Dies ist ein guter Artikel. Klicken Sie hier für weitere Informationen.
Seite halb geschützt
Aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
  (Von Schwarzen Löchern umgeleitet )
Zur Navigation springen Zur Suche springen

Ein Schwarzes Loch ist eine Region der Raumzeit, in der die Schwerkraft so stark ist, dass nichts - keine Partikel oder sogar elektromagnetische Strahlung wie Licht - aus ihr austreten kann. [1] Die Theorie der allgemeinen Relativitätstheorie sagt voraus, dass eine ausreichend kompakte Masse die Raumzeit verformen kann, um ein Schwarzes Loch zu bilden. [2] [3] Die Grenze ohne Flucht wird als Ereignishorizont bezeichnet . Obwohl es einen enormen Einfluss auf das Schicksal und die Umstände eines Objekts hat, das es überquert, weist es gemäß der allgemeinen Relativitätstheorie keine lokal nachweisbaren Merkmale auf. [4]In vielerlei Hinsicht wirkt ein Schwarzes Loch wie ein idealer schwarzer Körper , da es kein Licht reflektiert. [5] [6] Darüber hinaus sagt die Quantenfeldtheorie in gekrümmter Raumzeit voraus, dass Ereignishorizonte Hawking-Strahlung mit demselben Spektrum wie ein schwarzer Körper mit einer Temperatur emittieren , die umgekehrt proportional zu seiner Masse ist. Diese Temperatur liegt in der Größenordnung von Milliardstel Kelvin für Schwarze Löcher mit Sternmasse , was eine direkte Beobachtung im Wesentlichen unmöglich macht.

Objekte, deren Gravitationsfelder zu stark sind, als dass Licht entweichen könnte, wurden erstmals im 18. Jahrhundert von John Michell und Pierre-Simon Laplace in Betracht gezogen . [7] Die erste moderne Lösung der allgemeinen Relativitätstheorie, die ein Schwarzes Loch charakterisieren würde, wurde 1916 von Karl Schwarzschild gefunden , und ihre Interpretation als Raumregion, aus der nichts entkommen kann, wurde 1958 erstmals von David Finkelstein veröffentlicht. Schwarze Löcher waren lang als mathematische Neugier betrachtet; Erst in den 1960er Jahren zeigten theoretische Arbeiten, dass es sich um eine allgemeine Vorhersage der allgemeinen Relativitätstheorie handelt. Die Entdeckung von Neutronensternen durch Jocelyn Bell Burnell1967 weckte das Interesse an gravitativ kollabierten kompakten Objekten als mögliche astrophysikalische Realität. Das erste als solches bekannte Schwarze Loch war Cygnus X-1 , das 1971 von mehreren Forschern unabhängig voneinander identifiziert wurde. [8] [9]

Schwarze Löcher mit Sternmasse bilden sich, wenn sehr massive Sterne am Ende ihres Lebenszyklus zusammenbrechen. Nachdem sich ein Schwarzes Loch gebildet hat, kann es weiter wachsen, indem es Masse aus seiner Umgebung absorbiert. Durch Absorption anderer Sterne und Verschmelzung mit anderen Schwarzen Löchern können sich supermassereiche Schwarze Löcher mit Millionen von Sonnenmassen ( M ) bilden. Es besteht Konsens darüber, dass in den Zentren der meisten Galaxien supermassereiche Schwarze Löcher existieren .

Das Vorhandensein eines Schwarzen Lochs kann durch seine Wechselwirkung mit anderer Materie und mit elektromagnetischer Strahlung wie sichtbarem Licht abgeleitet werden. Materie, die auf ein Schwarzes Loch fällt, kann eine externe Akkretionsscheibe bilden, die durch Reibung erwärmt wird und Quasare bildet , einige der hellsten Objekte im Universum. Sterne, die zu nahe an einem supermassiven Schwarzen Loch vorbeiziehen, können in Luftschlangen zerkleinert werden, die sehr hell leuchten, bevor sie "verschluckt" werden. [10] Wenn andere Sterne ein Schwarzes Loch umkreisen, können ihre Umlaufbahnen verwendet werden, um die Masse und den Ort des Schwarzen Lochs zu bestimmen. Solche Beobachtungen können verwendet werden, um mögliche Alternativen wie Neutronensterne auszuschließen. Auf diese Weise haben Astronomen zahlreiche herausragende Kandidaten für Schwarze Löcher in identifiziertbinäre Systeme und stellten fest, dass die als Schütze A * bekannte Radioquelle im Kern der Milchstraße ein supermassereiches Schwarzes Loch mit etwa 4,3 Millionen Sonnenmassen enthält.

Am 11. Februar 2016 kündigten die LIGO Scientific Collaboration und die Virgo Collaboration die erste direkte Detektion von Gravitationswellen an , die auch die erste Beobachtung einer Fusion von Schwarzen Löchern darstellte. [11] Bis Dezember 2018 wurden elf Gravitationswellenereignisse beobachtet, die von zehn verschmelzenden Schwarzen Löchern (zusammen mit einer Fusion von binären Neutronensternen ) herrührten . [12] [13] Am 10. April 2019 wurde das erste direkte Bild eines Schwarzen Lochs und seiner Umgebung veröffentlicht, nachdem das Event Horizon Telescope (EHT) 2017 Beobachtungen zum supermassiven Schwarzen Loch in gemacht hatteDas galaktische Zentrum von Messier 87 . [14] [15] [16] Im März 2021 präsentierte die EHT-Kollaboration zum ersten Mal ein polarisiertes Bild des Schwarzen Lochs, das dazu beitragen kann, die Kräfte, die zu Quasaren führen, besser aufzudecken . [17]

Das supermassereiche Schwarze Loch im Kern der übergroßen elliptischen Galaxie Messier 87 mit einer Masse, die etwa 7 Milliarden Mal so groß ist wie die der Sonne [18], wie im ersten Falschfarbenbild in Radiowellen dargestellt, das vom Event Horizon Telescope (10. April) veröffentlicht wurde 2019). [19] [14] [20] [21] Sichtbar sind der sichelförmige Emissionsring und der zentrale Schatten [22], bei denen es sich um gravitationsvergrößerte Ansichten des Photonenrings des Schwarzen Lochs und der Photoneneinfangzone seines Ereignishorizonts handelt . Die Halbmondform ergibt sich aus der Rotation des Schwarzen Lochs undrelativistisches Strahlen ; Der Schatten ist ungefähr 2,6-mal so groß wie der Durchmesser des Ereignishorizonts. [14]
Simulation der Gravitationslinse durch ein Schwarzes Loch, das das Bild einer Galaxie im Hintergrund verzerrt
Die Gaswolke wird durch ein Schwarzes Loch in der Mitte der Milchstraße auseinandergerissen (Beobachtungen aus den Jahren 2006, 2010 und 2013 sind jeweils in Blau, Grün und Rot dargestellt). [23]

Ab 2021 ist der nächste bekannte Körper, von dem angenommen wird, dass er ein Schwarzes Loch ist, etwa 1500 Lichtjahre entfernt (siehe Liste der nächsten Schwarzen Löcher ). Obwohl bisher nur ein paar Dutzend Schwarze Löcher in der Milchstraße gefunden wurden , wird angenommen, dass es Hunderte von Millionen gibt, von denen die meisten einzeln sind und keine Strahlungsemission verursachen [24] und daher nur durch Gravitationslinsen nachweisbar wären .

Geschichte

Simulierte Ansicht eines Schwarzen Lochs vor der großen Magellanschen Wolke . Beachten Sie den Gravitationslinseneffekt , der zwei vergrößerte, aber stark verzerrte Ansichten der Wolke erzeugt. Oben erscheint die Milchstraßenscheibe in einem Bogen verzerrt.

Die Idee eines Körpers, der so massiv ist, dass selbst Licht nicht entweichen kann, wurde vom astronomischen Pionier und englischen Geistlichen John Michell in einem im November 1784 veröffentlichten Brief kurz vorgeschlagen . Michells vereinfachende Berechnungen gingen davon aus, dass ein solcher Körper die gleiche Dichte wie die Sonne haben könnte, und kamen zu dem Schluss dass sich ein solcher Körper bilden würde, wenn der Durchmesser eines Sterns den der Sonne um den Faktor 500 überschreitet und die Oberflächenaustrittsgeschwindigkeit die übliche Lichtgeschwindigkeit überschreitet. Michell bemerkte richtig, dass solche supermassiven, aber nicht strahlenden Körper durch ihre Gravitationseffekte auf nahegelegene sichtbare Körper nachweisbar sein könnten. [7] [25] [26]Die damaligen Gelehrten waren zunächst begeistert von dem Vorschlag, dass sich riesige, aber unsichtbare Sterne in der Luft verstecken könnten, aber die Begeisterung wurde gedämpft, als die wellenförmige Natur des Lichts im frühen neunzehnten Jahrhundert sichtbar wurde. [27]

Wenn Licht eher eine Welle als ein " Korpuskel " wäre, ist unklar, welchen Einfluss die Schwerkraft auf das Entweichen von Lichtwellen haben würde. [7] [26] Die moderne Physik diskreditiert Michells Vorstellung von einem Lichtstrahl, der direkt von der Oberfläche eines supermassiven Sterns schießt, durch die Schwerkraft des Sterns verlangsamt wird, anhält und dann frei auf die Oberfläche des Sterns zurückfällt. [28]

Generelle Relativität

1915 entwickelte Albert Einstein seine allgemeine Relativitätstheorie , nachdem er zuvor gezeigt hatte, dass die Schwerkraft die Bewegung des Lichts beeinflusst. Nur wenige Monate später fand Karl Schwarzschild eine Lösung für die Einstein-Feldgleichungen , die das Gravitationsfeld einer Punktmasse und einer Kugelmasse beschreibt. [29] Einige Monate nach Schwarzschild gab Johannes Droste, ein Schüler von Hendrik Lorentz , unabhängig die gleiche Lösung für die Punktmasse an und schrieb ausführlicher über ihre Eigenschaften. [30] [31] Diese Lösung hatte ein eigenartiges Verhalten bei dem, was jetzt als bezeichnet wirdSchwarzschild-Radius , wo er singulär wurde , was bedeutet, dass einige der Begriffe in den Einstein-Gleichungen unendlich wurden. Die Natur dieser Oberfläche war zu dieser Zeit nicht ganz verstanden. 1924 zeigte Arthur Eddington , dass die Singularität nach einer Änderung der Koordinaten verschwand (siehe Eddington-Finkelstein-Koordinaten ), obwohl Georges Lemaître bis 1933 erkannte, dass die Singularität am Schwarzschild-Radius eine nicht-physikalische Koordinaten-Singularität war . [32]Arthur Eddington kommentierte jedoch in einem Buch von 1926 die Möglichkeit eines Sterns mit einer auf den Schwarzschild-Radius komprimierten Masse und stellte fest, dass Einsteins Theorie es uns erlaubt, zu große Dichten für sichtbare Sterne wie Betelgeuse auszuschließen, weil "ein Stern mit einem Radius von 250 Millionen km dies könnte Möglicherweise hat die Gravitationskraft eine so hohe Dichte wie die Sonne. Erstens wäre die Gravitationskraft so groß, dass das Licht nicht entweichen könnte und die Strahlen wie ein Stein zur Erde auf den Stern zurückfallen. Zweitens die Rotverschiebung der Spektrallinien wäre so groß, dass das Spektrum aus der Existenz verschoben würde. Drittens würde die Masse eine so starke Krümmung der Raumzeitmetrik erzeugen, dass sich der Raum um den Stern schließt und uns draußen lässt (dh nirgendwo). " [33] [34]

1931 berechnete Subrahmanyan Chandrasekhar unter Verwendung einer speziellen Relativitätstheorie, dass ein nicht rotierender Körper elektronendegenerierter Materie oberhalb einer bestimmten Grenzmasse (jetzt Chandrasekhar-Grenze bei 1,4  M ☉ genannt ) keine stabilen Lösungen hat. [35] Seine Argumente wurden von vielen seiner Zeitgenossen wie Eddington und Lev Landau abgelehnt , die argumentierten, dass ein noch unbekannter Mechanismus den Zusammenbruch stoppen würde. [36] Sie waren teilweise richtig: Ein weißer Zwerg, der etwas massiver als die Chandrasekhar-Grenze ist, wird zu einem Neutronenstern zusammenbrechen , [37] der selbst stabil ist. Aber im Jahr 1939,Robert Oppenheimer und andere sagten voraus, dass Neutronensterne oberhalb einer anderen Grenze (der Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze ) aus den von Chandrasekhar dargelegten Gründen weiter zusammenbrechen würden, und kamen zu dem Schluss, dass kein physikalisches Gesetz eingreifen und zumindest einige Sterne daran hindern könnte, zusammenzubrechen Schwarze Löcher. [38] Ihre ursprünglichen Berechnungen, basierend auf dem Pauli-Ausschlussprinzip , ergaben 0,7  M ; Die anschließende Berücksichtigung einer starken kraftvermittelten Neutronen-Neutronen-Abstoßung erhöhte die Schätzung auf ungefähr 1,5  M bis 3,0  M . [39] Beobachtungen der Neutronensternfusion GW170817, Die ein schwarzes Loch erzeugt haben wird gedacht , um kurz danach, haben die TOV Grenze Schätzung auf ~ 2,17 verfeinert  M . [40] [41] [42] [43] [44]

Oppenheimer und seine Co-Autoren interpretierten die Singularität an der Grenze des Schwarzschild-Radius als Hinweis darauf, dass dies die Grenze einer Blase war, in der die Zeit stehen blieb. Dies ist eine gültige Sichtweise für externe Beobachter, jedoch nicht für unfehlbare Beobachter. Aufgrund dieser Eigenschaft wurden die kollabierten Sterne als "gefrorene Sterne" bezeichnet, da ein externer Beobachter die Oberfläche des Sterns in dem Moment sehen würde, in dem sein Kollaps ihn in den Schwarzschild-Radius bringt. [45]

goldenes Zeitalter

1958 identifizierte David Finkelstein die Schwarzschild-Oberfläche als Ereignishorizont , "eine perfekte unidirektionale Membran: Kausale Einflüsse können sie nur in eine Richtung kreuzen". [46] Dies widersprach nicht streng den Ergebnissen von Oppenheimer, sondern erweiterte sie um den Standpunkt unfehlbarer Beobachter. Finkelsteins Lösung erweiterte die Schwarzschild-Lösung für die Zukunft von Beobachtern, die in ein Schwarzes Loch fallen. Eine vollständige Erweiterung wurde bereits von Martin Kruskal gefunden , der aufgefordert wurde, sie zu veröffentlichen. [47]

Diese Ergebnisse kamen zu Beginn des goldenen Zeitalters der Allgemeinen Relativitätstheorie , das durch allgemeine Relativitätstheorie und Schwarze Löcher gekennzeichnet war, die zu Hauptthemen der Forschung wurden. Dieser Prozess wurde durch die Entdeckung von Pulsaren durch Jocelyn Bell Burnell im Jahr 1967 unterstützt [48] [49] , von denen 1969 gezeigt wurde, dass sie schnell rotierende Neutronensterne sind. [50] Bis zu dieser Zeit wurden Neutronensterne wie Schwarze Löcher nur als theoretische Kuriositäten angesehen. Die Entdeckung von Pulsaren zeigte jedoch ihre physikalische Relevanz und weckte ein weiteres Interesse an allen Arten kompakter Objekte, die durch Gravitationskollaps entstehen könnten. [ Zitat benötigt ]

In dieser Zeit wurden allgemeinere Lösungen für Schwarze Löcher gefunden. Im Jahr 1963, Roy Kerr fand die exakte Lösung für ein rotierenden Schwarzen Loch . Zwei Jahre später fand Ezra Newman die achsensymmetrische Lösung für ein rotierendes und elektrisch geladenes Schwarzes Loch . [51] Durch die Arbeit von Werner Israel , [52] Brandon Carter , [53] [54] und David Robinson [55] entstand das No-Hair-Theorem , das besagt, dass eine stationäre Schwarzlochlösung vollständig durch die drei Parameter von beschrieben wird die Kerr-Newman-Metrik: Masse , Drehimpuls und elektrische Ladung. [56]

Zunächst wurde vermutet, dass die seltsamen Merkmale der Schwarzlochlösungen pathologische Artefakte aus den auferlegten Symmetriebedingungen waren und dass die Singularitäten in generischen Situationen nicht auftreten würden. Diese Ansicht wurde insbesondere von Vladimir Belinsky , Isaak Khalatnikov und Evgeny Lifshitz vertreten , die zu beweisen versuchten, dass in generischen Lösungen keine Singularitäten auftreten. In den späten 1960er Jahren verwendeten Roger Penrose [57] und Stephen Hawking globale Techniken, um zu beweisen, dass Singularitäten generisch auftreten. [58] Für diese Arbeit erhielt Penrose die Hälfte des Nobelpreises für Physik 2020 , nachdem Hawking 2018 verstorben war. [59]Basierend auf Beobachtungen in Greenwich und Toronto in den frühen 1970er Jahren wurde Cygnus X-1 , eine 1964 entdeckte galaktische Röntgenquelle , das erste astronomische Objekt, von dem allgemein angenommen wurde, dass es ein Schwarzes Loch ist. [60] [61]

Arbeiten von James Bardeen , Jacob Bekenstein , Carter und Hawking in den frühen 1970er Jahren führten zur Formulierung der Thermodynamik von Schwarzen Löchern . [62] Diese Gesetze beschreiben das Verhalten eines Schwarzen Lochs in enger Analogie zu den Gesetzen der Thermodynamik, indem sie Masse mit Energie, Fläche mit Entropie und Oberflächengravitation mit Temperatur in Beziehung setzen . Die Analogie wurde abgeschlossen, als Hawking 1974 zeigte, dass die Quantenfeldtheorie impliziert, dass Schwarze Löcher wie ein schwarzer Körper mit einer Temperatur strahlen sollten, die proportional zur Oberflächengravitation des Schwarzen Lochs ist, und den jetzt als bekannt bekannten Effekt vorhersagtHawking Strahlung . [63]

Etymologie

John Michell verwendete den Begriff "dunkler Stern" [64] und im frühen 20. Jahrhundert verwendeten Physiker den Begriff "gravitativ kollabiertes Objekt". Die Wissenschaftsjournalistin Marcia Bartusiak führt den Begriff "Schwarzes Loch" auf den Physiker Robert H. Dicke zurück , der das Phänomen Berichten zufolge in den frühen 1960er Jahren mit dem Schwarzen Loch von Kalkutta verglich, das als Gefängnis bekannt ist, in das Menschen eintraten, aber nie lebend abreisten. [65]

Der Begriff "Schwarzes Loch" wurde 1963 von den Magazinen Life and Science News [65] und von der Wissenschaftsjournalistin Ann Ewing in ihrem Artikel " Schwarze Löcher im Weltraum" vom 18. Januar 1964, über den berichtet wurde, in gedruckter Form verwendet ein Treffen der American Association for the Advancement of Science in Cleveland, Ohio. [66] [67]

Berichten zufolge schlug ein Student im Dezember 1967 bei einem Vortrag von John Wheeler den Ausdruck "Schwarzes Loch" vor . [66] Wheeler übernahm den Begriff für seine Kürze und seinen "Werbewert", und er setzte sich schnell durch, [68] was einige dazu veranlasste, Wheeler die Prägung des Ausdrucks zuzuschreiben. [69]

