Omg, wisst ihr was? Ich glaub ich bin verrückt! Wer sich hier drei Seiten vom Ps durchliest... -.-
Aber egal. Wie wäre es, wenn ich Fri sage, dass ich auch seit gestern Sommerferien habe? Ich glaube, ich lass das lieber. Sonst rastet er noch aus!:ugly:
Kink war ja leicht vor meiner Zeit. Aber ich glaube mit ihm habe ich nichs verpasst, was das Niveau angeht. Ich könnte mir den Big Brother Thread durchlesen, muss jetzt aber wieder die Stämme spielen.:ugly:
Hier noch etwas über Schwarze Löcher. Bildung muss sein!:
Ein Schwarzes Loch ist ein astronomisches Objekt, dessen Gravitation so hoch ist, dass die Fluchtgeschwindigkeit für dieses Objekt ab einer bestimmten Grenze, dem Ereignishorizont, höher liegt als die Lichtgeschwindigkeit.
Der Begriff „Schwarzes Loch“ wurde 1967 von John Archibald Wheeler geprägt und verweist auf den Umstand, dass es sich um eine Krümmungssingularität der Raumzeit handelt („Loch“) und das elektromagnetische Wellen, wie etwa sichtbares Licht, den Ereignishorizont nicht verlassen können und es einem menschlichen Auge daher vollkommen schwarz erscheint.
Mathematische Beschreibung [Bearbeiten]
Ein Schwarzes Loch lässt sich durch lediglich drei physikalische Kenngrößen vollständig beschreiben (sogenannte Haarlosigkeit Schwarzer Löcher): Masse, Drehimpuls und Elektrische Ladung. Die Multipolmomente entfallen. Es gibt also folgende Klassen:
Schwarze Löcher, die keine elektrische Ladung tragen (Q = 0) und nicht rotieren (L = 0), werden durch die Schwarzschild-Metrik beschrieben.
Schwarze Löcher, die keine elektrische Ladung tragen (Q = 0) und rotieren (), werden durch die Kerr-Metrik beschrieben.
Schwarze Löcher, die elektrisch geladen sind und nicht rotieren (L = 0), werden durch die Reissner-Nordström-Metrik beschrieben.
Schwarze Löcher, die elektrisch geladen sind und rotieren , werden durch die Kerr-Newman-Metrik beschrieben.
Schwarze Löcher im Universum [Bearbeiten]
Singularitäten, Schwarze Löcher und Ereignishorizonte [Bearbeiten]
Äußere Schwarzschildlösung
Allgemein hat die Masse eines Körpers immer Gravitationskräfte zur Folge. Wenn die Masse auf ein genügend kleines Volumen begrenzt ist (siehe: Roche-Grenze), hält sich der Körper von alleine zusammen: Die Gravitationskraft führt zu einer Kompression eines Körpers. In den meisten Fällen endet die Kompression durch Gegenkräfte im Inneren, nämlich sobald sich diese Kräfte im Gleichgewicht befinden. Aber unter bestimmten Umständen wird kein Gleichgewicht erreicht (sobald, aus welchen Gründen auch immer, eine kritische Dichte überschritten wird); die Kompression setzt sich fort und die Gravitionskraft wird immer größer, bis das Volumen null erreicht ist.
Die Dichte, bis zu der Materie komprimiert werden muss, um durch ihre Gravitationskraft zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren, ist umgekehrt proportional zum Quadrat der Masse. Objekte mit weniger als etwa 1,5 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Masse) können nicht durch einen Gravitationskollaps beliebig kollabieren, da der abstoßende Entartungsdruck in entarteter Materie einen Kollaps verhindert.
