Sind Schwarze Löcher real und was bewirken sie?
Antworten
Ja, sie sind echt.
Was machen Sie? Das hängt davon ab, was um sie herum ist. Im leeren Raum sitzt ein Schwarzes Loch einfach da und dreht sich und verzerrt die Raumzeit um es herum. Wenn Materie in der Nähe ist, wird sie von dem Ding angezogen, als wäre es ein wirklich großer Stern, und wenn sich die Materie nicht schnell genug bewegt, um eine stabile Umlaufbahn aufzubauen, wird sie angezogen.
Wenn so viel Materie vorhanden ist, dass sie physisch nicht in das Ganze eindringen kann, ohne sich grundsätzlich auszurichten, kann eine „Akkretionsscheibe“ entstehen, die einer Art Whirlpool ähnelt. Dies führt im Allgemeinen dazu, dass Materie- und Energiestrahlen aus den Magnetpolen des Schwarzen Lochs ausgestoßen werden. Dies ist in der frühen Lebensphase supermassiver Schwarzer Löcher in den Zentren der meisten, wenn nicht aller Galaxien üblich.
Diese Jets wurden bei ihrer ersten Entdeckung „Quasare“ genannt. Sie sahen aus wie Sterne, waren aber sehr, sehr weit entfernt.
Schwarze Löcher entstehen, wenn supermassereiche Sterne sterben. Um zu verstehen, wie ein Schwarzes Loch entsteht, müssen wir zunächst verstehen, wie ein Stern entsteht, sich verwandelt und schließlich ausstirbt, was zur Bildung eines Schwarzen Lochs führt.
Wir wissen, dass Wasserstoff das am häufigsten vorkommende Element im Universum ist und daher große Wasserstoff- und Staubwolken zufällig über Galaxien verstreut sind. Alles beginnt, wenn riesige Wolken aus Wasserstoff, anderen Gasen und Staubpartikeln zusammenkommen.
Stellarer Nebel:
Wenn diese Ansammlung von Gas und Staub, die als Sternnebel bezeichnet wird, so groß ist, dass sie aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert, beginnt sie in sich zusammenzufallen und wird zum Zentrum hin immer dichter und heißer. Dieses Zentrum ist die Energiequelle und so entsteht ein neuer Stern.
Protostern
Diese neu entstandenen Sterne werden Protosterne genannt. Der Kern des Sterns sinkt weiter nach innen und das heiße Zentrum beginnt zu leuchten und der Stern beginnt zu leuchten. Wenn Atome unter der Anziehungskraft immer näher kommen, kommen sie sich so nahe, dass die Wasserstoffatome miteinander zu Helium verschmelzen, ein Prozess, der große Energiemengen freisetzt.
An diesem Punkt wird der durch diese Fusionsreaktionen erzeugten Energie die nach innen gerichtete Anziehungskraft des Zentrums entgegenwirken. Hier entscheidet die Größe des Sterns über sein Schicksal. Die kleinste Masse, die erforderlich ist, um diesen Zustand als Stern aufrechtzuerhalten, wird als Sonnenmasse bezeichnet, was der Masse unserer eigenen Sonne entspricht. Je größer die Masse, desto mehr Treibstoff hat ein Stern in seinem Kern und desto höher ist die durch Fusionen erzeugte Energiemenge.
Langsam geht der Brennstoff im Kern, nämlich Wasserstoff, zur Neige. Wenn der Kern immer kleiner wird, wird er heißer und mehr Energie wird erzeugt. Diese Energie wird stärker als die nach innen gerichtete Schwerkraft und beginnt schließlich, die äußeren Grenzen des Anfangs nach außen zu verschieben.
