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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91597" data-attributes="member: 2506"><p>Man beachte, dass bei dieser Aufzählung die Grenzen willkürlich gezogen wurden, die Übergänge sind fließend. Lediglich stellare Löcher haben eine Obergrenze von etwa 100 Sonnenmassen, weil ein Stern nicht schwerer werden kann (siehe hierzu Riesensterne). Die erste genannte Gruppe wird uns im nächsten Kapitel beschäftigen, beginnen wir deshalb mit den Löchern stellarer Massen.</p><p></p><p>Wenn ein Stern seinen nuklearen Brennstoff verbraucht hat und die Masse des Kerns im Innern mehr als etwa 3 Sonnenmassen übersteigt, gibt es keine bekannte Kraft mehr im Universum, die den Kollaps zum Schwarzen Loch verhindern könnte. Ist das geschehen, hat sich der Stern vom übrigen Weltall abgeschnitten. Es gibt keine "feste" Oberfläche mehr, sondern nur noch einen Raumbereich als Grenze, unterhalb der man nichts mehr sehen kann, aus der keine Informationen mehr nach außen dringen können - den Ereignishorizont.</p><p></p><p>Schwarzes Loch mit AkkretionsscheibeAlles, was in den Horizont eindringt, bleibt für immer darin verborgen. Weder Licht noch Röntgenstrahlung, weder Funksignale oder noch so kleine oder superenergiereiche Teilchen können entweichen. Der Radius eines Ereignishorizontes ist recht klein: Für ein Schwarzes Loch von 10 Sonnenmassen beträgt er nur 30 [km].</p><p></p><p>Wie schon angedeutet, liegt die "Mindestmasse" eines stellaren Schwarzen Lochs bei etwa 3 Sonnenmassen. Zwischen 1,4 und 3 Sonnenmassen wird der Kollaps des Sterns bei einem Neutronenstern enden, weil hier das entartete Neutronengas der Gravitation einen noch ausreichenden Druck gegenüber stellen kann. Ähnliches trifft auch für Sterne noch kleinerer Massen zu: Bis herab zu etwa 0,4 Sonnenmassen bilden sich Weiße Zwerge, in denen ein entartetes Elektronengas den notwendigen Gegendruck liefert. Aus Sternen unterhalb der Mindestmasse können heute also keine Schwarzen Löcher gebildet werden.</p><p></p><p>Massereiche Sterne entstehen in Gebieten hoher Gas- und Staubkonzentration. Die kollabierende Wolke ist von so viel Materie umgeben, dass der sich bildende Protostern immer weiter wachsen kann. Die Natur hat diesem Treiben aber eine Grenze gesetzt. Auch wenn noch so viel an Materienachschub vorhanden ist, befreit sich der Stern von selbst aus dem Dunkel. Durch den inzwischen enormen Druck und die hohen Temperaturen im Innern sind Kernfusionen angesprungen, die jetzt gewaltige Energiemengen freisetzen und nach außen abtransportieren. Es entsteht ein Sternwind aus geladenen Teilchen, die mit hohen Geschwindigkeiten ins All geschleudert werden. Je massereicher der Stern ist, umso schneller laufen die Kernprozesse ab und umso stärker ist der Sternwind. Bei etwa 120 Sonnenmassen kann man fast von einem "Sturm" sprechen, der Wind ist so kräftig, dass er jede umgebende Materie fort bläst und er damit nicht mehr weiter wachsen kann.</p><p></p><p>Nun hat ein solcher Sternkoloss an seinem Lebensende keine 100 oder 120 Sonnenmassen mehr! Durch seinen starken Sternwind sowie immer wiederkehrende Instabilitäten (siehe hierzu auch Eta Carinae) stößt er im Laufe der Zeit große Mengen an Materie ab. Übrig bleiben dann für das Schwarze Loch vielleicht noch 50, 80 Sonnenmassen (genaue Werte sind nicht bekannt). Weil massereiche Sterne nicht sehr alt werden (sie verbrauchen ihren Brennstoff extrem schnell), können sie sich nicht weit von ihrem Entstehungsort entfernen. Sie entstehen auch selten allein, sondern meist gleich in Gruppen und sind damit häufig von viel Materie umgeben bzw. sogar in Doppel- oder Mehrfachsysteme eingebunden. Durch diesen Umstand kann das entstandene Schwarze Loch nun munter weiter wachsen!