Entstehung und Ortung von Schwarzen Löchern

Inhaltsverzeichnis

1. Einleitung

2. Entstehung Schwarzer Löcher
2.1. Die Geburt von Sternen
2.2. Der Rote Riese
2.3. Entwicklung massereicherer Sterne
2.4. Schwarze Löcher

3. Eigenschaften und Struktur Schwarzer Löcher
3.1. Raumzeit
3.2. Singularität
3.3. Ereignishorizont und Schwarzschild-Radius
3.4. Rotierende Schwarze Löcher
3.5. Akkretion
3.6. Materie-Jets

4. Nachweis und Ortung schwarzer Löcher
4.1. Ausgangsproblem
4.2. Röntgenstrahlung
4.3. Kinematischer Nachweis
4.4. Strahlungsausbrüche

5. Zusammenfassung und Ausblick

Literaturverzeichnis

Weitere Internet-Quellen

Abbildungsnachweis

1. Einleitung

Schwarze Löcher gehören wohl zu den bizarrsten Objekten der Astrophysik.^[1] Es handelt sich dabei um kompakte Objekte im Universum, die aufgrund ihrer enormen Dichte bzw. Masse in ihrer Umgebung eine so starke Gravitation erzeugen, „dass weder Materie noch Licht aus dieser Region nach außen gelangen können“.^[2]

Der Begriff „Schwarzes Loch“ bzw. „Black Hole“ wurde erstmals 1967 durch den Relativitätstheoretiker John Archibald Wheeler etabliert.^[3] Der Begriff fasst folgende Eigenschaften dieser Objekte zusammen: Zum einen kann Materie in das Raumgebiet dieser Objekte nur hineinfallen, aber nicht wieder hinausgelangen („Loch“). Auch elektromagnetische Wellen wie sichtbares Licht können sich der Anziehungskraft nicht entziehen und werden eingeschlossen, weshalb das Objekt für unsere Augen „schwarz“ ist.

Die Faszination Schwarzer Löcher ist maßgeblich darin begründet, dass sie in unserer gegenwärtigen Vorstellung faktisch das Ende der Materie und damit eine Grenze im Universum darstellen. So erscheint es zunächst schwer vorstellbar, dass es Schwarze Löcher gibt, die alles um sich herum verschlingen. Andererseits gibt es ist in der modernen Astrophysik kaum noch einen Zweifel an der Existenz Schwarzer Löcher.

Die nachfolgende Facharbeit verfolgt das Ziel, das Phänomen „Schwarze Löcher“ auf eine verständliche Art und Weise zu beschreiben. Der Fokus liegt dabei auf der Entstehung und der Ortung dieser Phänomene.

Bei Schwarzen Löchern handelt es sich um Überreste von Sternen. Um zu verstehen, unter welchen Voraussetzungen sich Sterne überhaupt zu Schwarzen Löchern entwickeln, wird deshalb im ersten Teil der Arbeit zunächst der Lebenszyklus von Sternen dargestellt (Kapitel 2).

Im zweiten Teil werden die Eigenschaften und Strukturen Schwarzer Löcher näher beschrieben (Kapitel 3) und darauf aufbauend die Nachweis- und Ortungsverfahren, die in der heutigen Astrophysik zur Identifikation und Untersuchung dieser Phänomene angewandt werden (Kapitel 4).

2. Entstehung Schwarzer Löcher

2.1. Die Geburt von Sternen

In unserem Universum entstehen seit Milliarden von Jahren neue Sterne. Der Prozess der Sternentstehung kann heute noch in Sternentstehungsregionen wie dem Orionnebel oder dem Adlernebel beobachtet werden.^[4]

