Astronomie

Was genau bedeutet die Nähe eines Schwarzen Lochs oder einer Scheibe? das gleiche wie drinnen?

Was genau bedeutet die Nähe eines Schwarzen Lochs oder einer Scheibe? das gleiche wie drinnen?


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Was genau bedeutet die Nähe eines Schwarzen Lochs oder einer Scheibe? Ist das dasselbe wie innerhalb des Horizonts für Schwarze Löcher? Wenn ja, warum sagen die Leute nicht einfach innerhalb von BH. Was ist der Unterschied?

Ich benutze diesen Satz tatsächlich! und es mag offensichtlich erscheinen, aber für mich nicht, bitte macht es jemand klar. Ich habe gesucht, aber keine genaue Antwort gefunden.

Bearbeitet: Bis zu welchem ​​Radius von Blackhole kann ich dieses Wort sinnvoll verwenden? Seine astronomische Dimension ist mir nicht klar. "nah" reicht mir nicht. Wenn es innerhalb eines Horizonts und auch außerhalb davon sein könnte, macht es aus der Sicht des Betrachters im Unendlichen einen großen Unterschied, wie Sie wissen, wie ich sie mit dem gleichen Namen benennen kann und manchmal meine ich das eine, manchmal das andere .


Aus dem Oxford English Dictionary:

"Umgebung" bedeutet einfach "der Bereich in der Nähe eines Ortes"

"in der Nähe eines Schwarzen Lochs" bedeutet also nur "in der Nähe eines Schwarzen Lochs".

Andere Wörterbücher sagen "unmittelbar daneben", also behandeln Sie die Umgebung als Reaktion auf Ihren Kommentar zur Unbestimmtheit als die unmittelbare Umgebung des Schwarzen Lochs. Sie werden keine genaue Bedeutung finden - es wird so verwendet, wie es im Englischen ist. Es gibt keine spezifische Entfernungsmessung. Sie haben keine Entfernung vom Radius, die aufhören würde, in der Nähe zu sein.


Schwarzes Loch

Die Welt, in der Black Dynamite lebt, ist nicht der PC-Ort.

Musik ist ein großer Teil des Tons von Black Dynamite insgesamt – zurückgehend auf den Originalfilm von 2009, auf dem die Serie basiert.

Wie weit hat sich der Kongress in Bezug auf die Rasse wirklich entwickelt, wenn er in 50 Jahren von einem schwarzen Senator auf zwei gestiegen ist?

Selbst das wohl demokratischere Haus hat nur 10 Prozent schwarze Mitglieder.

Aber bei schwarzen Frauen fand eine andere Studie kein Desinteresse.

Plötzlich bemerkte er jedoch einen kleinen schwarzen Fleck weit vor ihm, genau in der Mitte der unbelasteten Piste.

Bevor er den Satz beenden konnte, sagte der Lochwächter bissig: "Nun, hau wieder ab - schnell!"

Eine Art Empfangszimmer da drin - ich schätze, ein Empfangszimmer kenne ich aus einem Loch in der Wand.

Die Dame in Schwarz las auf der Veranda eines benachbarten Badehauses ihre Morgenandacht.

Squinty schaute mehrmals auf das Loch unter dem Gehege, durch das er einmal herausgekommen war.


Was genau bedeutet die Nähe eines Schwarzen Lochs oder einer Scheibe? das gleiche wie drinnen? - Astronomie

Wenn ich das gesamte Kapitel vergesse, das ich letzte Nacht dreimal gelesen habe, und den Wiki-Artikel, den ich gerade zum zweiten Mal gelesen habe, und alles andere vergesse, was ich gelesen habe, wird mir dann bitte jemand erklären, was ein Quasar wirklich ist und was er wirklich tut? Jedes Mal, wenn ich denke, dass ich es habe, finde ich eine letzte Aussage, die besagt: „Nachdem der Quasar das umgebende Gas und den Staub angesammelt hat, wird er zu einer Galaxie.

Verwirrend, weil ich vorher gelesen hatte, dass Quasare Schwarze Löcher im Zentrum von Galaxien umgeben. Mit anderen Worten, Quasare befinden sich bereits in Galaxien.

Also verwandelt sich ein Quasar in eine Galaxie innerhalb einer Galaxie? Verwirrend. An anderer Stelle (und ich kann es jetzt nicht finden) hatte ich über Quasare gelesen, die Galaxien zerstören.

Wenn dies in diesem Forum schon alles geklärt ist, weise mich bitte darauf hin. Oder bitte erklären Sie es. Was genau bildet einen Quasar und was macht er dann? Vielen Dank.

Quasar ist lediglich eine Kontraktion der Radioquelle "Quasi-Stellar". Astronomen hatten keine Ahnung, was sie sahen, als sie zum ersten Mal Quasare mit Radioteleskopen entdeckten. Sie sahen "sternförmig" aus, waren aber zu weit entfernt, um Sterne zu sein, also nannten sie sie "Quasi-Stellar"-Radioquelle, die zu Quasar abgekürzt wurde.

Quasare sind wirklich nur sehr aktive und sehr weit entfernte (Rotverschiebung z > 0,5) Galaxien. Nichts mehr. Quasare befinden sich nicht in Galaxien, sondern sind Galaxien mit sehr aktiven supermassereichen Schwarzen Löchern. Quasare können tatsächlich andere nahe Galaxien durch den Materialstrahl stören, der aus beiden Polen ihres aktiven supermassereichen Schwarzen Lochs austritt.

  • Wenn sie die Galaxie mit einem aktiven supermassiven Schwarzen Loch von ihrer Seite (< 45° Winkel) betrachten, dann handelt es sich um eine Radiogalaxie.
  • Wenn sie die Galaxie mit einem aktiven supermassiven Schwarzen Loch aus einem Winkel von mehr als 45°, aber weniger als einem Winkel von 90° betrachten, dann handelt es sich um einen Quasar.
  • Wenn sie die Galaxie mit einem aktiven supermassiven Schwarzen Loch direkt von einem ihrer Pole aus betrachten, dann handelt es sich um einen Blazar.

Astronomen sind wirklich gut darin, Dinge zu benennen, bevor sie wissen, was sie sind. B. "Quasare", "Blazare", "Pulsare", "Planetennebel" (die nichts mit Planeten zu tun haben) usw. usw.


AGN = Aktive Galaktische Kerne


Inhalt

Fort William wurde gegründet, um den Handel der East India Company in der Stadt Kalkutta, der Hauptstadt der bengalischen Präsidentschaft, zu schützen. Im Jahr 1756 bestand in Indien die Möglichkeit einer militärischen Konfrontation mit den Streitkräften der Französischen Ostindien-Kompanie, so dass die Briten das Fort verstärkten. Siraj-ud-daula befahl, den Bau der Festung von den Franzosen und Briten zu stoppen, und die Franzosen kamen nach, während die Briten Einwände erhoben.

Infolge dieser britischen Gleichgültigkeit gegenüber seiner Autorität organisierte Siraj ud-Daulah seine Armee und belagerte Fort William. Um die Schlacht zu überleben, befahl der britische Kommandant den überlebenden Soldaten der Garnison zu fliehen, ließ jedoch 146 Soldaten unter dem zivilen Kommando von John Zephaniah Holwell, einem leitenden Bürokraten der East India Company, der ein Militärchirurg gewesen war, zurück im früheren Leben. [5]

Darüber hinaus machten die Desertionen indischer Sepoys die britische Verteidigung von Fort William wirkungslos, das am 20. Juni 1756 von bengalischen Truppen belagert wurde unbekannte Anzahl anglo-indischer Soldaten und Zivilisten, die zuvor in Fort William untergebracht waren. [ Zitat benötigt ] Die in Kolkata stationierten englischen Offiziere und Kaufleute wurden von den Siraj ud-Daulah-treuen Truppen zusammengetrieben und in einen Kerker namens "Schwarzes Loch" gezwungen.

Holwell schrieb über die Ereignisse nach dem Fall von Fort William. Er traf sich mit Siraj-ud-Daulah, der ihm versicherte: „Auf das Wort eines Soldaten dass uns kein Schaden zugefügt wird“. [6] Nach der Suche nach einem Platz im Fort, um die Gefangenen (einschließlich Holwell) einzusperren, um 20.00 Uhr. zogen die Wärter den Gefangenen die Kleider aus und sperrten die Gefangenen in das Gefängnis des Forts – im Soldatenslang „das schwarze Loch“ – ein kleiner Raum mit den Maßen 4,30 × 5,50 . [7] Am nächsten Morgen, als das Schwarze Loch um 6.00 Uhr geöffnet wurde, blieben nur noch etwa 23 der Gefangenen am Leben. [5]

Historiker bieten unterschiedliche Zahlen von Kriegsgefangenen und Kriegsopfern Stanley Wolpert berichtete, dass 64 Menschen inhaftiert waren und 21 überlebten. [5] D. L. Prior berichtete, dass 43 Männer der Fort-William-Garnison entweder vermisst oder tot waren, aus anderen Gründen als Ersticken und Schock. Busteed berichtet, dass die vielen Nichtkombattanten, die sich im Fort befanden, als es gefangen genommen wurde, eine genaue Zahl der getöteten Menschen unmöglich machen. [9] In Bezug auf die Verantwortung für die Misshandlungen und den Tod im Schwarzen Loch von Kalkutta sagte Holwell: „Es war das Ergebnis von Rache und Groll in den Brüsten der unteren“ Jemmaatdaars [Sergeants], in deren Gewahrsam wir ausgeliefert wurden, für die Nummer ihres während der Belagerung getöteten Ordens.“ [6]

In Übereinstimmung mit Holwell sagte Wolpert, dass Siraj-ud-Daulah die Inhaftierung nicht angeordnet und nicht darüber informiert wurde. [5] Die physikalische Beschreibung des Schwarzen Lochs von Kalkutta entspricht Holwells Standpunkt:

Der Kerker war ein stark vergitterter Raum und nicht für die Unterbringung von mehr als zwei oder drei Männern gleichzeitig gedacht. Es gab nur zwei Fenster und eine vorspringende Veranda draußen, und dicke Eisenstangen im Inneren verhinderten die Belüftung, während Feuer, die in verschiedenen Teilen des Forts wüteten, eine Atmosphäre weiterer Bedrückung suggerierten. Die Gefangenen waren so eng gepackt, dass die Tür schwer zu schließen war.

Einem der auf der Veranda stationierten Soldaten wurden 1.000 Rupien angeboten, um sie in einen größeren Raum zu bringen. Er ging weg, kam aber zurück und sagte, es sei unmöglich. Das Bestechungsgeld wurde dann verdoppelt, und er unternahm einen zweiten Versuch mit ähnlichem Ergebnis nawab schlief, und niemand wagte es, ihn zu wecken.

Um neun Uhr waren mehrere gestorben, und viele mehr waren im Delirium. Ein hektischer Schrei nach Wasser wurde nun allgemein, und einer der Wachen, der mitfühlender war als seine Kameraden, ließ etwas [Wasser] zu den Bars bringen, wo Mr. Holwell und zwei oder drei andere es in ihren Hüten aufnahmen und weiterreichten auf die Männer dahinter. In ihrer Ungeduld, es zu sichern, war fast alles verschüttet, und das Wenige, das sie tranken, schien nur ihren Durst zu steigern. Die Selbstbeherrschung war bald verloren, die in abgelegenen Teilen des Zimmers kämpften, um das Fenster zu erreichen, und es folgte ein furchtbarer Tumult, in dem die Schwächsten niedergetrampelt oder zu Tode gepresst wurden. Sie tobten, kämpften, beteten, lästerten, und viele fielen dann erschöpft zu Boden, wo das Ersticken ihren Qualen ein Ende machte.

Gegen 11 Uhr begannen die Gefangenen, schnell abzusteigen. Endlich, um sechs Uhr morgens, erwachte Siraj-ud-Daulah und befahl, die Tür zu öffnen. Von den 146 nur 23, darunter Mr. Holwell [aus dessen Erzählung, veröffentlicht in der Jahresregister & The Gentleman's Magazine für 1758, dieser Bericht ist teilweise abgeleitet], blieb am Leben, und sie waren entweder verblüfft oder schwärmten. Die frische Luft belebte sie bald wieder, und der Kommandant wurde dann vor die nawab, der kein Bedauern über das Vorgefallene ausdrückte und kein anderes Zeichen des Mitgefühls zeigte, als dem Engländer einen Stuhl und ein Glas Wasser zu bestellen. Ungeachtet dieser Gleichgültigkeit sprechen ihn Mr. Holwell und einige andere von jeder Absicht frei, die Katastrophe zu verursachen, und schreiben sie der Bosheit gewisser Offiziere zu, aber viele halten diese Meinung für unbegründet.

Später, als das Gefängnis von Fort William geöffnet wurde, wurden die Leichen der Toten in einen Graben geworfen. Darüber hinaus wurden Holwell und drei weitere Männer als Kriegsgefangene nach Murshidabad überstellt.

Die verbliebenen Überlebenden des Schwarzen Lochs von Kalkutta wurden am nächsten Morgen auf Befehl der Nawab befreit, die erst an diesem Morgen von ihren Leiden erfuhren. [10] [2] : 71 Nachdem die Briten im August 1756 in Madras die Nachricht von Kalkuttas Gefangennahme erhalten hatten, wurde Lieutenant Colonel Robert Clive geschickt, um sich gegen die Nawab zu rächen. Mit seinen Truppen und lokalen indischen Verbündeten eroberte Clive Kalkutta im Januar 1757 zurück und besiegte Siraj ud-Daulah in der Schlacht von Plassey, was dazu führte, dass Siraj als Nawab von Bengalen gestürzt und hingerichtet wurde. [5]

Das Schwarze Loch von Kalkutta wurde später als Lagerhaus genutzt. [ Zitat benötigt ]

In Erinnerung der Toten errichteten die Briten einen 15 Meter hohen Obelisken, der heute auf dem Friedhof der (anglikanischen) St. John's Church in Kalkutta steht. Holwell hatte an der Stelle des „Schwarzen Lochs“ eine Tafel zum Gedenken an die Opfer aufgestellt, aber irgendwann (das genaue Datum ist ungewiss) verschwand sie. Lord Curzon, der 1899 Vizekönig wurde, bemerkte, dass es nichts gab, was die Stelle markierte, und gab ein neues Denkmal in Auftrag, wobei er die frühere Existenz von Holwell erwähnte. Es wurde 1901 an der Ecke des Dalhousie Square (heute BBD Bagh) errichtet, was gesagt wird Standort des „Schwarzen Lochs“ zu sein. [9] : 52-6 Auf dem Höhepunkt der indischen Unabhängigkeitsbewegung wurde die Präsenz dieses Denkmals in Kalkutta in eine nationalistische verwandelt Ursache célèbre. Nationalistische Führer, darunter Subhas Chandra Bose, setzten sich energisch für ihre Absetzung ein. Der Kongress und die Muslimliga schlossen sich in der Anti-Denkmal-Bewegung zusammen. Infolgedessen leitete Abdul Wasek Mia von Nawabganj thana, ein damaliger Studentenführer, im Juli 1940 die Entfernung des Denkmals vom Dalhousie-Platz. Das Denkmal wurde auf dem Friedhof der St. John's Church in Kalkutta wieder aufgestellt, wo es noch steht .

Das "Schwarze Loch" selbst, lediglich die Wache im alten Fort William, verschwand kurz nach dem Vorfall, als das Fort selbst abgerissen wurde, um durch das neue Fort William ersetzt zu werden, das heute noch im Maidan südlich von B.B.D. steht. Bagh. Der genaue Standort dieser Wache befindet sich in einer Gasse zwischen dem General Post Office und dem angrenzenden Gebäude im Norden, in der nordwestlichen Ecke von B.B.D. Bagh. Die Gedenktafel, die sich einst an der Wand des Gebäudes neben dem GPO befand, befindet sich heute im nahegelegenen Postmuseum.