</p><p></p><p>Binärsystem SS 433Diese Aufnahme des Chandra- Röntgenobservatoriums zeigt uns das Binärsystem SS 433 im Sternbild Adler in 16 000 Lichtjahren Entfernung. Zu sehen ist, wie die Illustration andeutet, ein Schwarzes Loch, umgeben von einer Akkretionsscheibe, welches Materie von einem Begleitstern absaugt. Die beiden großen "Ohrläppchen" rechts und links stellen dabei die beiden ultraschnellen, 50 Millionen [K] heißen Plasmajets dar. Das in der Bildmitte angedeutete Loch ist also längst noch nicht am Ende seines Wachstums angelangt.</p><p></p><p>Lange Zeit war völlig unklar, ob "Zwischengrößen" bei Schwarzen Löchern überhaupt existieren, neben den supermassiven (siehe weiter unten) waren nur diejenigen stellaren Ausmaßes bekannt. Erst seit dem Jahr 2000 weiß man von den "Mittelgewichten", die mehrere 100 bis zu etwa 10 000 Sonnenmassen erreichen. Wie kann man überhaupt ein derartiges Gebilde erkennen und nachweisen?</p><p></p><p>Eddington- LimitJe mehr Materie von einem Schwarzen Loch angezogen wird, umso mehr erhöht sich die Reibung in der Akkretionsscheibe und die Temperatur steigt. So hoch, dass sogar Röntgen- und Gammastrahlung emittiert wird. Die gesamte Strahlung erzeugt einen nach außen gerichteten Druck, der bei Erreichen eines bestimmten Grenzwertes so groß wird, dass keine weitere Materie ins Schwarze Loch fallen kann. Bei Überschreitung des Limits wird sogar Materie abgestoßen. Diese Grenze nennt man Eddington- Limit. Das Eddington- Limit ist damit eine physikalische Grenze für den "Appetit" eines Schwarzen Lochs. Für eine vorgegebene Masse gibt es somit eine maximale Leuchtkraft, und aus dieser Beziehung kann man die Masse des Schwarzen Lochs ableiten.</p><p></p><p>Wie können Astronomen überhaupt die Massen Schwarzer Löcher bestimmen? Bei stellaren Löchern gelingt dies z.B. durch Beobachtung von Bahnstörungen eines Sterns durch den unsichtbaren Begleiter (der Stern "wackelt" etwas hin und her, so weist man sogar extraterrestrische Planeten nach, aus dieser Ablenkung kann man auf die Masse schließen). Bei supermassiven Löchern geschieht dies äquivalent durch Observation umlaufender Materiewolken, deren Bahngeschwindigkeit messbar ist (durch spektrale Untersuchungen). Bei Löchern mittlerer Masse kann man die Helligkeit der Röntgenstrahlung in Beziehung zur ins Loch fallenden Materie setzen und daraus deren Größe ableiten. Die Größe weit entfernter, massereicher Schwarzer Löcher muss man anders bestimmen. Sie verraten sich als sehr aktive Objekte in den Galaxienzentren (AGN, siehe auch weiter unten). Ein AGN variiert häufig seine Leuchtkraft, vor allem im Röntgenbereich. Diese Helligkeitsschwankungen liegen im Bereich von Tagen. Man darf sich nun ziemlich sicher sein, dass die Strahlungsquelle nicht größer sein kann als die Strecke, die das Licht in dieser Zeit zurücklegt. Das bedeutet,</p><p></p><p>R < c × t</p><p></p><p>Innerhalb dieses Radius muss sich also die bestimmte Masse befinden. Aus den so ermittelten Werten, häufig viele Millionen bis mehrere Milliarden Sonnenmassen und Radien bis zu einigen Lichttagen lässt sich nur der Schluss ziehen, dass in diesem Raumgebiet ein Schwarzes Loch vorhanden sein muss. Es gibt keine Alternative dazu.</p><p></p><p>Schwarzes Loch in M 82Dem Chandra- Satelliten gelang 2002, ein mittelschweres Schwarzes Loch in der Galaxie M 82 im Großen Bären in 11 Millionen Lichtjahren Distanz ausfindig zu machen. Man fand es etwa 600 Lichtjahre vom Galaxienzentrum entfernt in einem Sternhaufen. Hier sind, nach dem Eddington- Limit bestimmt, etwa 500 Sonnenmassen in einem Volumen von der Größe des Mondes vereint! Neueren Messungen zufolge (2006) könnte das Schwarze Loch auch 1000 Sonnenmassen "schwer" sein.