Die erste geschichtlich nachweisbare Spekulation ?ber Schwarze L?cher, wenn sie auch noch nicht so genannt wurden, unternahm der Pfarrer, Geologe und Astronom John Michell (1724 - 1793) in seiner Rede vor der Royal Society aus dem Jahr 1783. Dort sagte er: "If the semi-diameter of a sphere of the same density as the Sun in the proportion of five hundred to one, and by supposing light to be attracted by the same force in proportion to its mass with other bodies, all light emitted from such a body would be made to return towards it, by its own proper gravity." Damit wies er darauf hin, dass es besonders dichte K?rper im Kosmos geben k?nnte, deren Fluchtgeschwindigkeit gleich der Lichtgeschwindigkeit ist. Dann k?nnte Licht von diesen K?rpern nicht entkommen und sie m?ssten schwarz sein.
Im Jahre 1795 mutmasste auch Pierre Simon de Laplace (1749 - 1827) in seiner Ver?ffentlichung "Exposition du Syst?me du Monde" auf der Basis der Newtonschen Gravitationstheorie und Korpuskulartheorie des Lichts, dass es gen?gend schwere Sterne geben k?nnte, von denen korpuskulares (teilchenartiges) Licht nicht entkommen k?nnte.
Albert Einstein (1879 - 1955) entwickelte die Relativit?tstheorie. Die Spezielle Relativit?tstheorie (SRT) ver?ffentlichte er 1905: sie beschreibt die Physik gleichf?rmig bewegter Bezugssysteme und hat als wesentliches Ergebnis die Konstanz der Lichtgeschwindigkeit c in allen Inertialsystemen und die Gleichwertigkeit aller Inertialsysteme (spezielles Relativit?tsprinzip). Schon mit der SRT vollzog sich ein neues Verst?ndnis von Raum und Zeit, dem Begriff der Gleichzeitigkeit und dem der L?nge. Raum und Zeit verschmolzen zum Raum-Zeit-Kontinuum. Die von Aristoteles (384 - 322 v.Chr.) und Sir Isaac Newton (1643 - 1727) geschaffene Begriff der absoluten Zeit wurde unhaltbar. Zeit und L?nge wurden relative Gr?ssen, die vom Bezugsrahmen abh?ngen.
Die Allgemeine Relativit?tstheorie wurde 1915 begr?ndet und stellt die Verallgemeinerung der Speziellen Relativit?tstheorie auf beschleunigte Bezugssysteme dar. Weil die Gravitation Bezugssysteme beschleunigt, handelt es sich um eine (klassische) Theorie der Gravitation, die die Newtonsche Gravitationsphysik abl?ste.
Der deutsche Astronom Karl Schwarzschild (1873 - 1916) findet bald nach Ver?ffentlichung der ART die erste L?sung der Einsteinschen Feldgleichungen im Jahr 1916: diese heute ?ussere Schwarzschild-L?sung genannte Metrik beschreibt nicht-rotierende, statische Schwarze L?cher, die jedoch schon alle wesentlichen Eigenschaften Schwarzer L?cher aufweist. So gibt es einen Ereignishorizont und eine zentrale Singularit?t. Im gleichen Jahr entdeckt Schwarzschild die innere Schwarzschild-L?sung. Sie ist nicht mehr statisch, keine Vakuumraumzeit mehr und wird von einer inkompressiblen Fl?ssigkeit erzeugt, die Kugelform besitzt.
Eine erste Verallgemeinerung erfuhr diese nicht-rotierende L?sung durch die Arbeiten von Hans Jacob Reissner (1874 - 1967) ("?ber die Eigengravitation des elektrischen Feldes nach der Einsteinschen Theorie", 1916) und G. Nordstr?m ("On the energy of the gravitational field in Einstein's theory", 1918). Die ebenfalls kugelsymmetrische Metrik enth?lt in dem zeitlichen und radialen Term eine Ladung. Ableiten l?sst sich diese Reissner-Nordstr?m-L?sung aus den Einstein-Maxwell Gleichungen. Der Energie-Impuls Tensor ist hier nicht null, sondern ist gerade der Maxwell-Tensor.
