mini|hochkant=1.2|Aus Radioaufnahmen des Event Horizon Telescope berechnete Darstellung, die das supermassereiche Schwarze Loch der Galaxie M87 zeigt. Die schwarze Scheibe in der Bildmitte ist etwa 2,5-mal so groß wie der Ereignishorizont (Schwarzschild-Durchmesser ca. 38·1012 m) des supermassereichen Schwarzen Lochs im Zentrum. mini|hochkant=1.2|Simulation eines nichtrotierenden Schwarzen Lochs von 10 Sonnenmassen, wie es aus einer Entfernung von 600 km aussähe. Die Milchstraße im Hintergrund erscheint durch die Gravitation des Schwarzen Lochs verzerrt und doppelt. Die Bildbreite entspricht einem Blickwinkelbereich von etwa 90°. Ein Schwarzes Loch ist ein Objekt, dessen Masse die Raumzeit so stark krümmt, dass Materie, Licht und damit auch jegliche Information auf einen bestimmten Bereich der Raumzeit beschränkt bleibt und diesen nicht mehr unmittelbar verlassen kann. Die Grenze dieses Bereiches wird Ereignishorizont genannt. Die Bezeichnung Schwarzes Loch wurde im Jahr 1967 durch John Archibald Wheeler etabliert. Zu jener Zeit galt die Existenz der erst theoretisch beschriebenen Schwarzen Löcher zwar als sehr wahrscheinlich, war aber noch nicht durch Beobachtungen bestätigt. Später wurden zahlreiche Beispiele für Auswirkungen Schwarzer Löcher beobachtet, z. B. ab 1992 die Untersuchungen des supermassereichen Schwarzen Lochs Sagittarius A* im Zentrum der Milchstraße im Infrarotbereich. 2016 wurde die Fusion zweier Schwarzer Löcher über die dabei erzeugten Gravitationswellen durch LIGO beobachtet und 2019 gelang eine radioteleskopische Aufnahme eines Bildes des supermassereichen Schwarzen Lochs M87* im Zentrum der Galaxie M87 mit dem Event Horizon Telescope. 2022 gelang die Abbildung des Schwarzen Lochs Sagittarius A* im Zentrum der Milchstraße ebenfalls mit dem Event Horizon Telescope.Astronomen enthüllen erstes Bild des Schwarzen Lochs im Herzen unserer Galaxie, Pressemitteilung European Southern Observatory, 12. Mai 2022. In der Ansicht eines Schwarzen Lochs kann also von einem weit entfernten Beobachter im Zentrum ein dunkler bis schwarzer Bereich nachgewiesen werden. Dieser Bereich wird Schatten des Schwarzen Lochs genannt und sollte nicht mit der mathematischen Fläche des Ereignishorizontes verwechselt werden. Die genaue Form des Schattens hängt aufgrund der Verzerrung der Lichtstrahlen im Bereich außerhalb des Ereignishorizontes auch leicht vom Ort des entfernten Beobachters ab. Die gekrümmte Raumzeit um den Ereignishorizont wirkt also als Gravitationslinse.

Es gibt unterschiedliche Klassen von Schwarzen Löchern mit ihren jeweiligen Entstehungsmechanismen. Stellare Schwarze Löcher entstehen, wenn in einem gealterten massereichen Stern der Strahlungsdruck von innen dem Gasdruck der äußeren Schichten nicht mehr standhalten kann und der Stern kollabiert. Supermassereiche Schwarze Löcher von millionen- bis milliardenfacher Sonnenmasse dagegen stehen im Zentrum von Galaxien und spielen eine wichtige Rolle in deren Entwicklung. Die Anzahl stellarer Schwarzer Löcher im beobachtbaren Universum wird auf 40 Trillionen geschätzt, wobei sie rund ein Prozent der gewöhnlichen Materie umfassen.

Eine direkte visuelle Beobachtung weit entfernter Schwarzer Löcher, so wie in den ersten Bildern, wird in der Praxis häufig durch interstellare Materie erschwert. Außerhalb des Ereignishorizonts kann sich ein inaktives Schwarzes Loch wie ein normaler Massekörper verhalten und von anderen Himmelskörpern auf stabilen Bahnen umrundet werden. Je nach physikalischer Beschaffenheit des Schwarzen Lochs, die mit der Masse, der elektrischen Ladung und dem Drehimpuls zusammenhängt, ergeben sich verschiedene Details in der Struktur der Raumzeit eines Schwarzen Lochs. Die Struktur der Raumzeit eines Schwarzen Lochs wird durch die allgemeine Relativitätstheorie beschrieben.