</p><p></p><p>Astrophysiker sind sich noch nicht sicher, wie diese "Mittelschwergewichte" entstehen. Es könnte direkt in den Sternentstehungsgebieten geschehen, weil hier genügend Materie vorhanden ist. Erst recht in den Galaxienzentren. Möglich ist auch, dass wir es mit einem Relikt der ersten Sterngeneration zu tun haben, die ersten Sterne konnten bis zu 1000 Sonnemassen beinhalten. Es ist allerdings genauso möglich, dass man einer Täuschung unterliegt und das beobachtete Röntgenlicht durch den Beaming- Effekt verstärkt wird und die ermittelte Masse nicht annähernd so hoch ist wie errechnet.</p><p></p><p>Weitere Hinweise auf Schwarze Löcher mittlerer Masse fanden sich in Kugelsternhaufen, weil hier Bewegungen der Sterne auf dunkle, massereiche Zentren hinweisen sowie in Zwerggalaxien.</p><p></p><p>Die "Boliden" unter den Schwarzen Löchern findet man nur in den Zentren vieler Galaxien. Allgemein ist man in der Astrophysik sogar zu der Überzeugung gelangt, dass eigentlich in jedem Galaxienzentrum ein Schwarzes Loch stecken müsste. Selbst im Zentrum unserer Galaxis hat sich ein Schwarzes Loch verborgen, das sich inzwischen jedoch auf vielfältige Weise verraten hat.</p><p></p><p>MilchstrassenzentrumWenn wir von unserer Position im Außenbereich der Milchstraße zum galaktischen Zentrum sehen, so wird die Sicht durch dicke Gas- und Staubschichten völlig behindert. Für einige Wellenlängen sind diese Bereiche aber durchlässig, so auch für Röntgenstrahlung. Diese Falschfarbenaufnahme des Chandra- Observatoriums zeigt einen Bereich von 400 mal 900 Lichtjahren um das Zentrum. Eingebettet in rund 10 Millionen [K] heißes Gas in dieser Region, sehen wir als weißen Fleck in der Bildmitte den Bereich des supermassiven Schwarzen Lochs. Nach neueren Erkenntnissen ist es 3,6 Millionen Sonnemassen "schwer".</p><p></p><p>Bisher haben wir uns Schwarzen Löchern gewidmet, die aufgrund ihrer Masse von einigen wenigen bis hin zu Milliarden Sonnenmassen ansehnliche Durchmesser ihrer Horizonte ausbilden. Allerdings ist es denkbar, wenn auch bis heute rein spekulativ, dass sehr viel kleinere Löcher in mikroskopischem Maßstab existieren könnten.</p><p></p><p>Wie wir sahen, bilden sich Schwarze Löcher durch einen Gravitationskollaps, ein Himmelskörper bricht unter seiner eigenen Last zusammen. Sehr kleine Minilöcher können so niemals entstehen, weil die beteiligten Massen von beispielsweise Planeten oder Monden viel zu gering wären. Sie könnten nur entstehen, wenn ein entsprechend hoher Druck von außen auf die Materie ausgeübt wird. Prinzipiell sind wir Menschen sogar in der Lage, ein kleines Schwarzes Loch künstlich zu erzeugen! Wenn wir den Weltmeeren alles an schwerem Wasser (D2O, der Wasserstoff ist durch Deuterium ersetzt) entziehen würden, könnte man daraus eine Wasserstoffbombe bauen. Bei ihrer Explosion wäre der Druck hoch genug, um in ihrem Zentrum befindliche Materie zu einem Schwarzen Loch zusammenzupressen. Dies wurde einmal von John Wheeler berechnet, der dabei hoffentlich berücksichtigte, dass es anschließend niemanden mehr gäbe um das Loch zu beobachten.</p><p></p><p>Es gibt allerdings auch ernsthaftere Überlegungen, mit denen sich insbesondere Stephen Hawking beschäftigte. Im frühen Universum nämlich waren Temperatur und Druck sehr hoch, so dass sich eventuell Schwarze Löcher bilden konnten. Solche primordialen (urzeitlichen) Löcher könnten allerdings nur dann entstehen, wenn der frühe Kosmos nicht absolut gleichmäßig, sondern von Unregelmäßigkeiten durchzogen war.