"Liste der Erstickten im Schwarzen Loch-Gefängnis mit Ausnahme von neunundsechzig, bestehend aus holländischen und britischen Sergeanten, Korporalen, Soldaten, Topasen, Milizen, Weißen und Portugiesen (deren Namen mir nicht bekannt sind), die im Großen und Ganzen eine hundertdreiundzwanzig Personen."

Holwells Liste der Opfer des Schwarzen Lochs von Kalkutta:

Of Counsel – E. Eyre, Esqr., Wm. Baillie, Esqr., Rev. Jervas Bellamy.

Gentlemen in the Service – Herren Jenks, Revely, Law, Coales, Valicourt, Jeb, Torriano, E. Page, S. Page, Grub, Street, Harod, P. Johnstone, Ballard, N. Drake, Carse, Knapton, Gosling , Robert Byng, Dod, Dalrymple, V. Ament Thema.

Militärkapitäne – Clayton, Buchanan, Witherington.

Leutnants – Bishop, Ifays, Blagg, Simson, Bellamy.

Fähnriche – Paccard, Schotte, Hastings, C. Wedderburn, Dumbleton.

Sergeants, &c. – Sergeant-Major Abraham, Quartiermeister Cartwright, Sergeant Bleau (dies waren Sergeants der Miliz).

Seekapitäne – Hunt, Osburne, Purnell (überlebte die Nacht, die am Morgen starb), Herren Carey, Stephenson, Guy, Porter, W. Parker, Caulker, Bendall, Atkinson, Leech, &c. &c.

Die Liste der Männer und Frauen, die ihre Gefangenschaft im Schwarzen Loch von Kalkutta überlebt haben:

Herren Holwell, John Zephediah, Court, Secretary Cooke, Lushington, Burdett, Ensign Walcott, Mrs. Carey, Captain Mills, Captain Dickson, Mr. Moran, John Meadows und zwölf Militärs und Milizen (Schwarze und Weiße). [11]


Schwarzes Loch

Schwarzes Lochso
Stellen Sie sich vor, Sie stehen auf der Erdoberfläche und werfen einen Stein direkt in die Luft. Der Felsen wird nicht in die Umlaufbahn segeln und ein Satellit werden, sondern auf Ihren Kopf zurückfallen (autsch!). Wenn Sie jedoch einen Raketenmotor unter Ihrem Felsen montieren, können Sie ihn weit in den Weltraum schieben.

Schwarzes Loch Simulation. Simulierte Ansicht von a schwarzes Loch vor der Großen Magellanschen Wolke. Das Verhältnis zwischen den schwarzes Loch Schwarzschildradius und der Beobachterabstand dazu beträgt 1:9.

Schwarzes Lochso
Lass dich nicht vom Namen täuschen: a schwarzes Loch ist alles andere als leerer Raum. Vielmehr handelt es sich um eine große Menge Materie, die auf einer sehr kleinen Fläche verpackt ist – stellen Sie sich einen Stern vor, der zehnmal massereicher ist als die Sonne, der in eine Kugel von ungefähr dem Durchmesser von New York City gepresst ist.

Mit 40 Milliarden Mal Sonnenmasse entdeckt.

, in der Astronomie, ein Himmelsobjekt mit einer so extrem starken Schwerkraft, dass es alles in seiner Nähe anzieht und in einigen Fällen verhindert, dass alles, einschließlich des Lichts, entweicht.

ist ein massives Objekt (oder eine Region) im Raum, das so dicht ist, dass sein Gravitationsfeld innerhalb eines bestimmten Radius (dem Schwarzschild-Radius, der den Ereignishorizont bestimmt) nichts entweichen lässt, nicht einmal Licht.

ist ein Raumbereich, in dem die Schwerkraft so stark ist, dass nichts, nicht einmal Licht, entweichen kann.

ist unsichtbar, aber Astronomen können es erkennen, weil seine enorme Schwerkraft nahe Materie greift.

s ist, dass wir nicht einmal wissen, ob sie existieren oder ob sie lange überleben könnten.

s und binäre Röntgenquellen
Was passiert, wenn der Stern bei einer Supernova-Explosion nicht genug Masse loswerden kann, um einen verbleibenden Neutronenkern unter drei Sonnenmassen zu erzeugen (unter denen nur Neutronen genug Druck erzeugen können, um der Schwerkraft entgegenzuwirken)?

Duo bringt Active Galaxy Markarian 1018 in die Schatten zurück
- Bisherige
Nächster - .

, ESO, Featured, Kugelsternhaufen, Multi Unit Spectroscopic Explorer, Very Large Telescope (VLT) .

s haben extrem starke Gravitationsfelder, ähnlich kosmischen Stringfragmenten, so stark, dass nicht einmal Licht entweichen kann.
Inhalt
1 Begegnungen
2 Anhänge .

s:
Kleinere Sterne, die etwa die dreifache Masse der Sonne haben, mögen klein sein, aber wenn sie ihren gesamten Brennstoff verbrauchen, können sie kollabieren und sich in Weiße Zwerge oder Neutronensterne verwandeln.

entsteht, wenn Materie extremem Druck ausgesetzt ist, wie zum Beispiel dem Tod eines massereichen Sterns.

s (ASTRO 130) auf dem Campus des Universitätsparks.

wurde bereits 1783 vom britischen Amateurastronomen John Michell (und unabhängig davon 1795 vom Franzosen Pierre-Simon Laplace) vorgeschlagen.

so
Links zur Primärliteratur
Zusätzliche Lesungen.

ist eigentlich ein Star, der gestorben ist! Okay, hier kommt die Mathematik ins Spiel, ein Stern, der vielleicht 20-mal so groß ist wie unsere Sonne, ist gerade in sich hineingefallen.

ist ein Raumbereich, in dem die Schwerkraft so stark ist, dass zum Entkommen eine höhere Geschwindigkeit als Licht erforderlich ist.

ist ein Raumbereich, in dem die Schwerkraft so stark ist, dass selbst Licht nicht entweichen kann. Dies geschieht, wenn eine große Menge Materie einen kleinen Raum einnimmt.

s, auf das Persönliche, wie seine Erfahrungen beim Aufwachsen und das Leben mit einer neurodegenerativen Erkrankung.
Folie 7 von 23.

so
Wenn Sie sich nun an Weiße Zwerge erinnern, sind sie elektronenentartet und haben eine obere Massengrenze (die höchste Masse, die sie haben können, ohne in sich zusammenzufallen). Jetzt haben wir gerade Neutronensterne fertig gemacht, die neutronenentartet sind. Gilt die gleiche Regel?

, in NGC 6183, ist von einer außerirdischen Zivilisation umgeben.

s, Ungleichgewicht der Erde und Weltraumverschmutzung
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Was hält unsere Galaxie zusammen? Wahrscheinlich nicht. Wenn dies der Fall wäre, würde sich die Bewegung der Sterne um ihn herum mit zunehmender Entfernung gemäß dem dritten Keplerschen Gesetz verlangsamen. Der Stern S2 gehorcht den Keplerschen Gesetzen, und andere Sterne in der Nähe des Zentrums tun dies auch.

ist so stark, dass ihm nicht einmal Licht entkommen kann.

s sind aufgrund ihrer starken Gravitationskraft in der Lage, Teilchen wie Protonen und Elektronen außerhalb ihres Ereignishorizonts auf relativistische Geschwindigkeiten (Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit) zu beschleunigen (Grenier & Laurent 2001).

so
24.7 Gravitationswellenastronomie
Schlüsselbegriffe
Zusammenfassung
Zur weiteren Erkundung.

s mit vielen Hundert oder vielleicht mehreren Tausend Sonnenmassen.

Das Raum-Zeit-Diagramm rechts zeigt Materie in Blau, die zu einer Singularität zusammenbricht [die durchgezogene schwarze Linie], während die grünen Kurven die zukünftigen Lichtkegel von Ereignissen sind, bei denen Licht ins Unendliche entweichen kann, während die roten Kurven zukünftige Lichtkegel von Ereignissen sind, bei denen Licht kann nicht entweichen.

Im Zentrum einer nahegelegenen Galaxie lauert ein Objekt von großem Interesse, ein Supermassiv

. CSIRO-Wissenschaftler haben ihre Radioteleskope verwendet, um ein Bild von der sie umgebenden Galaxie zu machen, eine Aufgabe, die man sich aufgrund der schieren Größe und Radiohelligkeit der Szene nicht vorstellen konnte.

Hochgeschwindigkeits-Molekülwolken um das Supermassiv des galaktischen Zentrums

★,★★
Javier R. Goicoechea1, Jerome Pety2, Edwige Chapillon2,4, Jos Cernicharo1, Maryvonne Gerin3, Cinthya Herrera2, Miguel A. Requena-Torres5 und Miriam G. Santa-Maria1 .

s ist, nach ihren Auswirkungen auf andere Objekte zu suchen. Unsere Galaxie beherbergt viele Doppelsternsysteme, in denen nur ein Objekt zu sehen ist. Erinnern Sie sich an unsere Studie zu Doppelsternsystemen in Abschnitt 17.

s werden manchmal am Ende der Lebensdauer eines supermassiven Sterns erzeugt.

so
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- Ein Objekt mit einer Schwerkraft, die stark genug ist, um alles hineinzuziehen, sogar Licht.
Himmelskörper - Natürliche Objekte, die am Himmel sichtbar sind - Planeten, Sterne, Meteoroiden usw.

: Ein Bereich der Raumzeit, der aufgrund der extremen Schwerkraft nach innen gebogen wird. Es fängt alles ein, sogar Licht, das seinen Ereignishorizont passiert.
Braune Zwerge: Braune Zwerge sind astronomische Objekte, die zu klein sind, um die Wasserstofffusion in ihren Kernen aufrechtzuerhalten. .

Ein Objekt, dessen Schwerkraft so stark ist, dass nichts – weder Teilchen noch Licht – ihm entkommen kann. Um zu entkommen, wäre eine höhere Geschwindigkeit als die des Lichts erforderlich, was nicht erlaubt ist.

eine Region des Weltraums, in der die Schwerkraft so stark ist, dass nicht einmal Licht entweichen kann.
Katadioptrisches Teleskop Ein Teleskop mit einem Objektiv, das Linsen und Spiegel kombiniert, Beispiele sind Schmidt-Cassegrain- und Maksutov-Teleskope.

's Nähe, da Gas und Sterne eingesaugt werden.

s - einige von ihnen. Mehr
Hubble entdeckt die erste extrasolare planetare Atmosphäre! .

: Es ist eine Konzentration der Masse, die so dicht ist, dass sie einen Bereich schafft, aus dem nicht einmal Licht entweichen kann.

s mit Massen, die viele Millionen Mal größer sind als die der Sonne.

s sind ehemalige Sterne, die so stark kollabiert sind, dass ihre Oberflächengravitation so stark ist, dass nicht einmal Licht entweichen kann.

s kann der Endpunkt in der Entwicklung einiger Sternarten sein und kann sich in den Zentren einiger aktiver Galaxien und Quasare befinden.

Eine Masse, die auf ein so kleines Volumen kollabiert ist, dass ihre Schwerkraft das Entweichen aller Strahlung auch verhindert, das Raumvolumen, aus dem die Strahlung nicht entweichen darf.
Blau- und Rotverschiebungen.

Der kollabierte Kern eines massereichen Sterns. Sterne, die sehr massereich sind, kollabieren unter ihrer eigenen Schwerkraft, wenn ihr Brennstoff erschöpft ist. Der Zusammenbruch geht weiter, bis alle Materie aus der Existenz in eine sogenannte Singularität zermalmt ist.

Der kollabierte Kern eines massereichen Sterns. Der Kollaps geht weiter, bis sich eine Singularität bildet und die auf alles um sie herum ausgeübte Gravitationskraft so stark ist, dass nicht einmal Licht entweichen kann.
Blauverschiebung .

Ein hypothetisches kosmisches Phänomen, bei dem die Masse und Dichte eines Sterns einen kritischen Punkt passieren, sodass seine Fluchtgeschwindigkeit gleich oder größer als die Lichtgeschwindigkeit ist.
BlankEin grobes optisches Element, das vor der Endbearbeitung entweder durch Schneiden oder Formen geformt wird.

ist das Ergebnis der extremen Raumkrümmung durch einen massiven kompakten Körper
Schwarzer Körper – Ein Objekt, das die auf ihn fallende Strahlung perfekt absorbiert.

ist ein massives Objekt oder eine Region im Raum, die so dicht ist, dass innerhalb eines bestimmten Radius, dem sogenannten Ereignishorizont, seine Gravitationskraft so stark ist, dass nicht einmal Licht aus ihm entweichen kann.

theoretisch ein massereiches Objekt, das am Anfang des Universums oder durch den Gravitationskollaps eines als Supernova explodierenden Sterns entstanden ist. Das Gravitationsfeld ist so stark, dass keine elektromagnetische Strahlung entweichen kann.

: Ein Objekt – typischerweise ein kollabierter Stern – dessen Schwerkraft so stark ist, dass seine Fluchtgeschwindigkeit die Lichtgeschwindigkeit überschreitet.
Sehen Sie hier mehr.

s, die Überreste von Supernovae sind, haben Massen von wenigen Sonnenmassen.

. Ein Raumvolumen, in dem die Schwerkraft so stark ist, dass nichts entweichen kann, nicht einmal Licht.
Blazar. Ein hochenergetischer, variabler Quasartyp, von dem Astronomen glauben, dass ein Materialstrahl in unsere Richtung gerichtet ist, der ihn energiereicher erscheinen lässt als andere Quasare.

so
Bisher haben wir gesehen, was mit stellaren Überresten von etwa 3 Sonnenmassen oder weniger passiert. Überreste von weniger als 1,4 Sonnenmassen werden zu Weißen Zwergen und kühlen schließlich zu schwarzen Kugeln aus elektronenentarteter Materie ab. Kerne von 1.

. Die riesige elliptische Galaxie M87 (NGC 4486) beherbergt die Radioquelle Virgo A (Falschfarben zeigen die Stärke der Radiostrahlung an).

Ein massives Objekt, das so dicht ist, dass kein Licht oder andere Strahlung aus ihm entweichen kann. Sie können nur durch das gesehen werden, was um sie herum passiert.
★ Blauverschiebung Wenn sich ein Stern auf einen Beobachter zubewegt, werden seine Spektrallinien in Richtung des blauen Endes seines Spektrums (kürzere Wellenlängen) verschoben.

Eine sehr starke Schwerkraft kann sogar Licht verschlucken, wenn es zu nahe kommt.

Es wird angenommen, dass s aus dem Kollaps bestimmter sehr massereicher Sterne am Ende ihrer Entwicklung resultieren. [Weitere Informationen: Field Guide] .

s haben eine sehr starke Schwerkraft - nicht einmal Licht entweicht!
C .

ist, dass, wenn man genug Materie in einem ausreichend kleinen Raum unterbringen kann, die Schwerkraft bei weitem die stärkste Kraft wird, die dort existiert.

Emissionen
Interstellares Gas
Neben der weiteren Verbesserung der Ergebnisse des Arecibo-Teleskops planen Chinas Wissenschaftler, neue Suchen zu starten nach: .

s zu verzerrten Galaxien
Von: Lauren Sgro 15. Juni 2021 .

ist ein Raumbereich, in dem das Gravitationsfeld so stark ist, dass nichts, auch elektromagnetische Strahlung, seiner Anziehungskraft entkommen kann, nachdem es seinen Ereignishorizont überschritten hat.
s), .

Es ist viel weniger massiv und viel massereicher, als Sterne existieren können.
Schwarzkörperspektrum.

- (S.)
Ein Objekt, das unter seiner eigenen Gravitation auf einen so kleinen Radius kollabiert ist, dass seine Gravitationskraft Lichtphotonen einfängt.
Bodes Gesetz - (S.) .

s.
Kugelsternhaufen Eine überfüllte Gruppe von 100.000 oder mehr
Die Milchstraße hat mehr als 150 solcher Kugeln.

s mit der maximal möglichen Kraftladung für eine gegebene Gesamtmasse ausgestattet. [G99]
Extrinsisch
Ein Halbleiter wie Silizium, der mit Fremdatomen dotiert wurde, um kleinere Energiebandlücken für die Detektion von Photonen mit niedrigerer Energie bereitzustellen. [McL97] .