Da die Masse erhalten bleibt, erreicht die Dichte des Körpers unendlich. Solche Körper krümmen die Raumzeit um sich herum so stark, dass man anschaulich von einem Loch im Gefüge des Raums sprechen könnte, man nennt sie jedoch exakter Singularität. Die Naturgesetze, auch exotische Theorien, gelten in einer Singularität nicht mehr, sie ist praktisch außerhalb unserer Realität. Doch die Wirkung, die eine solche Singularität auf ihre unmittelbare Umgebung hat, ist so enorm, dass auch dort noch die normalen Naturgesetze außer Kraft gesetzt werden. Diesen zu unserem Raum gehörenden Bereich nennt man aufgrund seiner visuellen Erscheinung Schwarzes Loch. Aber selbst der äußere Rand dieses Schwarzen Lochs, der sogenannte Ereignishorizont, ist für uns direkt nicht beobachtbar, da die Fluchtgeschwindigkeit hier mit der Lichtgeschwindigkeit identisch ist; selbst Licht kann den Rand nicht mehr verlassen.
Umgangssprachlich werden die Worte Singularität und Schwarzes Loch jedoch meist synonym verwendet.
Das Gravitationsfeld kugelförmiger, nichtrotierender und elektrisch ungeladener Körper wird durch die äußere Schwarzschild-Metrik beschrieben. Sie gilt nicht nur für Schwarze Löcher, sondern für alle Körper mit diesen Eigenschaften und stellt für Sterne oder Planeten meist eine gute Näherung dar. Die innere Schwarzschild-Metrik beschreibt das Gravitationsfeld innerhalb eines solchen Körpers. Der einfach zu berechnende Schwarzschildradius bezeichnet die Entfernung vom Mittelpunkt der Masse zum Ereignishorizont. Genaugenommen gilt dies aber nur für Schwarze Löcher mit der Singularität in ihrer Mitte, denn solange ein Objekt größer als der Schwarzschildradius ist, besitzt es keinen Ereignishorizont: die lokale Dichte erreicht keinen kritischen Wert, der die Raumzeit genügend krümmen würde. Daher gibt es auch keinen Ereignishorizont im Inneren von Objekten.
Der Ereignishorizont ist kein physisches Gebilde, es bezeichnet nur einen Ort oder genauer eine Grenzfläche. In räumlicher und zeitlicher Hinsicht würde ein Beobachter, der durch den Ereignishorizont hindurch fällt, daher selbst nichts Besonderes bemerken. Relativistische Effekte (Allgemeine Relativitätstheorie) führen aber dazu, dass beispielsweise dieser von einem zweiten, weit entfernten Beobachter gesehene aufgrund der Zeitdilatation unendlich lange braucht um den Ereignishorizont zu erreichen, wobei er in zunehmend rotverschobenem Licht erscheint und verblasst.
Die Größe des Schwarzschildradius beträgt für ein Schwarzes Loch von einer Sonnenmasse etwa 2,9 km, für ein Objekt von einer Erdmasse etwa 9 Millimeter.
Es ist ein weit verbreiteter Irrtum, dass das Gravitationsfeld eines Schwarzen Loches bzw. die von ihm hervorgerufene Krümmung von Raum und Zeit, bei üblichen Entfernungen von außerordentlich großer Stärke sei. Da sowohl Schwarze Löcher als auch Sterne von derselben Metrik beschrieben werden, würde sich am Gravitationsfeld im Sonnensystem nichts ändern, wenn man die Sonne durch ein Schwarzes Loch gleicher Masse ersetzt. Abgesehen vom Fehlen des Sonnenlichts wäre lediglich in unmittelbarer Umgebung des Schwarzen Loches (innerhalb des vorherigen Sonnenradius') ein enormer Zuwachs der Gravitationsbeschleunigung festzustellen.