Eigenschaften und Struktur

Einfache Darstellung eines nicht drehenden Schwarzen Lochs

Das No-Hair-Theorem postuliert, dass ein Schwarzes Loch, sobald es nach der Bildung einen stabilen Zustand erreicht hat, nur drei unabhängige physikalische Eigenschaften hat: Masse, elektrische Ladung und Drehimpuls; Das Schwarze Loch ist ansonsten ohne Merkmale. Wenn die Vermutung wahr ist, sind zwei beliebige Schwarze Löcher, die dieselben Werte für diese Eigenschaften oder Parameter haben, nicht voneinander zu unterscheiden. Inwieweit die Vermutung für echte Schwarze Löcher nach den Gesetzen der modernen Physik zutrifft, ist derzeit ein ungelöstes Problem. [56]

Diese Eigenschaften sind besonders, weil sie von außerhalb eines Schwarzen Lochs sichtbar sind. Zum Beispiel stößt ein geladenes Schwarzes Loch andere wie Ladungen ab, genau wie jedes andere geladene Objekt. In ähnlicher Weise kann die Gesamtmasse innerhalb einer Kugel, die ein Schwarzes Loch enthält, unter Verwendung des Gravitationsanalogons des Gaußschen Gesetzes (durch die ADM-Masse ) weit entfernt vom Schwarzen Loch ermittelt werden. [70] Ebenso kann der Drehimpuls (oder Spin) aus der Ferne gemessen werden, indem ein Rahmen durch das gravitomagnetische Feld gezogen wird , beispielsweise durch den Lense-Thirring-Effekt . [71]

Wenn ein Objekt in ein Schwarzes Loch fällt, werden alle Informationen über die Form des Objekts oder die Ladungsverteilung gleichmäßig entlang des Horizonts des Schwarzen Lochs verteilt und gehen an externe Beobachter verloren. Das Verhalten des Horizonts in dieser Situation ist ein dissipatives System , das dem einer leitfähigen dehnbaren Membran mit Reibung und elektrischem Widerstand - dem Membranparadigma - sehr ähnlich ist . [72] Dies unterscheidet sich von anderen Feldtheorien wie dem Elektromagnetismus, die auf mikroskopischer Ebene keine Reibung oder keinen spezifischen Widerstand aufweisen, da sie zeitumkehrbar sind. Da ein Schwarzes Loch schließlich mit nur drei Parametern einen stabilen Zustand erreicht, kann es nicht vermieden werden, Informationen über die Anfangsbedingungen zu verlieren: Die Gravitations- und elektrischen Felder eines Schwarzen Lochs geben nur sehr wenige Informationen darüber, was eingegangen ist. Die Informationen, die verloren gehen jede Menge enthält , die von dem schwarzen Loch Horizont, einschließlich nicht weit entfernt gemessen werden etwa konservierte Quantenzahlen wie die Gesamt Baryonenzahl und Leptonenzahl . Dieses Verhalten ist so rätselhaft, dass es als Paradoxon des Informationsverlusts des Schwarzen Lochs bezeichnet wurde . [73] [74]

Gravitationszeitdilatation um ein Schwarzes Loch

Physikalische Eigenschaften

Die einfachsten statischen Schwarzen Löcher haben Masse, aber weder elektrische Ladung noch Drehimpuls. Diese Schwarzen Löcher werden oft als Schwarzschild-Schwarze Löcher bezeichnet, nachdem Karl Schwarzschild diese Lösung 1916 entdeckt hat . [29] Nach dem Satz von Birkhoff ist es die einzige Vakuumlösung , die sphärisch symmetrisch ist . [75]Dies bedeutet, dass in einem Abstand zwischen dem Gravitationsfeld eines solchen Schwarzen Lochs und dem eines anderen kugelförmigen Objekts derselben Masse kein Unterschied zu beobachten ist. Die populäre Vorstellung, dass ein Schwarzes Loch in seiner Umgebung "alles ansaugt", ist daher nur in der Nähe des Horizonts eines Schwarzen Lochs richtig. In weiter Ferne ist das äußere Gravitationsfeld identisch mit dem eines anderen Körpers derselben Masse. [76]

Es gibt auch Lösungen, die allgemeinere Schwarze Löcher beschreiben. Nicht rotierende geladene Schwarze Löcher werden durch die Reissner-Nordström-Metrik beschrieben , während die Kerr-Metrik ein nicht geladenes rotierendes Schwarzes Loch beschreibt. Die allgemeinste bekannte stationäre Lösung für Schwarze Löcher ist die Kerr-Newman-Metrik, die ein Schwarzes Loch mit Ladung und Drehimpuls beschreibt. [77]

Während die Masse eines Schwarzen Lochs einen beliebigen positiven Wert annehmen kann, werden Ladung und Drehimpuls durch die Masse begrenzt. In Planck-Einheiten wird erwartet, dass die gesamte elektrische Ladung  Q und der gesamte Drehimpuls  J erfüllt sind

für ein schwarzes Loch der Masse M . Schwarze Löcher mit der minimal möglichen Masse, die diese Ungleichung erfüllt, werden als extrem bezeichnet . Es gibt Lösungen für Einsteins Gleichungen, die diese Ungleichung verletzen, aber sie besitzen keinen Ereignishorizont. Diese Lösungen haben sogenannte nackte Singularitäten , die von außen beobachtet werden können und daher als unphysisch gelten . Die kosmische Zensurhypothese schließt die Bildung solcher Singularitäten aus, wenn sie durch den Gravitationskollaps realistischer Materie entstehen . [2] Dies wird durch numerische Simulationen unterstützt. [78]

Aufgrund der relativ großen Stärke der elektromagnetischen Kraft wird erwartet, dass Schwarze Löcher, die sich aus dem Zusammenbruch von Sternen bilden, die nahezu neutrale Ladung des Sterns behalten. Es wird jedoch erwartet, dass die Rotation ein universelles Merkmal kompakter astrophysikalischer Objekte ist. Die binäre Röntgenquelle GRS 1915 + 105 [79] des Schwarzlochkandidaten scheint einen Drehimpuls nahe dem maximal zulässigen Wert zu haben. Diese ungeladene Grenze ist [80]

Ermöglichen der Definition eines dimensionslosen Spinparameters, so dass [80]

[80] [Anmerkung 1]

Schwarze Löcher sind nach ihrer Masse allgemein klassifizieren, unabhängig von Drehimpuls, J . Die Größe eines Schwarzen Lochs, bestimmt durch den Radius des Ereignishorizonts oder den Schwarzschild-Radius, ist proportional zur Masse M durch

Dabei ist r s der Schwarzschild-Radius und M die Masse der Sonne . [82] Für ein Schwarzes Loch mit Spin ungleich Null und / oder elektrischer Ladung ist der Radius kleiner [Anmerkung 2], bis ein extremes Schwarzes Loch einen Ereignishorizont nahe [83] haben könnte.

Ereignishorizont

Näher am Schwarzen Loch beginnt sich die Raumzeit zu verformen. Es gibt mehr Wege zum Schwarzen Loch als Wege, die sich wegbewegen. [Notiz 3]
Innerhalb des Ereignishorizonts bringen alle Pfade das Teilchen näher an die Mitte des Schwarzen Lochs. Das Partikel kann nicht mehr entweichen.

Das bestimmende Merkmal eines Schwarzen Lochs ist das Auftreten eines Ereignishorizonts - eine Grenze in der Raumzeit, durch die Materie und Licht nur nach innen zur Masse des Schwarzen Lochs gelangen können. Nichts, nicht einmal Licht, kann aus dem Ereignishorizont entweichen. [85] [86] Der Ereignishorizont wird als solcher bezeichnet, da Informationen von diesem Ereignis, wenn ein Ereignis innerhalb der Grenze auftritt, keinen externen Beobachter erreichen können, so dass es unmöglich ist zu bestimmen, ob ein solches Ereignis aufgetreten ist. [87]

Wie durch die allgemeine Relativitätstheorie vorhergesagt, verformt das Vorhandensein einer Masse die Raumzeit derart, dass sich die von Partikeln eingeschlagenen Wege zur Masse hin biegen. [88] Am Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs wird diese Verformung so stark, dass es keine Wege gibt, die vom Schwarzen Loch wegführen. [89]

Für einen entfernten Beobachter scheinen Uhren in der Nähe eines Schwarzen Lochs langsamer zu ticken als Uhren, die weiter vom Schwarzen Loch entfernt sind. [90] Aufgrund dieses Effekts, der als Gravitationszeitdilatation bezeichnet wird , scheint sich ein Objekt, das in ein Schwarzes Loch fällt, zu verlangsamen, wenn es sich dem Ereignishorizont nähert, und es dauert unendlich lange, bis es erreicht ist. [91] Gleichzeitig verlangsamen sich alle Prozesse an diesem Objekt aus der Sicht eines festen externen Beobachters, wodurch das vom Objekt emittierte Licht röter und dunkler erscheint, ein Effekt, der als Gravitationsrotverschiebung bezeichnet wird . [92]Schließlich verschwindet das fallende Objekt, bis es nicht mehr sichtbar ist. Normalerweise geschieht dieser Vorgang sehr schnell, wenn ein Objekt innerhalb von weniger als einer Sekunde aus dem Blickfeld verschwindet. [93]

Andererseits bemerken unzerstörbare Beobachter, die in ein Schwarzes Loch fallen, keinen dieser Effekte, wenn sie den Ereignishorizont überschreiten. Nach ihren eigenen Uhren, die ihnen normal zu ticken scheinen, überqueren sie nach einer endlichen Zeit den Ereignishorizont, ohne ein singuläres Verhalten zu bemerken; In der klassischen Allgemeinen Relativitätstheorie ist es aufgrund des Einsteinschen Äquivalenzprinzips unmöglich, den Ort des Ereignishorizonts aus lokalen Beobachtungen zu bestimmen . [94] [95]

Die Topologie des Ereignishorizonts eines Schwarzen Lochs im Gleichgewicht ist immer sphärisch. [Anmerkung 4] [98] Bei nicht rotierenden (statischen) Schwarzen Löchern ist die Geometrie des Ereignishorizonts genau kugelförmig, während bei rotierenden Schwarzen Löchern der Ereignishorizont abgeflacht ist. [99] [100] [101]

Singularität

Im Zentrum eines Schwarzen Lochs kann, wie durch die allgemeine Relativitätstheorie beschrieben, eine Gravitationssingularität liegen , ein Bereich, in dem die Raumzeitkrümmung unendlich wird. [102] Für eine nicht-rotierenden Schwarzen Lochs, ist diese Region die Form eines einzigen Punkt und nimmt für einen rotierenden Schwarzen Lochs wird verschmiert , um eine Ring Singularität Das liegt in der Rotationsebene. [103] In beiden Fällen hat der singuläre Bereich ein Volumen von Null. Es kann auch gezeigt werden, dass der singuläre Bereich die gesamte Masse der Schwarzlochlösung enthält. [104] Man kann sich daher vorstellen, dass die singuläre Region eine unendliche Dichte aufweist . [105]

Beobachter, die in ein Schwarzschild-Schwarzes Loch fallen (dh nicht rotierend und nicht geladen), können es nicht vermeiden, in die Singularität getragen zu werden, sobald sie den Ereignishorizont überqueren. Sie können die Erfahrung verlängern, indem sie beschleunigen, um ihren Abstieg zu verlangsamen, aber nur bis zu einer Grenze. [106] Wenn sie die Singularität erreichen, werden sie zu einer unendlichen Dichte zerkleinert und ihre Masse wird zur Gesamtheit des Schwarzen Lochs addiert. Bevor dies geschieht, wurden sie durch die wachsenden Gezeitenkräfte in einem Prozess, der manchmal als Spaghettifizierung oder "Nudeleffekt" bezeichnet wird, auseinandergerissen. [107]

Bei einem geladenen (Reissner-Nordström) oder rotierenden (Kerr) Schwarzen Loch kann die Singularität vermieden werden. Wenn diese Lösungen so weit wie möglich erweitert werden, zeigt sich die hypothetische Möglichkeit, das Schwarze Loch in eine andere Raumzeit zu verlassen, wobei das Schwarze Loch als Wurmloch fungiert . [108] Die Möglichkeit, in ein anderes Universum zu reisen, ist jedoch nur theoretisch, da jede Störung diese Möglichkeit zerstören würde. [109] Es scheint auch möglich zu sein, geschlossenen zeitlichen Kurven (die zur eigenen Vergangenheit zurückkehren) um die Kerr-Singularität zu folgen , was zu Problemen mit der Kausalität wie dem Großvater-Paradoxon führt . [110]Es wird erwartet, dass keiner dieser besonderen Effekte bei einer ordnungsgemäßen Quantenbehandlung rotierender und geladener Schwarzer Löcher überleben würde. [111]

Das Auftreten von Singularitäten in der allgemeinen Relativitätstheorie wird allgemein als Signal für den Zusammenbruch der Theorie angesehen. [112] Dieser Zusammenbruch wird jedoch erwartet; Es tritt in einer Situation auf, in der Quanteneffekte diese Aktionen aufgrund der extrem hohen Dichte und damit der Partikelwechselwirkungen beschreiben sollten. Bisher war es nicht möglich, Quanten- und Gravitationseffekte in einer einzigen Theorie zu kombinieren, obwohl es Versuche gibt, eine solche Theorie der Quantengravitation zu formulieren . Es wird allgemein erwartet, dass eine solche Theorie keine Singularitäten aufweist. [113] [114]

Photonenkugel

Die Photonenkugel ist eine sphärische Grenze von null Dicke, in der Photonen , die sich auf Tangenten an diese Kugel bewegen , in einer kreisförmigen Umlaufbahn um das Schwarze Loch gefangen würden. Bei nicht rotierenden Schwarzen Löchern hat die Photonenkugel einen 1,5-fachen Radius des Schwarzschild-Radius. Ihre Umlaufbahnen wären dynamisch instabil , daher würde jede kleine Störung, wie z. B. ein Teilchen aus infallierender Materie, eine Instabilität verursachen, die mit der Zeit zunehmen würde, indem das Photon entweder auf eine nach außen gerichtete Flugbahn gebracht würde, wodurch es aus dem Schwarzen Loch entweicht, oder auf eine nach innen gerichtete Spirale, wo es schließlich den Ereignishorizont überqueren würde. [115]

Während noch Licht aus der Photonenkugel entweichen kann, wird jedes Licht, das die Photonenkugel auf einer eingehenden Flugbahn kreuzt, vom Schwarzen Loch eingefangen. Daher muss jedes Licht, das von der Photonenkugel zu einem externen Beobachter gelangt, von Objekten zwischen der Photonenkugel und dem Ereignishorizont emittiert worden sein. [115] Bei einem Kerr-Schwarzen Loch hängt der Radius der Photonenkugel vom Spinparameter und von den Details der Photonenbahn ab, die progressiv (das Photon dreht sich im gleichen Sinne wie der Spin des schwarzen Lochs) oder retrograd sein können. [116] [117]

Ergosphäre

Die Ergosphäre ist eine Region außerhalb des Ereignishorizonts, in der Objekte nicht an Ort und Stelle bleiben können. [118]

Rotierende Schwarze Löcher sind von einer Region der Raumzeit umgeben, in der es unmöglich ist, still zu stehen, der sogenannten Ergosphäre. Dies ist das Ergebnis eines Prozesses, der als Frame-Dragging bezeichnet wird . Die allgemeine Relativitätstheorie sagt voraus, dass jede rotierende Masse dazu neigt, entlang der sie unmittelbar umgebenden Raumzeit leicht zu "ziehen". Jedes Objekt in der Nähe der rotierenden Masse neigt dazu, sich in Drehrichtung zu bewegen. Bei einem rotierenden Schwarzen Loch ist dieser Effekt in der Nähe des Ereignishorizonts so stark, dass sich ein Objekt schneller als die Lichtgeschwindigkeit in die entgegengesetzte Richtung bewegen müsste, um einfach still zu stehen. [119]

Die Ergosphäre eines Schwarzen Lochs ist ein Volumen, das durch den Ereignishorizont des Schwarzen Lochs und die Ergofläche begrenzt wird und mit dem Ereignishorizont an den Polen übereinstimmt, sich jedoch in einem viel größeren Abstand um den Äquator befindet. [118]

Objekte und Strahlung können normal aus der Ergosphäre entweichen. Durch den Penrose-Prozess können Objekte mit mehr Energie aus der Ergosphäre austreten, als sie betreten haben. Die zusätzliche Energie wird aus der Rotationsenergie des Schwarzen Lochs entnommen. Dadurch verlangsamt sich die Drehung des Schwarzen Lochs. [120] Der Blandford-Znajek-Prozess ist eine Variation des Penrose-Prozesses in Gegenwart starker Magnetfelder und wird als wahrscheinlicher Mechanismus für die enorme Leuchtkraft und die relativistischen Strahlen von Quasaren und anderen aktiven galaktischen Kernen angesehen .