Was das Universum insgesamt beeinflusst, ist der Teil, der außerhalb des Ereignishorizonts liegt, nämlich das Gravitationsfeld.

ist eine große Menge Materie, die auf einer sehr kleinen Fläche verpackt ist, was zu einem Gravitationsfeld führt, das so stark ist, dass nichts – nicht einmal Licht – entweichen kann.
10
Milliarden und Milliarden.

Berühmt geworden durch Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie, a

s--Das Ende des Universums? New York: Random House, 1977.
Wohlfahrt, S. und Fairley, J. Arthur C. Clarkes Mysterious World. New York: A&W Publishers, 1980.
Wick und Isaacs, J.D. "Tunguska Event Revisited." Natur 247, 139, 1974.

Eine Masse, die so stark kollabiert ist, dass die Fluchtgeschwindigkeit von ihrer Oberfläche größer als die Lichtgeschwindigkeit ist, so dass Licht von dem intensiven Gravitationsfeld eingefangen wird.

Das ultimative kosmische Plughole, das entsteht, wenn ein massereicher Überriesenstern am Ende seines Lebens in einer Supernova-Explosion explodiert und einen superdichten Punkt im Weltraum erzeugt, an dem nichts der Anziehungskraft entkommen kann.

s mit der Masse eines Berges, aber der Größe eines Atoms, die vermutlich im Urknall entstanden sind.
KLEINER PLANET: Ein Begriff, der seit dem 19. Jahrhundert verwendet wird, um Objekte wie Asteroiden zu beschreiben, die sich in einer Umlaufbahn um die Sonne befinden, aber keine Planeten oder Kometen sind.

Ein Raumbereich, in dem so viel Masse konzentriert ist, dass ein nahes Objekt seiner Anziehungskraft nicht entkommen kann.
Bremsstrahlung Strahlung, die emittiert wird, wenn ein freies Elektron von einem Ion abgelenkt wird, das freie Elektron jedoch nicht vom Ion eingefangen wird.

ist ein theoretisches Konstrukt der Allgemeinen Relativitätstheorie, bei dem die Masse in einem ausreichend kleinen Volumen enthalten ist, um ein Gravitationsfeld zu erzeugen, das stark genug ist, um das Entweichen von Licht ("schwarz") zu verhindern, und um eine (kugelförmige) Falle zu erzeugen, die umgarnen würde irgendetwas oder irgendjemand, .

: ein Himmelskörper, der so massiv und dicht ist, dass nichts seiner Anziehungskraft (Anziehungskraft) entkommen kann, nicht einmal Licht.
Blauer Stern: ein sehr heller Stern, der viel ultraviolettes Licht erzeugt. Seine Oberflächentemperatur beträgt mindestens 25.000 °C.

- Eine Raumregion, der nichts, nicht einmal Licht, entkommen kann.
Koma - Die Region um den Kopf eines Kometen.
Komet - Ein Objekt, das die Sonne umkreist, das, wenn es sich der Sonne nähert, ein Koma und möglicherweise einen Schweif zeigt.

Bayer bezeichnet die griechischen und lateinischen Buchstaben, die den Sternen in einer Konstellation von Johann Bayer im Jahr 1603 zugewiesen wurden. Doppelstern zwei gravitativ miteinander verbundene Sterne, die einen gemeinsamen Schwerpunkt umkreisen

eine Region im Weltraum mit einem so starken Gravitationsfeld, dass weder Materie noch Strahlung entweichen können.

, wobei die Krümmung der Raumzeit maximal ist. An der Singularität divergieren die Gravitationsgezeiten. Theoretisch kann kein festes Objekt das Auftreffen auf die Singularität überleben.
Sirius
Ein Stern - Am hellsten. Scheinbare Helligkeit -1,46. Hunde star .

s Goddard Space Flight Center Laboratory for High Energy Astrophysics
Sternhaufen National Geographic
Sternbilder am Nachthimmel National Geographic
Raumfahrtagenturen: .

Überschreitet der kollabierende Stern die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze (

20 Sonnenmassen), kann es a . werden

, ein Objekt (?), dessen Fluchtgeschwindigkeit größer als die Lichtgeschwindigkeit ist. Gehen Sie nicht dorthin.

Ein Objekt, dessen Schwerkraft so stark ist, dass die Fluchtgeschwindigkeit die Lichtgeschwindigkeit überschreitet. Bolide Ein explodierender Meteorit. Bow Shock Der äußerste Teil einer planetarischen Magnetosphäre, der Ort, an dem die Überschallströmung des Sonnenwinds durch das planetarische Magnetfeld auf Unterschallgeschwindigkeit gebremst wird.

Wenn die Rotationsperiode etwa 4 Sekunden beträgt, reicht die Energie nicht aus, um den Pulsar überhaupt zu sehen, und er verschwindet aus dem Blickfeld. Der Neutronenstern, der nichts verschmilzt, wird durch den Druck seiner eigenen extremen Dichte für immer gegen die Schwerkraft gehalten.

s - Science-Fiction-Film Interstellar
Der neue Science-Fiction-Film Interstellar zeigt ein Team von Weltraumreisenden, die auf der Suche nach einem neuen bewohnbaren Planeten durch ein Wurmloch reisen.

Allgemeine Relativitätstheorie - Unsere beste aktuelle Theorie der Schwerkraft und Beschleunigung, die alles von der Schwerkraft auf der Erde und Planeten im Orbit bis hin zu den Auswirkungen von . beschreibt


Fragen Sie Ethan: Was sagt uns die Größe eines Schwarzen Lochs?

Wir müssen die richtige Definition für die spezifische Frage verwenden, die wir stellen.

Wenn es um das Universum geht, charakterisieren wir häufig Objekte, indem wir ihre physikalischen Eigenschaften untersuchen und darüber berichten. Während es einige Quanteneffekte geben könnte, die für sehr kleine Objekte eine Rolle spielen – in Bezug auf ihre Energie, Position, Lebensdauer usw. – gibt es einige Eigenschaften, die unabhängig von Unsicherheiten gleich bleiben. Sowohl mikroskopisch als auch makroskopisch stabile Objekte werden durch messbare Eigenschaften wie Masse, Volumen, elektrische Ladung und Spin/Drehimpuls beschrieben. Aber für die Objekte mit der extremsten Dichte im Universum, schwarze Löcher, ist so etwas wie „Größe“ nicht unbedingt genau definiert. Denn wenn all die Masse und Energie unweigerlich zu einer Singularität zusammenbricht, was verstehen wir dann überhaupt unter Größe? Das ist es, was Antoine Merval wissen möchte und schreibt, um zu fragen,

„Wenn wir über die Größe eines Schwarzen Lochs sprechen, sprechen wir dann über den Radius des Ereignishorizonts oder die tatsächliche Größe der ‚unendlich‘ komprimierten Materie? Oder ist ein Schwarzes Loch eine tatsächliche Singularität, also ein Punkt?“

Es gibt tatsächlich mehr als eine Definition für die Größe eines Schwarzen Lochs, und alle haben ihre Verwendung. Schauen wir uns von außen nach innen an, was uns die Größe eines Schwarzen Lochs sagen kann.

Das Erste, was Sie über ein Schwarzes Loch wissen müssen, ist Folgendes: Ein Schwarzes Loch unterscheidet sich in Bezug auf seine Gravitationswirkung, insbesondere in großen Entfernungen, von keiner anderen Masse. Wenn wir unsere Sonne irgendwie durch ein masse- und winkelgleiches Impulsobjekt ersetzen würden, das wäre:

  • ein anschwellender Unterriesenstern,
  • ein großer roter Riese, der die Größe der Umlaufbahn der Venus hatte,
  • ein degenerierter weißer Zwerg,
  • ein ultrakomprimierter Neutronenstern,
  • oder ein schwarzes Loch,

die Gravitationseffekte, die wir hier auf der Erde spüren, wären absolut unverändert.

Wenn Sie kein professioneller Astrophysiker sind, könnte Sie dies überraschen! Schließlich wird uns beigebracht, dass Schwarze Löcher eine unwiderstehliche Anziehungskraft haben und dass sie jede Materie, die ihrer Umgebung zu nahe kommt, unwiderruflich in sie einsaugen. Aber die Wahrheit ist, dass Schwarze Löcher Materie nicht mehr „saugen“ als jede andere Masse. Tatsächlich ist der einzige große Unterschied zwischen einem Schwarzen Loch und jedem dieser anderen Objekte die Dichte: Ein Schwarzes Loch kann die gleiche Masse und den gleichen Drehimpuls wie jedes andere Objekt haben, aber seine geringe physikalische Größe bedeutet, dass Sie ihm näher kommen können, und dort entstehen diese exotischen Gravitationseffekte.

Die meisten von uns kennen den Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs, der die Grenze zwischen dem Punkt darstellt, an dem ein Objekt theoretisch seiner Anziehungskraft entkommen kann und wo jedes Objekt unaufhaltsam in die zentrale Singularität gezogen wird, unabhängig davon, was es tut. Wenn Ihr Schwarzes Loch nur aus Masse besteht – keine Ladung, kein Drehimpuls und keine anderen inhärenten „exotischen“ Komponenten – wird die Größe des Ereignishorizonts durch den sogenannten Schwarzschild-Radius gegeben: den Radius, bei dem die Fluchtgeschwindigkeit gleich der Lichtgeschwindigkeit.

In Wirklichkeit jedoch haben die meisten (wenn nicht alle) Schwarzen Löcher, die physikalisch existieren, eine Art Drehimpuls: ein Beweis dafür, dass sie sich um eine Rotationsachse drehen. Wenn sich ein Schwarzes Loch dreht, hat es nicht mehr nur eine bedeutungsvolle Oberfläche, die eine Grenze zwischen dem, was entkommen kann und was nicht, ist, sondern es gibt eine Reihe wichtiger Grenzen, die sich ergeben, und viele von ihnen können behaupten, die Größe zu haben eines Schwarzen Lochs, je nachdem, was Sie versuchen. Gehen wir sie von außen nach innen durch.

1.) Kann ich eine stabile, kreisförmige Umlaufbahn machen? Dies ist der Traum von allem, das seine Zeit damit verbringen möchte, einen anderen Körper gravitativ zu umkreisen: dies zu tun, ohne ständig Energie oder Schub hinzufügen zu müssen, um Sie in der Umlaufbahn zu halten. So wie ein Satellit, der die Erde zu nahe umkreist, durch die Reibungskraft unserer dünnen äußeren Atmosphäre zu unserem Planeten zurückgezogen wird, wird ein Objekt, das ein Schwarzes Loch in einer bestimmten Entfernung umkreist, spiralförmig in das Schwarze Loch hinein Ereignishorizont und in die zentrale Singularität hineingezogen werden. Diese Entfernung, in der Sie eine stabile Umlaufbahn haben können, wird als ISCO bezeichnet: für die innerste stabile Kreisbahn.

Dies ist deutlich weiter weg als der Ereignishorizont selbst: dreimal so weit entfernt wie der Schwarzschild-Radius für ein nicht rotierendes Schwarzes Loch. Wenn sich Ihr Schwarzes Loch dreht, müssen Sie weiter nach außen gehen: bis zu 4,5-mal so weit wie der Schwarzschild-Radius, wenn Sie sich für die maximal zulässige Rotationsrate relativ zum Spin des Schwarzen Lochs retrograd (in die entgegengesetzte Richtung) bewegen. Auf der anderen Seite ist die prograde Bewegung jedoch einfacher, da Ihr Radius leicht abnehmen darf, wenn sich der Spin seinem Maximum nähert. Dennoch ist diese Grenze von der Größe her viel größer als der Ereignishorizont des Schwarzen Lochs selbst, und obwohl Sie auf ein bestimmtes Raumvolumen beschränkt bleiben können, werden Sie nicht einfach einen Kreis bilden.

2.) Was sehe ich, wenn ich es anschaue? Dies ist aufgrund des beispiellosen Erfolgs des Event Horizon Telescope ein wenig paradox. Als wir die ersten Bilder eines Schwarzen Lochs direkt erstellt haben, haben wir den Ereignishorizont nicht ganz abgebildet. Stattdessen haben wir die Auswirkungen von Photonen in der Nähe des Schwarzen Lochs abgebildet, wenn sie durch die starke Krümmung des Raums gebogen werden. Diese Photonen fliegen dann in viele verschiedene Richtungen, wobei wir diejenigen beobachten, die sich geradlinig zu unseren Augen bewegen. Wir können diesen Photonenfluss sehen und genau bestimmen, wo sie sich befinden, und sehen, dass sie eine diffuse, ausgedehnte, ringförmige Form mit nur Dunkelheit im Inneren bilden.

Aber dieser Ring hat nicht die Größe des Ereignishorizonts, sondern aufgrund einiger der komplizierteren Effekte der Allgemeinen Relativitätstheorie ist er etwa 250% so groß: etwas kleiner als ISCO, aber deutlich größer als der Schwarzschild-Radius. Diese Photonen befinden sich nicht auf stabilen Bahnen, sondern auf hyperbolischen Bahnen, wo sie der Anziehungskraft des Schwarzen Lochs entkommen. Was in unseren Augen ankommt, ist jedoch nicht repräsentativ für die physikalische Größe des Ereignishorizonts, sondern ein Durchmesser, der 2,5-mal so groß ist wie der tatsächliche Durchmesser eines Ereignishorizonts: Der „Schatten“ des Schwarzen Lochs ist größer als das Schwarze Loch selbst.

3.) Gibt es außerhalb des Ereignishorizonts noch etwas Interessantes? Ja! Es gibt einen Ort außerhalb – der 1,5-fache Schwarzschild-Radius für ein nicht rotierendes Schwarzes Loch und bis zum doppelten Schwarzschild-Radius für ein maximal rotierendes – bekannt als die Photonenkugel: wo ein Photon in der Umlaufbahn um das Schwarze Loch bleiben würde. Aber dies ist nicht auf unbestimmte Zeit, eine Photonenbahn ist instabil und wird in das Schwarze Loch fallen. Dies verstößt nicht gegen ISCO, denn das "S" steht für stabil, dies ist eine instabile Umlaufbahn.

Aber wenn sich Ihr Schwarzes Loch dreht, kommt noch etwas Interessantes hinzu: die sogenannte äußere Ergosphäre. Aufgrund der Rotation des Schwarzen Lochs wird auch der Raum außerhalb davon mitgezogen. Natürlich wird der Weltraum immer von einer rotierenden Masse mitgerissen, aber die Ergosphäre ist etwas Besonderes, da sie den Raum mit Geschwindigkeiten gleich der Lichtgeschwindigkeit mitzieht.

In der äußeren Ergosphäre werden Partikel, die in diese Region eindringen, zu einer schnelleren Umlaufbahn gezwungen, wodurch Energie gewonnen wird.Wenn sie genug Energie gewinnen, können sie dem Schwarzen Loch sogar vollständig entkommen, werden rausgeschmissen und das Schwarze Loch zahlt einen Preis: Energieverlust. Normalerweise kommt dies von der Spinenergie, nicht von der Massenenergie, und es ist eine der bekannten Möglichkeiten, einem Schwarzen Loch Energie zu entziehen. Es ist als Penrose-Prozess bekannt und soll für einige der energiereichsten Teilchen im Universum verantwortlich sein.

4.) Was ist mit dem Ereignishorizont? Wie bereits erwähnt, drehen sich realistische Schwarze Löcher nicht nicht, sie drehen sich mit einem erheblichen Drehimpuls. Diese Rotation hat einen faszinierenden mathematischen Effekt: Statt zu einem Ereignishorizont zu führen, erhält man zwei Lösungen, entsprechend einem „äußeren“ und „inneren“ Ereignishorizont. Obwohl Physiker darüber streiten, was diese beiden Lösungen bedeuten, scheint der allgemeine Konsens darin zu bestehen, dass der äußere Horizont definitiv physisch existiert, während der innere Horizont möglicherweise nicht existiert.