Forschungsgeschichte

18. Jahrhundert: Newtonsche Physik

In den 1680er Jahren hatte Isaac Newton erstmals eine mathematische Beschreibung der Gravitation entwickelt. Demnach üben Körper eine Kraft aufeinander aus, die proportional zu deren Masse ist. Ein kleines Objekt im Abstand vom Mittelpunkt eines kugelförmigen großen Objekts der Masse benötigt eine Geschwindigkeit , um dessen Schwerkraft zu entfliehen (Fluchtgeschwindigkeit; ist die Gravitationskonstante). Umgekehrt erreicht ein Objekt, das „aus dem Unendlichen“ auf den Körper fällt, im Abstand diese Geschwindigkeit.

Newton hatte auch die Korpuskeltheorie entwickelt, nach der das Licht aus kleinen Teilchen besteht. Darauf basierend spekulierte 1783 der britische Naturforscher John Michell über Dunkle Sterne, deren Gravitation ausreiche, um Licht gefangen zu halten. In einem Brief, der von der Royal Society publiziert wurde, schrieb er:

Unabhängig von Michell beschrieb auch Pierre Simon Laplace diese Idee 1796 in seiner Exposition du Système du Monde. Er schuf dafür den Begriff „Dunkler Körper“ (corps obscur oder astre obscur).

Wenn man in die Gleichung der Fluchtgeschwindigkeit für die Lichtgeschwindigkeit einsetzt, erhält man tatsächlich den korrekten Wert des Schwarzschild-Radius. Dies ist aber als Zufall zu werten, denn das Modell beschreibt keineswegs die physikalische Realität: Ein Objekt, das von der Erde aus mit weniger als ins All geschossen wird, entfernt sich von ihr, wird dabei immer langsamer und fällt auf die Erde zurück. Vom Rand und aus dem Inneren eines Schwarzen Lochs hingegen kann nichts „in die Höhe steigen“, auch keine noch so kurze Strecke weit. Für Licht gilt das Newtonsche Gravitationsgesetz ohnehin nicht: beim Entweichen von einer großen Masse verliert ein Photon Energie, behält aber seine Geschwindigkeit. Am Schwarzschild-Radius hat es von außen gesehen keine Energie . Aus großer Entfernung betrachtet, steht dort die Zeit still.

Auch heute findet man in populären Darstellungen oft Sätze wie „Bei einem Schwarzen Loch ist die Schwerkraft so groß, dass nicht einmal Licht entweichen kann.“ Solche Sätze haben den Vorteil der Anschaulichkeit. Sie legen aber eine Erklärung nach der newtonschen Physik nahe und können leicht in die Irre führen.

Erste Hälfte des 20. Jahrhunderts: Beitrag der allgemeinen Relativitätstheorie

mini|hochkant|Karl Schwarzschild

Nachdem Albert Einstein 1915 die Feldgleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie aufgestellt hatte, gab der deutsche Astronom Karl Schwarzschild 1916 erstmals eine Metrik an, die Schwarzschild-Metrik, die dem Gravitationsfeld einer punktförmigen Masse entspricht.Karl Schwarzschild: Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie. In: Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften. 1, 189–196 (1916). Die Schwarzschild-Lösung beschreibt Größe und Verhalten eines nichtrotierenden und nicht elektrisch geladenen statischen Schwarzen Lochs mit dem sogenannten Ereignishorizont bei (Schwarzschild-Radius) und einer zentralen Singularität bei . Dabei steht für die Gravitationskonstante, für die Masse des Schwarzen Lochs und für die Lichtgeschwindigkeit.

Würde zum Beispiel die Masse der Sonne zu einer Kugel mit nur drei Kilometer Radius komprimiert, dann könnte von deren Oberfläche kein Lichtstrahl nach außen gelangen. Die Masse der Erde würde erst bei einem Radius von unter einem Zentimeter ein Schwarzes Loch bilden.

Mit den Kruskal-Szekeres-Koordinaten in den 1950er Jahren konnte mathematisch gezeigt werden, dass ein externer Beobachter, der einen internen Beobachter auf das Schwarze Loch zustürzen sieht, den Eindruck gewinnen muss, dass sich der interne Beobachter dem Ereignishorizont nur asymptotisch annähert, mit trotz regelmäßiger Aussendung immer langsamer eintreffenden Signalen. Dagegen überquert der interne Beobachter selbst den Ereignishorizont schnell, ohne etwas Besonderes zu verspüren, obwohl er von jetzt ab nicht mehr umkehren kann und seine Signale den externen Beobachter nicht mehr erreichen können. Der interne Beobachter wird zudem sehr bald von der Singularität bei verschlungen.