Sterne bilden sich aus interstellaren Gas- und Staubwolken, die hauptsächlich aus molekularem Wasserstoff (H2) bestehen.^[5] Derartige Gaswolken können sich über Entfernungen mit einem Durchmesser von etwa 33 Lichtjahren erstrecken; ihre Masse beträgt 10 bis 10.000 Sonnenmassen und ihre Temperatur 10 Kelvin (10 Grad über dem absoluten Nullpunkt von -273,15 Grad Celsius).^[6] Die äußerst geringe Temperatur in der Gaswolke führt dazu, dass die Bewegungsenergie der Wasserstoffmoleküle zu gering ist, um sich voneinander zu entfernen. Stattdessen können sich die Teilchen ihrer gegenseitigen Schwerkraft bzw. Gravitation nicht mehr entziehen und ziehen sich vielmehr zusammen – die Gaswolke kollabiert.^[7] Die Forschung geht davon aus, dass es neben der Eigengravitation für den Kollaps von Gaswolken bestimmter weiterer Auslöser bedarf.^[8] Dies könnten beispielsweise Druckwellen sein, die durch Sternenexplosionen, sog. Supernovae, ausgelöst wurden, oder auch der Strahlungsdruck, der von anderen bereits existierenden Sternen ausgeht.^[9]

Infolge des Kollapses erhöht sich die Gasdichte und damit auch die Undurchlässigkeit der Gaswolke für Strahlung. Im Ergebnis kommt es im Zentrum der kollabierenden Gaswolke zu einem Anstieg der Temperatur.^[10] In diesem Gebiet entsteht ein sog. Protostern, der Vorläufer eines eigentlichen Sterns.^[11] Dieser erhitzt sich durch den permanenten Zufluss von weiterer Materie bzw. weiteren Wasserstoffmolekülen immer weiter. Bei einer Temperatur von ca. 2.000 Kelvin kommt es dann zu einer Aufspaltung (Dissoziation) der Wasserstoffmoleküle in Wasserstoffatome (H2 à 2H).

Das Zentralgebiet der Gaswolke kontrahiert langsam weiter. Masse, Druck und Temperatur im Inneren des Protosterns steigen weiter an, bis ab einer Temperatur von etwa zehn Millionen Kelvin die Wasserstoffatomkerne zu Heliumatomkernen verschmelzen (Kernfusion).^[12] Dabei verbinden sich vier Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern (vgl. Abb. 1).

Der Prozess der Verbindung bzw. Kernfusion von Wasserstoff zu Helium im Inneren von Sternen wird als Wasserstoffbrennen bezeichnet. Bei dieser Reaktion werden Gammastrahl-Photonen freigesetzt.^[13] Mit anderen Worten: es entsteht Wärme und die freiwerdende Energie wird in das Universum abgestrahlt und bringt den Stern überhaupt erst zum Leuchten.^[14]

Mit dem Einsetzen der Kernfusion kommt der durch Eigengravitation hervorgerufene Kollaps der Gaswolke zum Stillstand. Ursächlich hierfür ist, dass durch die infolge der Kernfusion freiwerdende Energie bzw. Hitze ein Gegenpol zur Eigengravitation aufgebaut wird. Die hohen Temperaturen und der enorme Druck, die im Inneren des Sterns als Folge der hier stattfindenden Kernreaktionen entstehen, halten das Gewicht der äußeren Schichten des Sterns faktisch aufrecht.^[15] Der Stern befindet sich im sog. hydrostatischen Gleichgewicht, einem Zustand, in dem „alle auf ihn wirkenden Kräfte im Gleichgewicht stehen“^[16], vgl. auch Abb. 2. Dabei wird der Gravitationsdruck (pgrav), der auf eine Verkleinerung des Sterns infolge der Schwerkraft gerichtet ist, durch gegenläufige Drücke, die auf eine Vergrößerung des Sterns gerichtet sind, ausgeglichen bzw. kompensiert. Bei diesen gegenläufigen Kräften handelt es sich um den Zentrifugaldruck (pzentri), der den Stern aufgrund seiner Rotation aufbläht; den Gasdruck (pgas) der heißen Teilchen im Inneren des Sterns und den Strahlungsdruck (prad) der im Inneren des Sterns durch die Kernfusion freiwerdende Strahlung.^[17]

Die Sterne verbleiben vergleichsweise lange in diesem stabilen Gleichgewichtszustand, verbrennen Wasserstoff zu Helium und emittieren Licht ins All. Sterne in diesem Stadium werden als sog. Hauptreihensterne bezeichnet.