Der äußere Horizont funktioniert wie der Standardereignishorizont im nicht rotierenden Fall, aber die Rotation schiebt ihn weiter weg: deutlich weiter entlang des „Äquators“ des Schwarzen Lochs als an den „Polen“. Je schneller sich Ihr Schwarzes Loch dreht, desto größer ist die Verzerrung bis zu einer theoretischen Höchstgeschwindigkeit. Wie bereits erwähnt, werden Schwarze Löcher jedoch, die sich zu schnell drehen, diese Spinenergie aus dem Penrose-Prozess abgeben und sich in einen langsameren, langfristig stabileren Zustand drehen, wodurch die Größe des Ereignishorizonts weiter verringert wird.

5.) Aber was ist mit dem äußeren Ereignishorizont des Schwarzen Lochs? Nun, hier wird es interessant. Wenn sich unser Schwarzes Loch nicht drehen würde, würden Sie, sobald Sie den Ereignishorizont überquert haben, unaufhaltsam ohne andere Alternative in Richtung der zentralen Singularität fallen. Alles andere kann man jedoch nicht aus allen anderen Himmelsrichtungen sehen, vielmehr bilden die kausal verbundenen Teile des Inneren des Schwarzen Lochs eine besondere mathematische Form: eine herzförmige Kurve, die sogenannte Kardiode .

Die Singularität, die Sie schließlich erreichen würden, wäre punktförmig und hätte als Ergebnis eine unendliche Dichte (und ein verschwindend kleines Volumen). Obwohl wir nicht wissen, was an der Singularität passiert – wir brauchen eine Quantentheorie der Gravitation, um das sicher zu wissen –, ist es sehr klar, dass unsere bekannten physikalischen Gesetze zusammenbrechen und nur unsinnige Antworten liefern.

Wenn Sie jedoch Ihrem Schwarzen Loch erlauben, sich zu drehen, was bedeutet, dass es nicht nur eine eigene Masse hat, sondern auch einen Drehimpuls, ändert sich alles.

6.) Wie sieht die Singularität eines realistischen Schwarzen Lochs aus? Zunächst einmal, wenn Sie der Mischung Rotation hinzufügen, ist Ihre Singularität kein nulldimensionaler Punkt mehr, sondern wird in eine eindimensionale Struktur ausgebreitet: einen Ring. Wenn Sie in ein rotierendes Schwarzes Loch fallen, nähern Sie sich der Singularität, aber die rotierende Natur der Raumzeit verschmiert Sie in eine wirbelartige Form, es ist wie "Spaghettifizierung", aber mit einem Wirbel. Ihre Flugbahn wird jedes einzelne Quant in Ihrem Körper an einen anderen Punkt schleudern, der entlang dieses linearen Rings verteilt ist.

Aber es gibt eine lustige Einschränkung: Es gibt einige theoretische Hinweise darauf, dass die Begegnung mit dem äußeren Ereignishorizont der Geburt eines neuen Universums innerhalb dieses Schwarzen Lochs entspricht. Viele Relativisten streiten darüber, was eine Reihe von Eigenschaften, die wir abgeleitet haben, bedeuten.

  • Haben Sie am Ende einen Zustand ähnlich dem, den wir während der kosmischen Inflation erwarten?
  • Scheint es, dass die Grenze, auf die Sie stoßen, auf eine Grenze abgebildet werden kann, die zu einem weiteren heißen Urknall führt?
  • Ist es vergleichbar mit einem Wurmloch, bei dem Sie den Raum, den Sie besetzt haben, „verlassen“ und an anderer Stelle (und sonst wann) in einem neuen Raum wieder auftauchen?

Die Möglichkeiten sind faszinierend und deuten darauf hin, dass Sie diese Singularität möglicherweise nie erreichen, wenn sich Ihr Schwarzes Loch dreht.

Und dennoch, so vorsichtig Physiker auch sind, wenn wir über all diese Themen und all die verschiedenen Möglichkeiten sprechen, die es gibt, „Größe“ für ein Schwarzes Loch zu definieren, neigen wir dazu, faul zu sein, wenn wir umgangssprachlich sprechen. Normalerweise bedeutet die Größe eines Schwarzen Lochs im Mund eines Physikers den Schwarzschild-Radius des Schwarzen Lochs, unabhängig vom Spin, und vernachlässigt alle anderen Effekte der räumlichen Krümmung, der scheinbaren Größe eines Schattens oder des Verhaltens von Teilchen . Nehmen Sie einfach die Masse des Schwarzen Lochs, berechnen Sie, bei welchem ​​Radius seine Fluchtgeschwindigkeit der Lichtgeschwindigkeit entspricht, und schon haben Sie Ihre Größe.

Natürlich gibt es viele andere physikalische Szenarien, die wir ständig in Betracht ziehen. Was passiert mit den Teilchen außerhalb eines Schwarzen Lochs? Wo können sie stabil umkreisen, wo werden sie entweder ausgestoßen oder verschluckt? Was sehen wir physisch, wenn wir ein Schwarzes Loch betrachten? Welche Auswirkungen hat das Ziehen des Weltraums auf die Materie außerhalb des Schwarzen Lochs, wenn sich ein Schwarzes Loch dreht? Und wenn Sie am Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs vorbeireisen, was würden Sie dann erleben oder begegnen? Auf all diese Fragen gibt es unterschiedliche Antworten, mit unterschiedlichen Implikationen für die Frage der Größe. Wenn wir über diese Themen sprechen, ist es wichtig, dass wir immer die Definition von Größe verwenden, die für den von uns untersuchten Effekt sinnvoll ist. Alles andere führt nur zu Verwirrung.


Inhalt

Supermassive Schwarze Löcher werden klassisch als Schwarze Löcher mit einer Masse von über 0,1 Millionen bis 1 Million M definiert . [9] Einige Astronomen haben begonnen, Schwarze Löcher von mindestens 10 Milliarden M . zu kennzeichnen als ultramassive Schwarze Löcher. [10] [11] Die meisten davon (wie TON 618) sind mit außergewöhnlich energiereichen Quasaren verbunden. Noch größere wurden als staunend große Schwarze Löcher (SLAB) mit Massen von mehr als 100 Milliarden M . bezeichnet . [12] Obwohl sie feststellten, dass es derzeit keine Beweise dafür gibt, dass unglaublich große Schwarze Löcher real sind, stellten sie fest, dass supermassive Schwarze Löcher fast dieser Größe existieren. [13] Einige Studien haben vorgeschlagen, dass die maximale Masse, die ein Schwarzes Loch erreichen kann, obwohl es leuchtende Akkretoren ist, in der Größenordnung von liegt

Supermassive Schwarze Löcher haben physikalische Eigenschaften, die sie deutlich von masseärmeren Klassifikationen unterscheiden. Erstens sind die Gezeitenkräfte in der Nähe des Ereignishorizonts für supermassereiche Schwarze Löcher deutlich schwächer. Die Gezeitenkraft auf einen Körper am Ereignishorizont ist umgekehrt proportional zum Quadrat der Masse: [16] eine Person auf der Erdoberfläche und eine am Ereignishorizont von 10 Millionen M Schwarze Löcher erfahren etwa die gleiche Gezeitenkraft zwischen Kopf und Füßen. Anders als bei Schwarzen Löchern mit stellarer Masse würde man bis sehr tief in das Schwarze Loch keine signifikante Gezeitenkraft erfahren. [17] Darüber hinaus ist es etwas kontraintuitiv zu bemerken, dass die durchschnittliche Dichte eines SMBH innerhalb seines Ereignishorizonts (definiert als die Masse des Schwarzen Lochs geteilt durch das Raumvolumen innerhalb seines Schwarzschildradius) geringer sein kann als die Dichte von Wasser. [18] Dies liegt daran, dass der Schwarzschild-Radius direkt proportional zu seiner Masse ist. Da das Volumen eines kugelförmigen Objekts (wie der Ereignishorizont eines nicht rotierenden Schwarzen Lochs) direkt proportional zur Kubik des Radius ist, ist die Dichte eines Schwarzen Lochs umgekehrt proportional zum Quadrat der Masse und damit höher, Masse Schwarze Löcher haben eine geringere durchschnittliche Dichte. [19]

Der Radius des Ereignishorizonts eines supermassiven Schwarzen Lochs von

1 Milliarde M ist vergleichbar mit der großen Halbachse der Umlaufbahn des Planeten Uranus. [20] [21]

Die Geschichte, wie supermassereiche Schwarze Löcher gefunden wurden, begann 1963 mit der Untersuchung der Radioquelle 3C 273 durch Maarten Schmidt. Ursprünglich dachte man, es sei ein Stern, aber das Spektrum erwies sich als rätselhaft. Es wurde festgestellt, dass es sich um rotverschobene Wasserstoffemissionslinien handelt, die darauf hindeuten, dass sich das Objekt von der Erde entfernt. [22] Das Hubble-Gesetz zeigte, dass sich das Objekt mehrere Milliarden Lichtjahre entfernt befindet und daher das Energieäquivalent von Hunderten von Galaxien emittieren muss. Die Lichtänderungsrate der Quelle, die als quasi-stellares Objekt oder Quasar bezeichnet wird, deutete darauf hin, dass die emittierende Region einen Durchmesser von einem Parsec oder weniger hatte. Bis 1964 wurden vier solcher Quellen identifiziert. [23]

1963 schlugen Fred Hoyle und W. A. ​​Fowler die Existenz von Wasserstoff brennenden supermassiven Sternen (SMS) als Erklärung für die kompakten Abmessungen und die hohe Energieabgabe von Quasaren vor. Diese hätten eine Masse von ca. 10 5 – 10 9 M . Richard Feynman stellte jedoch fest, dass Sterne über einer bestimmten kritischen Masse dynamisch instabil sind und zu einem Schwarzen Loch kollabieren würden, zumindest wenn sie sich nicht drehen würden. [24] Fowler schlug dann vor, dass diese supermassiven Sterne eine Reihe von Kollaps- und Explosionsschwingungen durchlaufen würden, was das Energieabgabemuster erklärt. Appenzeller und Fricke (1972) bauten Modelle dieses Verhaltens, stellten jedoch fest, dass der resultierende Stern immer noch kollabieren würde, und schlussfolgerten, dass ein nicht rotierender 0,75 × 10 6 M SMS "kann dem Kollaps zu einem Schwarzen Loch nicht entkommen, indem es seinen Wasserstoff durch den CNO-Zyklus verbrennt". [25]

Edwin E. Salpeter und Yakov Zeldovich machten 1964 den Vorschlag, dass Materie, die auf ein massives kompaktes Objekt fällt, die Eigenschaften von Quasaren erklären würde. Es würde eine Masse von etwa 10 8 M . erfordern um die Ausgabe dieser Objekte anzupassen. Donald Lynden-Bell bemerkte 1969, dass das einfallende Gas eine flache Scheibe bilden würde, die sich spiralförmig in den zentralen "Schwarzschild-Schlund" windet. Er stellte fest, dass die relativ geringe Leistung der nahegelegenen galaktischen Kerne darauf hindeutete, dass es sich um alte, inaktive Quasare handelte. [26] Unterdessen schlugen Martin Ryle und Malcolm Longair 1967 vor, dass fast alle Quellen extragalaktischer Radioemission durch ein Modell erklärt werden könnten, bei dem Teilchen mit relativistischen Geschwindigkeiten aus Galaxien ausgestoßen werden, was bedeutet, dass sie sich nahe der Lichtgeschwindigkeit bewegen. [27] Martin Ryle, Malcolm Longair und Peter Scheuer schlugen dann 1973 vor, dass der kompakte Zentralkern die ursprüngliche Energiequelle für diese relativistischen Jets sein könnte. [26]

Arthur M. Wolfe und Geoffrey Burbidge stellten 1970 fest, dass die große Geschwindigkeitsdispersion der Sterne in der Kernregion elliptischer Galaxien nur durch eine große Massenkonzentration am Kern erklärt werden kann, die größer ist als bei gewöhnlichen Sternen. Sie zeigten, dass das Verhalten durch ein massives Schwarzes Loch mit bis zu 10 10 M . erklärt werden kann , oder eine große Anzahl kleinerer schwarzer Löcher mit Massen unter 10 3 M . [28] 1978 wurden im Kern der aktiven elliptischen Galaxie Messier 87 dynamische Beweise für ein massereiches dunkles Objekt gefunden, das ursprünglich auf 5 × 10 9 geschätzt wurde M . [29] Die Entdeckung eines ähnlichen Verhaltens in anderen Galaxien folgte bald, einschließlich der Andromeda-Galaxie im Jahr 1984 und der Sombrero-Galaxie im Jahr 1988. [4]

Donald Lynden-Bell und Martin Rees stellten 1971 die Hypothese auf, dass das Zentrum der Milchstraße ein massereiches Schwarzes Loch enthalten würde. [30] Schütze A* wurde am 13. und 15. Februar 1974 von den Astronomen Bruce Balick und Robert Brown mit dem Green Bank Interferometer des National Radio Astronomy Observatory entdeckt und benannt. [31] Sie entdeckten eine Radioquelle, die Synchrotronstrahlung aussendet, die aufgrund ihrer Gravitation dicht und unbeweglich ist. Dies war somit der erste Hinweis darauf, dass im Zentrum der Milchstraße ein supermassereiches Schwarzes Loch existiert.

Das 1990 gestartete Hubble-Weltraumteleskop lieferte die erforderliche Auflösung, um verfeinerte Beobachtungen galaktischer Kerne durchzuführen. 1994 wurde der Faint Object Spectrograph auf dem Hubble verwendet, um Messier 87 zu beobachten, wobei festgestellt wurde, dass ionisiertes Gas den zentralen Teil des Kerns mit einer Geschwindigkeit von ±500 km/s umkreiste. Die Daten zeigten eine konzentrierte Masse von (2,4 ± 0,7) × 10 9 M lag innerhalb einer Spanne von 0,25″ und lieferte starke Beweise für ein supermassereiches Schwarzes Loch. [32] Unter Verwendung des Very Long Baseline Array zur Beobachtung von Messier 106 haben Miyoshi et al. (1995) konnten zeigen, dass die Emission einer H2O-Maser in dieser Galaxie stammt von einer Gasscheibe im Kern, die eine konzentrierte Masse von 3,6 × 10 7 . umkreist M , die auf einen Radius von 0,13 Parsec beschränkt war. Ihre bahnbrechende Forschung stellte fest, dass ein Schwarm schwarzer Löcher mit Sonnenmasse in einem so kleinen Radius nicht lange ohne Kollisionen überleben würde, was ein supermassives Schwarzes Loch zum einzigen brauchbaren Kandidaten macht. [33] Begleitet wurde diese Beobachtung, die die erste Bestätigung supermassereicher Schwarzer Löcher lieferte, durch die Entdeckung [34] der stark verbreiterten, ionisierten Eisen-Kα-Emissionslinie (6,4 keV) aus der Galaxie MCG-6-30-15. Die Verbreiterung war auf die gravitative Rotverschiebung des Lichts zurückzuführen, als es aus nur 3 bis 10 Schwarzschildradien aus dem Schwarzen Loch entkam.

Am 10. April 2019 veröffentlichte die Event-Horizon-Teleskop-Kollaboration das erste horizontale Bild eines Schwarzen Lochs im Zentrum der Galaxie Messier 87. [2]

Im Februar 2020 berichteten Astronomen, dass ein Hohlraum im Ophiuchus-Superhaufen, der von einem supermassereichen Schwarzen Loch stammt, das Ergebnis der größten bekannten Explosion im Universum seit dem Urknall ist. [35] [36] [37]

Im März 2020 schlugen Astronomen vor, dass zusätzliche Unterringe den Photonenring bilden sollten, und schlugen eine Möglichkeit vor, diese Signaturen im ersten Bild eines Schwarzen Lochs besser zu erkennen. [38] [39] [40]

Der Ursprung supermassereicher Schwarzer Löcher bleibt ein offenes Forschungsgebiet. Astrophysiker sind sich einig, dass Schwarze Löcher durch Anlagerung von Materie und durch Verschmelzung mit anderen Schwarzen Löchern wachsen können. [41] [42] Es gibt mehrere Hypothesen für die Entstehungsmechanismen und Anfangsmassen der Vorläufer oder "Samen" supermassereicher Schwarzer Löcher.