</p><p></p><p>Entstehung primordialer MinilöcherDass dies der Fall gewesen sein muss wissen wir, da sonst weder Sterne noch Galaxien hätten entstehen können. Damit ist in der Tat die Möglichkeit gegeben, dass an Stellen höherer Dichte primordiale Löcher entstanden. Die Masse dieser Minilöcher wäre recht gering, sie müsste im Bereich von etwa mindestens 500 Milliarden Tonnen liegen (dem Gewicht eines Berges), wollten sie heute noch existieren. Kleinere Löcher wären längst verschwunden (warum sehen wir weiter unten). Ein primordiales Loch von rund 1018 [g] hätte einen Durchmesser, der kleiner als der eines Atoms wäre!</p><p></p><p>Sind Schwarze Löcher wirklich absolut schwarz? Haben Schwarze Löcher eine Temperatur? Schließlich war der Stern, aus dem das Loch entstand, einmal sehr heiß! Diesen Fragen sind wir bisher ausgewichen, wollen uns ihnen aber nun stellen. 1974 veröffentlichte Stephen Hawking einen Artikel, der die Fachwelt in helle Aufregung versetzte: Schwarze Löcher sollen alle möglichen Arten von Strahlung aussenden! Und das, obwohl wir doch alle wissen, dass nichts aus einem Schwarzen Loch entweichen kann. Darüber hinaus sollte das Strahlungsspektrum einem Schwarzen Strahler entsprechen, womit man letztendlich einem Schwarzen Loch eine Temperatur zuordnen kann.</p><p></p><p>Um diese Aussagen zu verstehen, müssen wir uns mit einem weiteren Begriff anfreunden, den der Entropie.</p><p></p><p>Die Entropie entstammt dem physikalischen Gebiet der Thermodynamik, und zwar derem zweiten Hauptsatz (es gibt insgesamt vier Hauptsätze, siehe auch weiter unten). Während der erste Hauptsatz besagt, dass in einem geschlossenen System die Gesamtenergie stets konstant bleibt, macht der zweite Hauptsatz eine Aussage über die Entropie, die "Unordnung" eines Systems. Damit ist nicht etwa die Unordnung im Zimmer Ihrer Kinder oder Ihres Hobbyraums gemeint, obwohl dies sehr anschauliche Beispiele sind. Unterlassen Sie einmal ein ganzes Jahr lang jede Ordnungsaktion, und Sie werden die Aussage des zweiten Hauptsatzes verstehen:</p><p></p><p>Die Entropie in einem geschlossenen System bleibt gleich oder nimmt zu.</p><p></p><p>Im Detail sind die Aussagen recht verzwickt und wir wollen uns daher hier auf ein Minimum beschränken. Hierzu ein Beispiel:</p><p></p><p>Die Entropie nimmt zuWir nehmen zwei Gefäße, wovon wir eines mit Stickstoff, das andere mit Helium füllen. Angedeutet sind einige Gasmoleküle bzw. -atome. Da beide Gase voneinander getrennt sind, haben wir es mit einem geordneten Zustand zu tun. Wenn wir nun den Hahn öffnen, verteilen sich die Gase nach und nach vollkommen gleichmäßig im gesamten ihnen zur Verfügung stehenden Raum. Offensichtlich ist jetzt der Grad der Unordnung angewachsen. Es könnte natürlich geschehen, dass sich irgendwann alle Gaspartikel zufällig in einem der beiden Kolben befinden, doch das ist sehr unwahrscheinlich. Dennoch sehen wir hier den Unterschied zu anderen physikalischen Gesetzen: Der zweite Hauptsatz gilt nicht für jeden möglichen Fall, sondern trifft nur unter bestimmter, wenn auch sehr großer Wahrscheinlichkeit zu.</p><p></p><p>Wenn Sie einmal einen Eiswürfel auf den Tisch legen, dürfen Sie sich mit gutem Gewissen wundern, wenn er plötzlich in die Höhe springt. Es ist sehr unwahrscheinlich, dass alle Moleküle des Würfels gleichzeitig nach oben schwingen und hierdurch den Sprung verursachen. Aber auszuschließen ist diese Möglichkeit nicht völlig! Vielmehr werden die Eismoleküle in alle Richtungen schwingen wie vorher auch. Es kann auch keine Wärme vom Eiswürfel auf den viel wärmeren Tisch überfließen. Dies ist eine weitere Aussage des zweiten Hauptsatzes, dass nämlich Wärme stets nur vom wärmeren zum kälteren Körper übergehen kann.