Rotierendes Schwarzes Loch [Bearbeiten]
Das rotierende Schwarze Loch ist die allgemeine Form dieses astrophysikalischen Phänomens. Als rotierende Schwarze Löcher werden solche bezeichnet, die einen Eigendrehimpuls besitzen. Wie alle Schwarze Löcher verursachen auch sie, bedingt durch ihre enorme Gravitation, eine entsprechend große Veränderung der geometrischen Struktur von Raum und Zeit (Raumkrümmung). Bei einem rotierenden Schwarzen Loch nimmt die Singularität jedoch eine Kreis- oder Ringform an und reißt die Raumzeit um sich herum mit anstatt sie nur zu krümmen: Der Raum wird in der Drehrichtung des Schwarzen Lochs mitgedreht. Diese Art der Raumzeitkrümmung erscheint nicht bei einem ruhenden Schwarzen Loch, sondern tritt bei rotierenden Schwarzen Löchern sozusagen zusätzlich außerhalb des Ereignishorizonts mit der Form eines an den Polen abgeplatteten Rotationsellipsoids auf. Alle Objekte um ein rotierendes Schwarzes Loch werden mitgedreht, eben weil sich auch die Raumzeit selbst mitdreht. Einem zu seiner Umgebung stillstehenden Beobachter käme es so vor, als würde sich das ganze Universum um ihn herum drehen. Natürlich nimmt dieser Effekt mit der Entfernung stark ab. Aber bis zu einem bestimmten Abstand (der sogenannten statischen Grenze), in einem Bereich, der Ergosphäre genannt wird, ist die Drehgeschwindigkeit so hoch, dass alle Objekte (und auch Energie wie Lichtstrahlen) wiederum schneller als Licht sein müssten, um diese Ergosphäre zu verlassen. Die Winkelgeschwindigkeit eines Teilchens am eigentlichen Ereignishorizont entspricht genau der Rotationsgeschwindigkeit des Schwarzen Loches und nimmt nach außen ab, die Bahngeschwindigkeit entspricht dabei aber immer der Lichtgeschwindigkeit (innerhalb des Ereignishorizonts ist die Bahngeschwindigkeit sogar größer als die Lichtgeschwindigkeit (anschaulich kann man sich dies vorstellen als 'Lichtgeschwindigkeit plus Raumdrehgeschwindigkeit'). Obwohl es sich nicht um einen 'zweiten', äußeren Ereignishorizont handelt, kann somit ebenfalls nichts diesen Bereich verlassen. Aber ein Teilchen (oder auch Energie), das in die Ergosphäre gelangt, wandert nicht zwingend (wie innerhalb des Ereignishorizonts) weiter nach innen und damit letztlich in die zentrale Singularität.
Ein interessanter Effekt ist, dass ein sich tiefer, d. h. in Richtung des Ereignishorizonts, bewegendes Teilchen beschleunigt werden muss. Diese Energie wird der Rotationsenergie des rotierenden Schwarzen Lochs entnommen. Solange solche Teilchen den Ereignishorizont nicht überschreiten (was, wie erwähnt, nicht zwingend der Fall sein muss), führt dies zu einer Verlangsamung der Drehung des Schwarzen Lochs.
Die Ausdehnung der Ergosphäre ist vom Poloidalwinkel (entspricht dem Breitenwinkel der Erde) abhängig; sie ist null an den Polen des rotierenden Schwarzen Lochs, d. h. statische Grenze und Ereignishorizont fallen hier zusammen, und erreicht einen vom Drehimpuls des Schwarzen Lochs abhängigen Abstand, der maximal dem doppelten Schwarzschildradius entspricht, in der Äquatorregion. Der Drehimpuls eines Schwarzen Lochs ist dabei, wie unten beschrieben wird, begrenzt.
Einige Beobachtungen, beispielsweise von extrem schnellen Materiestrahlen (Jets), die senkrecht zur Akkretionsscheibe stehen, werden durch Effekte beschrieben, die nur innerhalb einer Ergosphäre bzw. bei Vorhandensein derselben auftreten können.