Eine Hypothese ist, dass die Samen schwarze Löcher von Dutzenden oder vielleicht Hunderten von Sonnenmassen sind, die von den Explosionen massereicher Sterne zurückgelassen werden und durch Anlagerung von Materie wachsen. Ein anderes Modell stellt die Hypothese auf, dass vor den ersten Sternen große Gaswolken zu einem "Quasi-Stern" kollabieren könnten, der wiederum in ein Schwarzes Loch von etwa 20 M kollabieren würde . [43] Diese Sterne könnten auch durch Halos aus dunkler Materie entstanden sein, die durch die Schwerkraft enorme Gasmengen anziehen, die dann supermassereiche Sterne mit Zehntausenden Sonnenmassen erzeugen würden. [44] [45] Der "Quasi-Stern" wird aufgrund der Erzeugung von Elektron-Positron-Paaren in seinem Kern instabil gegenüber radialen Störungen und könnte ohne eine Supernova-Explosion direkt in ein Schwarzes Loch kollabieren (das den größten Teil seiner Masse ausstoßen würde und die schwarzes Loch nicht so schnell wachsen). Ein alternatives Szenario sagt voraus, dass große hochrotverschobene Wolken aus metallfreiem Gas [46] bei Bestrahlung mit einem ausreichend intensiven Fluss von Lyman-Werner-Photonen [47] Abkühlung und Fragmentierung vermeiden können und somit aufgrund von Selbst . als einzelnes Objekt kollabieren -Gravitation. [48] ​​[49] Der Kern des kollabierenden Objekts erreicht extrem hohe Werte der Materiedichte, in der Größenordnung von ∼ 10 7 g / cm 3 g/cm^<3>> , und löst eine allgemeine relativistische Instabilität aus. [50] Somit kollabiert das Objekt direkt zu einem Schwarzen Loch, ohne die Zwischenphase eines Sterns oder Quasi-Sterns zu verlassen. Diese Objekte haben eine typische Masse von

Ein anderes Modell beinhaltet einen dichten Sternhaufen, der einen Kernkollaps erleidet, da die negative Wärmekapazität des Systems die Geschwindigkeitsdispersion im Kern auf relativistische Geschwindigkeiten treibt. [54] [55] Schließlich könnten urzeitliche Schwarze Löcher in den ersten Momenten nach dem Urknall direkt durch äußeren Druck erzeugt worden sein. Diese urzeitlichen Schwarzen Löcher hätten dann mehr Zeit als jedes der oben genannten Modelle, um sich zu akkretieren, was ihnen genügend Zeit lässt, um supermassive Größen zu erreichen. Die Entstehung von Schwarzen Löchern durch das Absterben der ersten Sterne wurde ausführlich untersucht und durch Beobachtungen bestätigt. Die anderen oben aufgeführten Modelle für die Bildung von Schwarzen Löchern sind theoretisch.

Unabhängig vom spezifischen Bildungskanal für den Schwarzen-Loch-Samen könnte er bei ausreichender Masse in der Nähe zu einem Schwarzen Loch mittlerer Masse und möglicherweise zu einem SMBH akkretieren, wenn die Akkretionsrate anhält. [43]

Die Bildung eines supermassiven Schwarzen Lochs erfordert ein relativ kleines Volumen hochdichter Materie mit kleinem Drehimpuls. Normalerweise beinhaltet der Akkretionsprozess den Transport eines großen anfänglichen Drehimpulses nach außen, und dies scheint der limitierende Faktor beim Wachstum Schwarzer Löcher zu sein. Dies ist ein wesentlicher Bestandteil der Theorie der Akkretionsscheiben. Gasakkretion ist die effizienteste und auch auffälligste Art, wie Schwarze Löcher wachsen. Es wird angenommen, dass der Großteil des Massenwachstums supermassereicher Schwarzer Löcher durch Episoden schneller Gasakkretion erfolgt, die als aktive galaktische Kerne oder Quasare beobachtet werden können. Beobachtungen zeigen, dass Quasare viel häufiger waren, als das Universum jünger war, was darauf hindeutet, dass supermassereiche Schwarze Löcher früh entstanden und wuchsen. Ein wichtiger einschränkender Faktor für Theorien über die Entstehung supermassereicher Schwarzer Löcher ist die Beobachtung entfernter leuchtender Quasare, die darauf hinweisen, dass sich supermassereiche Schwarze Löcher mit Milliarden Sonnenmassen bereits gebildet hatten, als das Universum weniger als eine Milliarde Jahre alt war. Dies deutet darauf hin, dass supermassereiche Schwarze Löcher sehr früh im Universum entstanden sind, in den ersten massereichen Galaxien.

In der beobachteten Massenverteilung von Schwarzen Löchern existiert eine Leerstelle. Schwarze Löcher, die aus sterbenden Sternen hervorgehen, haben eine Masse von 5–80 M . Das minimale supermassive Schwarze Loch hat ungefähr hunderttausend Sonnenmassen. Massenskalen zwischen diesen Bereichen werden als Schwarze Löcher mittlerer Masse bezeichnet. Eine solche Lücke deutet auf einen anderen Entstehungsprozess hin. Einige Modelle [57] legen jedoch nahe, dass ultraluminöse Röntgenquellen (ULXs) Schwarze Löcher aus dieser fehlenden Gruppe sein könnten.

Es gibt eine Obergrenze dafür, wie große supermassereiche Schwarze Löcher wachsen können. Sogenannte ultramassive Schwarze Löcher (UMBHs), die mit 10 Milliarden Sonnenmassen oder mehr mindestens zehnmal so groß sind wie die meisten supermassiven Schwarzen Löcher, scheinen eine theoretische Obergrenze von etwa 50 Milliarden Sonnenmassen zu haben, wie alles darüber verlangsamt das Wachstum auf ein Kriechen (die Verlangsamung beginnt bei etwa 10 Milliarden Sonnenmassen) und bewirkt, dass die instabile Akkretionsscheibe, die das Schwarze Loch umgibt, zu Sternen zusammenwächst, die es umkreisen. [58] [59] [60] [61]

Entfernte supermassereiche Schwarze Löcher wie J0313-1806, [62] und ULAS J1342+0928, [63] sind so kurz nach dem Urknall schwer zu erklären. Einige postulieren, dass sie vom direkten Kollaps dunkler Materie mit Selbstinteraktion herrühren könnten.[64] [65] [66] Eine kleine Minderheit von Quellen argumentiert, dass sie ein Beweis dafür sein könnten, dass unser Universum das Ergebnis eines Big Bounce anstelle eines Urknalls ist, wobei diese supermassiven Schwarzen Löcher vor dem Big Bounce gebildet wurden. [67] [68]

Es wird angenommen, dass die Gravitation von supermassereichen Schwarzen Löchern im Zentrum vieler Galaxien aktive Objekte wie Seyfert-Galaxien und Quasare antreibt, und die Beziehung zwischen der Masse des zentralen Schwarzen Lochs und der Masse der Wirtsgalaxie hängt vom Galaxientyp ab. [69] [70]

Als aktiver galaktischer Kern (AGN) wird heute ein galaktischer Kern angesehen, der ein massereiches Schwarzes Loch beherbergt, das Materie ansammelt und eine ausreichend starke Leuchtkraft aufweist. Der Kernregion der Milchstraße beispielsweise fehlt es an ausreichender Leuchtkraft, um diese Bedingung zu erfüllen. Das vereinheitlichte Modell der AGN ist das Konzept, dass die große Bandbreite der beobachteten Eigenschaften der AGN-Taxonomie mit nur wenigen physikalischen Parametern erklärt werden kann. Für das Ausgangsmodell setzten sich diese Werte aus dem Winkel des Torus der Akkretionsscheibe zur Sichtlinie und der Leuchtkraft der Quelle zusammen. AGN kann in zwei Hauptgruppen unterteilt werden: eine Strahlungsmode AGN, bei der der größte Teil der Leistung in Form von elektromagnetischer Strahlung durch eine optisch dicke Akkretionsscheibe erfolgt, und eine Jetmode, bei der relativistische Jets senkrecht zur Scheibe austreten. [71]

Eine empirische Korrelation zwischen der Größe supermassereicher Schwarzer Löcher und der stellaren Geschwindigkeitsdispersion σ eines Galaxienwulstes [72] wird als M-Sigma-Beziehung bezeichnet.

Doppler-Messungen Bearbeiten

Einige der besten Beweise für das Vorhandensein von Schwarzen Löchern liefert der Doppler-Effekt, bei dem Licht von naher umlaufender Materie beim Rückzug rotverschoben und beim Vorrücken blauverschoben wird. Für Materie, die einem Schwarzen Loch sehr nahe ist, muss die Umlaufgeschwindigkeit mit der Lichtgeschwindigkeit vergleichbar sein, so dass zurückweichende Materie im Vergleich zu vorrückender Materie sehr schwach erscheint, was bedeutet, dass Systeme mit intrinsisch symmetrischen Scheiben und Ringen ein stark asymmetrisches visuelles Erscheinungsbild erhalten. Dieser Effekt wurde in modernen computergenerierten Bildern wie dem hier vorgestellten Beispiel berücksichtigt, basierend auf einem plausiblen Modell [73] für das supermassereiche Schwarze Loch in Sgr A* im Zentrum unserer eigenen Galaxie. Die Auflösung der derzeit verfügbaren Teleskoptechnologie reicht jedoch noch nicht aus, um solche Vorhersagen direkt zu bestätigen.

Was in vielen Systemen bereits direkt beobachtet wurde, sind die niedrigeren nichtrelativistischen Geschwindigkeiten von Materie, die weiter außerhalb von vermuteten Schwarzen Löchern umkreist. Direkte Doppler-Messungen von Wassermasern, die die Kerne naher Galaxien umgeben, haben eine sehr schnelle Keplersche Bewegung ergeben, die nur mit einer hohen Materiekonzentration im Zentrum möglich ist. Derzeit sind die einzigen bekannten Objekte, die genügend Materie auf so kleinem Raum packen können, Schwarze Löcher oder Dinge, die sich innerhalb astrophysikalisch kurzer Zeiträume zu Schwarzen Löchern entwickeln. Bei weiter entfernten aktiven Galaxien kann die Breite breiter Spektrallinien genutzt werden, um das Gas zu untersuchen, das sich in der Nähe des Ereignishorizonts bewegt. Die Technik der Nachhallkartierung nutzt die Variabilität dieser Linien, um die Masse und möglicherweise den Spin des Schwarzen Lochs zu messen, das aktive Galaxien antreibt.

In der Milchstraße Bearbeiten

Astronomen sind zuversichtlich, dass die Milchstraße ein supermassereiches Schwarzes Loch in ihrem Zentrum hat, 26.000 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt, in einer Region namens Sagittarius A* [75], weil:

  • Der Stern S2 folgt einer elliptischen Umlaufbahn mit einer Periode von 15,2 Jahren und einem Perizentrum (nächster Abstand) von 17 Lichtstunden ( 1,8 × 10 13 m oder 120 AE) vom Zentrum des zentralen Objekts. [76]
  • Aus der Bewegung des Sterns S2 kann die Masse des Objekts auf 4,1 Millionen M . geschätzt werden , [77][78] oder etwa 8,2 × 10 36 kg.
  • Der Radius des zentralen Objekts muss kleiner als 17 Lichtstunden sein, da sonst S2 damit kollidieren würde. Beobachtungen des Sterns S14 [79] zeigen, dass der Radius nicht mehr als 6,25 Lichtstunden beträgt, etwa dem Durchmesser der Umlaufbahn von Uranus.
  • Kein bekanntes astronomisches Objekt außer einem Schwarzen Loch kann 4,1 Millionen M . enthalten in diesem Raumvolumen.

Infrarotbeobachtungen von heller Flare-Aktivität in der Nähe von Sagittarius A* zeigen eine Orbitalbewegung des Plasmas mit einer Periode von 45 ± 15 min bei einem Abstand von dem sechs- bis zehnfachen des Gravitationsradius des Kandidaten-SMBH. Diese Emission stimmt mit einer zirkularisierten Umlaufbahn eines polarisierten "Hot Spot" auf einer Akkretionsscheibe in einem starken Magnetfeld überein. Die strahlende Materie kreist mit 30% der Lichtgeschwindigkeit knapp außerhalb der innersten stabilen Kreisbahn. [80]

Am 5. Januar 2015 berichtete die NASA von der Beobachtung eines 400-mal helleren Röntgenstrahls als üblich, einem Rekordbrecher, von Sagittarius A*. Das ungewöhnliche Ereignis könnte laut Astronomen durch das Auseinanderbrechen eines Asteroiden, der in das Schwarze Loch fällt, oder durch die Verschränkung magnetischer Feldlinien im Gas, das in Sagittarius A* strömt, verursacht worden sein. [81]

Außerhalb der Milchstraße Bearbeiten

Eindeutige dynamische Beweise für supermassereiche Schwarze Löcher existieren nur in einer Handvoll Galaxien [83] dazu gehören die Milchstraße, die Galaxien der Lokalen Gruppe M31 und M32 und einige Galaxien jenseits der Lokalen Gruppe, z. NGC 4395. In diesen Galaxien steigt die mittlere quadratische (oder rms) Geschwindigkeit der Sterne oder des Gases proportional zu 1/r in der Nähe des Zentrums an, was auf eine zentrale Punktmasse hinweist. In allen anderen bisher beobachteten Galaxien sind die rms-Geschwindigkeiten flach oder sogar zum Zentrum hin fallend, was es unmöglich macht, mit Sicherheit zu sagen, dass ein supermassereiches Schwarzes Loch vorhanden ist. [83] Dennoch wird allgemein akzeptiert, dass das Zentrum fast jeder Galaxie ein supermassereiches Schwarzes Loch enthält. [84] Der Grund für diese Annahme ist die M-Sigma-Beziehung, eine enge (geringe Streuung) Beziehung zwischen der Masse des Lochs in den etwa 10 Galaxien mit sicheren Nachweisen und der Geschwindigkeitsdispersion der Sterne in den Ausbuchtungen dieser Galaxien. [85] Diese Korrelation, obwohl sie nur auf einer Handvoll Galaxien basiert, deutet für viele Astronomen auf einen starken Zusammenhang zwischen der Entstehung des Schwarzen Lochs und der Galaxie selbst hin. [84]

Die nahe gelegene Andromeda-Galaxie, 2,5 Millionen Lichtjahre entfernt, enthält ein (1,1– 2,3) × 10 8 (110–230 Millionen) M zentrales Schwarzes Loch, deutlich größer als das der Milchstraße. [86] Das größte supermassive Schwarze Loch in der Nähe der Milchstraße scheint das von Messier 87 (d. h. M87*) mit einer Masse von (6,4 ± 0,5) × 10 9 (ca. 6,4 Milliarden) M zu sein in einer Entfernung von 53,5 Millionen Lichtjahren. [87] [88] Die überriesige elliptische Galaxie NGC 4889 in einer Entfernung von 336 Millionen Lichtjahren im Sternbild Coma Berenices enthält ein Schwarzes Loch mit einer Größe von 2,1 × 10 10 (21 Milliarden) M . [89]

Massen von Schwarzen Löchern in Quasaren können mit indirekten Methoden abgeschätzt werden, die mit erheblichen Unsicherheiten behaftet sind. Der Quasar TON 618 ist ein Beispiel für ein Objekt mit einem extrem großen Schwarzen Loch, geschätzt auf 6,6 × 10 10 (66 Milliarden) M . [90] Seine Rotverschiebung beträgt 2,219. Andere Beispiele für Quasare mit großen geschätzten Massen des Schwarzen Lochs sind der hyperluminöse Quasar APM 08279+5255 mit einer geschätzten Masse von 2,3 × 10 10 (23 Milliarden) M , und der Quasar S5 0014+81 mit einer Masse von 4.0 × 10 10 (40 Milliarden) M , oder das 10.000-fache der Masse des Schwarzen Lochs im galaktischen Zentrum der Milchstraße.