Innerst stabile Kreisbahn (ISCO)

In der Newtonschen Schwerkraft können Testpartikel in beliebigen Abständen von einem zentralen Objekt stabil umkreisen. In der allgemeinen Relativitätstheorie gibt es jedoch eine innerste stabile Kreisbahn (oft als ISCO bezeichnet), innerhalb derer alle infinitesimalen Störungen einer Kreisbahn zu einer Inspiration in das Schwarze Loch führen. [121] Die Position des ISCO hängt vom Spin des Schwarzen Lochs ab. Im Fall eines Schwarzschild-Schwarzen Lochs (Spin Null) ist:

und nimmt mit zunehmendem Spin des Schwarzen Lochs für Teilchen ab, die in der gleichen Richtung wie der Spin umkreisen. [122]

Bildung und Evolution

Angesichts des bizarren Charakters von Schwarzen Löchern wurde lange in Frage gestellt, ob solche Objekte tatsächlich in der Natur existieren könnten oder ob sie lediglich pathologische Lösungen für Einsteins Gleichungen waren. Einstein selbst dachte fälschlicherweise, dass sich keine schwarzen Löcher bilden würden, weil er der Meinung war, dass der Drehimpuls kollabierender Teilchen ihre Bewegung in einem bestimmten Radius stabilisieren würde. [123] Dies führte dazu, dass die allgemeine Relativitätsgemeinschaft viele Jahre lang alle gegenteiligen Ergebnisse ablehnte. Eine Minderheit der Relativisten behauptete jedoch weiterhin, Schwarze Löcher seien physische Objekte [124], und bis Ende der 1960er Jahre hatten sie die Mehrheit der Forscher auf diesem Gebiet davon überzeugt, dass es kein Hindernis für die Bildung eines Ereignishorizonts gibt. [ Zitat benötigt ]

Medien abspielen
Simulation der Kollision zweier Schwarzer Löcher

Penrose zeigte, dass, sobald sich ein Ereignishorizont bildet, die allgemeine Relativitätstheorie ohne Quantenmechanik die Bildung einer Singularität innerhalb des Horizonts erfordert. [57] Kurz darauf zeigte Hawking, dass viele kosmologische Lösungen, die den Urknall beschreiben , Singularitäten ohne Skalarfelder oder andere exotische Materie aufweisen (siehe " Penrose-Hawking-Singularitätssätze "). [ Klarstellung erforderlich ] Die Kerr-Lösung , das No-Hair-Theorem und die Gesetze der Thermodynamik von Schwarzen Löchern zeigten, dass die physikalischen Eigenschaften von Schwarzen Löchern einfach und verständlich waren, was sie zu respektablen Forschungsgegenständen machte. [125]Herkömmliche Schwarze Löcher entstehen durch Gravitationskollaps schwerer Objekte wie Sterne, können aber theoretisch auch durch andere Prozesse gebildet werden. [126] [127]

Gravitationskollaps

Gravitativen Kollaps auftritt , wenn ein interner Objektdruck nicht ausreicht, um das Objekt eigene Schwerkraft zu widerstehen. Bei Sternen tritt dies normalerweise entweder auf, weil ein Stern zu wenig "Brennstoff" übrig hat, um seine Temperatur durch Sternnukleosynthese aufrechtzuerhalten , oder weil ein Stern, der stabil gewesen wäre, zusätzliche Materie auf eine Weise erhält, die seine Kerntemperatur nicht erhöht. In beiden Fällen ist die Temperatur des Sterns nicht mehr hoch genug, um zu verhindern, dass er unter seinem eigenen Gewicht zusammenbricht. [128] Der Zusammenbruch kann durch den Entartungsdruck der Bestandteile des Sterns gestoppt werden , wodurch die Kondensation der Materie zu einem exotisch dichteren Zustand ermöglicht wird . Das Ergebnis ist eine der verschiedenen Arten von Kompaktsternen. Welche Art sich bildet, hängt von der Masse des Restes des ursprünglichen Sterns ab, der übrig geblieben ist, wenn die äußeren Schichten weggeblasen wurden (z. B. in einer Supernova vom Typ II ). Die Masse des Überrests, des zusammengebrochenen Objekts, das die Explosion überlebt, kann wesentlich geringer sein als die des ursprünglichen Sterns. Reste von mehr als 5  M werden von Sternen produziert , die über 20 waren  M vor dem Zusammenbruch. [128]

Wenn die Masse des Rests etwa 3–4 M überschreitet  (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze [38] ), entweder weil der ursprüngliche Stern sehr schwer war oder weil der Rest durch Anreicherung von Materie zusätzliche Masse sammelte, sogar den Entartungsdruck von Neutronen reicht nicht aus, um den Kollaps zu stoppen. Kein bekannter Mechanismus (außer möglicherweise Quark-Entartungsdruck, siehe Quark-Stern ) ist stark genug, um die Implosion zu stoppen, und das Objekt wird unweigerlich zusammenbrechen, um ein Schwarzes Loch zu bilden. [128]

Künstlerische Darstellung von supermassivem Schwarzlochsamen [129]

Es wird angenommen, dass der Gravitationskollaps schwerer Sterne für die Bildung von Schwarzen Löchern mit Sternmasse verantwortlich ist . Die Sternentstehung im frühen Universum könnte zu sehr massiven Sternen geführt haben, die bei ihrem Zusammenbruch schwarze Löcher von bis zu 10 3  M produced erzeugt hätten . Diese Schwarzen Löcher könnten die Keime der supermassiven Schwarzen Löcher sein, die sich in den Zentren der meisten Galaxien befinden. [130] Es wurde ferner vorgeschlagen, dass massive Schwarze Löcher mit typischen Massen von ~ 10 5  M aus dem direkten Zusammenbruch der Gaswolken im jungen Universum gebildet haben könnte. [126]Diese massiven Objekte wurden als Keime vorgeschlagen, die schließlich die frühesten Quasare bildeten, die bereits bei der Rotverschiebung beobachtet wurden . [131] Einige Kandidaten für solche Objekte wurden in Beobachtungen des jungen Universums gefunden. [126]

Während der größte Teil der beim Gravitationskollaps freigesetzten Energie sehr schnell abgegeben wird, sieht ein externer Beobachter das Ende dieses Prozesses nicht wirklich. Obwohl der Kollaps eine begrenzte Zeitspanne vom Referenzrahmen der infallierenden Materie benötigt, würde ein entfernter Beobachter das infallierende Material aufgrund der Gravitationszeitdilatation langsam über dem Ereignishorizont anhalten sehen. Das Licht des kollabierenden Materials braucht immer länger, um den Betrachter zu erreichen, wobei das Licht, das kurz vor der Bildung des Ereignishorizonts emittiert wird, unendlich lange verzögert ist. Somit sieht der externe Beobachter niemals die Bildung des Ereignishorizonts; Stattdessen scheint das kollabierende Material dunkler und zunehmend rotverschoben zu werden und schließlich zu verblassen. [132]

Ursprüngliche Schwarze Löcher und der Urknall

Der Gravitationskollaps erfordert eine große Dichte. In der gegenwärtigen Epoche des Universums sind diese hohen Dichten nur in Sternen zu finden, aber im frühen Universum kurz nach dem Urknall waren die Dichten viel größer, was möglicherweise die Bildung von Schwarzen Löchern ermöglichte. Eine hohe Dichte allein reicht nicht aus, um die Bildung von Schwarzen Löchern zu ermöglichen, da eine gleichmäßige Massenverteilung nicht zulässt, dass sich die Masse zusammenballt. Damit sich in einem so dichten Medium ursprüngliche Schwarze Löcher gebildet haben, muss es anfängliche Dichtestörungen gegeben haben, die dann unter ihrer eigenen Schwerkraft wachsen könnten. Verschiedene Modelle für das frühe Universum unterscheiden sich stark in ihren Vorhersagen über das Ausmaß dieser Schwankungen. Verschiedene Modelle sagen die Entstehung primordialer Schwarzer Löcher voraus, deren Größe von einer Planck-Masse ( m) abhängtP = ħ c / G1,2 × 10 19  GeV / c 22,2 × 10 –8  kg ) bis Hunderttausende von Sonnenmassen. [127]

Obwohl das frühe Universum extrem dicht war - viel dichter als normalerweise erforderlich, um ein Schwarzes Loch zu bilden -, brach es während des Urknalls nicht wieder in ein Schwarzes Loch zusammen. Modelle für den Gravitationskollaps von Objekten relativ konstanter Größe wie Sternen gelten nicht unbedingt auf die gleiche Weise für schnell expandierende Räume wie den Urknall. [133]

Hochenergiekollisionen

Simuliertes Ereignis im CMS-Detektor: Eine Kollision, bei der ein Mikro-Schwarzes Loch erzeugt werden kann

Der Gravitationskollaps ist nicht der einzige Prozess, der schwarze Löcher erzeugen kann. Grundsätzlich könnten bei energiereichen Kollisionen Schwarze Löcher entstehen , die eine ausreichende Dichte erreichen. Bis 2002 wurden weder direkt noch indirekt solche Ereignisse als Mangel an Massenbilanz in Teilchenbeschleunigerexperimenten festgestellt . [134] Dies legt nahe, dass es eine Untergrenze für die Masse der Schwarzen Löcher geben muss. Theoretisch wird erwartet, dass diese Grenze um die Planck-Masse liegt, wo Quanteneffekte die Vorhersagen der allgemeinen Relativitätstheorie ungültig machen sollen. [135]Dies würde die Entstehung von Schwarzen Löchern für jeden energiereichen Prozess auf oder in der Nähe der Erde unzugänglich machen. Bestimmte Entwicklungen in der Quantengravitation deuten jedoch darauf hin, dass die minimale Masse des Schwarzen Lochs viel geringer sein könnte: Einige Braneworld- Szenarien setzen beispielsweise die Grenze so niedrig wie1 TeV / c 2 . [136] Dies würde es denkbar machen, dass bei Hochenergiekollisionen, die auftreten, wenn kosmische Strahlen auf die Erdatmosphäre treffen, oder möglicherweise im Large Hadron Collider am CERN Mikro-Schwarze Löcher entstehen . Diese Theorien sind sehr spekulativ, und die Entstehung von Schwarzen Löchern in diesen Prozessen wird von vielen Spezialisten als unwahrscheinlich angesehen. [137] Selbst wenn sich Mikro-Schwarze Löcher bilden könnten, wird erwartet, dass sie in etwa 10 bis 25 Sekunden verdunsten und keine Bedrohung für die Erde darstellen. [138]

Wachstum

Sobald sich ein Schwarzes Loch gebildet hat, kann es weiter wachsen, indem es zusätzliche Materie absorbiert . Jedes Schwarze Loch absorbiert kontinuierlich Gas und interstellaren Staub aus seiner Umgebung. Dieser Wachstumsprozess ist ein möglicher Weg, durch den einige supermassereiche Schwarze Löcher gebildet worden sein könnten, obwohl die Bildung von supermassiven Schwarzen Löchern noch ein offenes Forschungsfeld ist. [130] Ein ähnlicher Prozess wurde für die Bildung von Schwarzen Löchern mittlerer Masse in Kugelhaufen vorgeschlagen . [139]Schwarze Löcher können auch mit anderen Objekten wie Sternen oder sogar anderen Schwarzen Löchern verschmelzen. Es wird angenommen, dass dies wichtig war, insbesondere für das frühe Wachstum von supermassiven Schwarzen Löchern, die sich aus der Aggregation vieler kleinerer Objekte gebildet haben könnten. [130] Das Verfahren wurde auch als Ursprung einiger schwarzer Löcher mittlerer Masse vorgeschlagen. [140] [141]

Verdunstung

1974 sagte Hawking voraus, dass Schwarze Löcher nicht vollständig schwarz sind, sondern geringe Mengen an Wärmestrahlung bei einer Temperatur von ℏ c 3 / (8 π  G  M  k B ) emittieren  ; [63] Dieser Effekt wurde als Hawking-Strahlung bekannt. Durch Anwendung der Quantenfeldtheorie auf einen statischen Hintergrund eines Schwarzen Lochs bestimmte er, dass ein Schwarzes Loch Teilchen emittieren sollte, die ein perfektes Schwarzkörperspektrum aufweisen . Seit Hawkings Veröffentlichung haben viele andere das Ergebnis durch verschiedene Ansätze verifiziert. [142] Wenn Hawkings Theorie der Schwarzlochstrahlung richtig ist, wird erwartet, dass Schwarze Löcher im Laufe der Zeit schrumpfen und verdampfen, da sie durch die Emission von Photonen und anderen Partikeln an Masse verlieren.[63] Die Temperatur dieses Wärmespektrums ( Hawking-Temperatur ) ist proportional zur Oberflächengravitation des Schwarzen Lochs, die für ein Schwarzschild-Schwarzes Loch umgekehrt proportional zur Masse ist. Daher emittieren große Schwarze Löcher weniger Strahlung als kleine Schwarze Löcher. [143]

Ein stellares Schwarzes Loch von 1  M hat eine Hawking-Temperatur von 62  Nanokelvin . [144] Dies ist weit weniger als die 2,7 K-Temperatur der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung . Sternmassen oder größere Schwarze Löcher erhalten vom kosmischen Mikrowellenhintergrund mehr Masse als sie durch Hawking-Strahlung emittieren und wachsen somit anstatt zu schrumpfen. [145] Um eine Hawking-Temperatur von mehr als 2,7 K zu haben (und verdunsten zu können), würde ein Schwarzes Loch eine Masse benötigen, die geringer ist als die des Mondes . Ein solches Schwarzes Loch hätte einen Durchmesser von weniger als einem Zehntel Millimeter. [146]

Wenn ein Schwarzes Loch sehr klein ist, wird erwartet, dass die Strahlungseffekte sehr stark werden. Ein Schwarzes Loch mit der Masse eines Autos hätte einen Durchmesser von etwa 10 bis 24  m und würde eine Nanosekunde brauchen, um zu verdampfen. Während dieser Zeit hätte es kurzzeitig eine Leuchtkraft von mehr als dem 200-fachen der Sonnenlichtstärke. Schwarze Löcher mit geringerer Masse werden voraussichtlich noch schneller verdunsten. Beispielsweise würde ein Schwarzes Loch mit der Masse 1 TeV / c 2 weniger als 10 –88 Sekunden benötigen , um vollständig zu verdampfen. Für ein so kleines Schwarzes Loch wird erwartet, dass Quantengravitationseffekte eine wichtige Rolle spielen und hypothetisch ein so kleines Schwarzes Loch stabil machen könnten, obwohl die aktuellen Entwicklungen in der Quantengravitation nicht darauf hinweisen, dass dies der Fall ist. [147] [148]

Die Hawking-Strahlung für ein astrophysikalisches Schwarzes Loch wird als sehr schwach vorausgesagt und wäre daher von der Erde aus äußerst schwer zu erfassen. Eine mögliche Ausnahme ist jedoch der Ausbruch von Gammastrahlen, die in der letzten Stufe der Verdampfung primordialer Schwarzer Löcher emittiert werden. Die Suche nach solchen Blitzen hat sich als erfolglos erwiesen und schränkt die Möglichkeit der Existenz primordialer Schwarzer Löcher mit geringer Masse streng ein. [149] Das 2008 gestartete Fermi-Gammastrahlen-Weltraumteleskop der NASA wird die Suche nach diesen Blitzen fortsetzen. [150]

Wenn schwarze Löcher durch Hawking-Strahlung verdampfen, verdampft ein schwarzes Loch mit Sonnenmasse über einen Zeitraum von 10 bis 64 Jahren (beginnend, sobald die Temperatur des kosmischen Mikrowellenhintergrunds unter die des schwarzen Lochs fällt) . [151] Ein supermassives Schwarzes Loch mit einer Masse von 10 11  M wird in etwa 2 × 10 100 Jahren verdunsten . [152] Einige Monster schwarze Löcher im Universum vorhergesagt , um vielleicht 10 aufzuwachsen fortzusetzen 14  M während des Zusammenbruchs von Superhaufen von Galaxien. Sogar diese würden über einen Zeitraum von bis zu 10 106 Jahren verdunsten . [151]

Beobachtungsnachweise

Messier 87 Galaxie - Heimat des ersten abgebildeten Schwarzen Lochs
Kontext
Nahansicht
supermassives Schwarzes Loch

Schwarze Löcher emittieren von Natur aus keine andere elektromagnetische Strahlung als die hypothetische Hawking-Strahlung. Daher müssen sich Astrophysiker, die nach Schwarzen Löchern suchen, im Allgemeinen auf indirekte Beobachtungen verlassen. Zum Beispiel kann die Existenz eines Schwarzen Lochs manchmal durch Beobachtung seines Gravitationseinflusses auf seine Umgebung abgeleitet werden. [153]

Am 10. April 2019 wurde ein Bild eines Schwarzen Lochs veröffentlicht, das vergrößert zu sehen ist, da die Lichtwege in der Nähe des Ereignishorizonts stark gebogen sind. Der dunkle Schatten in der Mitte resultiert aus Lichtwegen, die vom Schwarzen Loch absorbiert werden. [22] Das Bild ist falsch gefärbt , da sich der in diesem Bild detektierte Lichthalo nicht im sichtbaren Spektrum befindet, sondern in Radiowellen.

Der Eindruck dieses Künstlers zeigt die Wege der Photonen in der Nähe eines Schwarzen Lochs. Die Biegung der Gravitation und die Erfassung des Lichts durch den Ereignishorizont ist die Ursache für den vom Ereignishorizonenteleskop erfassten Schatten.

Das Event Horizon Telescope (EHT) ist ein aktives Programm, das die unmittelbare Umgebung des Ereignishorizonts von Schwarzen Löchern wie dem Schwarzen Loch in der Mitte der Milchstraße direkt beobachtet. Im April 2017 begann EHT mit der Beobachtung des Schwarzen Lochs im Zentrum von Messier 87. [154] "Insgesamt acht Funkobservatorien auf sechs Bergen und vier Kontinenten beobachteten die Galaxie in Virgo im April 2017 10 Tage lang ein- und aus" liefern die Daten, die das Bild zwei Jahre später im April 2019 liefern. [155] Nach zwei Jahren Datenverarbeitung veröffentlichte EHT das erste direkte Bild eines Schwarzen Lochs, insbesondere des supermassiven Schwarzen Lochs, das im Zentrum der oben genannten Galaxie liegt. [156] [157]Was sichtbar ist, ist nicht das Schwarze Loch, das aufgrund des Lichtverlusts in diesem dunklen Bereich als Schwarz angezeigt wird, sondern es sind die Gase am Rand des Ereignishorizonts, die als Orange oder Rot angezeigt werden, die das Schwarz definieren Loch. [158]

Es wird angenommen, dass die Aufhellung dieses Materials in der "unteren" Hälfte des verarbeiteten EHT-Bildes durch Doppler-Strahlung verursacht wird , wobei Material, das sich dem Betrachter mit relativistischen Geschwindigkeiten nähert, als heller wahrgenommen wird als Material, das sich wegbewegt. Im Fall eines Schwarzen Lochs impliziert dieses Phänomen, dass sich das sichtbare Material mit relativistischen Geschwindigkeiten (> 1.000 km / s) dreht, den einzigen Geschwindigkeiten, bei denen es möglich ist, die immense Anziehungskraft der Singularität zentrifugal auszugleichen und dadurch zu bleiben im Orbit über dem Ereignishorizont. Diese Konfiguration aus hellem Material impliziert, dass die EHT M87 * aus einer Perspektive beobachtete, in der die Akkretionsscheibe des Schwarzen Lochs fast am Rand erfasst wurde, während sich das gesamte System im Uhrzeigersinn drehte. [159] [160]Die extreme Gravitationslinse, die mit Schwarzen Löchern verbunden ist, erzeugt jedoch die Illusion einer Perspektive, die die Akkretionsscheibe von oben sieht. In Wirklichkeit wurde der größte Teil des Rings im EHT-Bild erzeugt, als sich das von der anderen Seite der Akkretionsscheibe emittierte Licht um die Schwerkraft des Schwarzen Lochs bog und entkam; Dies bedeutet, dass die meisten möglichen Perspektiven auf M87 * die gesamte Disc sehen können, auch die direkt hinter dem "Schatten".

Zuvor, im Jahr 2015, entdeckte die EHT Magnetfelder direkt außerhalb des Ereignishorizonts von Schütze A * und erkannte sogar einige ihrer Eigenschaften. Es wurde festgestellt, dass die Feldlinien, die durch die Akkretionsscheibe verlaufen, eine komplexe Mischung aus geordnet und verwirrt sind. Die Existenz von Magnetfeldern wurde durch theoretische Untersuchungen von Schwarzen Löchern vorhergesagt. [161] [162]

Voraussichtliches Auftreten eines nicht rotierenden Schwarzen Lochs mit einem Ring aus ionisierter Materie, wie es [163] als Modell für Schütze A * vorgeschlagen wurde . Die Asymmetrie ist auf den Doppler-Effekt zurückzuführen, der sich aus der enormen Umlaufgeschwindigkeit ergibt, die für das zentrifugale Gleichgewicht der sehr starken Anziehungskraft des Lochs erforderlich ist.