Aus allgemeinen Überlegungen zur Energieerhaltung (speziell der Drehimpulserhaltung), kann man schließen, dass alle Schwarzen Löcher rotieren, zumindest zum Zeitpunkt ihrer Entstehung. Aber natürlich zeigen nur sehr schnell rotierende Schwarze Löcher starke Auswirkungen der unter Frame Dragging bekannten Phänomene. Andererseits verdrillt jede rotierende Masse, unabhängig vom Auftreten eines Ereignishorizonts, also auch der Planet Erde, die umgebende Raumzeit. Diese Effekte bei der Erde sollten durch Messungen zum Beispiel mit Hilfe der LAGEOS-Satelliten quantifiziert werden. Erste Ergebnisse aus dem Jahr 1997 lagen noch so dicht am Bereich der Messungenauigkeit, dass sie kontrovers diskutiert wurden, eine Wiederholung der Messung im Jahr 2004 mit dem Satelliten Gravity Probe B bestätigten den Sachverhalt.[1]
Ladung von Schwarzen Löchern [Bearbeiten]
Obwohl Schwarze Löcher bei ihrer Entstehung elektrisch nicht neutral sein müssen, sollte sich durch einfallende, elektrisch geladende Materie jede Ladung in kurzer Zeit ausgleichen. In der Natur werden Schwarze Löcher mit elektrischer Ladung daher sehr wahrscheinlich nicht anzutreffen sein.
Beobachtung von Schwarzen Löchern [Bearbeiten]
Akkretionsscheibe eines Röntgendoppelsterns.
Ein schwarzes Loch zieht zwischen dem Betrachter und einer Galaxie im Hintergrund vorbei. (Simulation)
Eine direkte Beobachtung von Schwarzen Löchern gilt als praktisch unmöglich. Moderneren Theorien zufolge sind Schwarze Löcher zwar möglicherweise in der Lage, Energie in Form von sogenannter Hawking-Strahlung abzugeben. Sollte dies zutreffen, würde das bedeuten, dass Schwarze Löcher allmählich „verdampfen“, wobei dieser Prozess umso schneller verläuft, je geringer die Masse des Schwarzen Loches ist. Doch die Hawking-Strahlung wäre so energiearm, dass sie vom üblichen Hintergrund nicht zu unterscheiden wäre. Außerdem ist das Schwarze Loch selbst mit nur wenigen Kilometern Durchmesser auf kosmische Entfernungen für eine Beobachtung viel zu klein.
Beobachtet werden dagegen Materiestrahlen. In diesen Jets wird ein Teil der verschlungenen Materie in Energie umgewandelt und als Gammastrahlung oder Teilchenstrom weggeschleudert. Spektakulär beobachtet wurde das Ende 2007 beim Schwarzen Loch, das im Zentrum der Galaxie 3C 321 liegt.
Es gibt viele Arten von aktiven Galaxienkernen, wie etwa Quasare, die eine hohe und sehr variable Leuchtkraft aufweisen; diese können durch zahlreiche Effekte entstehen. Einer der energiereichsten Prozesse findet statt, wenn Materie mit hoher Geschwindigkeit auf ein Schwarzes Loch zufällt, dabei erhitzt und einen Teil seiner Masse in Form von Gammastrahlung emittiert.
Siehe auch: Gammastrahlenexplosion
Kinematischer Nachweis [Bearbeiten]
Beim kinematischen Nachweis wird die Bahn und die Geschwindigkeit von Sternen, die das schwarze Loch umkreisen, als Nachweis herangezogen. Wird eine enorm hohe Masse, die auch noch dunkel und dicht ist, festgehalten, so liegt es nahe, dass es sich um ein Schwarzes Loch handelt. Die Vermessung der Bahn des Sterns S2, der Sgr A* auf einer Keplerbahn mit ca. 5000 km/s umkreist, erlaubte sehr genaue Aussagen über die Massenkonzentration im Zentralbereich von Sgr A*. Bei einer weiteren kinematischen Methode wird die Dopplerverschiebung und der Abstand zwischen dem dunklen Objekt und dem um ihn herumkreisenden Stern festgestellt, wodurch sich die Masse abschätzen lässt.[2]
Eruptiver Nachweis [Bearbeiten]
Sterne, die dem Gezeitenradius eines Schwarzen Lochs zu nahe kommen, können durch die auftretenden Gezeitenkräfte zerrissen werden und dabei eine charakteristische Röntgenstrahlung freisetzen.