Einige Galaxien, wie die Galaxie 4C +37.11, scheinen in ihren Zentren zwei supermassereiche Schwarze Löcher zu haben, die ein Doppelsternsystem bilden. Wenn sie kollidierten, würde das Ereignis starke Gravitationswellen erzeugen. [91] Es wird angenommen, dass binäre supermassereiche Schwarze Löcher eine häufige Folge galaktischer Verschmelzungen sind. [92] Das binäre Paar in OJ 287, 3,5 Milliarden Lichtjahre entfernt, enthält das massereichste Schwarze Loch in einem Paar mit einer geschätzten Masse von 18 Milliarden M . [93] 2011 wurde in der Zwerggalaxie Henize 2-10 ein supermassives Schwarzes Loch entdeckt, das keine Ausbuchtung hat. Die genauen Auswirkungen dieser Entdeckung auf die Bildung von Schwarzen Löchern sind unbekannt, könnten aber darauf hinweisen, dass Schwarze Löcher vor der Ausbuchtung entstanden sind. [94]

Am 28. März 2011 wurde ein supermassereiches Schwarzes Loch gesehen, das einen mittelgroßen Stern zerriss. [95] Das ist die einzig wahrscheinliche Erklärung für die Beobachtungen an diesem Tag plötzlicher Röntgenstrahlung und die anschließenden Breitbandbeobachtungen. [96] [97] Die Quelle war zuvor ein inaktiver galaktischer Kern, und aus der Untersuchung des Ausbruchs wird geschätzt, dass der galaktische Kern ein SMBH mit einer Masse in der Größenordnung von einer Million Sonnenmassen ist. Es wird angenommen, dass dieses seltene Ereignis ein relativistischer Ausfluss (Material, das in einem Jet mit einem erheblichen Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit emittiert wird) von einem durch die SMBH gezeitengestörten Stern ist. Es wird erwartet, dass ein erheblicher Bruchteil einer solaren Materialmasse auf dem SMBH akkretiert ist. Eine anschließende Langzeitbeobachtung wird es ermöglichen, diese Annahme zu bestätigen, wenn die Emission des Jets mit der erwarteten Geschwindigkeit für die Massenakkretion auf einem SMBH abklingt.

Im Jahr 2012 berichteten Astronomen von einer ungewöhnlich großen Masse von etwa 17 Milliarden M für das Schwarze Loch in der kompakten, linsenförmigen Galaxie NGC 1277, die 220 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild Perseus liegt. Das vermeintliche Schwarze Loch hat ungefähr 59 Prozent der Masse des Bulges dieser linsenförmigen Galaxie (14 Prozent der gesamten stellaren Masse der Galaxie). [98] Eine andere Studie kam zu einem ganz anderen Ergebnis: Dieses Schwarze Loch ist nicht besonders übermassiv, es wird auf 2 bis 5 Milliarden M geschätzt mit 5 Milliarden M der wahrscheinlichste Wert ist. [99] Am 28. Februar 2013 berichteten Astronomen in NGC 1365 über die Verwendung des NuSTAR-Satelliten, um die Drehung eines supermassereichen Schwarzen Lochs zum ersten Mal genau zu messen, und berichteten, dass sich der Ereignishorizont mit fast Lichtgeschwindigkeit drehte. [100] [101]

Im September 2014 zeigten Daten verschiedener Röntgenteleskope, dass die extrem kleine, dichte, ultrakompakte Zwerggalaxie M60-UCD1 in ihrem Zentrum ein Schwarzes Loch mit 20 Millionen Sonnenmasse beherbergt, das mehr als 10 % der Gesamtmasse der Galaxis. Die Entdeckung ist ziemlich überraschend, da das Schwarze Loch fünfmal massereicher ist als das Schwarze Loch der Milchstraße, obwohl die Galaxie weniger als fünftausendstel der Masse der Milchstraße hat.

Einige Galaxien haben keine supermassereichen Schwarzen Löcher in ihren Zentren. Obwohl die meisten Galaxien ohne supermassereiche Schwarze Löcher sehr kleine Zwerggalaxien sind, bleibt eine Entdeckung mysteriös: Die überriesige elliptische cD-Galaxie A2261-BCG enthält kein aktives supermassereiches Schwarzes Loch, obwohl die Galaxie eine der größten bekannten Galaxien ist zehnmal so groß und tausendmal so groß wie die Milchstraße. Da ein supermassives Schwarzes Loch nur während der Akkretion sichtbar ist, kann ein supermassives Schwarzes Loch fast unsichtbar sein, außer in seinen Auswirkungen auf Sternbahnen.

Im Dezember 2017 berichteten Astronomen über die Entdeckung des derzeit am weitesten entfernten Quasars, ULAS J1342+0928, der das am weitesten entfernte supermassive Schwarze Loch enthält, bei einer gemeldeten Rotverschiebung von z = 7,54, was die Rotverschiebung von 7 für den zuvor bekannten entferntesten Quasar übertraf ULAS J1120+0641. [103] [104] [105]

Im Februar 2021 veröffentlichten Astronomen zum ersten Mal ein sehr hochauflösendes Bild von 25.000 aktiven supermassiven Schwarzen Löchern, das vier Prozent der nördlichen Himmelshalbkugel abdeckt, basierend auf ultraniedrigen Radiowellenlängen, wie vom Low-Frequency Array . nachgewiesen (LOFAR) in Europa. [106]

Hawking-Strahlung ist Schwarzkörperstrahlung, die aufgrund von Quanteneffekten in der Nähe des Ereignishorizonts voraussichtlich von Schwarzen Löchern freigesetzt wird. Diese Strahlung reduziert die Masse und Energie von Schwarzen Löchern, wodurch sie schrumpfen und schließlich verschwinden. Wenn Schwarze Löcher durch Hawking-Strahlung verdampfen, entsteht ein supermassereiches Schwarzes Loch mit einer Masse von 10 11 (100 Milliarden) M verdunstet in etwa 2×10 100 Jahren. [107] Für einige schwarze Monsterlöcher im Universum wird vorhergesagt, dass sie weiter bis auf vielleicht 10 14 M . wachsen werden beim Kollaps von Superhaufen von Galaxien. Auch diese würden sich über einen Zeitraum von bis zu 10 106 Jahren verflüchtigen. [108]


Einstein-Gleichungen: Exakte Lösungen

Stationäre achsensymmetrische Lösungen

Angenommen, es gibt zwei pendelnde Killing-Vektoren – zeitähnlich ξ α und axial η α (ξ α ξα <0,η α ηα> 0),ξ α normalisiert auf (asymptotisch flach) unendlich, η α an der Drehachse. Sie erzeugen zweidimensionale Bahnen der Gruppe G2. Angenommen, es existieren 2-Räume orthogonal zu diesen Bahnen. Dies gilt im Vakuum und auch bei elektromagnetischen Feldern oder perfekten Flüssigkeiten, deren 4-Strom oder 4-Geschwindigkeit in den Transitivitätsflächen von G2 (z.B. toroidale Magnetfelder sind ausgeschlossen). Die Metrik kann dann in Weyls Koordinaten geschrieben werden (t,ρ, φ, z)

Die berühmteste Vakuumlösung der Form [12] ist die Kerr-Metrik, für die U, k, EIN sind Verhältnisse einfacher Polynome in Sphäroidkoordinaten (einfach bezogen auf (, z)). Die Kerr-Lösung ist gekennzeichnet durch Masse M und spezifischer Drehimpuls ein. Zum ein 2 > M 2 beschreibt sie eine asymptotisch flache Raumzeit mit einer nackten Singularität. Zum ein 2 ≤ M 2 , stellt es ein rotierendes Schwarzes Loch dar, das zwei Horizonte hat, die zu einem entarteten Horizont für coal zusammenwachsen ein 2 = M 2 – ein extremes Schwarzes Loch von Kerr. Die beiden Horizonte befinden sich bei r± = M ± (M 2 − ein 2 ) 1/2 (r die Boyer-Lindquist-Koordinate (sehen Stationäre Schwarze Löcher )). Wie beim Reissner-Nordström-Schwarzen Loch ist die Singularität im Inneren zeitähnlich und der innere Horizont ist ein (instabiler) Cauchy-Horizont. Die analytische Erweiterung der Kerr-Metrik ähnelt Figur 2 (siehe Frolov und Novikov (1998), Hawking und Ellis (1973), Misner et al. (1973), Ortín (2004), Semerák et al. (2002), Stephani et al. (2003) und Wald (1984) für Details).

Dank der Eindeutigkeitssätze des Schwarzen Lochs (sehen Stationäre Schwarze Löcher) ist die Kerr-Metrik die einzigartige Lösung, die alle rotierenden Schwarzen Löcher im Vakuum beschreibt. Wenn die kosmische Zensurvermutung zutrifft, repräsentieren Schwarze Kerr-Löcher die Endzustände des Gravitationskollapses astronomischer Objekte mit überkritischen Massen. Nach vorherrschender Meinung befinden sie sich in den Kernen der meisten Galaxien. Anders als bei einem kugelförmigen Kollaps gibt es keine exakten Lösungen, die die Entstehung eines Schwarzen Kerr-Lochs darstellen würden. Ausgehend von der Metrik [12] und der Identifizierung beispielsweise von z = b = konst. und z = −b (mit der Region −b < z < b abgeschnitten), kann man dünne Materialscheiben konstruieren, die physikalisch plausibel sind und die Quelle der Kerr-Metrik selbst für ein 2 > M 2 (siehe Bičák (2000) für Details).

In einem allgemeinen Fall der Metrik [12] implizieren EEs im Vakuum die „Ernst-Gleichung“ für eine komplexe Funktion f von ρ und z:

oder äquivalent ( R f ) f = ( ∇ f ) 2 , wobei f = e 2U + ichb, U gibt [12] ein, und b(ρ, z) ist ein „Potenzial“ für EIN(ρ, z): EIN,ρ = ρe -4U b,z, EIN,z = − ρe -4U b,ρ k(ρ, z) in [12] kann bestimmt werden aus U und b durch Quadraturen. Tomimatsu und Sato (TS) nutzten Symmetrien von [13], um Metriken zu konstruieren, die die Kerr-Metrik verallgemeinern. Ersetzen f durch ξ = (1 − f)/(1 + f), findet man, dass im Fall der Kerr-Metrik ξ −1 ist eine lineare Funktion in den gestreckten Sphäroidkoordinaten, während für TS-Lösungen ξ ist ein Quotient von Polynomen höherer Ordnung. Es wurden eine Reihe anderer Lösungen von Gl. [13] gefunden, die jedoch von geringerer Bedeutung sind als die Kerr-Lösung (vgl. Stephani et al. (2003), Kapitel 20).

Diese Lösungen inspirierten „lösungsgenerierende Methoden“ in der Allgemeinen Relativitätstheorie. Die Ernst-Gleichung kann als Integrierbarkeitsbedingung eines Systems linearer Differentialgleichungen angesehen werden. Das Problem der Lösung eines solchen Systems kann als das Riemann-Hilbert-Problem in der komplexen Funktionentheorie umformuliert werden (sehen Riemann-Hilbert-Problem und integrierbare Systeme: Übersicht ). Wir verweisen auf Stephani et al. (2003) und Belinski und Verdaguer (2001), wo diese Techniken unter Verwendung von Bäcklund-Transformationen, inverser Streumethode usw. auch im instationären Kontext zweier raumartiger Killing-Vektoren (Wellen, Kosmologie) angewendet werden. Im stationären Fall können prinzipiell alle asymptotisch flachen, stationären, axialsymmetrischen Vakuumlösungen erzeugt werden. Es ist bekannt, wie Felder mit gegebenen Werten von Multipolmomenten erzeugt werden, obwohl die erforderlichen Berechnungen atemberaubend sind. Durch die Lösung des Riemann-Hilbert-Problems mit geeigneten Randdaten konstruierten Neugebauer und Meinel die exakte Lösung, die eine starr rotierende dünne Staubscheibe darstellt (vgl. Stephani et al. (2003) und Bičák (2000) ).

Eine Unterklasse von Metriken [12] bilden statische Weyl-Lösungen mit EIN = b = 0. Aus Gleichung [13] wird dann die Laplace-Gleichung ΔU = 0. Die Nichtlinearität von EEs geht nur in die Gleichungen für k ein: k , ρ = ρ U , ρ 2 − U , z 2 , k , z = 2 ρ U , ρ U , z . Die Klasse enthält einige explizite Lösungen von Interesse: die „lineare Superposition“ von kollinearen Teilchen mit kettenartigen Singularitäten dazwischen, die das System in statischen Gleichgewichtslösungen halten, die externe Felder von gegenläufig rotierenden Scheiben darstellen, zum Beispiel solche, die „inspiriert“ sind durch galaktische Newtonsche Potentialscheiben um Schwarze Löcher und einige andere Speziallösungen ( Stephani et al. 2003, Bonnor 1992, Bičák 2000, Semerák et al. 2002) .

Es gibt Lösungen der Einstein-Maxwell-Gleichungen, die äußere Felder von Massen darstellen, die mit elektrischen Ladungen, magnetischen Dipolmomenten usw. ausgestattet sind. ( Stephani et al. 2003). Am bekanntesten ist die Kerr-Newman-Metrik, die durch Parameter charakterisiert wird M, ein, und laden Q. Zum M 2 ≥ ein 2 + Q 2 beschreibt es ein geladenes, rotierendes Schwarzes Loch. Aufgrund der Rotation erzeugt das geladene Schwarze Loch auch ein magnetisches Feld vom Dipoltyp. Alle Schwarzen-Loch-Lösungen können so verallgemeinert werden, dass sie ein nicht verschwindendes Λ enthalten (für verschiedene Anwendungen siehe Semerák et al. 2002)). Andere Verallgemeinerungen beinhalten den sogenannten Newman-Unti-Tamburino (NUT)-Parameter (entspricht einem „gravitmagnetischen Monopol“) oder ein „externes“ magnetisches/elektrisches Feld oder einen Parameter, der zu einer „gleichmäßigen“ Beschleunigung führt (siehe Stephani et al. (2003) und Bičák (2000) ). In letzter Zeit wurde viel Interesse an Schwarzloch- (und anderen) Lösungen mit verschiedenen Arten von Eichfeldern und an mehrdimensionalen Lösungen geschenkt.Referenzen Frolov und Novikov (1998) und Ortín (2004) sind zwei Beispiele für gute Rezensionen.


Eine neue Idee, Energie aus Schwarzen Löchern zu nutzen

Vor 50 Jahren schlug der englische Mathematiker und Nobelpreisträger Roger Penrose vor, Energie aus dem Raum um ein rotierendes Schwarzes Loch zu gewinnen. Diese als Ergosphäre bekannte Region liegt direkt außerhalb eines Ereignishorizonts, der Grenze, innerhalb derer nichts der Anziehungskraft eines Schwarzen Lochs (sogar Licht) entkommen kann. Hier wird auch einfallende Materie auf unglaubliche Geschwindigkeiten beschleunigt und gibt alle Arten von Energie ab.

Dies wurde als Penrose-Prozess bekannt, den viele Theoretiker seitdem erweitert haben. Das neueste geht aus einer Studie hervor, die von Forschern der Columbia University und der Universidad Adolfo Ibáñez in Chile durchgeführt wurde. Mit Unterstützung von Organisationen wie der NASA demonstrierten sie, wie ein besseres Verständnis der Physik rund um sich drehende Schwarze Löcher es uns eines Tages ermöglichen könnte, ihre Energie zu nutzen.