Der indische Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar (1910 - 1995) entdeckt 1930, dass es f?r eine Ansammlung entarteter, relativistischer Materie (beschrieben als ideales Fermigas) eine kritische Grenzmasse gibt (Papier: "The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs", 1931). Oberhalb dieser Chandrasekhar-Grenze kann der Gravitationskollaps nicht mehr aufgehalten werden.
Chandrasekhars Ver?ffentlichung inspirierte den besonders angesehenen, englischen Astrophysiker Sir Arthur S. Eddington (1882 - 1944) 1935 zu der Spekulation, dass - g?be es dieses Massenlimit - relativistische Sterne so sehr kollabieren k?nnten, dass ihr Gravitationsfeld die Strahlung "einfangen" w?rde. Freilich nannte er diese Objekte nicht Schwarze L?cher; er empfand sogar diese Vorstellung als absurd und w?rde eher Naturgesetze erwartet haben, die diese Absurdit?t verhindern.
Julius Robert Oppenheimer (1904 - 1967) und Hartland Snyder (1913 - 1962) ver?ffentlichten 1939 das Papier "On continued gravitational contraction" ?ber den relativistischen Gravitationskollaps einer homogenen Fl?ssigkeitskugel. Dies war die erste Berechnung, wie sich ein kollabierendes Objekt w?hrend des Kollapses von der Aussenwelt durch die Ausbildung eines Ereignishorizontes abschirmt. Es war ebenfalls die erste Rechnung, die zeigte, wie dramatisch unterschiedlich die Sichtweise aus verschiedenen Bezugssystemen sein kann: ein Beobachter auf der implodierenden Sternoberfl?che w?rde in endlicher Zeit den Kollaps des Sterns beobachten (was er freilich keinem berichten k?nnte), w?hrend f?r einen Beobachter im Unendlichen die Implosionsbewegung ab einem kritischen Punkt "eingefroren" w?rde.
Im gleichen Jahr, 1939, berechnen Oppenheimer und George Michael Volkoff (1914 - 2000) die relativistischen Grundgleichungen eines kompakten Neutronensterns in dem Papier "On massive neutron cores". Sie nehmen Bezug auf die analytische Vorarbeit von Richard Chase Tolman (1881 - 1948), der ebenfalls 1939 in dem Papier "Static solutions of Einstein's field equations for spheres of fluid " das Thema behandelte. Das Fluidum aus Neutronen, das sich durch inversen Betazerfall ausbildet, wird dabei als Fermi-Gas und relativistisch beschrieben. Ausfluss dieser Berechnungen waren die vier so genannten TOV-Gleichungen (TOV f?r Tolman-Oppenheimer-Volkoff), die die Newtonschen Gleichungen eines Sterns verallgemeinern. Die TOV-Gleichungen gehen im asymptotischen Aussenraum-Limit in die Schwarzschild-L?sung ?ber.
Es folgten Jahrzehnte der Ignoranz des Problems Gravitationskollaps auf ein punktf?rmiges, dunkles Objekt. Dies lag einerseits daran, dass keine neuen, wichtigen Erkenntnisse gewonnen wurden, aber auch sicherlich an der Ablehnung dieser m?glichen, stellaren Konfiguration durch anerkannte Physiker wie Eddington und L.D. Landau.
Die Schwarzschild-Singularit?t der Schwarzschild-L?sung bei zwei Gravitationsradien (einem Schwarzschild-Radius) wird in den 50er Jahren durch ein neues Koordinatensystem von David Finkelstein als Koordinatensingularit?t entlarvt. Wolfgang Rindler schl?gt daher den Namen Horizont f?r diese kritische Fl?che vor.
Roy Patrick Kerr (* 1934) findet 1963 eine Verallgemeinerung der Schwarzschild-L?sung auf rotierende Schwarze L?cher. Die Raumzeit dieser Vakuuml?sungen der Einsteinschen Feldgleichungen ist axialsymmetrisch und station?r. Fortan nennt man diese Form rotierender Schwarzer L?cher Kerr-L?sung. Die historische Kerr-Form war kartesisch und ist f?r die Anwendung unhandlich.
Der Physiker Roger Penrose vermutet 1964 die Existenz von Singularit?ten im Innern Schwarzer L?cher. 1965 folgt die Ver?ffentlichung "Gravitational collapse and space-time singularities". In der Folgezeit entwickelt er zusammen mit Stephen W. Hawking die Singularit?tentheoreme, die die Existenz einer Singularit?t zwingend erfordern.