Akkretiver Nachweis [Bearbeiten]
Schwarze Löcher sammeln in ihrer Umgebung interstellares Gas auf (Akkretion). Durch Reibung der angesammelten Teilchen und der Vernichtung von Magnetfeldern entgegengesetzter Polarität, heizt sich das Gas zu einer ionisierten Form auf. Bei diesem Ansammeln entsteht eine Akkretionsscheibe. Die dabei entstehenden Strahlen leuchten in allen Spektralfarben, die durch moderne Teleskope deutlich sichtbar sind.[2]
Aberrativer Nachweis [Bearbeiten]
Schwarze Löcher besitzen die Eigenschaft, elektromagnetische Strahlung abzulenken oder zu bündeln, wodurch es möglich ist, sie zu identifizieren. Sollte beispielsweise die Form der elliptischen Bahn eines Sterns verzerrt erscheinen, liegt die Annahme nahe, dass ein Schwarzes Loch zwischen dem Beobachter und dem Stern vorhanden ist.[2]
Obskurativer Nachweis [Bearbeiten]
Durch die Gravitationsrotverschiebung lässt sich eine schwarze Färbung am Rand der Schwarzen Löcher erkennen, da der relativistische Rotverschiebungsfaktor elektromagnetischer Wellen beeinflusst und somit die Strahlungen in der Nähe des Ereignishorizonts unterdrückt werden, so dass ein Schwarzes Loch sichtbar wird.[2]
Temporaler Nachweis [Bearbeiten]
Durch die zeitliche Verzerrung (die sogenannte Zeitdilatation), die Schwarze Löcher bei Objekten auslösen, die es umkreisen oder sich in der Nähe befinden, ist es möglich, durch die Analyse der Lichtkurven diese Verzerrung zu erkennen und ein Schwarzes Loch als solches zu identifizieren.[2]
Spektro-relativistischer Nachweis [Bearbeiten]
Linseneffekte und Gravitationsverschiebungen verfremden die Spektren der Sterne, die sich in der Umgebung von Schwarzen Löchern befinden.[2]
Arten von Schwarzen Löchern [Bearbeiten]
Man unterteilt Schwarze Löcher je nach der Art der Entstehung und aufgrund ihrer Masse in verschiedene Klassen:Art Masse Größe
Supermassereiches Schwarzes Loch ~10.000–109 MSonne ~0,001–10 AU
Mittelschweres Schwarzes Loch ~1000 MSonne ~103 km
Stellares Schwarzes Loch ~10 MSonne ~30 km
Primordiales Schwarzes Loch bis zu ~MMond bis zu ~0,1 mm
Stellare Schwarze Löcher [Bearbeiten]
Stellare Schwarze Löcher stellen den Endzustand der Entwicklung massereicher Sterne dar. Sterne, deren Anfangsmasse kleiner als acht Sonnenmassen ist, können nicht zu einem Schwarzen Loch werden. Sie beenden ihr Leben als vergleichsweise unspektakulär auskühlender Sternenrest (Weißer Zwerg). Sterne, deren Anfangsmasse acht Sonnenmassen übersteigt (etwa Blaue Riesen), durchlaufen am Ende ihres Lebens die höheren Stufen der Nukleosynthese bis zum Siliciumbrennen.
