Schwarze Löcher

• Erst bei mindestens 1,5 Sonnenmassen, die als Rest einer Sternexplosion übrig bleiben (=Chandrasekhar-Masse), wird der Gravitationskollaps so groß, dass ein Schwarzes Loch entstehen kann.

Wie entsteht ein Schwarzes Loch?

http://www.cita.utoronto.ca/~liebend/supernova

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Probleme, ein Schwarzes Loch direkt zu sehen!

1)Ablenkung des Lichtstrahles bzw. Schlucken des Lichtes.

2)Größe von Schwarzen Löchern

3)Störende Umgebung wie eine Akkretionsscheibe

Ad1)

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• Ereignishorizont = Rg Gravitationskonstante = G

• Masse = M• Lichtgeschwindigkeit = c

(Rg=GM/c²).

Ad2)Wie groß ist ein Schwarzes Loch?

• Für die Erde liefert die Berechnung die Größe einer Kirsche.

• Für die Sonne beträgt der Schwarzschild-Radius etwa drei Kilometer.

• 8. April 2007, 12:58 Uhr Die Ausmaße sind gigantisch: Der Durchmesser des Schwarzen Lochs entspricht dem Siebenfachen des Abstands der Erde zur Sonne. Die Messung ist den Forscher durch einen glücklichen Zufall gelungen. Eine Gaswolke hat dabei geholfen.

Ad 3)

Was wir hier sehen ist ein verzerrtes Abbild einer äquatorialen Akkretionsscheibe, wenn wir sie unter einem Winkel von 80° zur Symmetrieachse betrachten, wir also fast auf die Kante der Scheibe schauen. Neben der Kepler- Rotation ist in dieser Studie eine radiale Drift berücksichtigt, d.h. ab einem bestimmten Radius bewegt sich Materie im freien Fall auf den Kerr- Geodäten zum Loch. Die Scheibe endet am Rand der inneren Fläche, wobei dieser Rand den Ereignishorizont darstellt (in Wirklichkeit ist die Fläche völlig schwarz, denn durch die Gravitations- Rotverschiebung wird hier jede Strahlung unterdrückt). Die innere Fläche ist dabei das mit a = 0,8 rotierende Kerrsche Loch, welches natürlich nicht zu sehen ist. Was im Bild hell erscheint, ist das auf uns zukommende Licht des rotierenden Plasmas, es wird in unsere Richtung gebündelt. Es handelt sich hierbei um einen relativistischen Effekt ("Beaming"), der von sehr schnell bewegten ("relativistischen") Teilchen ausgeht: In Bewegungsrichtung wird die Strahlung immer mehr gebündelt, je schneller sich das Teilchen bewegt (Forward beaming). Hierdurch erscheint die Strahlungsquelle heller. Auf der anderen Seite wird dagegen die sich von uns wegbewegende Strahlung unterdrückt (Back beaming). Je näher wir zum Ereignishorizont hinüber sehen, umso schwächer wird das Licht, bis es direkt am Rand unendlich rotverschoben ist. Durch die starke Krümmung der Raumzeit sehen wir als Bogen oberhalb des Lochs die Unterseite der vorderen Scheibe. Das eigentlich von uns weggerichtete Licht wird um das Loch herumgelenkt, es wirkt als Gravitationslinse.

Wie kann man Schwarze Löcher erkennen?

1) Einstein‘sche Gravitationslinse Ablenkung des Lichtes wie bei

einer Glaslinse

2) Bei Doppelsternsystemen

3) Bei Galaxienkernen

4) Jets im Radio- und Röntgenbereich

Nahezu eine Million Lichtjahre lang sind die Jets der elliptischen Galaxie NGC 5532.

(02. März 2009)• Hinweis auf eine Sternzerstörung durch Gezeitenkräfte im

Zentrum des Galaxienhaufens Abell 3571 • Die Autoren der Veröffentlichung, davon mehrere vom MPE,

entdeckten in den Daten des ROSAT Satelliten zufällig eine Röntgenquelle in dem Galaxienhaufen Abell 3571, die in ihrer Helligkeit über einen Zeitraum von 13 Jahren stetig abnahm. Solch eine Beobachtung ist konsistent mit der Zerstörung eines Sterns durch ein Schwarzes Loch mit 107 Sonnenmassen. Da das Schwarze Loch nur wenig Masse verschlingt, muss es sich um eine teilweise oder explosive Zerstörung eines Sterns handeln.

• Schwarzes Loch bringt Licht ins Dunkel einer Galaxie

Erstmals Lichtecho eines Röntgenblitzes im Detail beobachtet • Zum ersten Mal konnte ein Lichtecho der Zerstörung eines Sterns

durch ein Schwarzes Loch im Detail verfolgt werden. Ein internationales Team um Stefanie Komossa vom MPE beobachtete dabei die stärkste Eisenemission, die jemals in einer Galaxie gemessen wurde und interpretierte sie als Beleg für das Vorhandensein eines molekularen Torus. Das Lichtecho führte nicht nur zur Entdeckung des stellaren Zerstörungsprozesses, sondern stellt zugleich eine vielversprechende neue Methode dar, Galaxienkerne zu kartografieren.

Lichtecho

ComputersimulationBilder, wie man sie mit Radiointerferometern (VLBI) bei 0,6 und 1,3mm Wellenlänge bekommt

horizontal = Gravitationsradius , vertikal = relative Intensitätswerte

(gestrichelte Linie) = vertikale Intensitätswerte im Querschnitte durch das Bild

(durchgezogene Linie) = horizontale Intensitätswerte im Querschnitte durch das Bild

Wie zwei Schwarze Löcher bei einer streifenden Kollision miteinander verschmelzen, haben erstmals Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für Gravitationsphysik (Albert-Einstein-Institut) in Golm bei Potsdam mit Computerhilfe berechnet.

Während der Kollision senden die Schwarzen Löcher große Energiemengen in Form von Gravitationswellen in das All. In einiger Entfernung vom Kollisionspunkt ist eine Raumverzerrung (weißer Fleck) sichtbar, die das Intensitätsmaximum der Gravitationswelle markiert. Sie breitet sich mit Lichtgeschwindigkeit in das All aus und nimmt dabei an Stärke ab.

Weitere Überlegungen

Wurmlöcher

Eine Kerr-Brücke ist bedeutend stabiler als die Einstein-Rosen-Brücke. Aber das nützt uns leider auch nichts. Denn dann sind wir in einem anderen schwarzen Loch eingesperrt und können dort nicht heraus. Also brauchen wir ein echtes Wurmloch:

Damit die Trichter nicht zusammenfallen, müssen sie abgestützt werden. Normale Materie würde unter diesen Naturgewalten einfach zerstört werden. Leider brauchen wir auch hier wieder exotische Materie, die die Trichter abstützt.

http://www.tempolimit-lichtgeschwindigkeit.de/filme/

wurmlochflug_lang/wurmlochflug_lang-xd-

320x240.mpg

Warp Antrieb

• Schneller als Lichtgeschwindigkeit durch Raumverzerrung. Nicht das Objekt bewegt sich, sondern der Raum wird verzerrt.