Detektion von Gravitationswellen aus verschmelzenden Schwarzen Löchern

Am 14. September 2015 führte das LIGO- Gravitationswellenobservatorium die erste erfolgreiche direkte Beobachtung von Gravitationswellen durch . [11] [164] Das Signal stimmte mit theoretischen Vorhersagen für die Gravitationswellen überein, die durch die Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher erzeugt wurden: eines mit etwa 36 Sonnenmassen und das andere mit etwa 29 Sonnenmassen. [11] [165]Diese Beobachtung liefert den konkretesten Beweis für die Existenz von Schwarzen Löchern bis heute. Zum Beispiel deutet das Gravitationswellensignal darauf hin, dass die Trennung der beiden Objekte vor der Fusion nur 350 km betrug (oder ungefähr das Vierfache des Schwarzschild-Radius, der den abgeleiteten Massen entspricht). Die Objekte müssen daher äußerst kompakt gewesen sein, wobei schwarze Löcher die plausibelste Interpretation waren. [11]

Noch wichtiger ist, dass das von LIGO beobachtete Signal auch den Beginn des Ringdowns nach dem Zusammenschluss beinhaltete , das Signal, das erzeugt wird, wenn sich das neu gebildete kompakte Objekt in einen stationären Zustand versetzt. Der Ringdown ist wohl die direkteste Art, ein Schwarzes Loch zu beobachten. [166] Aus dem LIGO-Signal können die Frequenz und die Dämpfungszeit des dominanten Modus des Ringdowns extrahiert werden. Daraus lässt sich die Masse und der Drehimpuls des Endobjekts ableiten, die mit unabhängigen Vorhersagen aus numerischen Simulationen der Fusion übereinstimmen. [167]Die Frequenz und Abklingzeit der dominanten Mode werden durch die Geometrie der Photonenkugel bestimmt. Die Beobachtung dieses Modus bestätigt daher das Vorhandensein einer Photonenkugel; Es kann jedoch mögliche exotische Alternativen zu Schwarzen Löchern nicht ausschließen, die kompakt genug sind, um eine Photonenkugel zu haben. [166]

Die Beobachtung liefert auch den ersten Beobachtungsnachweis für die Existenz von Binärdateien für Schwarzmassen mit Sternmasse. Darüber hinaus ist es der erste Beobachtungsnachweis für Schwarze Löcher mit Sternmasse und einem Gewicht von 25 Sonnenmassen oder mehr. [168]

Seitdem wurden viel mehr Gravitationswellenereignisse beobachtet. [13]

Richtige Bewegungen von Sternen, die Schütze A * umkreisen

Die richtigen Bewegungen der Sterne in der Nähe des Zentrums unserer eigenen Milchstraße liefern starke Beobachtungsergebnisse dafür, dass diese Sterne ein supermassereiches Schwarzes Loch umkreisen. [169] Seit 1995 verfolgen Astronomen die Bewegungen von 90 Sternen, die ein unsichtbares Objekt umkreisen, das mit der Radioquelle Schütze A * zusammenfällt. Durch die Anpassung ihrer Bewegungen an Kepler-Bahnen konnten die Astronomen 1998 schließen, dass a2,6 × 10 6  M Objekt muss in einem Volumen mit einem Radius von 0,02 Lichtjahren enthalten sein , um die Bewegungen dieser Sterne zu verursachen. [170] Seitdem hat einer der Sterne - S2 genannt - eine vollständige Umlaufbahn abgeschlossen. Aus den Orbitaldaten konnten Astronomen die Berechnungen der Masse auf verfeinern4,3 × 10 6  M und ein Radius von weniger als 0,002 Lichtjahren für das Objekt, das die Orbitalbewegung dieser Sterne verursacht. [169] Die Obergrenze für die Größe des Objekts ist immer noch zu groß, um zu testen, ob es kleiner als sein Schwarzschild-Radius ist. Dennoch legen diese Beobachtungen den Schluss nahe, dass das zentrale Objekt ein supermassereiches Schwarzes Loch ist, da es keine anderen plausiblen Szenarien gibt, um so viel unsichtbare Masse auf ein so kleines Volumen zu beschränken. [170] Darüber hinaus gibt es einige Beobachtungsergebnisse, die darauf hinweisen, dass dieses Objekt möglicherweise einen Ereignishorizont besitzt, ein Merkmal, das nur bei Schwarzen Löchern auftritt. [171]

Akkretion von Materie

Schwarzes Loch mit Korona, Röntgenquelle (Künstlerkonzept) [172]

Aufgrund der Drehimpulserhaltung , [173] von Gas in die abfallenden Gravitations auch von einem massiven Objekt erstellt wird typischerweise um das Objekt einen scheibenartige Struktur bilden. Künstlerische Eindrücke wie die begleitende Darstellung eines Schwarzen Lochs mit Korona zeigen das Schwarze Loch gewöhnlich so, als wäre es ein flacher Körper, der den Teil der Scheibe direkt dahinter verbirgt, aber in Wirklichkeit würde die Gravitationslinse das Bild des Schwarzen Lochs stark verzerren Akkretionsscheibe. [174]

Die NASA simulierte die Ansicht von außerhalb des Horizonts eines Schwarzschild-Schwarzen Lochs, das von einer dünnen Akkretionsscheibe beleuchtet wird.

Innerhalb einer solchen Scheibe würde Reibung dazu führen, dass der Drehimpuls nach außen transportiert wird, wodurch die Materie weiter nach innen fallen kann, wodurch potentielle Energie freigesetzt und die Temperatur des Gases erhöht wird. [175]

Unschärfe von Röntgenstrahlen in der Nähe des Schwarzen Lochs ( NuSTAR ; 12. August 2014) [172]

Wenn das akkretierende Objekt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch ist, umkreist das Gas in der inneren Akkretionsscheibe aufgrund seiner Nähe zum kompakten Objekt mit sehr hohen Geschwindigkeiten . Die resultierende Reibung ist so bedeutend, dass sie die innere Scheibe auf Temperaturen erwärmt, bei denen sie große Mengen elektromagnetischer Strahlung (hauptsächlich Röntgenstrahlen) emittiert. Diese hellen Röntgenquellen können von Teleskopen erfasst werden. Dieser Akkretionsprozess ist einer der effizientesten bekannten Energieerzeugungsprozesse. Bis zu 40% der Restmasse des angereicherten Materials können als Strahlung emittiert werden. [175] (Bei der Kernfusion werden nur etwa 0,7% der Restmasse als Energie emittiert.) In vielen Fällen werden Akkretionsscheiben von relativistischen Jets begleitetdie entlang der Pole emittiert werden, die einen Großteil der Energie abführen. Der Mechanismus für die Erzeugung dieser Jets ist derzeit nicht gut verstanden, was teilweise auf unzureichende Daten zurückzuführen ist. [176]

Als solches wurden viele der energetischeren Phänomene des Universums auf die Anreicherung von Materie auf Schwarzen Löchern zurückgeführt. Insbesondere wird angenommen, dass aktive galaktische Kerne und Quasare die Akkretionsscheiben von supermassiven Schwarzen Löchern sind. [177] In ähnlicher Weise werden Röntgenbinärdateien allgemein als binäre Sternensysteme akzeptiert, bei denen einer der beiden Sterne ein kompaktes Objekt ist, das Materie von seinem Begleiter ansammelt. [177] Es wurde auch vorgeschlagen, dass einige ultraluminöse Röntgenquellen die Akkretionsscheiben von Schwarzen Löchern mittlerer Masse sein könnten. [178]

Im November 2011 wurde die erste direkte Beobachtung einer Quasar-Akkretionsscheibe um ein supermassives Schwarzes Loch gemeldet. [179] [180]

Röntgenbinärdateien

Medien abspielen
Computersimulation eines Sterns, der von einem Schwarzen Loch verzehrt wird. Der blaue Punkt zeigt die Position des Schwarzen Lochs an.
Medien abspielen
Diese Animation vergleicht die Röntgen- "Herzschläge" von GRS 1915 und IGR J17091, zwei schwarzen Löchern, die Gas von Begleitsternen aufnehmen.
Ein Chandra-Röntgenobservatorium von Cygnus X-1 , dem ersten starken Kandidaten für ein Schwarzes Loch, der entdeckt wurde

Röntgenbinärdateien sind binäre Sternensysteme, die einen Großteil ihrer Strahlung im Röntgenteil des Spektrums emittieren . Es wird allgemein angenommen, dass diese Röntgenemissionen auftreten, wenn einer der Sterne (kompaktes Objekt) Materie von einem anderen (regulären) Stern ansammelt. Das Vorhandensein eines gewöhnlichen Sterns in einem solchen System bietet die Möglichkeit, das zentrale Objekt zu untersuchen und festzustellen, ob es sich möglicherweise um ein Schwarzes Loch handelt. [177]

Wenn ein solches System Signale aussendet, die direkt auf das kompakte Objekt zurückgeführt werden können, kann es kein Schwarzes Loch sein. Das Fehlen eines solchen Signals schließt jedoch nicht aus, dass das kompakte Objekt ein Neutronenstern ist. Durch Untersuchung des Begleitsterns ist es häufig möglich, die Umlaufbahnparameter des Systems und eine Schätzung für die Masse des kompakten Objekts zu erhalten. Wenn dies viel größer ist als die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze (die maximale Masse, die ein Stern haben kann, ohne zu kollabieren), kann das Objekt kein Neutronenstern sein und es wird allgemein erwartet, dass es ein Schwarzes Loch ist. [177]

Die ersten starke Kandidaten für ein schwarzes Loch, Cygnus X-1 , wurde auf diese Weise durch entdeckt Charles Thomas Bolton , [181] Louise Webster und Paul Murdin [182] 1972 [183] [184]Einige Zweifel blieben jedoch aufgrund der Unsicherheiten bestehen, die sich daraus ergeben, dass der Begleitstern viel schwerer als das schwarze Loch des Kandidaten ist. Derzeit finden sich bessere Kandidaten für Schwarze Löcher in einer Klasse von Röntgenbinärdateien, die als weiche Röntgentransienten bezeichnet werden. In dieser Systemklasse hat der Begleitstern eine relativ geringe Masse, was genauere Schätzungen der Masse des Schwarzen Lochs ermöglicht. Darüber hinaus senden diese Systeme alle 10 bis 50 Jahre nur einige Monate lang aktiv Röntgenstrahlen aus. Während der Periode geringer Röntgenemission (Ruhe genannt) ist die Akkretionsscheibe extrem schwach, was eine detaillierte Beobachtung des Begleitsterns während dieser Periode ermöglicht. Einer der besten Kandidaten dieser Art ist V404 Cygni . [177]

Quasi-periodische Schwingungen

Die Röntgenemissionen von Akkretionsscheiben flackern manchmal bei bestimmten Frequenzen. Diese Signale werden als quasi-periodische Schwingungen bezeichnet und vermutlich durch Material verursacht, das sich entlang der Innenkante der Akkretionsscheibe (der innersten stabilen Kreisbahn) bewegt. Als solche ist ihre Frequenz an die Masse des kompakten Objekts gebunden. Sie können daher als alternative Methode zur Bestimmung der Masse der in Frage kommenden Schwarzen Löcher verwendet werden. [185]

Galaktische Kerne

Magnetische Wellen, Alfvén S-Wellen genannt , fließen von der Basis von Schwarzlochstrahlen.

Astronomen verwenden den Begriff "aktive Galaxie", um Galaxien mit ungewöhnlichen Eigenschaften wie ungewöhnlicher Spektrallinienemission und sehr starker Funkemission zu beschreiben. Theoretische und Beobachtungsstudien haben gezeigt, dass die Aktivität in diesen aktiven galaktischen Kernen (AGN) durch das Vorhandensein supermassiver Schwarzer Löcher erklärt werden kann, die millionenfach massereicher sein können als Sternlöcher. Die Modelle dieser AGN bestehen aus einem zentralen Schwarzen Loch, das millionen- oder milliardenfach massereicher sein kann als die Sonne . eine Scheibe aus interstellarem Gas und Staub, die als Akkretionsscheibe bezeichnet wird; und zwei Düsen senkrecht zur Akkretionsscheibe. [186] [187]

Detektion von ungewöhnlich hellem Röntgenlicht von Schütze A *, einem schwarzen Loch im Zentrum der Milchstraße am 5.  Januar 2015 [188]

Obwohl erwartet wird, dass supermassive Schwarze Löcher in den meisten AGN zu finden sind, wurden nur die Kerne einiger Galaxien genauer untersucht, um die tatsächlichen Massen der zentralen supermassiven Schwarzen Lochkandidaten zu identifizieren und zu messen. Einige der bemerkenswertesten Galaxien mit supermassiven Kandidaten für Schwarze Löcher sind die Andromeda-Galaxie , M32 , M87 , NGC 3115 , NGC 3377 , NGC 4258 , NGC 4889 , NGC 1277 , ABl. 287 , APM 08279 + 5255 und die Sombrero-Galaxie . [189]

Es ist mittlerweile allgemein anerkannt, dass das Zentrum fast jeder Galaxie, nicht nur der aktiven, ein supermassereiches Schwarzes Loch enthält. [190] Die enge Beobachtungskorrelation zwischen der Masse dieses Lochs und der Geschwindigkeitsdispersion der Ausbuchtung der Wirtsgalaxie , bekannt als M-Sigma-Beziehung , deutet stark auf einen Zusammenhang zwischen der Bildung des Schwarzen Lochs und der der Galaxie selbst hin. [191]

Simulation einer Gaswolke nach enger Annäherung an das Schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße. [192]

Mikrolinse (vorgeschlagen)

Eine andere Möglichkeit, die Schwarzlochnatur eines Objekts in Zukunft zu testen, besteht in der Beobachtung von Effekten, die durch ein starkes Gravitationsfeld in ihrer Nähe verursacht werden. Ein solcher Effekt ist die Gravitationslinse : Die Verformung der Raumzeit um ein massives Objekt bewirkt, dass Lichtstrahlen genauso abgelenkt werden wie Licht, das durch eine optische Linse fällt . Es wurden Beobachtungen einer schwachen Gravitationslinse gemacht, bei der Lichtstrahlen nur um wenige Bogensekunden abgelenkt werden . Es wurde jedoch nie direkt für ein Schwarzes Loch beobachtet. [193] Eine Möglichkeit zur Beobachtung der Gravitationslinse durch ein Schwarzes Loch wäre die Beobachtung von Sternen in der Umlaufbahn um das Schwarze Loch. Es gibt mehrere Kandidaten für eine solche Beobachtung im Orbit um Schütze A *.[193]

Alternativen

Der Beweis für stellare Schwarze Löcher beruht stark auf der Existenz einer Obergrenze für die Masse eines Neutronensterns. Die Größe dieser Grenze hängt stark von den Annahmen über die Eigenschaften dichter Materie ab. Neue exotische Phasen der Materie könnten diese Grenze erhöhen. [177] Eine Phase freier Quarks mit hoher Dichte könnte die Existenz dichter Quarksterne ermöglichen, [194] und einige supersymmetrische Modelle sagen die Existenz von Q-Sternen voraus . [195] Einige Erweiterungen des Standardmodells setzen die Existenz von Preons als grundlegende Bausteine ​​für Quarks und Leptonen voraus, die hypothetisch Preonsterne bilden könnten . [196] Diese hypothetischen Modelle könnten möglicherweise eine Reihe von Beobachtungen von Kandidaten für stellare Schwarze Löcher erklären. Aus Argumenten der allgemeinen Relativitätstheorie kann jedoch gezeigt werden, dass ein solches Objekt eine maximale Masse hat. [177]

Da die durchschnittliche Dichte eines Schwarzen Lochs innerhalb seines Schwarzschild-Radius umgekehrt proportional zum Quadrat seiner Masse ist, sind supermassereiche Schwarze Löcher viel weniger dicht als stellare Schwarze Löcher (die durchschnittliche Dichte eines 10 8  M Schwarzen Lochs ist vergleichbar mit der von Wasser). [177] Folglich ist die Physik der Materie, die ein supermassives Schwarzes Loch bildet, viel besser verstanden, und die möglichen alternativen Erklärungen für die Beobachtung von supermassiven Schwarzen Löchern sind viel profaner. Zum Beispiel könnte ein supermassives Schwarzes Loch durch eine große Gruppe sehr dunkler Objekte modelliert werden. Solche Alternativen sind jedoch typischerweise nicht stabil genug, um die supermassiven Kandidaten für das Schwarze Loch zu erklären. [177]

Der Beweis für die Existenz von stellaren und supermassiven Schwarzen Löchern impliziert, dass die allgemeine Relativitätstheorie als Gravitationstheorie versagen muss, damit sich keine Schwarzen Löcher bilden, möglicherweise aufgrund des Einsetzens quantenmechanischer Korrekturen. Ein mit Spannung erwartetes Merkmal einer Theorie der Quantengravitation ist, dass sie keine Singularitäten oder Ereignishorizonte aufweist und daher Schwarze Löcher keine echten Artefakte wären. [197] Beispielsweise haben im Fuzzball- Modell, das auf der Stringtheorie basiert , die einzelnen Zustände einer Schwarzlochlösung im Allgemeinen keinen Ereignishorizont oder keine Singularität, aber für einen klassischen / halbklassischen Beobachter erscheint der statistische Durchschnitt solcher Zustände gerecht als gewöhnliches Schwarzes Loch, wie aus der allgemeinen Relativitätstheorie abgeleitet.[198]

Es wurde vermutet, dass einige theoretische Objekte mit Beobachtungen astronomischer Schwarzlochkandidaten identisch oder nahezu identisch übereinstimmen, die jedoch über einen anderen Mechanismus funktionieren. Dazu gehören die Gravastern , die schwarzen Stern , [199] und die dunkel Energy Star . [200]

Offene Fragen

Entropie und Thermodynamik

S =1/.4 c 3 k/. EIN
Die Formel für die Bekenstein-Hawking-Entropie ( S ) eines Schwarzen Lochs, die von der Fläche des Schwarzen Lochs ( A ) abhängt . Die Konstanten sind die Lichtgeschwindigkeit ( c ), die Boltzmann-Konstante ( k ), die Newton-Konstante ( G ) und die reduzierte Planck-Konstante ( ħ ). In Planck-Einheiten reduziert sich dies auf S =EIN/.4.