</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91597, member: 2506"] Man beachte, dass bei dieser Aufzählung die Grenzen willkürlich gezogen wurden, die Übergänge sind fließend. Lediglich stellare Löcher haben eine Obergrenze von etwa 100 Sonnenmassen, weil ein Stern nicht schwerer werden kann (siehe hierzu Riesensterne). Die erste genannte Gruppe wird uns im nächsten Kapitel beschäftigen, beginnen wir deshalb mit den Löchern stellarer Massen. Wenn ein Stern seinen nuklearen Brennstoff verbraucht hat und die Masse des Kerns im Innern mehr als etwa 3 Sonnenmassen übersteigt, gibt es keine bekannte Kraft mehr im Universum, die den Kollaps zum Schwarzen Loch verhindern könnte. Ist das geschehen, hat sich der Stern vom übrigen Weltall abgeschnitten. Es gibt keine "feste" Oberfläche mehr, sondern nur noch einen Raumbereich als Grenze, unterhalb der man nichts mehr sehen kann, aus der keine Informationen mehr nach außen dringen können - den Ereignishorizont. Schwarzes Loch mit AkkretionsscheibeAlles, was in den Horizont eindringt, bleibt für immer darin verborgen. Weder Licht noch Röntgenstrahlung, weder Funksignale oder noch so kleine oder superenergiereiche Teilchen können entweichen. Der Radius eines Ereignishorizontes ist recht klein: Für ein Schwarzes Loch von 10 Sonnenmassen beträgt er nur 30 [km]. Wie schon angedeutet, liegt die "Mindestmasse" eines stellaren Schwarzen Lochs bei etwa 3 Sonnenmassen. Zwischen 1,4 und 3 Sonnenmassen wird der Kollaps des Sterns bei einem Neutronenstern enden, weil hier das entartete Neutronengas der Gravitation einen noch ausreichenden Druck gegenüber stellen kann. Ähnliches trifft auch für Sterne noch kleinerer Massen zu: Bis herab zu etwa 0,4 Sonnenmassen bilden sich Weiße Zwerge, in denen ein entartetes Elektronengas den notwendigen Gegendruck liefert. Aus Sternen unterhalb der Mindestmasse können heute also keine Schwarzen Löcher gebildet werden. Massereiche Sterne entstehen in Gebieten hoher Gas- und Staubkonzentration. Die kollabierende Wolke ist von so viel Materie umgeben, dass der sich bildende Protostern immer weiter wachsen kann. Die Natur hat diesem Treiben aber eine Grenze gesetzt. Auch wenn noch so viel an Materienachschub vorhanden ist, befreit sich der Stern von selbst aus dem Dunkel. Durch den inzwischen enormen Druck und die hohen Temperaturen im Innern sind Kernfusionen angesprungen, die jetzt gewaltige Energiemengen freisetzen und nach außen abtransportieren. Es entsteht ein Sternwind aus geladenen Teilchen, die mit hohen Geschwindigkeiten ins All geschleudert werden. Je massereicher der Stern ist, umso schneller laufen die Kernprozesse ab und umso stärker ist der Sternwind. Bei etwa 120 Sonnenmassen kann man fast von einem "Sturm" sprechen, der Wind ist so kräftig, dass er jede umgebende Materie fort bläst und er damit nicht mehr weiter wachsen kann. Nun hat ein solcher Sternkoloss an seinem Lebensende keine 100 oder 120 Sonnenmassen mehr! Durch seinen starken Sternwind sowie immer wiederkehrende Instabilitäten (siehe hierzu auch Eta Carinae) stößt er im Laufe der Zeit große Mengen an Materie ab. Übrig bleiben dann für das Schwarze Loch vielleicht noch 50, 80 Sonnenmassen (genaue Werte sind nicht bekannt). Weil massereiche Sterne nicht sehr alt werden (sie verbrauchen ihren Brennstoff extrem schnell), können sie sich nicht weit von ihrem Entstehungsort entfernen. Sie entstehen auch selten allein, sondern meist gleich in Gruppen und sind