Quantensingularität (fachsprachlich)
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Schwarzes Loch,
englisch Black Hole [blæk həʊl], Astrophysik: ein Objekt extremer Massekonzentration mit einem so starken Gravitationsfeld, dass aus Bereichen innerhalb eines kritischen Grenzradius, des Schwarzschild-Radius, weder materielle Teilchen noch Strahlung in die Umgebung gelangen können. Strahlung unterliegt wie gewöhnliche Materie aufgrund der Masse-Energie-Äquivalenz der Gravitation (Relativitätstheorie), sie erfährt am Schwarzschild-Radius eine unendlich hohe gravitative Rotverschiebung. Der Schwarzschild-Radius markiert damit eine »Oberfläche« des Schwarzen Lochs, den Ereignishorizont; es ist eine Grenzfläche, innerhalb der jede Information gefangen bleibt: Alle Geschehnisse hinter ihr sind für einen äußeren Beobachter prinzipiell unerfahrbar. Das betrifft u. a. den physikalischen Zustand und die im Schwarzen Loch ablaufenden Prozesse, sodass über sie keinerlei durch Beobachtungen überprüfbare Aussagen möglich sind. Der Radius normaler Himmelskörper ist wesentlich größer als der ihrer Masse entsprechende Schwarzschild-Radius; für die Sonne beträgt dieser etwa 2,95 km, für die Erde 0,89 cm. Bei einem nicht rotierenden Schwarzen Loch (nach K. Schwarzschild) liegt der Ereignishorizont kugelsymmetrisch um das Schwarze Loch. Bei rotierenden Schwarzen Löchern sowie Schwarzen Löchern mit elektrischer Ladung wird die ungebundene Raumstruktur außer von der Masse des Schwarzen Lochs noch vom Drehimpuls und der Ladung beeinflusst. Der Ereignishorizont weist dann (nach R. P. Kerr beziehungsweise E. T. Newman) keine Kugelsymmetrie mehr auf. Der Gravitationskollaps eines genügend massereichen Objekts führt zu einem Schwarzen Loch mit einer Singularität im Innern. - Die Existenz Schwarzer Löcher ist theoretisch möglich, doch wurde bisher noch keines definitiv nachgewiesen. Auf ihr Vorhandensein kann allein aus der auf andere Körper ausgeübten Masseanziehung geschlossen werden; isolierte Schwarze Löcher sind nicht nachweisbar.
Ein Schwarzes Loch entsteht möglicherweise bei einer Supernovaexplosion eines genügend massereichen Sterns am Ende seiner Entwicklung (Sternentwicklung), wenn die kollabierende Zentralregion eine größere Masse (etwa 2 bis 3 Sonnenmassen) als die für Neutronensterne existierende Grenzmasse hat. Es gibt dann keine Möglichkeit, den Kollaps aufzuhalten. Ist ein derartiges Schwarzes Loch Mitglied eines engen Doppelsternsystems, kann seine Existenz aufgrund einer genauen Massebestimmung nachgewiesen werden: Für die (nichtsichtbare) Komponente muss sich zwingend eine größere Masse als die Grenzmasse von Neutronensternen ergeben. In engen Doppelsternsystemen mit einem Schwarzen Loch als einer Komponente, in denen von der anderen Komponente Materie in Richtung des Schwarzen Lochs fließt, bildet sich um dieses eine Akkretionsscheibe (Akkretion). In ihr ist die Materie infolge der im Gravitationsfeld des Schwarzen Lochs freigesetzten potenziellen Energie so stark aufgeheizt, dass die ausgesandte Strahlung im Röntgen- oder Gammabereich liegt. Vermutlich ist in einigen der beobachteten Röntgendoppelsterne, z. B. Cygnus X-1, eine der Komponenten ein Schwarzes Loch. Möglicherweise existieren Schwarze Löcher auch im Zentrum dichter Kugelsternhaufen und in den Kernen von Sternsystemen, wenn die Zahl der Sterne je Volumeneinheit dort so hoch ist, dass es zu Sternzusammenstößen kommt. Es können dann Objekte hoher Massekonzentration und durch das Einfangen weiterer Sterne oder großer Mengen interstellarer Materie Schwarze Löcher mit Massen von 106 bis 109 Sonnenmassen entstehen. Ihre Existenz kann aus den Bewegungen der umgebenden Sterne und interstellaren Materie erschlossen werden. Man geht heute davon aus, dass im Kern des Milchstraßensystems, v. a. aber in den Kernen aktiver Sternsysteme, speziell der Quasare, Schwarze Löcher existieren. - Schwarze Löcher konnten sich möglicherweise auch in der Frühphase des Weltalls bilden. Die Masse dieser »kosmologischen (primordialen)« Schwarzen Löcher könnte bis zu 1024 kg betragen haben. Gegenwärtig dürften keine derartigen Schwarzen Löcher mit Massen kleiner als rd. 1012 kg mehr existieren, da infolge der extremen Raumstruktur in ihrer Umgebung quantenmechanische Effekte auftreten, die zu einem mit abnehmender Masse immer schneller werdenden Masseverlust dieser Schwarzen Löcher führen. Die dabei durch den Ereignishorizont nach außen abgegebene Strahlung wird auch als Hawking-Strahlung bezeichnet.
K. S. Thorne: Gekrümmter Raum u. verbogene Zeit. Einsteins Vermächtnis (a. d. Amerikan., Neuausg. 1996);
S. W. Hawking: Eine kurze Gesch. der Zeit. Die Suche nach der Urkraft des Universums (a. d. Engl., 421.-440. Tsd. 1997);
Black holes: theory and observation. Proceedings of the 179. W.-E.-Heraeus-Seminar,. .., hg. v. F. W. Hehl u. a. (Berlin 1998);
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M. Begelman u. M. Rees: Schwarze Löcher im Kosmos. Die mag. Anziehungskraft der Gravitation (a. d. Amerikan., Neuausg. 2000);
N. K. Glendenning:Compact stars. Nuclear physics, particle physics, and general relativity (New York 22000).
Hier finden Sie in Überblicksartikeln weiterführende Informationen:
Sterne: Aufbau und Entwicklung
Universal-Lexikon. 2012.