Im Jahr 1971 zeigte Hawking unter allgemeinen Bedingungen [Anmerkung 5], dass die Gesamtfläche des Ereignishorizonts einer Sammlung klassischer Schwarzer Löcher niemals abnehmen kann, selbst wenn sie kollidieren und verschmelzen. [201] Dieses Ergebnis, das jetzt als zweiter Hauptsatz der Schwarzlochmechanik bekannt ist, ähnelt bemerkenswert dem zweiten Hauptsatz der Thermodynamik , der besagt, dass die Gesamtentropie eines isolierten Systems niemals abnehmen kann. Wie bei klassischen Objekten bei absolutem NullpunktTemperatur wurde angenommen, dass Schwarze Löcher keine Entropie hatten. Wenn dies der Fall wäre, würde der zweite Hauptsatz der Thermodynamik durch entropiebeladene Materie verletzt, die in ein Schwarzes Loch eindringt, was zu einer Abnahme der Gesamtentropie des Universums führen würde. Daher schlug Bekenstein vor, dass ein Schwarzes Loch eine Entropie haben und proportional zu seiner Horizontfläche sein sollte. [202]

Die Verbindung mit den Gesetzen der Thermodynamik wurde durch Hawkings Entdeckung weiter gestärkt, dass die Quantenfeldtheorie vorhersagt, dass ein Schwarzes Loch Schwarzkörperstrahlung mit einer konstanten Temperatur ausstrahlt . Dies führt anscheinend zu einer Verletzung des zweiten Gesetzes der Schwarzlochmechanik, da die Strahlung Energie vom Schwarzen Loch wegführt und es schrumpfen lässt. Die Strahlung trägt jedoch auch die Entropie mit sich, und es kann unter allgemeinen Annahmen nachgewiesen werden, dass die Summe der Entropie der Materie, die ein Schwarzes Loch umgibt, und eines Viertels der Horizontfläche, gemessen in Planck-Einheiten, tatsächlich immer zunimmt. Dies ermöglicht die Formulierung des ersten Hauptsatzes der Schwarzlochmechanik als Analogon zum ersten Hauptsatz der ThermodynamikDie Masse wirkt als Energie, die Oberflächengravitation als Temperatur und die Fläche als Entropie. [202]

Ein rätselhaftes Merkmal ist, dass die Entropie eines Schwarzen Lochs eher mit seiner Fläche als mit seinem Volumen skaliert, da die Entropie normalerweise eine umfangreiche Größe ist , die linear mit dem Volumen des Systems skaliert. Diese seltsame Eigenschaft veranlasste Gerard 't Hooft und Leonard Susskind , das holographische Prinzip vorzuschlagen , das nahe legt, dass alles, was in einem Raumzeitvolumen passiert, durch Daten an der Grenze dieses Volumens beschrieben werden kann. [203]

Obwohl die allgemeine Relativitätstheorie verwendet werden kann, um eine semiklassische Berechnung der Entropie des Schwarzen Lochs durchzuführen, ist diese Situation theoretisch unbefriedigend. In der statistischen Mechanik wird unter Entropie das Zählen der Anzahl mikroskopischer Konfigurationen eines Systems verstanden, die dieselben makroskopischen Eigenschaften aufweisen (wie Masse, Ladung, Druck usw.). Ohne eine zufriedenstellende Theorie der Quantengravitation kann man eine solche Berechnung für Schwarze Löcher nicht durchführen. Bei verschiedenen Ansätzen zur Quantengravitation wurden einige Fortschritte erzielt. 1995 zeigten Andrew Strominger und Cumrun Vafa , dass die Zählung der Mikrozustände eines bestimmten supersymmetrischen Schwarzen Lochs in der Stringtheorie die Bekenstein-Hawking-Entropie reproduzierte. [204]Seitdem wurden ähnliche Ergebnisse für verschiedene Schwarze Löcher sowohl in der Stringtheorie als auch in anderen Ansätzen zur Quantengravitation wie der Schleifenquantengravitation berichtet . [205]

Paradoxon des Informationsverlusts

Ungelöstes Problem in der Physik :

Gehen physische Informationen in Schwarzen Löchern verloren?

(mehr ungelöste Probleme in der Physik)

Da ein Schwarzes Loch nur wenige interne Parameter hat, gehen die meisten Informationen über die Materie, die zur Bildung des Schwarzen Lochs beigetragen hat, verloren. Unabhängig von der Art der Materie, die in ein Schwarzes Loch gelangt, scheinen nur Informationen über die Gesamtmasse, die Ladung und den Drehimpuls erhalten zu sein. Solange angenommen wurde, dass Schwarze Löcher für immer bestehen bleiben, ist dieser Informationsverlust nicht so problematisch, da die Informationen als innerhalb des Schwarzen Lochs vorhanden angesehen werden können, von außen unzugänglich, aber nach dem holographischen Prinzip am Ereignishorizont dargestellt. Schwarze Löcher verdampfen jedoch langsam, indem sie Hawking-Strahlung emittieren. Diese Strahlung scheint keine zusätzlichen Informationen über die Materie zu enthalten, die das Schwarze Loch gebildet hat, was bedeutet, dass diese Informationen für immer verschwunden zu sein scheinen.[206]

Die Frage, ob Informationen in Schwarzen Löchern wirklich verloren gehen (das Informationsparadoxon der Schwarzen Löcher ), hat die theoretische Physik geteilt (siehe Thorne-Hawking-Preskill-Wette ). In der Quantenmechanik entspricht der Verlust von Informationen der Verletzung einer Eigenschaft, die als Einheitlichkeit bezeichnet wird , und es wurde argumentiert, dass der Verlust der Einheitlichkeit auch eine Verletzung der Energieerhaltung bedeuten würde, [207] obwohl dies ebenfalls umstritten ist. [208] In den letzten Jahren hat sich gezeigt, dass Informationen und Einheitlichkeit in einer vollständigen Quantengravitationsbehandlung des Problems erhalten bleiben. [209]

Ein Versuch, das Informationsparadoxon des Schwarzen Lochs aufzulösen, ist als Komplementarität des Schwarzen Lochs bekannt . 2012 wurde das " Firewall-Paradoxon " eingeführt, um zu demonstrieren, dass die Komplementarität der Schwarzen Löcher das Informationsparadoxon nicht lösen kann. Gemäß der Quantenfeldtheorie in gekrümmter Raumzeit beinhaltet eine einzelne Emission von Hawking-Strahlung zwei miteinander verwickeltePartikel. Das austretende Teilchen entweicht und wird als Quantum Hawking-Strahlung emittiert. Das infallierende Teilchen wird vom Schwarzen Loch verschluckt. Angenommen, ein Schwarzes Loch hat in der Vergangenheit eine endliche Zeit gebildet und wird in der Zukunft in einer endlichen Zeit vollständig verdunsten. Dann sendet es nur eine begrenzte Menge an Informationen aus, die in seiner Hawking-Strahlung codiert sind. Nach Forschungen von Physikern wie Don Page [210] [211] und Leonard Susskind wird es irgendwann eine Zeit geben, in der ein austretendes Teilchen mit der gesamten Hawking-Strahlung, die das Schwarze Loch zuvor emittiert hat, verwickelt werden muss. Dies scheint ein Paradoxon zu schaffen: ein Prinzip, das als " Monogamie der Verstrickung" bezeichnet wird"erfordert, dass das ausgehende Teilchen wie jedes Quantensystem nicht gleichzeitig vollständig mit zwei anderen Systemen verwickelt werden kann; hier scheint das ausgehende Teilchen jedoch sowohl mit dem einfallenden Teilchen als auch unabhängig mit der vergangenen Hawking-Strahlung verwickelt zu sein. [212 ] Um diesen Widerspruch aufzulösen, könnten Physiker schließlich gezwungen sein, eines von drei bewährten Prinzipien aufzugeben: Einsteins Äquivalenzprinzip, Einheitlichkeit oder lokale Quantenfeldtheorie. Eine mögliche Lösung, die das Äquivalenzprinzip verletzt, ist, dass a " Firewall "zerstört ankommende Partikel am Ereignishorizont. [213] Im Allgemeinen bleibt die Frage, welche dieser Annahmen - falls vorhanden - aufgegeben werden sollte. [208]

Siehe auch

  • Binäres Schwarzes Loch
  • Schwarze Brane
  • Black Hole Initiative
  • Schwarzes Loch Raumschiff
  • Schwarze Löcher in der Fiktion
  • Schwarze Schnur
  • Blanet
  • BTZ Schwarzes Loch
  • Schwarzes Loch direkt kollabieren
  • Kugelblitz (Astrophysik)
  • Liste der Schwarzen Löcher
  • Liste der nächsten Schwarzen Löcher
  • Umriss der Schwarzen Löcher
  • Schallschwarzes Loch
  • Susskind-Hawking-Schlacht
  • Zeitleiste der Schwarzlochphysik
  • Weißes Loch

Anmerkungen

  1. ^ Der Wert von cJ / GM 2 kann für andere Objekte als Schwarze Löcher 1überschreiten. Der größte für einen Neutronenstern bekannte Wert ist ≤ 0,4, und häufig verwendete Zustandsgleichungen würden diesen Wert auf <0,7 begrenzen. [81]
  2. ^ Der (äußere) Radius des Ereignishorizonts skaliert wie folgt:
  3. ^ Der Satz möglicher Pfade oder genauer der zukünftige Lichtkegel , der alle möglichen Weltlinien enthält (in diesem Diagramm wird der Lichtkegel durch den V-förmigen Bereich dargestellt, der durch Pfeile begrenzt ist, die Lichtstrahl-Weltlinien darstellen), wird auf diese Weise nach innen gekippt Eddington-Finkelstein-Koordinaten (das Diagramm ist eine "Cartoon" -Version eines Eddington-Finkelstein-Koordinatendiagramms), aber in anderen Koordinaten werden die Lichtkegel nicht auf diese Weise gekippt, zum Beispiel in Schwarzschild-Koordinaten verengen sie sich einfach, ohne sich zu neigen, wenn man sich dem nähert Ereignishorizont und in Kruskal-Szekeres-Koordinaten ändern die Lichtkegel überhaupt nicht ihre Form oder Ausrichtung. [84]
  4. ^ Dies gilt nur für vierdimensionale Raumzeiten. In höheren Dimensionen sind kompliziertere Horizonttopologien wie ein schwarzer Ring möglich. [96] [97]
  5. ^ Insbesondere nahm er an, dass alle Materie die schwache Energiebedingung erfüllt .