damit häufig von viel Materie umgeben bzw. sogar in Doppel- oder Mehrfachsysteme eingebunden. Durch diesen Umstand kann das entstandene Schwarze Loch nun munter weiter wachsen! Binärsystem SS 433Diese Aufnahme des Chandra- Röntgenobservatoriums zeigt uns das Binärsystem SS 433 im Sternbild Adler in 16 000 Lichtjahren Entfernung. Zu sehen ist, wie die Illustration andeutet, ein Schwarzes Loch, umgeben von einer Akkretionsscheibe, welches Materie von einem Begleitstern absaugt. Die beiden großen "Ohrläppchen" rechts und links stellen dabei die beiden ultraschnellen, 50 Millionen [K] heißen Plasmajets dar. Das in der Bildmitte angedeutete Loch ist also längst noch nicht am Ende seines Wachstums angelangt. Lange Zeit war völlig unklar, ob "Zwischengrößen" bei Schwarzen Löchern überhaupt existieren, neben den supermassiven (siehe weiter unten) waren nur diejenigen stellaren Ausmaßes bekannt. Erst seit dem Jahr 2000 weiß man von den "Mittelgewichten", die mehrere 100 bis zu etwa 10 000 Sonnenmassen erreichen. Wie kann man überhaupt ein derartiges Gebilde erkennen und nachweisen? Eddington- LimitJe mehr Materie von einem Schwarzen Loch angezogen wird, umso mehr erhöht sich die Reibung in der Akkretionsscheibe und die Temperatur steigt. So hoch, dass sogar Röntgen- und Gammastrahlung emittiert wird. Die gesamte Strahlung erzeugt einen nach außen gerichteten Druck, der bei Erreichen eines bestimmten Grenzwertes so groß wird, dass keine weitere Materie ins Schwarze Loch fallen kann. Bei Überschreitung des Limits wird sogar Materie abgestoßen. Diese Grenze nennt man Eddington- Limit. Das Eddington- Limit ist damit eine physikalische Grenze für den "Appetit" eines Schwarzen Lochs. Für eine vorgegebene Masse gibt es somit eine maximale Leuchtkraft, und aus dieser Beziehung kann man die Masse des Schwarzen Lochs ableiten. Wie können Astronomen überhaupt die Massen Schwarzer Löcher bestimmen? Bei stellaren Löchern gelingt dies z.B. durch Beobachtung von Bahnstörungen eines Sterns durch den unsichtbaren Begleiter (der Stern "wackelt" etwas hin und her, so weist man sogar extraterrestrische Planeten nach, aus dieser Ablenkung kann man auf die Masse schließen). Bei supermassiven Löchern geschieht dies äquivalent durch Observation umlaufender Materiewolken, deren Bahngeschwindigkeit messbar ist (durch spektrale Untersuchungen). Bei Löchern mittlerer Masse kann man die Helligkeit der Röntgenstrahlung in Beziehung zur ins Loch fallenden Materie setzen und daraus deren Größe ableiten. Die Größe weit entfernter, massereicher Schwarzer Löcher muss man anders bestimmen. Sie verraten sich als sehr aktive Objekte in den Galaxienzentren (AGN, siehe auch weiter unten). Ein AGN variiert häufig seine Leuchtkraft, vor allem im Röntgenbereich. Diese Helligkeitsschwankungen liegen im Bereich von Tagen. Man darf sich nun ziemlich sicher sein, dass die Strahlungsquelle nicht größer sein kann als die Strecke, die das Licht in dieser Zeit zurücklegt. Das bedeutet, R < c × t Innerhalb dieses Radius muss sich also die bestimmte Masse befinden. Aus den so ermittelten Werten, häufig viele Millionen bis mehrere Milliarden Sonnenmassen und Radien bis zu einigen Lichttagen lässt sich nur der Schluss ziehen, dass in diesem Raumgebiet ein Schwarzes Loch vorhanden sein muss. Es gibt keine Alternative dazu. Schwarzes Loch in M 82Dem Chandra- Satelliten gelang 2002, ein mittelschweres Schwarzes Loch in der Galaxie M 82 im Großen Bären in 11 Millionen Lichtjahren Distanz ausfindig zu machen. Man fand es etwa 600 Lichtjahre vom Galaxienzentrum entfernt in einem Sternhaufen. Hier sind, nach dem Eddington- Limit bestimmt, etwa 