Auch die Kerr-Metrik erh?lt eine Verallgemeinerung, n?mlich in der Form, dass das Schwarze Loch neben Masse und Drehimpuls eine Ladung besitzt. Dann nennt man diese Schwarzen L?cher Kerr-Newman L?sungen. Sie wurden 1965 von E. T. Newman, E. Couch, K. Chinnapared, A. Exton, A. Prakash und R. Torrence gefunden (Papier: "Metric of a rotating, charged mass") und sp?ter als geladenes, rotierendes Schwarzes Loch identifiziert.
Dieser Typus ist f?r astrophysikalische Anwendungen zu akademisch, weil Ladungsunterschiede zwischen Loch und Umgebung immer durch elektrische Str?me (Plasmastr?me, z.B. in der Akkretionsscheibe) ausgeglichen werden sollten. Kerr-Newman L?cher sind also nur in v?lliger Isolation denkbar. Nichtsdestotrotz sind Kerr-Newman L?cher interessante Studienobjekte f?r Relativisten.
R. H. Boyer und R. W. Lindquist fanden 1967 die heutige Standardschreibweise f?r rotierende, ungeladene Schwarze L?cher, die Boyer-Lindquist Form, die sie in der Ver?ffentlichung "Maximal analytic extension of the Kerr metric" darlegen. Die Boyer-Lindquist Form ist bis auf die intrinsische Singularit?t regul?r und stellt die maximale Erweiterung der Kerr-Metrik dar.
Der Relativist und Astronom John Archibald Wheeler (* 1911) erfand 1967 den Begriff "Schwarzes Loch" (engl. black hole). Dieser neue Begriff l?ste die bis dato gebr?uchlichen Namen gefrorener Stern der ?stlichen Hemisph?re und kollabierter Stern der westlichen Hemisph?re ab. 51 Jahre nach deren Entdeckung erhalten Schwarze L?cher ihren Namen: Kein Kind war wohl jemals so alt, als es einen Namen erhielt.
Auf Wheeler geht auch das Keine-Haare Theorem (engl. No-hair theorem) zur?ck, das besagt, dass Schwarze L?cher nur maximal drei Eigenschaften haben: Masse, Drehimpuls und Ladung. Wheeler umschrieb das so: "Ein Schwarzes Loch hat keine Haare."
Penrose entdeckte im Jahr der Mondlandung 1969 die kosmische Zensur (cosmic censorship). Sie besagt, dass intrinsische ("echte") Singularit?ten hinter einem Ereignishorizont versteckt sind. Es gibt keine sichtbaren ("nackten") Singularit?ten.
James Bardeen definiert 1970 ein neues Koordinatensystem f?r rotierende Raumzeiten: das lokale nicht-rotierende Beobachtersystem (local non-rotating frame, LNRF). Dieser Beobachter rotiert mit der Raumzeit (z.B. in der Kerr-Metrik), so dass Effekte wie Frame-Dragging aufgehoben werden. Der Beobachter heisst dann auch Bardeen-Beobachter oder ZAMO (zero angular momentum observer, Beobachter verschwindenden Drehimpulses). In der Folgezeit bew?hrte sich dieses Systems ausserordentlich.
Der bekannte Kosmologe Stephen W. Hawking (* 1942) entdeckt 1970, dass die Oberfl?che eines Schwarzen Loches, der Horizont, immer weiter zunimmt (z.B. durch Akkretion). Sp?ter wird er das in einem thermodynamischen Konzept Schwarzer L?cher einbetten.
Der amerikanische Relativist Robert M. Wald (*1947) beschreibt mit J.M. Cohen elektrische Punktladungen in der N?he Schwarzer L?cher (1971). 1974 findet er eine Raumzeit, die man heute nach ihm Wald-L?sung nennt: ein rotierendes Schwarzes Loch, das in ein uniformes Magnetfeld eingetaucht ist.
Der kanadische Astronom Tom Bolton identifiziert 1972 Cygnus X-1 aufgrund der R?ntgenemission als ersten Kandidaten f?r ein stellares Schwarzes Loch.