Sie explodieren dann in einer Kernkollaps-Supernova, wobei der übrig bleibende Sternenrest zu einem Schwarzen Loch kollabiert, sofern er noch mehr als 2,5 Sonnenmassen besitzt (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze). Ansonsten können Sterne bis zur fünfzehnfachen Sonnenmasse abhängig davon, wie viel Masse sie als Supernova verlieren, auch als Neutronenstern enden, wenn die verbleibende Masse zwischen 1,5 und 2,5 Sonnenmassen liegt. Neutronensterne können sich – beispielsweise als kompakter Begleiter in einem Röntgendoppelstern – durch die Akkretion weiterer Materie auch im Nachhinein noch zu Schwarzen Löchern entwickeln.
Rekordhalter bei den stellaren Schwarzen Löchern mit der höchsten Masse stellt aktuell das Schwarze Loch in der Zwerggalaxie IC 10 im Sternbild Kassiopeia mit der 24- bis 33-fachen Sonnenmasse dar. Es ist Teil eines Doppelsternsystems. Das schwarze Loch wurde indirekt durch die in ihrer Stärke schwankende Röntgenstrahlung des begleitenden Sterns entdeckt, was ein Hinweis auf ein periodisch die Quelle verdeckendes Objekt sein kann. Berechnungen aus Daten des Satelliten Swift, sowie des Gemini-Teleskops auf Hawaiʻi bestätigten die Vermutungen.[3]
Rekordhalter mit der aktuell geringsten Masse ist XTE J1650-500, ebenfalls ein Röntgendoppelstern mit womöglich nur ca. 3,8 Sonnenmassen.
Mittelschwere Schwarze Löcher [Bearbeiten]
Mittelschwere Schwarze Löcher entstehen möglicherweise in Folge von Sternenkollisionen und -verschmelzungen. Ihre Existenz ist noch nicht sicher erwiesen, allerdings veröffentlichten Forscher Anfang 2004 Ergebnisse einer Untersuchung von Nachbargalaxien mit dem Weltraumteleskop Chandra, in der sie Hinweise auf Mittelschwere Schwarze Löcher in sogenannten ultrahellen Röntgenquellen (ULX) fanden. Inzwischen gibt es allerdings aufgrund neuerer Beobachtungen mit dem VLT und dem Subaru-Teleskop starke Zweifel daran, dass ULX mittelschwere Schwarze Löcher sind[4]. Ein neuer Kandidat für ein solches wird im Zentrum einer Zwerg-Seyfert-Galaxie vermutet[5]. Wird in einem Röntgendoppelstern einer der Partner zu einem Schwarzen Loch, kann im weiteren Verlauf der Entwicklung sehr viel Masse vom leichteren Partner auf das entstandene Schwarze Loch abfließen. Die meisten Schwarzen Löcher schaffen es jedoch nicht, mehr als einige Sonnenmassen Material aus der Umgebung einzufangen. Welche Bedingungen für die mögliche Entstehung mittelschwerer Schwarzer Löcher notwendig sind, ist unklar. Als derzeit einzige Kandidaten für solche Objekte werden die Zentren der Kugelsternhaufen Omega Centauri in der Milchstrasse und G1 in der Andromeda Galaxie gewertet.[6]
Supermassereiche Schwarze Löcher [Bearbeiten]
Galaktisches Zentrum
Supermassereiche (auch supermassiv genannte) Schwarze Löcher können die millionen- bis milliardenfache Sonnenmasse haben und befinden sich vermutlich in den Zentren der meisten Galaxien. Wie sie entstanden sind und wie ihre Entstehung mit der Entwicklung der Galaxien zusammenhängt, ist Gegenstand aktueller Forschung.