500 Sonnenmassen in einem Volumen von der Größe des Mondes vereint! Neueren Messungen zufolge (2006) könnte das Schwarze Loch auch 1000 Sonnenmassen "schwer" sein. Astrophysiker sind sich noch nicht sicher, wie diese "Mittelschwergewichte" entstehen. Es könnte direkt in den Sternentstehungsgebieten geschehen, weil hier genügend Materie vorhanden ist. Erst recht in den Galaxienzentren. Möglich ist auch, dass wir es mit einem Relikt der ersten Sterngeneration zu tun haben, die ersten Sterne konnten bis zu 1000 Sonnemassen beinhalten. Es ist allerdings genauso möglich, dass man einer Täuschung unterliegt und das beobachtete Röntgenlicht durch den Beaming- Effekt verstärkt wird und die ermittelte Masse nicht annähernd so hoch ist wie errechnet. Weitere Hinweise auf Schwarze Löcher mittlerer Masse fanden sich in Kugelsternhaufen, weil hier Bewegungen der Sterne auf dunkle, massereiche Zentren hinweisen sowie in Zwerggalaxien. Die "Boliden" unter den Schwarzen Löchern findet man nur in den Zentren vieler Galaxien. Allgemein ist man in der Astrophysik sogar zu der Überzeugung gelangt, dass eigentlich in jedem Galaxienzentrum ein Schwarzes Loch stecken müsste. Selbst im Zentrum unserer Galaxis hat sich ein Schwarzes Loch verborgen, das sich inzwischen jedoch auf vielfältige Weise verraten hat. MilchstrassenzentrumWenn wir von unserer Position im Außenbereich der Milchstraße zum galaktischen Zentrum sehen, so wird die Sicht durch dicke Gas- und Staubschichten völlig behindert. Für einige Wellenlängen sind diese Bereiche aber durchlässig, so auch für Röntgenstrahlung. Diese Falschfarbenaufnahme des Chandra- Observatoriums zeigt einen Bereich von 400 mal 900 Lichtjahren um das Zentrum. Eingebettet in rund 10 Millionen [K] heißes Gas in dieser Region, sehen wir als weißen Fleck in der Bildmitte den Bereich des supermassiven Schwarzen Lochs. Nach neueren Erkenntnissen ist es 3,6 Millionen Sonnemassen "schwer". Bisher haben wir uns Schwarzen Löchern gewidmet, die aufgrund ihrer Masse von einigen wenigen bis hin zu Milliarden Sonnenmassen ansehnliche Durchmesser ihrer Horizonte ausbilden. Allerdings ist es denkbar, wenn auch bis heute rein spekulativ, dass sehr viel kleinere Löcher in mikroskopischem Maßstab existieren könnten. Wie wir sahen, bilden sich Schwarze Löcher durch einen Gravitationskollaps, ein Himmelskörper bricht unter seiner eigenen Last zusammen. Sehr kleine Minilöcher können so niemals entstehen, weil die beteiligten Massen von beispielsweise Planeten oder Monden viel zu gering wären. Sie könnten nur entstehen, wenn ein entsprechend hoher Druck von außen auf die Materie ausgeübt wird. Prinzipiell sind wir Menschen sogar in der Lage, ein kleines Schwarzes Loch künstlich zu erzeugen! Wenn wir den Weltmeeren alles an schwerem Wasser (D2O, der Wasserstoff ist durch Deuterium ersetzt) entziehen würden, könnte man daraus eine Wasserstoffbombe bauen. Bei ihrer Explosion wäre der Druck hoch genug, um in ihrem Zentrum befindliche Materie zu einem Schwarzen Loch zusammenzupressen. Dies wurde einmal von John Wheeler berechnet, der dabei hoffentlich berücksichtigte, dass es anschließend niemanden mehr gäbe um das Loch zu beobachten. Es gibt allerdings auch ernsthaftere Überlegungen, mit denen sich insbesondere Stephen Hawking beschäftigte. Im frühen Universum nämlich waren Temperatur und Druck sehr hoch, so dass sich eventuell Schwarze Löcher bilden konnten. Solche primordialen (urzeitlichen) Löcher könnten allerdings nur dann entstehen, wenn der frühe Kosmos nicht absolut gleichmäßig, sondern von Unregelmäßigkeiten durchzogen war. Entstehung primordialer MinilöcherDass dies