Hawking leitete 1974 die dann nach ihm benannte Hawking-Strahlung ab: Schwarze L?cher k?nnen Teilchen emittieren, wenn der quantentheoretische Prozess der Paarbildung nahe am Ereignishorizont stattfindet. Gem?ss der Quantentheorie entstehen und vergehen im Vakuum st?ndig virtuelle Teilchenpaare, dadurch dass aufgrund der Heisenbergschen Unsch?rferelation f?r sehr kurze Zeiten Energiebetr?ge zur Verf?gung stehen aus denen Teilchen materialisieren k?nnen. Sehr leichte Schwarze L?cher von etwa 1018 g k?nnen durch diese Teilchenemission am Horizont "verdampfen". Die hypothetischen Mini-L?cher waren vielleicht in der Fr?hphase des Universums von Relevanz.
Ausserdem entwickelt Hawking eine Thermodynamik Schwarzer L?cher mit analogen Haupts?tzen zur klassischen Thermodynamik.
Der Relativist William G. Unruh findet 1984 zusammen mit Robert M. Wald in einer theoretischen Arbeit das Pendant zur Hawking-Strahlung: Beschleunigungsstrahlung. Sie entsteht im Unruh-Effekt, wenn ein beschleunigter Beobachter die flache Raumzeit (Minkowski-Vakuum) durchfliegt und dieses Vakuum als thermisches Teilchenbad (die Beschleunigungsstrahlung) wahrnimmt. Diese Erkenntnis m?ndet in eine Relativit?t des Teilchenbegriffes: Es h?ngt vom Bezugssystem ab, ob ein Teilchen real oder virtuell ist!
Das optische Weltraumteleskop Hubble (Hubble Space Telescope, HST) findet 1994 eine starke Evidenz f?r ein supermassereiches Schwarzes Loch in M87, einer riesigen, elliptischen Radiogalaxie im Sternbild Virgo (Jungfrau). Sp?testens jetzt ist das Paradigma Aktiver Galaktischer Kerne voll etabliert: in Zentrum aktiver Galaxien, wie Quasaren, Blazaren, Seyfert-Galaxien und Radiogalaxien befindet sich ein akkretierendes, supermassereiches Schwarzes Loch.
Die Spekulationen ?ber die M?glichkeit, Schwarze L?cher in Teilchenbeschleunigern zu erzeugen, werden 1999 ernstzunehmende, wissenschaftliche Thesen. Die Basis ist eine reduzierte Planck-Skala, wie sie im ADD-Szenario (Arkani-Hamed et al., 1998) vorgeschlagen wird. Mit dieser Pr?misse wird die Quantengravitation schon im TeV-Bereich relevant und liegt damit in der Reichweite modernen Teilchenbeschleuniger. Banks & Fischler (1999) beginnen Absch?tzungen zu machen f?r die Wirkungsquerschnitte zur Erzeugung Schwarzer Mini-L?cher aus der Streuung hochenergetischer Teilchen.
R?umliche Extradimensionen, die noch hypothetisch sind und deren Anzahl man nicht kennt, spielen dabei eine gewichtige Rolle: sie beeinflussen die die Bildung Schwarzer Mini-L?cher.
G. Chapline, E. Hohlfeld, R.B. Laughlin und D.I. Santiago verbinden Ende 2000 Konzepte der Quantentheorie mit der Theorie Schwarzer L?cher. Sie verwenden dazu ?hnliche Formalismen, wie in der Beschreibung von Bose-Einstein Kondensaten und erwarten einen Quantenphasen?bergang am Horizont Schwarzer L?cher. Wesentliche Folgen dieses Konzepts sind eine neue Beschreibung des Inneren Schwarzer L?cher, das eher einer de Sitter-Blase (positive kosmologische Konstante) gleicht und eine Reflektionseigenschaft am Horizont f?r harte Gammastrahlung besitzt.
Es gibt 2002 eine schwache Evidenz f?r massereiche Schwarze L?cher in den Zentren von Kugelsternhaufen. Sie sollen gerade Massen zwischen stellaren und supermassereichen Schwarzen L?chern aufweisen. Weitere Untersuchungen m?ssen folgen.