So wird hinter der starken Radioquelle Sagittarius A* (kurz Sgr A*) im Zentrum der Milchstraße ein supermassives Schwarzes Loch von 4,3 Millionen Sonnenmassen vermutet.[7] Vor wenigen Jahren lag die Massenabschätzung, die auf der Beobachtung von Gaswolken (z. B. der sogenannten Mini-Spirale) fußte, noch bei etwa 2,7 Mio. Sonnenmassen. Dank verbesserter Auflösung und Empfindlichkeit der Teleskope konnte die Masse für das Schwarze Loch im Zentrum der Galaxis genauer angegeben werden, z. B. durch Analyse der Bahnkurven der sog. S0-Sterne, wobei die 0 lediglich bedeutet, dass die Umlaufbahnen der Sterne unter einem relativen Winkel von einer Bogensekunde zu beobachten sind (entsprechendes gilt für die S1, S2 Sterne usw.).
Natarian und Treister[8] haben dargelegt, dass ein oberes Massenlimit für Schwarze Löcher existiert und bei etwa 10 Milliarden Sonnenmassen liegen muss. Die Begründung liegt, anschaulich erklärt, darin, dass die hineinstürzende Materie durch die Gravitationskraft eines solchen supermassiven Schwarzen Lochs derart beschleunigt wird, dass sich ein stabiler Orbit außerhalb des Schwarzschild-Radius ergibt. Zusätzlich wirken auch die elektromagnetische Strahlung und die „Materiewinde“, die von der Materie in der Akkretionsscheibe ausgestrahlt werden, als Widerstand gegen weiter einfallende Materie, so dass sich letztlich ein Gleichgewicht zwischen einfallender und abgestoßener Materie einstellt.
2008 hat ein schweizerisches Team der Technischen Hochschule Lausanne (EPFL) um Alexander Eisenbrod ein solches energiereiches Ringgebilde um einen 10 Milliarden Lichtjahre entfernten Quasar, dem Einsteinkreuz im Sternbild Pegasus, am VLT beobachtet und damit die Theorie der supermassereichen Löcher sehr gut bestätigt. [9]
Das bislang massereichste schwarze Loch mit einer Masse von 6,4 Milliarden Sonnenmassen wurde im Zentrum der Galaxie M87 nachgewiesen.[10]
Primordiale Schwarze Löcher [Bearbeiten]
Anfang der 1970er Jahre stellte Stephen W. Hawking als Erster die Vermutung auf, neben den durch Supernovae entstandenen Schwarzen Löchern könnte es auch so genannte primordiale Schwarze Löcher geben. Das sind Schwarze Löcher, die sich bereits im Urknall in Raumbereichen gebildet haben, in denen die lokale Massen- und Energiedichte genügend hoch war (rechnet man die ständig abnehmende Materiedichte im Universum zurück, so findet man, dass sie in der ersten tausendstel Sekunde nach dem Urknall die Dichte des Atomkerns überstieg). Auch der Einfluss von Schwankungen der gleichmäßigen Dichteverteilung (siehe hierzu kosmische Hintergrundstrahlung) im frühen Universum war für die Bildung von primordialen Schwarzen Löchern ausschlaggebend, ebenso die beschleunigte Expansion während der Inflationsphase nach dem Urknall. Damals könnten sich kleine Schwarze Löcher mit einer Masse von etwa 1012 Kilogramm gebildet haben. Seit Mitte der 1990er Jahre wird diskutiert, ob die kürzesten auf der Erde gemessenen Gammastrahlungsausbrüche von verstrahlenden primordialen Schwarzen Löchern stammen könnten, denn deren berechnete Lebensdauer liegt in der Größenordnung des Alters des heutigen Universums.
Aus seinen Überlegungen über kleine Schwarze Löcher folgerte Hawking im Jahre 1974 die Existenz der nach ihm benannten Hawking-Strahlung, dass also Schwarze Löcher Materie nicht nur schlucken, sondern auch wieder freisetzen können. Obwohl die Existenz von primordialen Schwarzen Löchern keineswegs gesichert ist, haben sich also allein aus hypothetischen Betrachtungen wertvolle neue Erkenntnisse im Bereich der Kosmologie, der Quantenphysik und der Relativitätstheorie ergeben.
So, dass wars aber auch erstmal. Sehr interesseantes Thema!
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urprised: