichen Schwarzen Löcher zu beobachten, wäre die ausgesendeten Gammastrahlen aufzufangen. Heutzutage beobachtet man tatsächlich eine solche Gammahintergrundstrahlung. Doch ist es sehr wahrscheinlich, dass diese Hintergrundstrahlung durch andere Prozesse entsteht. Aufgrund der Vorhersagen und Beobachtungen kann man folgern, dass es höchstens 300 urzeitliche Schwarze Löcher pro Kubiklichtjahr geben kann. Jedoch ist das Vorhandensein solcher urzeitlicher Schwarzer Löcher dadurch nicht bewiesen. Dieser Grenzwert bedeutet, dass die urzeitlichen Schwarzen Löcher höchstens ein Millionstel der Materie im Universum ausmachen können.

Da die Gravitation die urzeitlichen Schwarzen Löcher in die Nähe von Materie ziehen würde, müssten sie sehr viel häufiger in Galaxien und ihrem Umfeld vorkommen. Doch selbst wenn die Häufigkeit des Vorkommens eine Million mal größer wäre, wäre es immer noch schwer genug, das nächste Schwarze Loch, das eine Milliarde Kilometer entfernt wäre (Entfernung Pluto Erde), zu entdecken. Man müsste innerhalb einer gewissen Zeit etliche Gammastrahlenquanten aus derselben Richtung einfangen, sonst könnte man auch Hintergrundstrahlung messen. Nach dem Planckschen Quantenprinzip wissen wir, dass Gammastrahlenquanten große Energien besitzen, da Gammastrahlen von hoher Frequenz sind. Daraus folgt, dass nur wenige Quanten nötig sind um 10 000 Megawatt abzustrahlen, was das Messen noch problematischer gestaltet. Um nun diese Strahlen zu beobachten bräuchte man einen Gammastrahlendedektor, der größer wäre als alle bislang gebauten.

Strahlenausbrüche der Explosionen von Schwarzen Löchern, die am Ende ihrer Lebenszeit und nur eine Milliarde Kilometer entfernt sind, sind natürlich leicht zu entdecken . Mit Satelliten, die eigentlich dazu dienten, die Einhaltung des Verzichts auf Atomwaffentests zu überprüfen, hat man Gammastrahlenausbrüche entdeckt. Den Ursprung haben solche Ausbrüche nach bestimmten Überlegungen nicht weit von uns entfernt - entweder in oder außerhalb der Milchstraße.

Aber natürlich gibt es auch andere denkbare Erklärungen für die Gammastrahlenausbrüche. Zum Beispiel können sie durch kollidierende Neutronensterne hervorgerufen werden. In den nächsten Jahren werden wir dank Gravitationswellendedektoren wie LIGO wahrscheinlich mehr Informationen über die Herkunft dieser Gammastrahlung bekommen. Selbst wenn man bei der Suche nach urzeitlichen Schwarzen Löchern ohne Erfolg bliebe, was durchaus vorstellbar wäre, so würde man doch wichtige Einblicke in die sehr frühen Stadien des Universums gewinnen.

Die Idee, dass Schwarze Löcher strahlen, war das erste Beispiel für eine Vorhersage, die wesentlich auf beiden großen Theorien des 20. Jahrhunderts (der Allgemeinen Relativitätstheorie und der Quantenmechanik) beruhte. Anfangs stieß dieser Gedanke auf heftigen Widerstand, weil er der herrschenden Auffassung widersprach: "Wie kann eine Schwarzes Loch irgend etwas emittieren ?" Der Gedanke wurde sogar von John G. Taylor als kompletten Unsinn bezeichnet. Doch heutzutage sind sich die Wissenschaftler einig, dass urzeitliche Schwarze Löcher Gamma- und Röntgenstrahlen in hohem Maße emittieren, obwohl man noch keines gefunden hat.

Autoren: Sebastian Ebner und Sven Schmid

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