der Fall gewesen sein muss wissen wir, da sonst weder Sterne noch Galaxien hätten entstehen können. Damit ist in der Tat die Möglichkeit gegeben, dass an Stellen höherer Dichte primordiale Löcher entstanden. Die Masse dieser Minilöcher wäre recht gering, sie müsste im Bereich von etwa mindestens 500 Milliarden Tonnen liegen (dem Gewicht eines Berges), wollten sie heute noch existieren. Kleinere Löcher wären längst verschwunden (warum sehen wir weiter unten). Ein primordiales Loch von rund 1018 [g] hätte einen Durchmesser, der kleiner als der eines Atoms wäre! Sind Schwarze Löcher wirklich absolut schwarz? Haben Schwarze Löcher eine Temperatur? Schließlich war der Stern, aus dem das Loch entstand, einmal sehr heiß! Diesen Fragen sind wir bisher ausgewichen, wollen uns ihnen aber nun stellen. 1974 veröffentlichte Stephen Hawking einen Artikel, der die Fachwelt in helle Aufregung versetzte: Schwarze Löcher sollen alle möglichen Arten von Strahlung aussenden! Und das, obwohl wir doch alle wissen, dass nichts aus einem Schwarzen Loch entweichen kann. Darüber hinaus sollte das Strahlungsspektrum einem Schwarzen Strahler entsprechen, womit man letztendlich einem Schwarzen Loch eine Temperatur zuordnen kann. Um diese Aussagen zu verstehen, müssen wir uns mit einem weiteren Begriff anfreunden, den der Entropie. Die Entropie entstammt dem physikalischen Gebiet der Thermodynamik, und zwar derem zweiten Hauptsatz (es gibt insgesamt vier Hauptsätze, siehe auch weiter unten). Während der erste Hauptsatz besagt, dass in einem geschlossenen System die Gesamtenergie stets konstant bleibt, macht der zweite Hauptsatz eine Aussage über die Entropie, die "Unordnung" eines Systems. Damit ist nicht etwa die Unordnung im Zimmer Ihrer Kinder oder Ihres Hobbyraums gemeint, obwohl dies sehr anschauliche Beispiele sind. Unterlassen Sie einmal ein ganzes Jahr lang jede Ordnungsaktion, und Sie werden die Aussage des zweiten Hauptsatzes verstehen: Die Entropie in einem geschlossenen System bleibt gleich oder nimmt zu. Im Detail sind die Aussagen recht verzwickt und wir wollen uns daher hier auf ein Minimum beschränken. Hierzu ein Beispiel: Die Entropie nimmt zuWir nehmen zwei Gefäße, wovon wir eines mit Stickstoff, das andere mit Helium füllen. Angedeutet sind einige Gasmoleküle bzw. -atome. Da beide Gase voneinander getrennt sind, haben wir es mit einem geordneten Zustand zu tun. Wenn wir nun den Hahn öffnen, verteilen sich die Gase nach und nach vollkommen gleichmäßig im gesamten ihnen zur Verfügung stehenden Raum. Offensichtlich ist jetzt der Grad der Unordnung angewachsen. Es könnte natürlich geschehen, dass sich irgendwann alle Gaspartikel zufällig in einem der beiden Kolben befinden, doch das ist sehr unwahrscheinlich. Dennoch sehen wir hier den Unterschied zu anderen physikalischen Gesetzen: Der zweite Hauptsatz gilt nicht für jeden möglichen Fall, sondern trifft nur unter bestimmter, wenn auch sehr großer Wahrscheinlichkeit zu. Wenn Sie einmal einen Eiswürfel auf den Tisch legen, dürfen Sie sich mit gutem Gewissen wundern, wenn er plötzlich in die Höhe springt. Es ist sehr unwahrscheinlich, dass alle Moleküle des Würfels gleichzeitig nach oben schwingen und hierdurch den Sprung verursachen. Aber auszuschließen ist diese Möglichkeit nicht völlig! Vielmehr werden die Eismoleküle in alle Richtungen schwingen wie vorher auch. Es kann auch keine Wärme vom Eiswürfel auf den viel wärmeren Tisch überfließen. Dies ist eine weitere Aussage des zweiten Hauptsatzes, dass nämlich Wärme stets nur vom wärmeren zum kälteren Körper übergehen kann. [/QUOTE]
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