Roter Riese
Durch die schnelle Ausdehnung kühlt die Außenhülle ab und es entsteht ein roter Schleier. In diesem Stadium wird der Stern Roter Riese genannt. Wenn alle Wasserstoffatome zu Helium verschmelzen, geht dem Kern der Brennstoff aus und die Energie aus Fusionsreaktionen wird immer geringer. In diesem Stadium übernimmt die Schwerkraft und beginnt, den Kern mit noch größerer Kraft zu zerdrücken. Dieser enorme Druck führt dazu, dass die Heliumatome miteinander zu verschmelzen beginnen und schwerere Elemente wie Kohlenstoff, Eisen und Silizium bilden und eine noch höhere Energiemenge freisetzen als die Energie, die bei Wasserstofffusionen freigesetzt wird.
Supernova
Wenn dem Stern wieder der Treibstoff ausgeht, verbleibt ein relativ stabiler Kern aus diesen schwereren Elementen. Aufgrund der immer geringeren Energie, die den Kern nach außen drückt, gewinnt die Schwerkraft den Kampf und zerquetscht den Kern augenblicklich, was dazu führt, dass die äußeren Schichten vom Kern abprallen und es zu einer superintensiven Explosion namens Supernova kommt. Die Explosion ist so intensiv, dass sie die Eingeweide des Sterns über weite Entfernungen ausspuckt und dabei die meisten der dabei gebildeten Elemente wegschleudert. Die superheiße Explosion bildet die meisten Elemente, die wir im Universum finden, wie Kobalt, Nickel, Kupfer. Das sich schnell ausbreitende superheiße Material wird einen Planetarischen Nebel bilden und kann von der Erde aus beobachtet werden. Einige Beispiele hierfür sind der Katzenaugennebel und der Krebsnebel.
Weißer Zwerg
Nach der Supernova-Explosion verbleiben im Kern des Sterns relativ stabile schwerere Elemente, mit anderen Worten, es handelt sich um einen großen metallischen Festkörper, den sogenannten Weißen Zwerg . Zu diesem Zeitpunkt haben die meisten Sterne nicht genug Masse, um ihre Schwerkraft weiter nach innen zu drängen, sodass sie einige Millionen Jahre lang erlöschen und einen friedlichen Tod sterben. Dies ist bei supermassiven Starts nicht der Fall. Wenn die Masse des verbleibenden Kerns mehr als das 1,4-fache der Sonnenmasse beträgt (bekannt als Chandrashekar-Grenze), wird der Kern erneut einer starken Gravitationszerstörung ausgesetzt.
Neutronenstern
Wenn der Stern zwischen dem 1,4- und dem Dreifachen der Sonnenmasse liegt, führt die nach innen gerichtete Schwerkraft dazu, dass alle Elektronen mit Protonen verschmelzen und Neutronen bilden. . Die Elektronen- und Protonenfusionen setzen eine so große Energiemenge frei, dass es zu einer weiteren Supernova-Explosion kommt und schließlich nur noch ein Kern übrig bleibt, der vollständig aus Neutronen besteht.
Singularität
Zu diesem Zeitpunkt ist der ursprüngliche supermassereiche Stern mit einem Durchmesser von Tausenden von Lichtjahren zu einer superdichten Neutronenkugel von nur wenigen tausend Kilometern Größe reduziert. Wenn der Weiße Zwerg vor der Explosion eine Masse von mehr als 3 Sonnenmassen hat (was bedeutet, dass der ursprüngliche Stern eine Masse von 10 bis 80 Sonnenmassen hatte), ist die Schwerkraft immer noch so stark, dass sie die Abstoßung zwischen den dicht gepackten Neutronen überwindet ( Neutronenentartungsdruck ) und zerquetscht den Kern in einen einzigen Punkt unendlicher Dichte, wodurch ein Schwarzes Loch entsteht!
Schwarze Löcher, wie wir sie kennen, sind nicht so häufig, da das Endergebnis in jedem der oben genannten Stadien je nach Masse des ursprünglichen Sterns unterschiedlich ausfallen kann.
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Bild mit freundlicher Genehmigung: Verschiedene Quellen, darunter ESO – The European Southern Observatory , Physics Stack Exchange, Addison Wesley, Nasa und Wired.