Verweise

  1. ^ Wald 1984 , S. 299–300
  2. ^ a b Wald, RM (1997). "Gravitationskollaps und kosmische Zensur". In Iyer, BR; Bhawal, B. (Hrsg.). Schwarze Löcher, Gravitationsstrahlung und das Universum . Springer. S. 69–86. arXiv : gr-qc / 9710068 . doi : 10.1007 / 978-94-017-0934-7 . ISBN 978-9401709347.
  3. ^ Auf Wiedersehen, Dennis (8. Juni 2015). "Black Hole Hunters" . NASA . Archiviert vom Original am 9. Juni 2015 . Abgerufen am 8. Juni 2015 .
  4. ^ Hamilton, A. "Reise in ein Schwarzschild Schwarzes Loch" . jila.colorado.edu . Abgerufen am 28. Juni 2020 .
  5. ^ Schutz, Bernard F. (2003). Schwerkraft von Grund auf . Cambridge University Press. p. 110. ISBN 978-0-521-45506-0. Archiviert vom Original am 2. Dezember 2016.
  6. ^ Davies, PCW (1978). "Thermodynamik schwarzer Löcher" (PDF) . Berichte über Fortschritte in der Physik . 41 (8): 1313–1355. Bibcode : 1978RPPh ... 41.1313D . doi : 10.1088 / 0034-4885 / 41/8/004 . Archiviert vom Original (PDF) am 10. Mai 2013.
  7. ^ a b c Montgomery, Colin; Orchiston, Wayne; Whittingham, Ian (2009). "Michell, Laplace und der Ursprung des Black-Hole-Konzepts". Zeitschrift für astronomische Geschichte und Erbe . 12 (2): 90–96. Bibcode : 2009JAHH ... 12 ... 90M .
  8. ^ Webster, B. Louise; Murdin, Paul (1972), "Cygnus X-1 - eine spektroskopische Binärdatei mit einem schweren Begleiter?", Nature , 235 (5332): 37–38, Bibcode : 1972Natur.235 ... 37W , doi : 10.1038 / 235037a0 , S2CID 4195462 
  9. ^ Bolton, CT (1972), "Identifizierung von Cygnus X-1 mit HDE 226868", Nature , 235 (5336): 271–273, Bibcode : 1972Natur.235..271B , doi : 10.1038 / 235271b0 , S2CID 4222070 
  10. ^ Clery D (2020). "Schwarze Löcher beim Verschlucken von Sternen". Wissenschaft . 367 (6477): 495. Bibcode : 2020Sci ... 367..495C . doi : 10.1126 / science.367.6477.495 . PMID 32001633 . 
  11. ^ a b c d Abbott, BP; et al. (2016). "Beobachtung von Gravitationswellen aus einer binären Schwarzlochfusion". Phys. Rev. Lett. 116 (6): 061102. arXiv : 1602.03837 . Bibcode : 2016PhRvL.116f1102A . doi : 10.1103 / PhysRevLett.116.061102 . PMID 26918975 . S2CID 124959784 .   
  12. ^ Siegel, Ethan. "Fünf überraschende Wahrheiten über schwarze Löcher von LIGO" . Forbes . Abgerufen am 12. April 2019 .
  13. ^ a b "Detektion von Gravitationswellen" . LIGO . Abgerufen am 9. April 2018 .
  14. ^ a b c Event Horizon Telescope, The (2019). "Erste Ergebnisse des M87 Event Horizon Telescope. I. Der Schatten des supermassiven Schwarzen Lochs". Das astrophysikalische Journal . 875 (1): L1. arXiv : 1906.11238 . Bibcode : 2019ApJ ... 875L ... 1E . doi : 10.3847 / 2041-8213 / ab0ec7 .
  15. ^ Bouman, Katherine L . ; Johnson, Michael D.; Zoran, Daniel; Fish, Vincent L.; Doeleman, Sheperd S.; Freeman, William T. (2016). "Computational Imaging für die VLBI-Bildrekonstruktion". IEEE-Konferenz 2016 über Computer Vision und Mustererkennung (CVPR) . S. 913–922. arXiv : 1512.01413 . doi : 10.1109 / CVPR.2016.105 . hdl : 1721,1 / 103077 . ISBN 978-1-4673-8851-1. S2CID  9085016 .
  16. ^ Gardiner, Aidan (12. April 2018). „Wenn ein Schwarzes Loch Schließlich offenbart sich, es hilft zu haben Our Very Own Cosmic Reporter - Astronomers Mittwoch bekannt gegeben , dass sie das erste Bild eines schwarzen Lochs gefangen hatte die Times Dennis Overbye beantwortet Fragen der Leser.“ . Die New York Times . Abgerufen am 15. April 2019 .
  17. ^ Auf Wiedersehen, Dennis (24. März 2021). „Die meisten Intimate Portrait Doch von einem Schwarzen Loch - Zwei Jahre des polarisierten Lichts von einer Galaxie riesigen schwarzen Loch Analyse hat Wissenschaftler gegeben , einen Blick darauf , wie Quasare entstehen könnten“ . Die New York Times . Abgerufen am 25. März 2021 . CS1-Wartung: entmutigter Parameter ( Link )
  18. ^ Oldham, LJ; Auger, MW (März 2016). "Galaxienstruktur von mehreren Tracern - II. M87 von Parsec bis Megaparsec". Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society . 457 (1): 421–439. arXiv : 1601.01323 . Bibcode : 2016MNRAS.457..421O . doi : 10.1093 / mnras / stv2982 . S2CID 119166670 . 
  19. ^ Auf Wiedersehen, Dennis (10. April 2019). "Schwarzes Lochbild zum ersten Mal enthüllt - Astronomen haben endlich ein Bild der dunkelsten Wesenheiten im Kosmos aufgenommen - Kommentare" . Die New York Times . Abgerufen am 10. April 2019 .
  20. ^ Landau, Elizabeth (10. April 2019). "Schwarzes Loch Bild schreibt Geschichte" . NASA . Abgerufen am 10. April 2019 .
  21. ^ "Die Frau hinter dem ersten Schwarzlochbild" . bbc.co.uk . BBC News . 11. April 2019.
  22. ^ a b Falcke, Heino; Melia, Fulvio; Agol, Eric (1. Januar 2000). "Betrachten des Schattens des Schwarzen Lochs im Galaktischen Zentrum" . Das astrophysikalische Journal . 528 (1): L13 - L16. arXiv : astro-ph / 9912263 . Bibcode : 2000ApJ ... 528L..13F . doi : 10.1086 / 312423 . PMID 10587484 . S2CID 119433133 .  
  23. ^ "Von einem Schwarzen Loch auseinandergerissen" . ESO-Pressemitteilung . Archiviert vom Original am 21. Juli 2013 . Abgerufen am 19. Juli 2013 .
  24. ^ "ESO-Instrument findet das nächstgelegene Schwarze Loch zur Erde" . Europäische Südsternwarte . 6. Mai 2020.
  25. ^ Michell, J. (1784). "Über die Mittel zur Entdeckung der Entfernung, Größe usw. der Fixsterne infolge der Verringerung der Geschwindigkeit ihres Lichts, falls eine solche Verringerung in einem von ihnen stattfinden sollte, und solchen anderen Daten Sollte aus Beobachtungen beschafft werden, wie dies für diesen Zweck weiter erforderlich wäre. Von Rev. John Michell, BDFRS In einem Brief an Henry Cavendish, Esq. FRS und A. S " . Philosophische Transaktionen der Royal Society . 74 : 35–57. Bibcode : 1784RSPT ... 74 ... 35M . doi : 10.1098 / rstl.1784.0008 . JSTOR 106576 . 
  26. ^ a b Thorne 1994 , S. 123–124
  27. ^ Slayter, Elizabeth M.; Slayter, Henry S. (1992). Licht- und Elektronenmikroskopie . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-33948-3. Archiviert vom Original am 30. November 2017.
  28. ^ Crass, Institut für Astronomie - Design von DR Wilkins und SJ "Licht entweicht aus Schwarzen Löchern" . www.ast.cam.ac.uk . Abgerufen am 10. März 2018 .
  29. ^ a b Schwarzschild, K. (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie" . Sitzungsberichte der Königlich Preußischen Akademie der Wissenschaften . 7 : 189–196. Bibcode : 1916SPAW ....... 189S .
    • Übersetzung: Antoci, S.; Loinger, A. (1999). "Auf dem Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach Einsteins Theorie". arXiv : Physik / 9905030 .und Schwarzschild, K. (1916). "Über das Gravitationsfeld einer Kugel aus inkompressibler Rechte nach der Einsteinschen Theorie" . Sitzungsberichte der Königlich Preußischen Akademie der Wissenschaften . 18 : 424–434. Bibcode : 1916skpa.conf..424S .
    • Übersetzung: Antoci, S. (1999). "Auf dem Gravitationsfeld einer Kugel inkompressibler Flüssigkeit nach Einsteins Theorie". arXiv : Physik / 9912033 .
  30. ^ Droste, J. (1917). "Auf dem Feld eines einzelnen Zentrums in Einsteins Gravitationstheorie und der Bewegung eines Teilchens in diesem Feld" (PDF) . Verfahren Royal Academy Amsterdam . 19 (1): 197–215. Archiviert vom Original (PDF) am 18. Mai 2013 . Abgerufen am 16. September 2012 .
  31. ^ Kox, AJ (1992). "Allgemeine Relativitätstheorie in den Niederlanden: 1915-1920" . In Eisenstaedt Jean; Kox, AJ (Hrsg.). Studien zur Geschichte der Allgemeinen Relativitätstheorie . Birkhäuser. p. 41. ISBN 978-0-8176-3479-7.
  32. ^ 't Hooft, G. (2009). "Einführung in die Theorie der Schwarzen Löcher" (PDF) . Institut für Theoretische Physik / Spinoza-Institut. S. 47–48. Archiviert vom Original (PDF) am 21. Mai 2009 . Abgerufen am 24. Juni 2010 .
  33. ^ Eddington, Arthur (1926). Die innere Konstitution der Sterne . Wissenschaft . 52 . Cambridge University Press. S. 233–40. doi : 10.1126 / science.52.1341.233 . ISBN 978-0-521-33708-3. PMID  17747682 . Archiviert vom Original am 11. August 2016.
  34. ^ Thorne, Kip S.; Hawking, Stephen (1994). Schwarze Löcher und Zeitverzerrungen: Einsteins empörendes Erbe . WW Norton & Company. pp.  134 -135. ISBN 978-0-393-31276-8. Abgerufen am 12. April 2019 . Die erste Schlussfolgerung war die Newtonsche Version des Lichts, das nicht entweicht; die zweite war eine halbgenaue, relativistische Beschreibung; und die dritte war eine typische Eddingtonsche Übertreibung  ... Wenn ein Stern so klein wie der kritische Umfang ist, ist die Krümmung stark, aber nicht unendlich, und der Raum ist definitiv nicht um den Stern gewickelt. Eddington mag das gewusst haben, aber seine Beschreibung war eine gute Geschichte, und sie hat auf skurrile Weise den Geist von Schwarzschilds Raumzeitkrümmung eingefangen. "
  35. ^ Venkataraman, G. (1992). Chandrasekhar und seine Grenze . Universitätspresse. p. 89. ISBN 978-81-7371-035-3. Archiviert vom Original am 11. August 2016.
  36. ^ Detweiler, S. (1981). "Ressourcenbuchstabe BH-1: Schwarze Löcher". American Journal of Physics . 49 (5): 394–400. Bibcode : 1981AmJPh..49..394D . doi : 10.1119 / 1.12686 .
  37. ^ Harpaz, A. (1994). Stellare Evolution . AK Peters . p. 105. ISBN 978-1-56881-012-6. Archiviert vom Original am 11. August 2016.
  38. ^ a b Oppenheimer, JR ; Volkoff, GM (1939). "Auf massiven Neutronenkernen". Körperliche Überprüfung . 55 (4): 374–381. Bibcode : 1939PhRv ... 55..374O . doi : 10.1103 / PhysRev.55.374 .
  39. ^ Bombaci, I. (1996). "Die maximale Masse eines Neutronensterns". Astronomie und Astrophysik . 305 : 871–877. Bibcode : 1996A & A ... 305..871B .
  40. ^ Cho, A. (16. Februar 2018). "Für Neutronensterne ergibt sich eine Gewichtsbeschränkung". Wissenschaft . 359 (6377): 724–725. Bibcode : 2018Sci ... 359..724C . doi : 10.1126 / science.359.6377.724 . PMID 29449468 . 
  41. ^ Margalit, B.; Metzger, BD (1. Dezember 2017). "Einschränkung der maximalen Masse von Neutronensternen durch Multi-Messenger-Beobachtungen von GW170817". Das astrophysikalische Journal . 850 (2): L19. arXiv : 1710.05938 . Bibcode : 2017ApJ ... 850L..19M . doi : 10.3847 / 2041-8213 / aa991c . S2CID 119342447 . 
  42. ^ Shibata, M.; Fujibayashi, S.; Hotokezaka, K.; Kiuchi, K.; Kyutoku, K.; Sekiguchi, Y.; Tanaka, M. (22. Dezember 2017). "Modellierung von GW170817 basierend auf der numerischen Relativitätstheorie und ihren Auswirkungen". Physical Review D . 96 (12): 123012. arXiv : 1710.07579 . Bibcode : 2017PhRvD..96l3012S . doi : 10.1103 / PhysRevD.96.123012 . S2CID 119206732 . 
  43. ^ Ruiz, M.; Shapiro, SL; Tsokaros, A. (11. Januar 2018). "GW170817, allgemeine relativistische magnetohydrodynamische Simulationen und die maximale Masse des Neutronensterns" . Physical Review D . 97 (2): 021501. arXiv : 1711.00473 . Bibcode : 2018PhRvD..97b1501R . doi : 10.1103 / PhysRevD.97.021501 . PMC 6036631 . PMID 30003183 .  
  44. ^ Rezzolla, L.; Die meisten, ER; Weih, LR (9. Januar 2018). "Verwendung von Gravitationswellenbeobachtungen und quasi-universellen Beziehungen zur Einschränkung der maximalen Masse von Neutronensternen". Astrophysikalisches Journal . 852 (2): L25. arXiv : 1711.00314 . Bibcode : 2018ApJ ... 852L..25R . doi : 10.3847 / 2041-8213 / aaa401 . S2CID 119359694 . 
  45. ^ Ruffini, R . ; Wheeler, JA (1971). "Einführung in das Schwarze Loch" (PDF) . Physik heute . 24 (1): 30–41. Bibcode : 1971PhT .... 24a..30R . doi : 10.1063 / 1.3022513 . Archiviert vom Original (PDF) am 25. Juli 2011 . Abgerufen am 5. Dezember 2009 .
  46. ^ Finkelstein, D. (1958). "Vergangenheit-Zukunft-Asymmetrie des Gravitationsfeldes eines Punktteilchens". Körperliche Überprüfung . 110 (4): 965–967. Bibcode : 1958PhRv..110..965F . doi : 10.1103 / PhysRev.110.965 .
  47. ^ Kruskal, M. (1960). "Maximale Erweiterung der Schwarzschild-Metrik". Körperliche Überprüfung . 119 (5): 1743. Bibcode : 1960PhRv..119.1743K . doi : 10.1103 / PhysRev.119.1743 .
  48. ^ Hewish, A . ; et al. (1968). "Beobachtung einer schnell pulsierenden Radioquelle". Natur . 217 (5130): 709–713. Bibcode : 1968Natur.217..709H . doi : 10.1038 / 217709a0 . S2CID 4277613 . 
  49. ^ Pilkington, JDH; et al. (1968). "Beobachtungen einiger weiterer gepulster Funkquellen". Natur . 218 (5137): 126–129. Bibcode : 1968Natur.218..126P . doi : 10.1038 / 218126a0 . S2CID 4253103 . 
  50. ^ Hewish, A. (1970). "Pulsare". Jahresrückblick auf Astronomie und Astrophysik . 8 (1): 265–296. Bibcode : 1970ARA & A ... 8..265H . doi : 10.1146 / annurev.aa.08.090170.001405 .
  51. ^ Newman, ET ; et al. (1965). "Metrik einer rotierenden, geladenen Masse". Zeitschrift für Mathematische Physik . 6 (6): 918. Bibcode : 1965JMP ..... 6..918N . doi : 10.1063 / 1.1704351 .
  52. ^ Israel, W. (1967). "Ereignishorizonte in statischen Vakuumraumzeiten". Körperliche Überprüfung . 164 (5): 1776. Bibcode : 1967PhRv..164.1776I . doi : 10.1103 / PhysRev.164.1776 .
  53. ^ Carter, B. (1971). "Axisymmetrisches Schwarzes Loch hat nur zwei Freiheitsgrade". Briefe zur körperlichen Überprüfung . 26 (6): 331. Bibcode : 1971PhRvL..26..331C . doi : 10.1103 / PhysRevLett.26.331 .
  54. ^ Carter, B. (1977). "Der Satz der Einzigartigkeit des Vakuum-Schwarzen Lochs und seine denkbaren Verallgemeinerungen". Tagungsband des 1. Marcel Grossmann-Treffens zur Allgemeinen Relativitätstheorie . S. 243–254.
  55. ^ Robinson, D. (1975). "Einzigartigkeit des Kerr Black Hole". Briefe zur körperlichen Überprüfung . 34 (14): 905. Bibcode : 1975PhRvL..34..905R . doi : 10.1103 / PhysRevLett.34.905 .
  56. ^ a b Heusler, M. (2012). "Stationäre schwarze Löcher: Einzigartigkeit und darüber hinaus" . Lebende Rezensionen in der Relativitätstheorie . 15 (7): 7. arXiv : 1205.6112 . Bibcode : 2012LRR .... 15 .... 7C . doi : 10.12942 / lrr-2012-7 . PMC 5255892 . PMID 28179837 .  
  57. ^ a b Penrose, R. (1965). "Gravitationskollaps und Raum-Zeit-Singularitäten" (PDF) . Briefe zur körperlichen Überprüfung . 14 (3): 57. Bibcode : 1965PhRvL..14 ... 57P . doi : 10.1103 / PhysRevLett.14.57 . S2CID 116755736 . Archiviert vom Original (PDF) am 11. Oktober 2020.  
  58. ^ Ford, LH (2003). "Die klassischen Singularitätssätze und ihre Quantenlücken". Internationale Zeitschrift für Theoretische Physik . 42 (6): 1219–1227. arXiv : gr-qc / 0301045 . Bibcode : 2003gr.qc ..... 1045F . doi : 10.1023 / A: 1025754515197 . S2CID 14404560 . 
  59. ^ "Der Nobelpreis für Physik 2020" . NobelPrize.org . Abgerufen am 8. Oktober 2020 .
  60. ^ Rolston, Bruce (10. November 1997), Das erste Schwarze Loch , Universität von Toronto, archiviert vom Original am 7. März 2008 , abgerufen am 11. März 2008
  61. ^ Shipman, HL; Yu, Z; Du, YW (1975), "Die unplausible Geschichte von Dreifachsternmodellen für Cygnus X-1 Evidence for a Black Hole", Astrophysical Letters , 16 (1): 9–12, Bibcode : 1975ApL .... 16 ... .9S , doi : 10.1016 / S0304-8853 (99) 00384-4
  62. ^ Bardeen, JM ; Carter, B . ; Hawking, SW (1973). "Die vier Gesetze der Schwarzlochmechanik". Kommunikation in der mathematischen Physik . 31 (2): 161–170. Bibcode : 1973CMaPh..31..161B . doi : 10.1007 / BF01645742 . MR 0334798 . S2CID 54690354 . Zbl 1125.83309 .   
  63. ^ a b c Hawking, SW (1974). "Explosionen von Schwarzen Löchern?". Natur . 248 (5443): 30–31. Bibcode : 1974Natur.248 ... 30H . doi : 10.1038 / 248030a0 . S2CID 4290107 . 
  64. ^ Popova, Maria (27. Juni 2016). "Mapping the Heavens: Wie die Kosmologie unser Verständnis des Universums geprägt hat und die seltsame Geschichte, wie der Begriff" Schwarzes Loch "geboren wurde" . brainpickings.org . Abgerufen am 12. April 2019 .
  65. ^ a b "Marcia Bartusiak vom MIT über das Verständnis unseres Platzes im Universum" . www.wbur.org . Abgerufen am 12. April 2019 .
  66. ^ a b Siegfried, Tom (23. Dezember 2013). "50 Jahre später ist es schwer zu sagen, wer die Schwarzen Löcher benannt hat" . Wissenschaftsnachrichten . Archiviert vom Original am 9. März 2017 . Abgerufen am 24. September 2017 . Es scheint, dass das "Schwarze Loch" -Label auch im Januar 1964 in Cleveland bei einem Treffen der American Association for the Advancement of Science verbreitet wurde. Die Reporterin des Science News Letter, Ann Ewing, berichtete von diesem Treffen und beschrieb, wie ein intensives Gravitationsfeld dazu führen kann, dass ein Stern in sich zusammenbricht. "Ein solcher Stern bildet dann ein 'Schwarzes Loch' im Universum", schrieb Ewing
  67. ^ Brown, Emma (3. August 2010). "Ann E. Ewing, Journalistin, berichtete zuerst über Schwarze Löcher" . Boston.com . Archiviert vom Original am 24. September 2017 . Abgerufen am 24. September 2017 .
  68. ^ "Der wegweisende Physiker John Wheeler stirbt mit 96" . Wissenschaftlicher Amerikaner . Archiviert vom Original am 28. November 2016 . Abgerufen am 27. November 2016 .
  69. ^ Auf Wiedersehen, Dennis (14. April 2008). "John A. Wheeler, Physiker, der den Begriff 'Schwarzes Loch' geprägt hat, ist mit 96 Jahren tot" . Die New York Times . Archiviert vom Original am 22. November 2016 . Abgerufen am 27. November 2016 .
  70. ^ Carroll 2004 , p. 253
  71. ^ Reynolds, Christopher S. (Januar 2019). "Beobachten, wie sich Schwarze Löcher drehen" . Naturastronomie . 3 (1): 41–47. arXiv : 1903.11704 . Bibcode : 2019NatAs ... 3 ... 41R . doi : 10.1038 / s41550-018-0665-z . ISSN 2397-3366 . S2CID 85543351 .  
  72. ^ Thorne, KS ; Price, RH (1986). Schwarze Löcher: das Membranparadigma . Yale University Press. ISBN 978-0-300-03770-8.
  73. ^ Anderson, Warren G. (1996). "Das Problem des Informationsverlusts am Schwarzen Loch" . Usenet Physics FAQ . Archiviert vom Original am 22. Januar 2009 . Abgerufen am 24. März 2009 .
  74. ^ Preskill, J. (21. Oktober 1994). Schwarze Löcher und Informationen: Eine Krise in der Quantenphysik (PDF) . Caltech Theory Seminar. Archiviert vom Original (PDF) am 18. Mai 2008 . Abgerufen am 17. Mai 2009 .
  75. ^ Hawking & Ellis 1973 , Anhang B.
  76. ^ Seeds, Michael A.; Backman, Dana E. (2007). Perspektiven der Astronomie . Lernen einbinden. p. 167. ISBN 978-0-495-11352-2. Archiviert vom Original am 10. August 2016.
  77. ^ Shapiro, SL; Teukolsky, SA (1983). Schwarze Löcher, weiße Zwerge und Neutronensterne: die Physik kompakter Objekte . John Wiley und Söhne. p. 357. ISBN 978-0-471-87316-7.
  78. ^ Berger, BK (2002). "Numerische Ansätze für Raumzeit-Singularitäten" . Lebende Rezensionen in der Relativitätstheorie . 5 (1): 2002–1. arXiv : gr-qc / 0201056 . Bibcode : 2002LRR ..... 5 .... 1B . doi : 10.12942 / lrr-2002-1 . PMC 5256073 . PMID 28179859 .  
  79. ^ McClintock, JE; Shafee, R.; Narayan, R.; Remillard, RA; Davis, SW; Li, L.-X. (2006). "Der Spin des fast extremen Kerr Black Hole GRS 1915 + 105". Astrophysikalisches Journal . 652 (1): 518–539. arXiv : astro-ph / 0606076 . Bibcode : 2006ApJ ... 652..518M . doi : 10.1086 / 508457 . S2CID 1762307 . 
  80. ^ a b c Abbott, BP; et al. ( LIGO Scientific Collaboration und Virgo Collaboration ) (1. Juni 2017). GW170104: Beobachtung einer binären Schwarzloch-Koaleszenz mit 50 Sonnenmassen bei Rotverschiebung 0,2. Briefe zur körperlichen Überprüfung . 118 (22): 221101. arXiv : 1706.01812 . Bibcode : 2017PhRvL.118v1101A . doi : 10.1103 / PhysRevLett.118.221101 . PMID 28621973 . S2CID 206291714 .  
  81. ^ Abbott, BP; et al. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (16. Oktober 2017). "GW170817: Beobachtung von Gravitationswellen von einem inspirierenden binären Neutronenstern". Briefe zur körperlichen Überprüfung . 119 (16): 161101. arXiv : 1710.05832 . Bibcode : 2017PhRvL.119p1101A . doi : 10.1103 / PhysRevLett.119.161101 . PMID 29099225 . 
  82. ^ Wald 1984 , S. 124–125
  83. ^ Saa, Alberto; Santarelli, Raphael (18. Juli 2011). "Zerstörung eines fast extremen schwarzen Lochs zwischen Kerr und Newman". Physical Review D . 84 (2): 027501. arXiv : 1105,3950 . Bibcode : 2011PhRvD..84b7501S . doi : 10.1103 / PhysRevD.84.027501 . S2CID 118487989 . 
  84. ^ Misner, Thorne & Wheeler 1973 , p. 848
  85. ^ Davies, Paul (1992). Die neue Physik (illustrierte Ausgabe). Cambridge University Press. p. 26. ISBN 978-0-521-43831-5. Auszug aus Seite 26
  86. ^ Fleisch, Daniel; Kregenow, Julia (2013). Ein Leitfaden für Studenten zur Mathematik der Astronomie (illustrierte Ausgabe). Cambridge University Press. p. 168. ISBN 978-1-107-03494-5. Auszug aus Seite 168
  87. ^ Wheeler 2007 , p. 179
  88. ^ Carroll 2004 , Ch. 5.4 und 7.3
  89. ^ "Singularitäten und schwarze Löcher> Lichtkegel und Kausalstruktur" . plato.stanford.edu . Stanford Encyclopedia of Philosophy . Abgerufen am 11. März 2018 .
  90. ^ Carroll 2004 , p. 217
  91. ^ Carroll 2004 , p. 218
  92. ^ "In einem schwarzen Loch" . Das Universum und seine Geheimnisse kennen . Archiviert vom Original am 23. April 2009 . Abgerufen am 26. März 2009 .
  93. ^ "Was passiert mit dir, wenn du in ein schwarzes Loch fällst" . math.ucr.edu . John Baez . Abgerufen am 11. März 2018 .
  94. ^ Carroll 2004 , p. 222
  95. ^ "Beobachten: Drei Möglichkeiten, wie ein Astronaut in ein Schwarzes Loch fallen könnte" . 1. Februar 2014 . Abgerufen am 13. März 2018 .
  96. ^ Emparan, R.; Reall, HS (2008). "Schwarze Löcher in höheren Dimensionen" . Lebende Rezensionen in der Relativitätstheorie . 11 (6): 6. arXiv : 0801.3471 . Bibcode : 2008LRR .... 11 .... 6E . doi : 10.12942 / lrr-2008-6 . PMC 5253845 . PMID 28163607 .  
  97. ^ Obers, NA (2009). Papantonopoulos, Eleftherios (Hrsg.). Schwarze Löcher in höherdimensionaler Schwerkraft (PDF) . Physik der Schwarzen Löcher . Vorlesungsunterlagen in Physik. 769 . S. 211–258. arXiv : 0802.0519 . Bibcode : 2009LNP ... 769 ..... P . doi : 10.1007 / 978-3-540-88460-6 . ISBN  978-3-540-88459-0.
  98. ^ Hawking & Ellis 1973 , Ch. 9.3
  99. ^ Smarr, L. (1973). "Oberflächengeometrie geladener rotierender schwarzer Löcher". Physical Review D . 7 (2): 289–295. Bibcode : 1973PhRvD ... 7..289S . doi : 10.1103 / PhysRevD.7.289 .
  100. ^ Visser, M. (22. Januar 2009). "Die Kerr-Raumzeit: Eine kurze Einführung". In Wiltshire, DL; Visser, M.; Scott, SM (Hrsg.). Die Kerr-Raumzeit: Rotierende schwarze Löcher in der Allgemeinen Relativitätstheorie . Cambridge University Press. arXiv : 0706.0622 . ISBN 978-052188512-6.
  101. ^ Delgado, JFM; Herdeiro, CAR; Radu, E. (2018). "Horizontgeometrie für Kerr-Schwarze Löcher mit synchronisiertem Haar". Physical Review D . 97 (12): 124012. arXiv : 1804.04910 . Bibcode : 2018PhRvD..97l4012D . doi : 10.1103 / PhysRevD.97.124012 . hdl : 10773/24121 . S2CID 55732213 . 
  102. ^ Carroll 2004 , p. 205
  103. ^ Carroll 2004 , S. 264–265
  104. ^ Carroll 2004 , p. 252
  105. ^ "Größen von schwarzen Löchern? Wie groß ist ein schwarzes Loch?" . Himmel & Teleskop . 22. Juli 2014 . Abgerufen am 9. Oktober 2018 .
  106. ^ Lewis, GF; Kwan, J. (2007). "Kein Weg zurück: Maximierung der Überlebenszeit unterhalb des Schwarzschild-Ereignishorizonts". Veröffentlichungen der Astronomical Society of Australia . 24 (2): 46–52. arXiv : 0705.1029 . Bibcode : 2007PASA ... 24 ... 46L . doi : 10.1071 / AS07012 . S2CID 17261076 . 
  107. ^ Wheeler 2007 , p. 182
  108. ^ Carroll 2004 , S. 257–259 und 265–266
  109. ^ Droz, S.; Israel, W.; Morsink, SM (1996). "Schwarze Löcher: die innere Geschichte". Physikwelt . 9 (1): 34–37. Bibcode : 1996PhyW .... 9 ... 34D . doi : 10.1088 / 2058-7058 / 9/1/26 .
  110. ^ Carroll 2004 , p. 266
  111. ^ Poisson, E.; Israel, W. (1990). "Interne Struktur von Schwarzen Löchern". Physical Review D . 41 (6): 1796–1809. Bibcode : 1990PhRvD..41.1796P . doi : 10.1103 / PhysRevD.41.1796 . PMID 10012548 . 
  112. ^ Wald 1984 , p. 212
  113. ^ Hamade, R. (1996). "Schwarze Löcher und Quantengravitation" . Cambridge Relativitätstheorie und Kosmologie . Universität von Cambridge. Archiviert vom Original am 7. April 2009 . Abgerufen am 26. März 2009 .
  114. ^ Palmer, D. "Fragen Sie einen Astrophysiker: Quantengravitation und schwarze Löcher" . NASA. Archiviert vom Original am 28. März 2009 . Abgerufen am 26. März 2009 .