2.2. Der Rote Riese

Die Dauer des Wasserstoffbrennens ist durch die Masse des Sterns, also seinen Vorrat an Wasserstoff, begrenzt. Interessant ist dabei, dass ein Stern seinen Wasserstoffvorrat umso schneller zu Helium verbrennt, je schwerer er ist. Denn umso mehr Masse ein Stern hat, umso heißer muss er sein, um seine Gravitationskraft auszugleichen und umso schneller sind seine Brennstoffvorräte verbraucht.^[18] Der Wasserstoffvorrat unserer Sonne wird wohl noch etwa fünf Milliarden Jahre reichen; massereichere Sterne können dagegen schon nach hundert Millionen Jahren ihren Brennstoff verbraucht haben.^[19]

Sobald sich der ganze Wasserstoff im Kern des Sterns in Helium umgewandelt hat, verlagert sich die Zone des Wasserstoffbrennens nach und nach in die äußeren Schichten des Sterns, bis ein Punkt erreicht wird, an dem die Temperaturen unter zehn Millionen Kelvin absinken und die Wasserstofffusion von allein endet.^[20]

Parallel dazu kommt es infolge der Eigengravitation im Inneren des Sterns zu neuen Kontraktionen des heliumreichen Kerns. Der damit verbundene Temperatur- und Druckanstieg führt zu einer zweiten Runde der Kernfusion – dem Heliumbrennen bzw. der Fusion von Helium-Atomkernen zu Kohlenstoff-Atomkernen.^[21] Dieser Prozess liefert dem Stern erneut Energie zur Aufrechterhaltung seines hydrostatischen Gleichgewichts und ermöglicht ein Weiterscheinen.

Unter dem Einfluss des Wasserstoffbrennens in einer dünnen und weit vom Kern entfernten Schale und dem Heliumbrennen im Sterninneren dehnt sich der Stern stark aus. Zugleich nimmt die Oberflächentemperatur an der Außenschale des Sterns ab und die ausgesandte Strahlung des Sterns geht in den rötlichen Bereich über. Sterne in diesem Stadium werden deshalb als Roter Riese bezeichnet.^[22]

Voraussetzung für den Eintritt des Heliumbrennens ist eine Mindest-Masse des Sterns, diese muss mindestens eine halbe Sonnenmasse betragen.^[23] Für Sterne mit bis zu acht Sonnenmassen ist die Phase des Heliumbrennens zugleich der letzte Kernfusionsprozess.^[24]

Nach dem Auslaufen der Heliumfusion ist die äußere Hülle des Sterns aus Wasserstoff und Helium nur noch schwach mit dem Kern verbunden, sie breitet sich als Planetarischer Nebel ins All aus. Der aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Kern ist ein kleiner heißer Stern, ein sog. Weißer Zwerg mit einem Radius von einigen tausend Kilometern, aber eine mittleren Dichte von Hunderten von Tonnen pro Kubikzentimeter^[25], der nach und nach ausglüht und erkaltet, bis er ein dunkler bzw. Schwarzer Zwerg ist.

2.3. Entwicklung massereicherer Sterne

Je massereicher ein Stern ist, umso länger ist er in der Lage, durch weitere Kernfusionsreaktionen immer schwerere Element zu bilden. Bei Sternen mit einer Anfangsmasse von mehr als acht Sonnenmassen schließen sich nach dem Heliumbrennen weitere Fusionsketten an, in deren Verlauf immer schwerere Elemente erzeugt werden.^[26] Der Phase der Heliumfusion schließen sich so die Phasen des Kohlenstoff-, Neon-, Sauerstoff und Siliziumbrennens an.^[27] Sobald in einer bestimmten Phase der Brennstoff verbraucht ist, kommt es zu einem Rückgang des nach außen wirkenden thermischen Drucks und zu einer stärkeren Kontraktion im Inneren des Sterns, die erst dann wieder endet, wenn infolge des damit verbundenen Temperaturanstiegs eine weitere Brennphase möglich bzw. eingeleitet wird.^[28] Die zuvor im Inneren des Sterns ablaufenden Brennphasen werden in weiter außenliegenden Gebieten des Sterns fortgesetzt, der Stern erhält eine „Zwiebelschalenstruktur“,^[29] vgl. Abb. 3.