In den späten 1920er Jahren zeigte der indische Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar, dass für ein astrophysikalisches Objekt ohne Kernreaktionen eine gewisse Grenzmasse, die sogenannte Chandrasekhar-Grenze, existiert. Objekte oberhalb dieser Massengrenze kollabieren zu Neutronensternen oder zu Schwarzen Löchern, aber nicht wie erwartet zu Weißen Zwergen.R. und H. Sexl: Weiße Zwerge, Schwarze Löcher. RoRoRo-Taschenbuch, 1979. Chandrasekhars Arbeiten führten zu einer Kontroverse mit dem Astronomen Arthur Eddington. Ersterer war der Überzeugung, dass Sterne oberhalb der Massengrenze zu Objekten kollabieren könnten, deren Gravitation elektromagnetische Strahlen einfangen könnte. Eddington erwartete aber, dass es einen Mechanismus gibt, der den Zusammenbruch verhindern würde. Robert Oppenheimer wies 1939 zusammen mit Robert Serber und George Michael Volkoff anhand von Modellrechnungen nach, dass beim Kollaps eines großen Sterns durch Überschreiten der TOV-Grenze ein Schwarzes Loch entstehen würde.

Zweite Hälfte des 20. Jahrhunderts: Erweiterte Theorieformung

Der Mathematiker Roy Kerr beschrieb 1963 mit der Kerr-Metrik eine Lösung für ein rotierendes Schwarzes Loch. Bis dahin wurden die Begriffe schwarze Sterne oder gefrorene Sterne verwendet – letzterer als Metapher dafür, dass nach der Theorie aufgrund der gravitativen Zeitdilatation von außen gesehen am Rand des Schwarzen Lochs die Zeit stillzustehen scheint.

Der Begriff „Schwarzes Loch“ ist erstmals 1964 nachgewiesen in einem Bericht der Wissenschaftsjournalistin Ann Ewing über ein Symposion der American Association for the Advancement of Science zu den verschiedenen Endstadien von Sternen. Die Autorin gab Hong-Yee Chiu als Organisator sowie Alastair Cameron, Charles Misner, Volker Weidemann und John Beverley Oke als Redner an, ohne den Urheber des Ausdrucks zu benennen. Etabliert wurde der Begriff 1967, nachdem John Archibald Wheeler bei einer Konferenz einen Ersatz für den langen Ausdruck „gravitationally completely collapsed object“ suchte und den Vorschlag eines unbekannt gebliebenen Zuhörers aufgriff.World Wide Words: Black Hole.

Im Jahr 1971 folgte mit der Entdeckung von Cygnus X-1 der erste beobachtbare Kandidat für ein Schwarzes Loch. Auf theoretischem Gebiet stellte Jacob Bekenstein Anfang der 1970er Jahre eine Thermodynamik Schwarzer Löcher auf, indem er der Oberfläche des Ereignishorizonts eine Entropie zuwies (Bekenstein-Hawking-Entropie). Das wurde unterstützt durch die ebenfalls theoretische Entdeckung von Stephen Hawking (1974), dass Schwarze Löcher eine Strahlung abgeben, die Hawking-Strahlung. Gleichzeitig wurde damit eine Verbindung von der allgemeinen Relativitätstheorie zur Quantenfeldtheorie geschlagen.

Seit 2000

In den 2000er Jahren entwickelte sich ein Trend, nicht direkt der Beobachtung zugängliche Phänomene wie Hawking-Strahlung an Schwarzes-Loch-Analoga experimentell zu untersuchen, wobei es sich nicht um gravitative Systeme handelt, sondern um akustische oder elektromagnetische bzw. optische.

Für ihre Forschungen zu Schwarzen Löchern wurde 2020 den Wissenschaftlern Roger Penrose, Reinhard Genzel und Andrea Ghez der Nobelpreis für Physik zuerkannt.The Nobel Prize in Physics 2020. In: nobelprize.org, 6. Oktober 2020, abgerufen am 10. Oktober 2020.

Physikalische Beschreibung

Entstehungsdynamik mini|Äußere Schwarzschildlösung