  115. ^ a b Nitta, Daisuke; Chiba, Takeshi; Sugiyama, Naoshi (September 2011). "Schatten kollidierender Schwarzer Löcher". Physical Review D . 84 (6): 063008. arXiv : 1106,2425 . Bibcode : 2011PhRvD..84f3008N . doi : 10.1103 / PhysRevD.84.063008 . S2CID 119264596 . 
  116. ^ Bardeen, James M.; Press, William H.; Teukolsky, Saul A. (1. Dezember 1972). "Rotierende schwarze Löcher: Lokal nicht rotierende Rahmen, Energieextraktion und skalare Synchrotronstrahlung". Das astrophysikalische Journal . 178 : 347–370. Bibcode : 1972ApJ ... 178..347B . doi : 10.1086 / 151796 .
  117. ^ "Black Hole Calculator" . Fabio Pacucci . Abgerufen am 29. September 2020 .
  118. ^ a b Visser, Matt (2007). "Die Kerr-Raumzeit: Eine kurze Einführung". Seite 35, Abb. 3. arXiv : 0706.0622 [ gr-qc ].
  119. ^ Carroll 2004 , Ch. 6.6
  120. ^ Carroll 2004 , Ch. 6.7
  121. ^ Misner, Thorne & Wheeler 1973
  122. ^ Bardeen, JM (1972). "Rotierende Schwarze Löcher: lokal nicht rotierende Rahmen, Energieextraktion und skalare Synchrotronstrahlung". Das astrophysikalische Journal . 178 : 347–370. Bibcode : 1972ApJ ... 178..347B . doi : 10.1086 / 151796 .
  123. ^ Einstein, A. (1939). "Auf einem stationären System mit sphärischer Symmetrie, das aus vielen gravitierenden Massen besteht" (PDF) . Annalen der Mathematik . 40 (4): 922–936. Bibcode : 1939AnMat..40..922E . doi : 10.2307 / 1968902 . JSTOR 1968902 . S2CID 55495712 . Archiviert vom Original (PDF) am 28. Februar 2019.   
  124. ^ Kerr, RP (2009). "Die Kerr- und Kerr-Schild-Metriken". In Wiltshire, DL; Visser, M.; Scott, SM (Hrsg.). Die Kerr-Raumzeit . Cambridge University Press. arXiv : 0706.1109 . Bibcode : 2007arXiv0706.1109K . ISBN 978-0-521-88512-6.
  125. ^ Hawking, SW ; Penrose, R. (Januar 1970). "Die Singularitäten des Gravitationskollapses und der Kosmologie" . Proceedings of the Royal Society A . 314 (1519): 529–548. Bibcode : 1970RSPSA.314..529H . doi : 10.1098 / rspa.1970.0021 . JSTOR 2416467 . 
  126. ^ a b c Pacucci, F.; Ferrara, A.; Grazian, A.; Fiore, F.; Giallongo, E. (2016). "Erste Identifizierung von Kandidaten für einen direkten Zusammenbruch des Schwarzen Lochs im frühen Universum in CANDELS / GOODS-S". Mo. Nicht. R. Astron. Soc . 459 (2): 1432. arXiv : 1603.08522 . Bibcode : 2016MNRAS.459.1432P . doi : 10.1093 / mnras / stw725 . S2CID 118578313 . 
  127. ^ a b Carr, BJ (2005). "Ursprüngliche schwarze Löcher: Existieren sie und sind sie nützlich?" In Suzuki, H.; Yokoyama, J.; Suto, Y.; Sato, K. (Hrsg.). Aufblasender Horizont der Teilchenastrophysik und Kosmologie . Universal Academy Press. S. astro-ph / 0511743. arXiv : astro-ph / 0511743 . Bibcode : 2005astro.ph.11743C . ISBN 978-4-946443-94-7.
  128. ^ a b c Carroll 2004 , Abschnitt 5.8
  129. ^ "Künstlerischer Eindruck von supermassivem Schwarzlochsamen" . Archiviert vom Original am 30. Mai 2016 . Abgerufen am 27. Mai 2016 .
  130. ^ a b c Rees, MJ; Volonteri, M. (2007). Karas, V.; Matt, G. (Hrsg.). Massive Schwarze Löcher: Bildung und Evolution . Verfahren der Internationalen Astronomischen Union . 238 . S. 51–58. arXiv : astro-ph / 0701512 . Bibcode : 2007IAUS..238 ... 51R . doi : 10.1017 / S1743921307004681 . ISBN 978-0-521-86347-6. S2CID  14844338 .
  131. ^ Bañados, Eduardo; Venemans, Bram P.; Mazzucchelli, Chiara; Farina, Emanuele P.; Walter, Fabian; Wang, Feige; Decarli, Roberto; Stern, Daniel; Fan, Xiaohui; Davies, Frederick B.; Hennawi, Joseph F. (1. Januar 2018). "Ein Schwarzes Loch mit einer Sonnenmasse von 800 Millionen in einem signifikant neutralen Universum mit einer Rotverschiebung von 7,5". Natur . 553 (7689): 473–476. arXiv : 1712.01860 . Bibcode : 2018Natur.553..473B . doi : 10.1038 / nature25180 . PMID 29211709 . S2CID 205263326 .  
  132. ^ Penrose, R. (2002). "Gravitationskollaps: Die Rolle der Allgemeinen Relativitätstheorie" (PDF) . Allgemeine Relativitätstheorie und Gravitation . 34 (7): 1141. Bibcode : 2002GReGr..34.1141P . doi : 10.1023 / A: 1016578408204 . S2CID 117459073 . Archiviert vom Original (PDF) am 26. Mai 2013.  
  133. ^ Philip Gibbs. "Ist der Urknall ein schwarzes Loch?" . John Baez . Abgerufen am 16. März 2018 .
  134. ^ Giddings, SB; Thomas, S. (2002). "Hochenergie-Collider als Schwarzlochfabriken: Das Ende der Kurzstreckenphysik". Physical Review D . 65 (5): 056010. arXiv : hep-ph / 0106219 . Bibcode : 2002PhRvD..65e6010G . doi : 10.1103 / PhysRevD.65.056010 . S2CID 1203487 . 
  135. ^ Harada, T. (2006). "Gibt es eine Mindestmasse für ein Schwarzes Loch?" Physical Review D . 74 (8): 084004. arXiv : gr-qc / 0609055 . Bibcode : 2006PhRvD..74h4004H . doi : 10.1103 / PhysRevD.74.084004 . S2CID 119375284 . 
  136. ^ Arkani-Hamed, N.; Dimopoulos, S.; Dvali, G. (1998). "Das Hierarchieproblem und neue Dimensionen im Millimeterbereich". Physics Letters B . 429 (3–4): 263–272. arXiv : hep-ph / 9803315 . Bibcode : 1998PhLB..429..263A . doi : 10.1016 / S0370-2693 (98) 00466-3 . S2CID 15903444 . 
  137. ^ LHC Safety Assessment Group (2008). "Überprüfung der Sicherheit von LHC-Kollisionen" (PDF) . Journal of Physics G: Kernphysik . 35 (11): 115004. arXiv : 0806.3414 . Bibcode : 2008JPhG ... 35k5004E . doi : 10.1088 / 0954-3899 / 35/11/115004 . S2CID 53370175 . Archiviert (PDF) vom Original am 14. April 2010.  
  138. ^ Cavaglià, M. (2010). "Teilchenbeschleuniger als Schwarzlochfabriken?" . Einstein-Online . 4 : 1010. Archiviert vom Original am 8. Mai 2013 . Abgerufen am 8. Mai 2013 .
  139. ^ Vesperini, E.; McMillan, SLW; d'Ercole, A.; et al. (2010). "Schwarze Löcher mit mittlerer Masse in frühen Kugelsternhaufen". Die astrophysikalischen Tagebuchbriefe . 713 (1): L41 - L44. arXiv : 1003,3470 . Bibcode : 2010ApJ ... 713L..41V . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 713/1 / L41 . S2CID 119120429 . 
  140. ^ Zwart, SFP; Baumgardt, H.; Hut, P.; et al. (2004). "Bildung massiver Schwarzer Löcher durch außer Kontrolle geratene Kollisionen in dichten jungen Sternhaufen". Natur . 428 (6984): 724–726. arXiv : astro-ph / 0402622 . Bibcode : 2004Natur.428..724P . doi : 10.1038 / nature02448 . PMID 15085124 . S2CID 4408378 .  
  141. ^ O'Leary, RM; Rasio, FA; Fregeau, JM; et al. (2006). "Binäre Fusionen und Wachstum von Schwarzen Löchern in dichten Sternhaufen". Das astrophysikalische Journal . 637 (2): 937–951. arXiv : astro-ph / 0508224 . Bibcode : 2006ApJ ... 637..937O . doi : 10.1086 / 498446 . S2CID 1509957 . 
  142. ^ Seite, DN (2005). "Hawking-Strahlung und Thermodynamik der Schwarzen Löcher". Neues Journal für Physik . 7 (1): 203. arXiv : hep-th / 0409024 . Bibcode : 2005NJPh .... 7..203P . doi : 10.1088 / 1367-2630 / 7/1/203 . S2CID 119047329 . 
  143. ^ Carroll 2004 , Ch. 9.6
  144. ^ Siegel, Ethan (2017). "Frag Ethan: Wachsen schwarze Löcher schneller als sie verdunsten?" . Forbes (Blog "Beginnt mit einem Knall") . Abgerufen am 17. März 2018 .
  145. ^ Sivaram, C. (2001). "Schwarzes Loch Hawking-Strahlung darf niemals beobachtet werden!". Allgemeine Relativitätstheorie und Gravitation . 33 (2): 175–181. Bibcode : 2001GReGr..33..175S . doi : 10.1023 / A: 1002753400430 . S2CID 118913634 . 
  146. ^ "Verdampfende Schwarze Löcher?" . Einstein online . Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik. 2010. Archiviert vom Original am 22. Juli 2011 . Abgerufen am 12. Dezember 2010 .
  147. ^ Giddings, SB; Mangano, ML (2008). "Astrophysikalische Implikationen hypothetisch stabiler Schwarzer Löcher im TeV-Maßstab". Physical Review D . 78 (3): 035009. arXiv : 0806.3381 . Bibcode : 2008PhRvD..78c5009G . doi : 10.1103 / PhysRevD.78.035009 . S2CID 17240525 . 
  148. ^ Peskin, ME (2008). "Das Ende der Welt beim Large Hadron Collider?" . Physik . 1 : 14. Bibcode : 2008PhyOJ ... 1 ... 14P . doi : 10.1103 / Physik.1.14 .
  149. ^ Fichtel, CE; Bertsch, DL; Dingus, BL ; et al. (1994). "Suche nach EGRET-Daten (Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope) für hochenergetische Gammastrahlen-Mikrosekunden-Bursts". Astrophysikalisches Journal . 434 (2): 557–559. Bibcode : 1994ApJ ... 434..557F . doi : 10.1086 / 174758 .
  150. ^ Naeye, R. "Testen der Grundphysik" . NASA. Archiviert vom Original am 31. August 2008 . Abgerufen am 16. September 2008 .
  151. ^ a b Frautschi, S. (1982). "Entropie in einem expandierenden Universum". Wissenschaft . 217 (4560): 593–599. Bibcode : 1982Sci ... 217..593F . doi : 10.1126 / science.217.4560.593 . PMID 17817517 . S2CID 27717447 .  Siehe Seite 596: Tabelle  1 und Abschnitt "Zerfall des Schwarzen Lochs" und vorheriger Satz auf dieser Seite.
  152. ^ Seite, Don N. (1976). "Partikelemissionsraten aus einem Schwarzen Loch: Masselose Partikel aus einem ungeladenen, nicht rotierenden Loch". Physical Review D . 13 (2): 198–206. Bibcode : 1976PhRvD..13..198P . doi : 10.1103 / PhysRevD.13.198 .. Siehe insbesondere Gleichung (27).
  153. ^ "Black Holes | Science Mission Directorate" . NASA . Abgerufen am 17. März 2018 .
  154. ^ "Beobachtungen vom April 2017" . Event Horizon Telescope . Abgerufen am 11. April 2019 .
  155. ^ Auf Wiedersehen, Dennis (10. April 2019). "Endlich sichtbare Dunkelheit: Astronomen erfassen das erste Bild eines Schwarzen Lochs" . Die New York Times . Abgerufen am 11. April 2019 .
  156. ^ AP (10. April 2019). "Astronomen enthüllen das erste Bild eines Schwarzen Lochs" . Die New York Times (Video) . Abgerufen am 11. April 2019 .
  157. ^ Doeleman, Shep (4. April 2016). "Das Event Horizon Telescope: Bildgebung und zeitauflösende Auflösung eines Schwarzen Lochs" . Physik @ Berkeley . Ereignis tritt um 46:50 ein. Archiviert vom Original am 1. Dezember 2016 . Abgerufen am 8. Juli 2016 .
  158. ^ Grossman, Lisa; Conover, Emily (10. April 2019). "Das erste Bild eines Schwarzen Lochs eröffnet eine neue Ära der Astrophysik" . Wissenschaftsnachrichten . Abgerufen am 11. April 2019 .
  159. ^ Event Horizon Telescope Collaboration (2021). "Erste Ergebnisse des M87 Event Horizon Telescope. VII. Polarisation des Rings" . Das astrophysikalische Journal . 910 (1): L12. Bibcode : 2021ApJ ... 910L..12E . doi : 10.3847 / 2041-8213 / abe71d . Abgerufen am 18. April 2021 .
  160. ^ "Das erste Bild eines Schwarzen Lochs eröffnet eine neue Ära der Astrophysik" . Wissenschaftsnachrichten . 10. April 2019 . Abgerufen am 30. September 2019 .
  161. ^ Johnson, MD; Fisch, VL; Doeleman, SS; Marrone, DP; Plambeck, RL; Wardle, JFC; Akiyama, K.; Asada, K.; Beaudoin, C. (4. Dezember 2015). "Aufgelöste Magnetfeldstruktur und Variabilität in der Nähe des Ereignishorizonts von Schütze A *". Wissenschaft . 350 (6265): 1242–1245. arXiv : 1512.01220 . Bibcode : 2015Sci ... 350.1242J . doi : 10.1126 / science.aac7087 . PMID 26785487 . S2CID 21730194 .  
  162. ^ "Event Horizon Telescope zeigt Magnetfelder am zentralen Schwarzen Loch der Milchstraße" . cfa.harvard.edu . 3. Dezember 2015. Aus dem Original vom 31. Dezember 2015 archiviert . Abgerufen am 12. Januar 2016 .
  163. ^ O. Straub, FH Vincent, MA Abramowicz, E. Gourgoulhon, T. Paumard, "Modellierung der Silhouette des Schwarzen Lochs in Sgr A * mit Ionentori", Astron. Astroph 543 (2012) A8
  164. ^ Auf Wiedersehen, Dennis (11. Februar 2016). "Physiker erkennen Gravitationswellen und beweisen, dass Einstein Recht hat" . Die New York Times . Archiviert vom Original am 11. Februar 2016 . Abgerufen am 11. Februar 2016 .
  165. ^ Abbott, Benjamin P.; et al. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (11. Februar 2016). "Eigenschaften der binären Schwarzlochfusion GW150914". Briefe zur körperlichen Überprüfung . 116 (24): 241102. arXiv : 1602.03840 . Bibcode : 2016PhRvL.116x1102A . doi : 10.1103 / PhysRevLett.116.241102 . PMID 27367378 . S2CID 217406416 .  
  166. ^ a b Cardoso, V.; Franzin, E.; Pani, P. (2016). "Ist der Gravitationswellen-Ringdown eine Sonde des Ereignishorizonts?" Briefe zur körperlichen Überprüfung . 116 (17): 171101. arXiv : 1602.07309 . Bibcode : 2016PhRvL.116q1101C . doi : 10.1103 / PhysRevLett.116.171101 . PMID 27176511 . S2CID 206273829 .  
  167. ^ Abbott, Benjamin P.; et al. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (11. Februar 2016). "Tests der allgemeinen Relativitätstheorie mit GW150914" . Briefe zur körperlichen Überprüfung . 116 (22): 221101. arXiv : 1602.03841 . Bibcode : 2016PhRvL.116v1101A . doi : 10.1103 / PhysRevLett.116.221101 . PMID 27314708 . S2CID 217275338 . Archiviert vom Original am 15. Februar 2016 . Abgerufen am 12. Februar 2016 .  
  168. ^ Abbott, BP; et al. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (2016). "Astrophysikalische Implikationen der binären Schwarzlochfusion GW150914" . Astrophys. J. Lett . 818 (2): L22. arXiv : 1602.03846 . Bibcode : 2016ApJ ... 818L..22A . doi : 10.3847 / 2041-8205 / 818/2 / L22 . hdl : 1826/11732 . Archiviert vom Original am 16. März 2016.
  169. ^ a b Gillessen, S.; Eisenhauer, F.; Trippe, S.; et al. (2009). "Überwachung der Sternumlaufbahnen um das massive Schwarze Loch im galaktischen Zentrum". Das astrophysikalische Journal . 692 (2): 1075–1109. arXiv : 0810.4674 . Bibcode : 2009ApJ ... 692.1075G . doi : 10.1088 / 0004-637X / 692/2/1075 . S2CID 1431308 . 
  170. ^ a b Ghez, AM; Klein, BL; Morris, M.; et al. (1998). "High Proper-Motion Stars in der Nähe von Schütze A *: Beweis für ein supermassives Schwarzes Loch im Zentrum unserer Galaxie". Das astrophysikalische Journal . 509 (2): 678–686. arXiv : astro-ph / 9807210 . Bibcode : 1998ApJ ... 509..678G . doi : 10.1086 / 306528 . S2CID 18243528 . 
  171. ^ Broderick, Avery; Loeb, Abraham; Narayan, Ramesh (August 2009). "Der Ereignishorizont von Schütze A *". Das astrophysikalische Journal . 701 (2): 1357–1366. arXiv : 0903.1105 . Bibcode : 2009ApJ ... 701.1357B . doi : 10.1088 / 0004-637X / 701/2/1357 . S2CID 12991878 . 
  172. ^ a b "NuSTAR der NASA sieht seltene Unschärfe des Schwarzlochlichts" . NASA . 12. August 2014. Aus dem Original am 13. August 2014 archiviert . Abgerufen am 12. August 2014 .
  173. ^ "Forscher klären Dynamik der Rotationsenergie des Schwarzen Lochs" . Abgerufen am 17. September 2018 .
  174. ^ Marck, Jean-Alain (1. März 1996). "Abkürzungsmethode zur Lösung geodätischer Gleichungen für das Schwarze Loch von Schwarzchild". Klassische und Quantengravitation . 13 (3): 393–402. arXiv : gr-qc / 9505010 . Bibcode : 1996CQGra..13..393M . doi : 10.1088 / 0264-9381 / 13/3/007 . ISSN 0264-9381 . S2CID 119508131 .  
  175. ^ a b McClintock, JE; Remillard, RA (2006). "Black Hole Binaries". In Lewin, W.; van der Klis, M. (Hrsg.). Kompakte stellare Röntgenquellen . p. 157. arXiv : astro-ph / 0306213 . Bibcode : 2006csxs.book..157M . ISBN 978-0-521-82659-4. Abschnitt 4.1.5.
  176. ^ "Was treibt die mächtigen Jets eines Schwarzen Lochs an?" . Wissenschaft | AAAS . 19. November 2014 . Abgerufen am 19. März 2018 .
  177. ^ A b c d e f g h i Celotti, A .; Miller, JC; Sciama, DW (1999). "Astrophysikalische Beweise für die Existenz von Schwarzen Löchern" (PDF) . Klassische und Quantengravitation . 16 (12A): A3 - A21. arXiv : astro-ph / 9912186 . Bibcode : 1999CQGra..16A ... 3C . doi : 10.1088 / 0264-9381 / 16 / 12A / 301 . S2CID 17677758 .  
  178. ^ Winter, LM; Mushotzky, RF; Reynolds, CS (2006). "XMM-Newton-Archivstudie der ultraluminösen Röntgenpopulation in nahe gelegenen Galaxien". Das astrophysikalische Journal . 649 (2): 730–752. arXiv : astro-ph / 0512480 . Bibcode : 2006ApJ ... 649..730W . doi : 10.1086 / 506579 . S2CID 118445260 . 
  179. ^ [email protected] "Hubble beobachtet die Scheibe direkt um ein Schwarzes Loch" . www.spacetelescope.org . Archiviert vom Original am 8. März 2016 . Abgerufen am 7. März 2016 .
  180. ^ Muñoz, José A.; Mediavilla, Evencio; Kochanek, Christopher S.; Falco, Emilio; Mosquera, Ana María (1. Dezember 2011). "Eine Untersuchung der Chromatizität von Gravitationslinsen mit dem Hubble-Weltraumteleskop". Das astrophysikalische Journal . 742 (2): 67. arXiv : 1107,5932 . Bibcode : 2011ApJ ... 742 ... 67M . doi : 10.1088 / 0004-637X / 742/2/67 . S2CID 119119359 . 
  181. ^ Bolton, CT (1972). "Identifizierung von Cygnus X-1 mit HDE 226868". Natur . 235 (5336): 271–273. Bibcode : 1972Natur.235..271B . doi : 10.1038 / 235271b0 . S2CID 4222070 . 
  182. ^ Webster, BL; Murdin, P. (1972). "Cygnus X-1 - eine spektroskopische Binärdatei mit einem schweren Begleiter?". Natur . 235 (5332): 37–38. Bibcode : 1972Natur.235 ... 37W . doi : 10.1038 / 235037a0 . S2CID 4195462 . 
  183. ^ Rolston, B. (10. November 1997). "Das erste Schwarze Loch" . Das Bulletin . Universität von Toronto. Archiviert vom Original am 2. Mai 2008 . Abgerufen am 11. März 2008 .
  184. ^ Shipman, HL (1. Januar 1975). "Die unplausible Geschichte von Triple-Star-Modellen für Cygnus X-1 Evidence for a Black Hole". Astrophysikalische Briefe . 16 (1): 9–12. Bibcode : 1975ApL .... 16 .... 9S .
  185. ^ "NASA-Wissenschaftler identifizieren kleinstes bekanntes Schwarzes Loch" (Pressemitteilung). Goddard Space Flight Center . 1. April 2008. Aus dem Original vom 27. Dezember 2008 archiviert . Abgerufen am 14. März 2009 .
  186. ^ Krolik, JH (1999). Aktive galaktische Kerne . Princeton University Press. CH. 1.2. ISBN 978-0-691-01151-6.
  187. ^ Sparke, LS ; Gallagher, JS (2000). Galaxien im Universum: Eine Einführung . Cambridge University Press. CH. 9.1. ISBN 978-0-521-59740-1.
  188. ^ Chou, Felicia; Anderson, Janet; Watzke, Megan (5. Januar 2015). "RELEASE 15-001 - Chandra der NASA entdeckt rekordverdächtigen Ausbruch aus dem Schwarzen Loch der Milchstraße" . NASA . Archiviert vom Original am 6. Januar 2015 . Abgerufen am 6. Januar 2015 .
  189. ^ Kormendy, J.; Richstone, D. (1995). "Inward Bound - Die Suche nach supermassiven schwarzen Löchern in galaktischen Kernen". Jahresrückblick auf Astronomie und Astrophysik . 33 (1): 581–624. Bibcode : 1995ARA & A..33..581K . doi : 10.1146 / annurev.aa.33.090195.003053 .
  190. ^ King, A. (2003). "Schwarze Löcher, Galaxienbildung und die MBH-σ-Beziehung". Die astrophysikalischen Tagebuchbriefe . 596 (1): 27–29. arXiv : astro-ph / 0308342 . Bibcode : 2003ApJ ... 596L..27K . doi : 10.1086 / 379143 . S2CID 9507887 . 
  191. ^ Ferrarese, L.; Merritt, D. (2000). "Eine grundlegende Beziehung zwischen supermassiven Schwarzen Löchern und ihren Wirtsgalaxien". Die astrophysikalischen Tagebuchbriefe . 539 (1): 9–12. arXiv : astro-ph / 0006053 . Bibcode : 2000ApJ ... 539L ... 9F . doi : 10.1086 / 312838 . S2CID 6508110 . 
  192. ^ "Das Abendessen eines Schwarzen Lochs nähert sich schnell" . ESO-Pressemitteilung . Archiviert vom Original am 13. Februar 2012 . Abgerufen am 6. Februar 2012 .
  193. ^ a b Bozza, V. (2010). "Gravitationslinse durch schwarze Löcher". Allgemeine Relativitätstheorie und Gravitation . 42 (9): 2269–2300. arXiv : 0911.2187 . Bibcode : 2010GReGr..42.2269B . doi : 10.1007 / s10714-010-0988-2 . S2CID 118635353 . 
  194. ^ Kovacs, Z.; Cheng, KS; Harko, T. (2009). "Können schwarze Löcher mit Sternmasse Quarksterne sein?" Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society . 400 (3): 1632–1642. arXiv : 0908.2672 . Bibcode : 2009MNRAS.400.1632K . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15571.x . S2CID 18263809 . 
  195. ^ Kusenko, A. (2006). "Eigenschaften und Signaturen supersymmetrischer Q-Bälle". arXiv : hep-ph / 0612159 .
  196. ^ Hansson, J.; Sandin, F. (2005). "Preon-Sterne: eine neue Klasse kosmischer Kompaktobjekte". Physics Letters B . 616 (1–2): 1–7. arXiv : astro-ph / 0410417 . Bibcode : 2005PhLB..616 .... 1H . doi : 10.1016 / j.physletb.2005.04.034 . S2CID 119063004 . 
  197. ^ Kiefer, C. (2006). "Quantengravitation: allgemeine Einführung und aktuelle Entwicklungen". Annalen der Physik . 15 (1–2): 129–148. arXiv : gr-qc / 0508120 . Bibcode : 2006AnP ... 518..129K . doi : 10.1002 / andp.200510175 . S2CID 12984346 . 
  198. ^ Skenderis, K.; Taylor, M. (2008). "Der Fuzzball-Vorschlag für Schwarze Löcher". Physikberichte . 467 (4–5): 117. arXiv : 0804.0552 . Bibcode : 2008PhR ... 467..117S . doi : 10.1016 / j.physrep.2008.08.001 . S2CID 118403957 . 
  199. ^ Choi, Charles Q. (2018). "Black Hole Pretenders könnten wirklich bizarre Quantensterne sein" . Wissenschaftlicher Amerikaner . Abgerufen am 17. März 2018 .
  200. ^ Ball, Philip (31. März 2005). „Schwarze Löcher‚gibt es nicht “. Natur . doi : 10.1038 / news050328-8 .
  201. ^ Hawking, SW (1971). "Gravitationsstrahlung von kollidierenden schwarzen Löchern". Briefe zur körperlichen Überprüfung . 26 (21): 1344–1346. Bibcode : 1971PhRvL..26.1344H . doi : 10.1103 / PhysRevLett.26.1344 .
  202. ^ a b Wald, RM (2001). "Die Thermodynamik der schwarzen Löcher" . Lebende Rezensionen in der Relativitätstheorie . 4 (1): 6. arXiv : gr-qc / 9912119 . Bibcode : 2001LRR ..... 4 .... 6W . doi : 10.12942 / lrr-2001-6 . PMC 5253844 . PMID 28163633 .  
  203. ^ 't Hooft, G. (2001). "Das holographische Prinzip". In Zichichi, A. (Hrsg.). Grundlagen und Highlights der Grundlagenphysik . Grundlagen und Highlights der Grundlagenphysik . Subnukleare Reihen. 37 . S. 72–100. arXiv : hep-th / 0003004 . Bibcode : 2001bhfp.conf ... 72T . doi : 10.1142 / 9789812811585_0005 . ISBN 978-981-02-4536-8. S2CID  119383028 .
  204. ^ Strominger, A.; Vafa, C. (1996). "Mikroskopischer Ursprung der Bekenstein-Hawking-Entropie". Physics Letters B . 379 (1–4): 99–104. arXiv : hep-th / 9601029 . Bibcode : 1996PhLB..379 ... 99S . doi : 10.1016 / 0370-2693 (96) 00345-0 . S2CID 1041890 . 
  205. ^ Carlip, S. (2009). "Schwarzlochthermodynamik und statistische Mechanik". Physik der Schwarzen Löcher . Physik der Schwarzen Löcher . Vorlesungsunterlagen in Physik. 769 . S. 89–123. arXiv : 0807.4520 . Bibcode : 2009LNP ... 769 ... 89C . doi : 10.1007 / 978-3-540-88460-6_3 . ISBN 978-3-540-88459-0. S2CID  15877702 .
  206. ^ Hawking, SW "Spielt Gott Würfel?" . www.hawking.org.uk . Archiviert vom Original am 11. Januar 2012 . Abgerufen am 14. März 2009 .
  207. ^ Giddings, SB (1995). "Das Informationsparadoxon des Schwarzen Lochs". Teilchen, Saiten und Kosmologie . Johns Hopkins Workshop zu aktuellen Problemen in der Partikeltheorie 19 und das Interdisziplinäre PASCOS-Symposium 5. arXiv : hep-th / 9508151 . Bibcode : 1995hep.th .... 8151G .
  208. ^ a b Unruh, William G . ; Wald, Robert M. (2017). "Informationsverlust". Berichte über Fortschritte in der Physik . 80 (9): 092002. arXiv : 1703.02140 . Bibcode : 2017RPPh ... 80i2002U . doi : 10.1088 / 1361-6633 / aa778e . PMID 28585922 . S2CID 39957660 .  
  209. ^ Mathur, SD (2011). Das Informationsparadoxon: Konflikte und Lösungen . XXV Internationales Symposium über Lepton-Photonen-Wechselwirkungen bei hohen Energien. arXiv : 1201.2079 . Bibcode : 2012Prama..79.1059M . doi : 10.1007 / s12043-012-0417-z .
  210. ^ Seite, Don N. (1993). "Informationen in der Strahlung von Schwarzen Löchern". Phys. Rev. Lett. 71 (23): 3743–3746. arXiv : hep-th / 9306083 . Bibcode : 1993PhRvL..71.3743P . CiteSeerX 10.1.1.267.174 . doi : 10.1103 / PhysRevLett.71.3743 . PMID 10055062 . S2CID 9363821 .    
  211. ^ Seite, Don N. (1993). "Durchschnittliche Entropie eines Subsystems". Phys. Rev. Lett. 71 (9): 1291–1294. arXiv : gr-qc / 9305007 . Bibcode : 1993PhRvL..71.1291P . CiteSeerX 10.1.1.339.7694 . doi : 10.1103 / PhysRevLett.71.1291 . PMID 10055503 . S2CID 17058654 .    
  212. ^ Merali, Zeeya (3. April 2013). "Astrophysik: Feuer im Loch!" . Natur . 496 (7443): 20–23. Bibcode : 2013Natur.496 ... 20M . doi : 10.1038 / 496020a . PMID 23552926 . 
  213. ^ Amheiri, Ahmed; Marolf, Donald; Polchinski, Joseph; Sully, James (2013). "Schwarze Löcher: Komplementarität oder Firewalls?". Zeitschrift für Hochenergiephysik . 2013 (2): 62. arXiv : 1207,3123 . Bibcode : 2013JHEP ... 02..062A . doi : 10.1007 / JHEP02 (2013) 062 . S2CID 55581818 . 