Die Studie mit dem Titel “Magnetic Reconnection as aMechanism for Energy Extraction from rotierenden Schwarzen Löchern” wurde von Luca Comisso und Felipe A. Asenjo durchgeführt. Darin schlagen sie eine neue Methode vor, bei der Energie aus einem Schwarzen Loch gewonnen werden könnte, indem magnetische Feldlinien in der Nähe seines Ereignishorizonts gebrochen und wieder zusammengeführt werden, der Grenze, innerhalb derer nichts der Anziehungskraft eines Schwarzen Lochs (sogar Licht) entkommen kann.

Die künstlerische Darstellung zeigt ein sich schnell drehendes supermassives Schwarzes Loch, das von einer Akkretionsscheibe umgeben ist. Quelle: ESO, ESA/Hubble, M. Kornmesser/N. Bartmann

Commisso, ein Forscher an der Columbia University und Erstautor der Studie, erklärte in einer Pressemitteilung von Columbia News:

“Schwarze Löcher sind normalerweise von einer heißen ‘Suppe’ aus Plasmateilchen umgeben, die ein Magnetfeld tragen. Unsere Theorie zeigt, dass magnetische Feldlinien, wenn sie sich auf die richtige Weise trennen und wieder verbinden, Plasmateilchen auf negative Energien beschleunigen und große Mengen an Energie Schwarzer Löcher extrahiert werden können.”

Während Penrose 1971 die Theorie aufstellte, dass dieser Prozess des Teilchenzerfalls Energie aus einem Schwarzen Loch ziehen könnte, schlug Stephen Hawking 1974 vor, dass Schwarze Löcher Energie durch quantenmechanische Emission (bekannt als Hawking-Strahlung) freisetzen könnten. Es folgten Roger Blandford und Roman Znajek 1977, die darauf hindeuteten, dass das elektromagnetische Drehmoment der Hauptfaktor der Energiegewinnung sei.

Für ihre Studie betrachteten Comisso und Senjo einen wichtigen Teil des Penrose-Prozesses, bei dem magnetische Feldlinien auseinanderbrechen und sich in der Nähe des Ereignishorizonts wieder verbinden. Dies führt dazu, dass einfallende Materie in zwei Ströme geladener Teilchen (auch bekannt als Plasma) umgewandelt wird, von denen einer gegen den Spin des Schwarzen Lochs gedrückt wird und negative Massenenergie aufnimmt, wodurch er hinter den Ereignishorizont in die schwarzes Loch.

In der Zwischenzeit wird der andere Plasmastrom in die gleiche Richtung wie der Spin des Schwarzen Lochs getrieben, wodurch es zusätzliche Massenenergie aufnehmen und in die Ergosphäre entweichen kann. Innerhalb der Ergosphäre ist die Wiederverbindung der magnetischen Feldlinien so extrem, dass die Plasmateilchen auf Geschwindigkeiten beschleunigt werden, die sich der Lichtgeschwindigkeit nähern (auch relativistische Geschwindigkeiten genannt).

Dies bedeutet im Wesentlichen, dass ein Schwarzes Loch Energie verliert, indem es Teilchen mit negativer Masseenergie isst. Darüber hinaus ermöglicht die hohe Relativgeschwindigkeit zwischen eingefangenen und entweichenden Plasmaströmen den Prozess, bei dem massive Energiemengen aus einem Schwarzen Loch gewonnen werden können. Asenjo, Professor für Physik an der Universidad Adolfo Ibáñez und Mitautor der Studie, erklärte:

“Wir haben berechnet, dass der Prozess der Plasmaenergetisierung einen Wirkungsgrad von 150 Prozent erreichen kann, viel höher als bei jedem auf der Erde betriebenen Kraftwerk. Eine Effizienz von mehr als 100 Prozent ist möglich, weil Schwarze Löcher Energie abgeben, die kostenlos an das aus dem Schwarzen Loch entweichende Plasma abgegeben wird.”

Auch wenn es wie Science-Fiction klingen mag, ist es durchaus möglich, dass zukünftige Generationen auf Schwarze Löcher zurückgreifen werden, um ihren Energiebedarf zu decken. Darüber hinaus, argumentieren Comisso und Asenjo, findet der Prozess der Energiegewinnung möglicherweise bereits mit einer Reihe von Schwarzen Löchern im beobachtbaren Universum statt. Dies könnte der Grund für Flares von Schwarzen Löchern sein, die starke Strahlungsstöße sind, die von der Erde aus entdeckt werden können.

Das erste Bild eines Ereignishorizonts, der ein supermassives Schwarzes Loch (SMBH) umgibt, aufgenommen vom Event Horizon Telescope (EHT). Bildnachweis: EHT-Kollaboration

“In Tausenden oder Millionen von Jahren könnte die Menschheit in der Nähe eines Schwarzen Lochs überleben, ohne die Energie von Sternen zu nutzen,”, sagte Comisso. “Es ist im Wesentlichen ein technologisches Problem. Wenn wir uns die Physik ansehen, steht dem nichts im Wege.”

Tatsächlich ist es möglich, dass bereits ausreichend fortgeschrittene Spezies in unserem Universum Schwarze Löcher wegen ihrer grenzenlosen Energie ausbeuten. Ein solches Szenario wurde kürzlich in einem Artikel von Marion Cromb, einer Ph.D. Astrophysik-Student an der School of Physics and Astronomy der University of Glasgow. Es ist auch ein Bestandteil der Transzensionshypothese, einer vorgeschlagenen Auflösung des Fermi-Paradoxons, die ursprünglich 2002 von Roger Smart vorgeschlagen wurde.

Abgesehen davon, dass sie eine ultimative Energiequelle sind, schlug Smart auch vor, dass Schwarze Löcher es einer “transzendenten” (super-fortschrittlichen) Spezies ermöglichen würden, “ eine rechnerisch optimale Domäne mit immer dichteren, produktiveren, miniaturisierten und effizienteren Raumskalen zu schaffen , Zeit, Energie und Materie.” Es besteht sogar die Möglichkeit, alternative Physikmodelle zu untersuchen, Zeitreisen vorwärts zu machen und die “Samen” neuer Universen zu sehen!

Es gibt auch Theorien darüber, wie winzige Schwarze Löcher verwendet werden könnten, um interstellare Raumfahrzeuge anzutreiben (der Black Hole Drive) oder wie ein Ereignishorizont zu einem Antriebsmittel werden könnte (der Halo Drive). Letztere Idee funktioniert ähnlich wie ein Manöver zur Schwerkraftunterstützung, bei dem ein Raumfahrzeug den Ereignishorizont eines sich drehenden Schwarzen Lochs nutzt, um sich mit Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit auf entfernte Sterne zu schleudern.

Bildnachweis: NASA/Goddard Media Studios

Inzwischen sind Studien wie diese jedoch Teil eines wachsenden Bemühens, unser Wissen über Schwarze Löcher und die exotische Physik in ihrer Umgebung zu erweitern. Wie Asenjo andeutete, sind theoretische Studien zur Physik Schwarzer Löcher besonders wichtig in einer Zeit, in der globale Bemühungen wie das Event Horizon Telescope (EHT) die Aufnahme der ersten Bilder von Schwarzen Löchern ermöglichen:

“Unsere zunehmende Kenntnis darüber, wie die magnetische Wiederverbindung in der Nähe des Schwarzen Lochs auftritt, könnte für unsere Interpretation aktueller und zukünftiger Teleskop-Beobachtungen von Schwarzen Löchern, wie die des Event Horizon Telescope, entscheidend sein.”

Die kürzlich in der Fachzeitschrift erschienene Studie Physische Überprüfung D, wurde dank der Finanzierung der NASA, des chilenischen Nationalfonds für wissenschaftliche und technologische Entwicklung (FONDECYT) und der National Science Foundation (NSF) ermöglicht. Fenster im Universum Initiative – ein Syntheseprogramm, das darauf abzielt, theoretische Physik und beobachtende Astronomie unter einem Dach zu bringen, um einige der tiefgründigsten Fragen zu beantworten.


Wenn man sagt, dass sich ein Schwarzes Loch dreht, bezieht sich das auf die Akkretionsscheibe oder können wir tatsächlich Beobachtungen über das Verhalten von Materie unterhalb des Ereignishorizonts machen?

Beim "Spin" des Schwarzen Lochs geht es nicht um die Akkretionsscheibe, nein, noch um das Verhalten der Materie im Inneren. Es ist eine Eigenschaft des Schwarzen Lochs, aber denken Sie daran, dass die Materie im Inneren nicht herumsitzt und etwas tut – sie kann durch keine Kraft im Universum gegen den Gravitationskollaps gestützt werden (so spricht die Allgemeine Relativitätstheorie). Es gibt keinen Ball aus Materie im Inneren, der sich dreht.

Es ist vielleicht einfacher, es sich als den "Spin-Parameter" des Schwarzen Lochs vorzustellen, anstatt wie viel es sich dreht. (Dies ist ein Fall von einfacher Sprache, die Missverständnisse erzeugt.) Wenn sich das Schwarze Loch bildet, hat das Material, aus dem es besteht, einen Drehimpuls – es dreht sich um eine Achse. Der Drehimpuls bleibt erhalten und verschwindet nicht, wenn das Schwarze Loch entsteht. Das Schwarze Loch behält ihn in Form dieses Spinparameters und er hat einen Einfluss auf die Raumzeit um ihn herum draußen des Ereignishorizonts, die gemessen werden können, ebenso wie die Gravitationseffekte der Masse des Schwarzen Lochs. Ebenso die Ladung des Schwarzen Lochs, wenn es ein Schwarzes Loch mit einer Nettoladung gäbe. Diese drei Parameter (Masse, Spin, Ladung) vollständig Beschreiben Sie das Schwarze Loch nach dem No-Hair-Theorem, was ziemlich unglaublich ist - es gibt dieses Ding, das früher ein wirklich komplexes System aus allen Arten von Gasen war, bei dem Moleküle alle möglichen Wege gehen, jedes mit unterschiedlichen Eigenschaften, und jetzt es ist nur dieses komprimierte Ding, das sein kann vollständig mit nur 3 Zahlen beschrieben!

Die gleiche Idee von "Spinn", die nicht wirklich etwas physikalisches Spinnen bedeutet, gilt auch für Elektronen. Sie haben "Spin" und Drehimpuls, aber sie sind physikalisch keine kleinen Materiebälle, die sich drehen. Es ist eine Analogie zu etwas, das mit ähnlichen Eigenschaften vertraut ist.


Fragen Sie Ethan: Was sagt uns die Größe eines Schwarzen Lochs?

Diese Abbildung zeigt, wie Photonen durch seine Schwerkraft um ein Schwarzes Loch gebogen werden. Die grosse von . [+] Schatten eines Schwarzen Lochs unterscheidet sich von der Größe des Ereignishorizonts, die sich beide von der Größe der zentralen Singularität unterscheiden, die sich noch von der Bahn unterscheiden, die von Teilchen in einer stabilen Umlaufbahn um das Schwarze Loch verfolgt wird. "Größe" hat in diesem Zusammenhang viele Definitionen.

Wenn es um das Universum geht, charakterisieren wir Objekte häufig, indem wir ihre physikalischen Eigenschaften untersuchen und darüber berichten. Während es einige Quanteneffekte geben könnte, die für sehr kleine Objekte eine Rolle spielen – in Bezug auf ihre Energie, Position, Lebensdauer usw. – gibt es einige Eigenschaften, die unabhängig von Unsicherheiten gleich bleiben. Sowohl mikroskopisch als auch makroskopisch stabile Objekte werden durch messbare Eigenschaften wie Masse, Volumen, elektrische Ladung und Spin/Drehimpuls beschrieben. Aber für die Objekte mit der extremsten Dichte im Universum, schwarze Löcher, ist so etwas wie „Größe“ nicht unbedingt genau definiert. Denn wenn all die Masse und Energie unweigerlich zu einer Singularität zusammenbricht, was verstehen wir dann überhaupt unter Größe? Das ist es, was Antoine Merval wissen will und schreibt, um zu fragen,

„Wenn wir über die Größe eines Schwarzen Lochs sprechen, sprechen wir dann über den Radius des Ereignishorizonts oder die tatsächliche Größe der ‚unendlich‘ komprimierten Materie? Oder ist ein Schwarzes Loch eine tatsächliche Singularität, also ein Punkt?“

Es gibt tatsächlich mehr als eine Definition für die Größe eines Schwarzen Lochs, und alle haben ihre Verwendung. Schauen wir uns von außen nach innen an, was uns die Größe eines Schwarzen Lochs sagen kann.

Anstelle eines leeren, leeren, dreidimensionalen Rasters verursacht das Ablegen einer Masse das, was gewesen wäre. [+] 'gerade' Linien werden stattdessen um einen bestimmten Betrag gekrümmt. Außerhalb einer großen Masse bleibt die Krümmung des Raums über eine bestimmte Entfernung hinaus unverändert, selbst wenn Sie das Volumen der inneren Masse variieren.

Christopher Vitale von Networkologies und dem Pratt Institute

Das Erste, was Sie über ein Schwarzes Loch wissen müssen, ist Folgendes: Ein Schwarzes Loch unterscheidet sich in Bezug auf seine Gravitationswirkung, insbesondere in großen Entfernungen, von keiner anderen Masse. Wenn wir unsere Sonne irgendwie durch ein masse- und winkelgleiches Impulsobjekt ersetzen würden, das wäre:

  • ein anschwellender Unterriesenstern,
  • ein großer roter Riese, der die Größe der Umlaufbahn der Venus hatte,
  • ein degenerierter weißer Zwerg,
  • ein ultrakomprimierter Neutronenstern,
  • oder ein schwarzes Loch,

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die Gravitationseffekte, die wir hier auf der Erde spüren, wären absolut unverändert.

Wenn Sie kein professioneller Astrophysiker sind, könnte Sie dies überraschen! Schließlich wird uns beigebracht, dass Schwarze Löcher eine unwiderstehliche Anziehungskraft haben und jede Materie, die ihrer Umgebung zu nahe kommt, unwiderruflich in sie einsaugen. Aber die Wahrheit ist, dass Schwarze Löcher Materie nicht mehr „saugen“ als jede andere Masse. Tatsächlich ist der einzige große Unterschied zwischen einem Schwarzen Loch und jedem dieser anderen Objekte die Dichte: Ein Schwarzes Loch kann die gleiche Masse und den gleichen Drehimpuls wie jedes andere Objekt haben, aber seine geringe physikalische Größe bedeutet, dass Sie ihm näher kommen können, und dort entstehen diese exotischen Gravitationseffekte.

Eine Illustration der stark gekrümmten Raumzeit außerhalb des Ereignishorizonts eines Schwarzen Lochs. Wie Sie bekommen. [+] Immer näher am Ort der Masse wird der Raum stärker gekrümmt, was schließlich zu einem Ort führt, aus dem selbst Licht nicht entweichen kann: dem Ereignishorizont.

PIXABAY-BENUTZER JOHNSONMARTIN

Die meisten von uns kennen den Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs, der die Grenze zwischen dem Punkt darstellt, an dem ein Objekt theoretisch seiner Anziehungskraft entkommen kann und wo jedes Objekt unaufhaltsam in die zentrale Singularität gezogen wird, unabhängig davon, was es tut. Wenn Ihr Schwarzes Loch nur aus Masse besteht – keine Ladung, kein Drehimpuls und keine anderen inhärenten „exotischen“ Komponenten – wird die Größe des Ereignishorizonts durch den sogenannten Schwarzschild-Radius gegeben: den Radius, bei dem die Fluchtgeschwindigkeit gleich der Lichtgeschwindigkeit.