Pawel O. Mazur und Emil Mottola greifen die Ideen von Chapline et al. auf, erweitern sie und finden Ende 2001 eine regul?re Alternative zu den Schwarzen L?chern ohne Horizont: die Gravasterne. Die Metrik dieser Objekte ist in bisheriger Form noch kugelsymmetrisch und entspricht im Aussenraum der Schwarzschild-L?sung. Der Innenraum ist materiefrei, entspricht jedoch einer de Sitter-Blase, also einer Ansammlung Dunkler Energie. In der ?bergangsregion befindet sich eine d?nne Schale aus einem Bose-Einstein-Kondensat. Dies und haupts?chlich das Reservoir Dunkler Energie ist die Quelle des Gravitationsfeldes eines Gravasterns. Der ?sthetische Reiz dieser L?sung besteht darin, dass sie ohne zentrale Singularit?t auskommt. Eine Verallgemeinerung auf rotierende, d.h. axialsymmetrische Raumzeiten steht noch aus.
Astronomen am Max-Planck-Institut f?r Extraterrestrische Physik (MPE) in Garching (Genzel et al., 2003) beobachten mit dem Very Large Telescope (VLT) das Zentrum der Milchstrasse, insbesondere die kompakte Radioquelle Sgr A*, die mit dem supermassereichen Schwarzen Loch von etwa 3 Mio. Sonnenmassen assoziiert ist. Blitze im Nahinfrarotbereich (NIR flares) legen den Verdacht nahe, dass das Galaktische Schwarze Loch rotiert (Kerr-Parameter a = 0.52). Diese Beobachtung ist die beste bisher gefundene Evidenz f?r die Rotation eines Schwarzen Loches. Andere Hinweise dieser Art im Rahmen der R?ntgenemissionsliniendiagnostik bei AGN und R?ntgendoppelsternen sind deutlich schw?cher zu bewerten.
Eine Beobachtung mit vergleichbarer Methode, ebenfalls von Astronomen des MPE Garching (Aschenbach et al., 2004), diesmal mit dem R?ntgensatellit XMM-Newton, legt f?r das supermassereiche Schwarze Loch bei Sgr A* eine vergleichbare Masse von etwa 3 Mio. Sonnenmassen, aber eine deutlich h?here Lochrotation am theoretischen Limit, a = 0.99, nahe. Diese Interpretation folgt aus R?ntgenspektren von Flares in unmittelbarer N?he zum Loch.
Astronomen am MPE Garching gaben im Februar 2004 die Beobachtung des Zerriss eines Sterns unter der verheerenden Wirkung von Gezeitenkr?ften eines supermassereichen Schwarzen Loches bekannt (Komossa et al., 2004). Dieses Szenario macht sich als charakteristischer R?ntgenflare bemerkbar, der mindestens einige Monate andauert. Das Objekt ist eine elliptische Galaxie mit der Bezeichnung RX J1242-1119 in einer Entfernung von z = 0.05, also etwa 210 Mpc.
Stephen W. Hawking gab auf der GR17 Konferenz in Dublin im Sommer 2004 bekannt, dass er eine vor 30 Jahren abgeschlossene Wette f?r verloren gibt. In der Wette ging es um die Frage, ob die Information, die mit der Materie in ein Schwarzes Loch f?llt, vernichtet wird oder Bestand hat. John Preskill, Quantenphysiker und Freund von Hawking, geht von einem Erhaltungssatz der Information aus, d.h. auch in einem Schwarzen Loch bleibt die Information erhalten und kann m?glicherweise bei der Zerstrahlung des Loches ?ber Hawking-Strahlung wieder ins beobachtbare Universum gelangen. Hawking und Kip Thorne hielten dagegen und pl?dierten f?r eine Vernichtung der Information im Loch. Wie gesagt, hat Hawking mittlerweile seine Meinung revidiert und die Wettschuld, eine Enzyklop?die zum Thema Baseball, eingel?st. Der bekannte Relativist Kip Thorne h?lt die Wette noch. Ein genaue, aber unter Physikern bereits umstrittene Beweisf?hrung von Hawking zur Frage dieses Informationsverlustparadoxons (engl. information loss paradox) in Form einer Publikation steht noch aus.
Quelle: http://www.vfgp.de/