Weiterführende Literatur

Beliebte Lektüre

  • Ferguson, Kitty (1991). Schwarze Löcher in der Raumzeit . Watts Franklin. ISBN 978-0-531-12524-3.
  • Hawking, Stephen (1988). Eine kurze Geschichte der Zeit . Bantam Books, Inc. ISBN 978-0-553-38016-3.
  • Hawking, Stephen ; Penrose, Roger (1996). Die Natur von Raum und Zeit . Princeton University Press. ISBN 978-0-691-03791-2.
  • Melia, Fulvio (2003). Das Schwarze Loch im Zentrum unserer Galaxie . Princeton U Press. ISBN 978-0-691-09505-9.
  • Melia, Fulvio (2003). Der Rand der Unendlichkeit. Supermassive Schwarze Löcher im Universum . Cambridge U Press. ISBN 978-0-521-81405-8.
  • Pickover, Clifford (1998). Schwarze Löcher: Ein Reiseführer . Wiley, John & Sons, Inc. ISBN 978-0-471-19704-1.
  • Thorne, Kip S. (1994). Schwarze Löcher und Zeitverzerrungen . Norton, WW & Company, Inc. ISBN 978-0-393-31276-8.
  • Susskind, Leonard (2008). Der Schwarzlochkrieg: Mein Kampf mit Stephen Hawking, um die Welt für die Quantenmechanik sicher zu machen . Little, Brown und Company. ISBN 978-0316016407.
  • Wheeler, J. Craig (2007). Kosmische Katastrophen (2. Aufl.). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85714-7.

Lehrbücher und Monographien der Universität

  • Carroll, Sean M. (2004). Raumzeit und Geometrie . Addison Wesley. ISBN 978-0-8053-8732-2.Die Vorlesungsunterlagen, auf denen das Buch basiert, sind kostenlos auf der Website von Sean Carroll erhältlich .
  • Carter, B. (1973). "Gleichgewichtszustände des Schwarzen Lochs". In DeWitt, BS ; DeWitt, C. (Hrsg.). Schwarze Löcher .
  • Chandrasekhar, Subrahmanyan (1999). Mathematische Theorie der Schwarzen Löcher . Oxford University Press. ISBN 978-0-19-850370-5.
  • Schwarzlochphysik . Grundlegende Theorien der Physik. 96 . 1998. doi : 10.1007 / 978-94-011-5139-9 . ISBN 978-0-7923-5146-7.
  • Frolov, Valeri P.; Zelnikov, Andrei (2011). Einführung in die Schwarzlochphysik . Oxford: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-969229-3. Zbl  1234.83001 .
  • Hawking, SW ; Ellis, GFR (1973). Großräumige Struktur der Raumzeit . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-09906-6.
  • Melia, Fulvio (2007). Das galaktische supermassive Schwarze Loch . Princeton U Press. ISBN 978-0-691-13129-0.
  • Misner, Charles ; Thorne, Kip S . ; Wheeler, John (1973). Gravitation . WH Freeman und Company. ISBN 978-0-7167-0344-0.
  • Taylor, Edwin F.; Wheeler, John Archibald (2000). Schwarze Löcher erkunden . Addison Wesley Longman. ISBN 978-0-201-38423-9.
  • Wald, Robert M. (1984). Allgemeine Relativitätstheorie . University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-87033-5.
  • Wald, Robert M. (1992). Raum, Zeit und Schwerkraft: Die Theorie des Urknalls und der schwarzen Löcher . University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-87029-8.
  • Price, Richard; Creighton, Teviet (2008). "Schwarze Löcher" . Scholarpedia . 3 (1): 4277. Bibcode : 2008SchpJ ... 3.4277C . doi : 10.4249 / Scholarpedia.4277 .

Übersichtsartikel

  • Gallo, Elena; Marolf, Donald (2009). "Ressourcenbuchstabe BH-2: Schwarze Löcher". American Journal of Physics . 77 (4): 294–307. arXiv : 0806.2316 . Bibcode : 2009AmJPh..77..294G . doi : 10.1119 / 1.3056569 . S2CID  118494056 .
  • Hughes, Scott A. (2005). "Vertrauen, aber überprüfen: Der Fall für astrophysikalische Schwarze Löcher". arXiv : hep-ph / 0511217 .Vorlesungsunterlagen vom SLAC Summer Institute 2005 .

Externe Links

  • Schwarze Löcher auf in unserer Zeit bei der BBC
  • Stanford Encyclopedia of Philosophy : " Singularities and Black Holes " von Erik Curiel und Peter Bokulich.
  • Schwarze Löcher: Gravity's Relentless Pull - Interaktive Multimedia-Website über die Physik und Astronomie von Schwarzen Löchern vom Space Telescope Science Institute
  • ESA ‚s Black Hole Visualisierung
  • Häufig gestellte Fragen (FAQs) zu schwarzen Löchern
  • " Schwarzschild Geometrie "
  • Hubble-Site
  • Schwarze Löcher - einfach (NYT; April 2021)

Videos

  • Eine 16-jährige Studie verfolgt Sterne, die das Schwarze Loch der Milchstraße umkreisen
  • Film des Black Hole Candidate vom Max Planck Institute
  • Cowen, Ron (20. April 2015). "3D-Simulationen kollidierender Schwarzer Löcher galten als bisher realistischste" . Natur . doi : 10.1038 / nature.2015.17360 .
  • Computervisualisierung des von LIGO erkannten Signals
  • Zwei schwarze Löcher verschmelzen zu einem (basierend auf dem Signal GW150914)