In Wirklichkeit haben die meisten (wenn nicht alle) Schwarzen Löcher, die physikalisch existieren, jedoch eine Art Drehimpuls: ein Beweis dafür, dass sie sich um eine Rotationsachse drehen. Wenn sich ein Schwarzes Loch dreht, hat es nicht mehr nur eine bedeutungsvolle Oberfläche, die eine Grenze zwischen dem, was entkommen kann und was nicht, ist, sondern es gibt eine Reihe wichtiger Grenzen, die sich ergeben, und viele von ihnen können behaupten, die Größe zu haben eines Schwarzen Lochs, je nachdem, was Sie versuchen. Gehen wir sie von außen nach innen durch.

Eine Animation der Umlaufbahn eines einzelnen Testteilchens knapp außerhalb der innersten stabilen Umlaufbahn für a. [+] Kerr (rotierendes) Schwarzes Loch. Beachten Sie, dass das Partikel je nach Ausrichtung eine unterschiedliche radiale Ausdehnung vom Zentrum des Schwarzen Lochs hat: ob Sie ausgerichtet oder senkrecht zur Spinachse des Schwarzen Lochs sind.

Simon Tyran, Wien Yukterez von Wikimedia Commons

1.) Kann ich eine stabile, kreisförmige Umlaufbahn machen? Dies ist der Traum von allem, das seine Zeit damit verbringen möchte, einen anderen Körper gravitativ zu umkreisen: dies zu tun, ohne ständig Energie oder Schub hinzufügen zu müssen, um in der Umlaufbahn zu bleiben. So wie ein Satellit, der die Erde zu nahe umkreist, durch die Reibungskraft unserer dünnen äußeren Atmosphäre zu unserem Planeten zurückgezogen wird, wird ein Objekt, das ein Schwarzes Loch in einer bestimmten Entfernung umkreist, spiralförmig in das Schwarze Loch hinein Ereignishorizont und in die zentrale Singularität hineingezogen werden. Diese Entfernung, in der Sie eine stabile Umlaufbahn haben können, wird als ISCO bezeichnet: für die innerste stabile Kreisbahn.

Dies ist deutlich weiter weg als der Ereignishorizont selbst: dreimal so weit entfernt wie der Schwarzschild-Radius für ein nicht rotierendes Schwarzes Loch. Wenn sich Ihr Schwarzes Loch dreht, müssen Sie weiter nach außen gehen: bis zu 4,5-mal so weit wie der Schwarzschild-Radius, wenn Sie sich für die maximal zulässige Rotationsrate relativ zum Spin des Schwarzen Lochs rückläufig (in die entgegengesetzte Richtung) bewegen. Auf der anderen Seite ist die prograde Bewegung jedoch einfacher, da Ihr Radius leicht abnehmen darf, wenn sich der Spin seinem Maximum nähert. Dennoch ist diese Grenze in Bezug auf die Größe viel größer als der Ereignishorizont des Schwarzen Lochs selbst, und obwohl Sie auf ein bestimmtes Raumvolumen beschränkt bleiben können, werden Sie nicht einfach einen Kreis bilden.

Das rekonstruierte Bild vom 11. April 2017 (links) und ein modelliertes EHT-Bild (rechts) reihen sich bemerkenswert aneinander. [+] gut. Dies ist ein hervorragendes Indiz dafür, dass die Modellbibliothek der Event Horizon Telescope (EHT)-Kollaboration tatsächlich die Physik der Materie rund um diese supermassiven, rotierenden, plasmareichen Schwarzen Löcher recht erfolgreich modellieren kann. Beachten Sie, dass der "Schatten" des Schwarzen Lochs größer ist als der Ereignishorizont.

Huib Jan van Langevelde (EHT Director) im Namen der EHT Collaboration

2.) Was sehe ich, wenn ich es anschaue? Dies ist aufgrund des beispiellosen Erfolgs des Event Horizon Telescope ein wenig paradox. Als wir die ersten Bilder eines Schwarzen Lochs direkt erstellt haben, haben wir den Ereignishorizont nicht ganz abgebildet. Stattdessen haben wir die Auswirkungen von Photonen in der Nähe des Schwarzen Lochs abgebildet, die durch die starke Krümmung des Raums gebogen werden. Diese Photonen fliegen dann in viele verschiedene Richtungen, wobei wir diejenigen beobachten, die sich geradlinig zu unseren Augen bewegen. Wir können diesen Photonenfluss sehen und genau bestimmen, wo sie sich befinden, und sehen, dass sie eine diffuse, ausgedehnte, ringförmige Form mit nur Dunkelheit im Inneren bilden.

Aber dieser Ring hat nicht die Größe des Ereignishorizonts, sondern aufgrund einiger der komplizierteren Effekte der Allgemeinen Relativitätstheorie ist er etwa 250% so groß: etwas kleiner als ISCO, aber deutlich größer als der Schwarzschild-Radius. Diese Photonen befinden sich nicht auf stabilen Bahnen, sondern auf hyperbolischen, wo sie der Anziehungskraft des Schwarzen Lochs entkommen. Was in unseren Augen ankommt, ist jedoch nicht repräsentativ für die physikalische Größe des Ereignishorizonts, sondern ein Durchmesser, der 2,5-mal so groß ist wie der tatsächliche Durchmesser eines Ereignishorizonts: Der „Schatten“ des Schwarzen Lochs ist größer als das Schwarze Loch selbst.

Die genaue Lösung für ein Schwarzes Loch mit Masse und Drehimpuls wurde von Roy Kerr in gefunden. [+] 1963 und enthüllte anstelle eines einzigen Ereignishorizonts mit punktförmiger Singularität einen inneren und äußeren Ereignishorizont sowie eine innere und äußere Ergosphäre sowie eine ringförmige Singularität mit beträchtlichem Radius. Ein externer Beobachter kann nichts über den äußeren Ereignishorizont hinaus sehen.

Matt Visser, arxiv:0706.0622

3.) Gibt es außerhalb des Ereignishorizonts noch etwas Interessantes? Ja! Es gibt eine Stelle außerhalb – der 1,5-fache Schwarzschild-Radius für ein nicht rotierendes Schwarzes Loch und eskaliert bis zum doppelten Schwarzschild-Radius für ein maximal rotierendes – bekannt als die Photonenkugel: wo ein Photon in der Umlaufbahn um das Schwarze Loch bleiben würde.Aber dies ist nicht auf unbestimmte Zeit, eine Photonenbahn ist instabil und wird in das Schwarze Loch fallen. Dies verstößt nicht gegen ISCO, denn das "S" steht für stabil, dies ist eine instabile Umlaufbahn.

Aber wenn sich Ihr Schwarzes Loch dreht, kommt noch etwas Interessantes hinzu: die sogenannte äußere Ergosphäre. Aufgrund der Rotation des Schwarzen Lochs wird auch der Raum außerhalb davon mitgezogen. Natürlich wird der Weltraum immer von einer rotierenden Masse mitgerissen, aber die Ergosphäre ist etwas Besonderes, da sie den Raum mit Geschwindigkeiten gleich der Lichtgeschwindigkeit mitzieht.

In der äußeren Ergosphäre werden Partikel, die in diese Region eindringen, zu einer schnelleren Umlaufbahn gezwungen, wodurch Energie gewonnen wird. Wenn sie genug Energie gewinnen, können sie dem Schwarzen Loch sogar vollständig entkommen, werden rausgeschmissen und das Schwarze Loch zahlt einen Preis: Energieverlust. Normalerweise kommt dies von der Spinenergie, nicht von der Massenenergie, und es ist eine der bekannten Methoden, um einem Schwarzen Loch Energie zu entziehen. Es ist als Penrose-Prozess bekannt und soll für einige der energiereichsten Teilchen im Universum verantwortlich sein.

Schatten (schwarz), Horizonte und Ergosphären (weiß) eines rotierenden Schwarzen Lochs. Die Menge von a, gezeigt . [+] im Bild variierend, hat mit dem Verhältnis des Drehimpulses des Schwarzen Lochs zu seiner Masse zu tun. Beachten Sie, dass der vom Ereignishorizontteleskop des Schwarzen Lochs gesehene Schatten viel größer ist als der Ereignishorizont oder die Ergosphäre des Schwarzen Lochs selbst.

Yukterez (Simon Tyran, Wien) / Wikimedia Commons

4.) Was ist mit dem Ereignishorizont? Wie bereits erwähnt, drehen sich realistische Schwarze Löcher nicht nicht, sie drehen sich mit einem erheblichen Drehimpuls. Diese Rotation hat einen faszinierenden mathematischen Effekt: Statt zu einem Ereignishorizont zu führen, erhält man zwei Lösungen, entsprechend einem „äußeren“ und „inneren“ Ereignishorizont. Obwohl Physiker darüber streiten, was diese beiden Lösungen bedeuten, scheint der allgemeine Konsens darin zu bestehen, dass der äußere Horizont definitiv physisch existiert, während der innere Horizont möglicherweise nicht existiert.

Der äußere Horizont funktioniert wie der Standardereignishorizont im nicht rotierenden Fall, aber die Rotation schiebt ihn weiter weg: deutlich weiter entlang des „Äquators“ des Schwarzen Lochs als an den „Polen“. Je schneller sich Ihr Schwarzes Loch dreht, desto größer ist die Verzerrung bis zu einer theoretischen Höchstgeschwindigkeit. Wie bereits erwähnt, werden Schwarze Löcher jedoch, die sich zu schnell drehen, diese Spinenergie aus dem Penrose-Prozess abgeben und sich in einen langsameren, langfristig stabileren Zustand drehen, wodurch die Größe des Ereignishorizonts weiter verringert wird.

Sowohl innerhalb als auch außerhalb des Ereignishorizonts eines Schwarzschild-Schwarzen Lochs fließt der Raum wie eine . [+] Fahrsteig oder Wasserfall, je nachdem, wie Sie es sich vorstellen möchten. Am Ereignishorizont wäre, selbst wenn Sie mit Lichtgeschwindigkeit liefen (oder schwammen), der Fluss der Raumzeit, der Sie in die Singularität im Zentrum zieht, nicht zu überwinden. Außerhalb des Ereignishorizonts können jedoch häufig andere Kräfte (wie der Elektromagnetismus) die Schwerkraft überwinden und sogar einfallende Materie entweichen lassen.

Andrew Hamilton / JILA / University of Colorado

5.) Aber was ist mit dem äußeren Ereignishorizont des Schwarzen Lochs? Nun, hier wird es interessant. Wenn sich unser Schwarzes Loch nicht drehen würde, würden Sie, sobald Sie den Ereignishorizont überquert haben, unaufhaltsam ohne andere Alternative in Richtung der zentralen Singularität fallen. Alles andere kann man jedoch nicht aus allen anderen Himmelsrichtungen sehen, vielmehr bilden die kausal verbundenen Teile des Inneren des Schwarzen Lochs eine besondere mathematische Form: eine herzförmige Kurve, die sogenannte Kardiode .

Die Singularität, die Sie schließlich erreichen würden, wäre punktförmig und hätte als Ergebnis eine unendliche Dichte (und ein verschwindend kleines Volumen). Obwohl wir nicht wissen, was an der Singularität passiert – wir brauchen eine Quantentheorie der Gravitation, um das sicher zu wissen –, ist es sehr klar, dass unsere bekannten physikalischen Gesetze zusammenbrechen und nur unsinnige Antworten liefern.

Wenn Sie jedoch Ihrem Schwarzen Loch erlauben, sich zu drehen, was bedeutet, dass es nicht nur eine eigene Masse, sondern auch einen Drehimpuls hat, ändert sich alles.

In der Nähe eines Schwarzen Lochs fließt der Weltraum je nach Art wie ein Fahrsteig oder ein Wasserfall. [+], wie Sie es visualisieren möchten. Am Ereignishorizont wäre, selbst wenn Sie mit Lichtgeschwindigkeit liefen (oder schwammen), der Fluss der Raumzeit, der Sie in die Singularität im Zentrum zieht, nicht zu überwinden. Außerhalb des Ereignishorizonts können jedoch häufig andere Kräfte (wie der Elektromagnetismus) die Schwerkraft überwinden und sogar einfallende Materie entweichen lassen.

Andrew Hamilton / JILA / University of Colorado

6.) Wie sieht die Singularität eines realistischen Schwarzen Lochs aus? Zunächst einmal, wenn Sie der Mischung Rotation hinzufügen, ist Ihre Singularität kein nulldimensionaler Punkt mehr, sondern wird in eine eindimensionale Struktur ausgebreitet: einen Ring. Wenn Sie in ein rotierendes Schwarzes Loch fallen, nähern Sie sich der Singularität, aber die rotierende Natur der Raumzeit verschmiert Sie in eine wirbelartige Form, es ist wie "Spaghettifizierung", aber mit einem Wirbel. Ihre Flugbahn wird jedes einzelne Quant in Ihrem Körper an einen anderen Punkt schleudern, der entlang dieses linearen Rings verteilt ist.

Aber es gibt eine lustige Einschränkung: Es gibt einige theoretische Hinweise darauf, dass die Begegnung mit dem äußeren Ereignishorizont der Geburt eines neuen Universums innerhalb dieses Schwarzen Lochs entspricht. Viele Relativisten streiten darüber, was eine Reihe von Eigenschaften, die wir abgeleitet haben, bedeuten.

  • Haben Sie am Ende einen Zustand ähnlich dem, den wir während der kosmischen Inflation erwarten?
  • Scheint es, dass die Grenze, auf die Sie stoßen, auf eine Grenze abgebildet werden kann, die zu einem weiteren heißen Urknall führt?
  • Ist es vergleichbar mit einem Wurmloch, bei dem Sie den Raum, den Sie besetzt haben, „verlassen“ und an anderer Stelle (und sonst wann) in einem neuen Raum wieder auftauchen?

Die Möglichkeiten sind faszinierend und deuten darauf hin, dass Sie diese Singularität möglicherweise nie erreichen, wenn sich Ihr Schwarzes Loch dreht.

Von außerhalb eines Schwarzen Lochs emittiert die gesamte einfallende Materie Licht und ist immer sichtbar, während . [+] Nichts hinter dem Ereignishorizont kann herauskommen. Aber wenn Sie derjenige wären, der in ein schwarzes Loch gefallen wäre, wäre das, was Sie sehen, interessant und nicht intuitiv, und wir wissen, wie es tatsächlich aussehen würde.

ANDREW HAMILTON, JILA, UNIVERSITÄT COLORADO

Und dennoch, so vorsichtig Physiker auch sind, wenn wir über all diese Themen und all die verschiedenen Möglichkeiten sprechen, die es gibt, „Größe“ für ein Schwarzes Loch zu definieren, neigen wir dazu, faul zu sein, wenn wir umgangssprachlich sprechen. Normalerweise bedeutet die Größe eines Schwarzen Lochs im Mund eines Physikers den Schwarzschild-Radius des Schwarzen Lochs, unabhängig vom Spin, und vernachlässigt alle anderen Effekte der räumlichen Krümmung, der scheinbaren Größe eines Schattens oder des Verhaltens von Teilchen . Nehmen Sie einfach die Masse des Schwarzen Lochs, berechnen Sie, bei welchem ​​Radius seine Fluchtgeschwindigkeit der Lichtgeschwindigkeit entspricht, und schon haben Sie Ihre Größe.

Natürlich gibt es viele andere physikalische Szenarien, die wir ständig in Betracht ziehen. Was passiert mit den Teilchen außerhalb eines Schwarzen Lochs? Wo können sie stabil umkreisen, wo werden sie entweder ausgestoßen oder verschluckt? Was sehen wir physisch, wenn wir ein Schwarzes Loch betrachten? Welche Auswirkungen hat das Ziehen des Weltraums auf die Materie außerhalb des Schwarzen Lochs, wenn sich ein Schwarzes Loch dreht? Und wenn Sie am Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs vorbeireisen, was würden Sie dann erleben oder begegnen? Alle diese Fragen haben unterschiedliche Antworten, mit unterschiedlichen Implikationen für die Frage der Größe. Wenn wir über diese Themen sprechen, ist es wichtig, dass wir immer die Definition von Größe verwenden, die für den von uns untersuchten Effekt sinnvoll ist. Alles andere führt nur zu Verwirrung.