Die einzelnen Brennphasen laufen dabei immer schneller ab: während die Fusion von Wasserstoff zu Helium etwa 10 Millionen Jahre (für Sterne von 10 Sonnenmassen) bis zu 10 Milliarden Jahren (wie etwa bei unserer Sonne) dauert, dauert das Heliumbrennen nur noch ein Zehntel dieser Zeit. Das Kohlenstoffbrennen dauert nur noch wenige hundert Jahre an, das Neon- und Sauerstoffbrennen sogar nur wenige Jahre. Für die letzte Fusion, bei der Eisen entsteht, werden dagegen nur noch wenige Stunden bis Tage benötigt.^[30]

Schwerere Elemente als Eisen können in Sternen nicht entstehen. Wenn der Fusionsprozess zu Eisen abgeschlossen ist, bricht die Fusionskette endgültig ab. Die extrem hohen Temperaturen sowie der gewaltige Druck, der im Eisenkern des Sterns vorherrscht, führen zu einer Zwangsverschmelzung der Elektronen mit den Protonen; dabei heben sich die elektrischen Ladungen gegenseitig auf.^[31] Im Sterninneren existieren nur noch Neutronen, man spricht deshalb von einem Neutronenstern.^[32] Dieser wiegt bei einer Ausdehnung von wenigen zehn Kilometern 1,4 bis 3 Sonnenmassen.

Unter der Schwerkraftwirkung des Kerns rasen die äußeren Schichten des Sterns auf den Neutronenstern zu, prallen an seiner harten Oberfläche ab und werden zurück ins All geschleudert. Der Stern explodiert also förmlich. Die ins All zurückfliegenden Sternschichten führen zu einer extremen Ausdehnung der Oberfläche des Sterns und damit auch seiner Leuchtkraft.^[33] Dieser Vorgang wird als Supernova bezeichnet. Eine Supernova leuchtet so hell wie Milliarden von Sternen.

2.4. Schwarze Löcher

Beim Kollaps eines Sterns mit einer Restmasse von mehr als drei Sonnenmassen entsteht ein ultimativ kompaktes Objekt, das einen Neutronenstern in Kompaktheit und Masse noch übertrifft. Da in diesem Fall auch der Neutronendruck keine beständige Gegenwirkung zur Gravitation mehr bilden kann, kollabiert der Stern immer weiter bis zu einem fast punktförmigen Zustand – es entsteht ein Schwarzes Loch. Der Zusammenfall und die sich anschließende Explosion des Sterns laufen dabei ähnlich ab wie bei der Entstehung eines Neutronensterns, aufgrund der höheren Restmasse des Sterns ist die Explosion noch heftiger und leuchtkräftiger und wird deshalb als Hypernova bzw. als langzeitiger Gammastrahlenausbruch (kurz auch GRB für Gamma-Ray Burst) bezeichnet^[34] (mehr zu Gammastrahlen unter Punkt 4.4.).

3. Eigenschaften und Struktur Schwarzer Löcher

In der gegenwärtigen theoretischen Physik haben Schwarze Löcher maximal drei Eigenschaften, anhand derer sie beschrieben werden können: (1) Masse, (2) Rotation bzw. Drehimpuls und (3) Elektrische Ladung. In den nachfolgenden Ausführungen wird dabei nur auf die ersten beiden Eigenschaften und die daraus resultierende strukturelle Beschaffenheit eines Schwarzen Loches eingegangen.

3.1. Raumzeit

Stephen Hawking beschreibt ein Schwarzes Loch als eine Region der Raumzeit, aus der nichts, noch nicht einmal das Licht, entweichen kann, weil die Gravitation so stark ist.^[35] Vor diesem Hintergrund soll zunächst der Begriff der Raumzeit kurz erläutert werden.

Der Begriff „Raumzeit“ ist ein Kunstwort, welches ein wesentliches Resultat der von Albert Einstein entwickelten Allgemeinen Relativitätstheorie (kurz: ART) ausdrückt: Danach sind Raum und Zeit keine Dimensionen mehr, die unabhängig voneinander sind. Stattdessen sind die Zeit- und die drei Raumkoordinaten eng miteinander verbunden und bilden eine vierdimensionale Raumzeit.^[36] In der Raumzeit der ART lässt sich jedes Ereignis – also alles, was an einem bestimmten Punkt im Raum und zu einer bestimmten Zeit geschieht – durch vier Koordinaten eindeutig bestimmen.^[37] Zugleich bezieht die ART die Gravitation in diese Beschreibung mit ein, indem sie erklärt, dass die Verteilung von Materie und Energie die Raumzeit verkrümme bzw. verzerre, so dass sie nicht flach ist.^[38] Es fällt schwer, sich die Vier-Dimensionalität der Raumzeit und die Verkrümmung derselben durch Materie und Energie anschaulich vorzustellen. In vereinfachenden Abbildungen zu dieser Thematik wird deshalb eine Dimension weggelassen, meist die Zeitdimension. Nebenstehende Abbildung 4 zeigt eine solche vereinfachte Darstellung der Raumzeit nach Hawking – die sog. „Gummituchanalogie“.^[39]

[...]

^[1] Vgl. Müller, Andreas: Schwarze Löcher. Das dunkelste Geheimnis der Gravitation, Ziff. 1, Web-Artikel in Astronomie Wissen, April 2007, URL: http://www.spektrum.de/astrowissen/astro_sl.html (Stand: 22.01.2017).

^[2] Vgl. Kosmologie für Eilige, URL: http://kosmologie.fuer-eilige.de/schwarzes loch.htm (Stand: 22.01.2017).

^[3] Vgl. Faustmann, Cornelia: Schwarze Löcher. Rätselhafte Phänomene im Weltall, Wien 2008, S. 154.

^[4] Vgl. Faustmann, a.a.O., S. 13.

^[5] Ebd.

^[6] Ebd.

^[7] Ebd. S. 16; Vgl. Sagan, Carl: Unser Kosmos. Eine Reise durch das Weltall, München 1989, S. 237.

^[8] Vgl. Faustmann, a.a.O., S. 15/16; Sagan, a.a.O., S. 238.

^[9] Vgl. Faustmann, a.a.O., S. 16.

^[10] Ebd. S. 17.

^[11] Ebd.

^[12] Ebd. S. 18; Vgl. Sagan, a.a.O. S. 237.

^[13] Vgl. Sagan, a.a.O. S. 237.

^[14] Vgl. Hawking, Stephen & Mlodinow, Leonhard: Die kürzeste Geschichte der Zeit, Reinbek bei Hamburg 2006, 8. Auflage 2015, S. 89.

^[15] Vgl. Sagan, a.a.O. S. 237.

^[16] Vgl. Müller, Andreas: Schwarze Löcher. Die dunklen Fallen der Raumzeit, Heidelberg 2010, S. 24.

^[17] Ebd. S. 24/25.

^[18] Vgl. Hawking & Mlodinow, a.a.O., S. 89.

^[19] Ebd.

^[20] Vgl. Sagan, a.a.O. S. 243.

^[21] Ebd.

^[22] Vgl. Faustmann, a.a.O., S. 25.

^[23] Ebd.

^[24] Ebd. S. 26.

^[25] Ebd. S. 31.

^[26] Vgl. Müller, Andreas: Schwarze Löcher. Die dunklen Fallen der Raumzeit, Heidelberg 2010, S. 26.

^[27] Vgl. Faustmann, a.a.O., S. 27.

^[28] Ebd.

^[29] Vgl. Salzmann, Wiebke: Entstehung und Lebensweg von Sternen, in: Wissenstexte Physik-Wissen, URL: http://www.physik.wissenstexte.de/sterne.htm (Stand: 23.01.2017)

^[30] Ebd.

^[31] Vgl. Sagan, a.a.O., S. 250.

^[32] Vgl. Salzmann, a.a.O.

^[33] Ebd.

^[34] Vgl. Müller, Andreas: Gravitationskollaps, in: Spektrum der Wissenschaft. Lexikon der Astronomie, URL: http://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/gravitationskollaps/152 (Stand: 23.01.2017)

^[35] Vgl. Hawking: Das Universum in der Nussschale, München 2003, 6. Auflage 2012, Glossar.

^[36] Vgl. Müller, Andreas: Astro-Wissen. Astrolexikon R2, URL: http://www.spektrum.de/astrowissen/lexdt_r02.html (Stand: 23.01.2017).

^[37] Vgl. Hawking & Mlodinow, a.a.O., S. 44.

^[38] Vgl. Hawking, a.a.O., S. 43.

^[39] Ebd.