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Schwarzes Loch

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Ein schwarzes Loch ist ein Gebiet der Raum-Zeit, aus der nichts, nicht sogar Licht, flüchten kann. Die Theorie der allgemeinen Relativität sagt voraus, dass eine genug kompakte Masse Raum-Zeit deformieren wird, um ein schwarzes Loch zu bilden. Um ein schwarzes Loch gibt es eine mathematisch definierte Oberfläche genannt einen Ereignis-Horizont, der den Punkt keiner Rückkehr kennzeichnet. Es wird "schwarz" genannt, weil es das ganze Licht absorbiert, das den Horizont schlägt, nichts gerade wie ein vollkommener schwarzer Körper in der Thermodynamik widerspiegelnd. Quant-Mechanik sagt voraus, dass schwarze Löcher Radiation wie ein schwarzer Körper mit einer begrenzten Temperatur ausstrahlen. Diese Temperatur ist zur Masse des schwarzen Loches umgekehrt proportional, es schwierig machend, diese Radiation für schwarze Löcher der Sternmasse oder größer zu beobachten.

Gegenstände, deren Ernst-Feld für das Licht zu stark ist, um zu flüchten, wurden zuerst im 18. Jahrhundert von John Michell und Pierre-Simon Laplace betrachtet. Die erste moderne Lösung der allgemeinen Relativität, die ein schwarzes Loch charakterisieren würde, wurde von Karl Schwarzschild 1916 gefunden, obwohl seine Interpretation als ein Gebiet des Raums, aus dem nichts flüchten kann, seit weiteren vier Jahrzehnten nicht völlig geschätzt wurde. Long hat eine mathematische Wissbegierde gedacht, es war während der 1960er Jahre, dass theoretische Arbeit gezeigt hat, dass schwarze Löcher eine allgemeine Vorhersage der allgemeinen Relativität waren. Die Entdeckung von Neutronensternen hat Funken gesprüht Interesse daran ist Gravitations-Kompaktgegenstände als eine mögliche astrophysical Wirklichkeit zusammengebrochen.

Wie man

erwartet, formen sich schwarze Löcher der Sternmasse, wenn sehr massive Sterne am Ende ihres Lebenszyklus zusammenbrechen. Nachdem sich ein schwarzes Loch geformt hat, kann es fortsetzen, um die fesselnde Masse von seinen Umgebungen zu wachsen. Durch das Aufsaugen anderer Sterne und das Mischen mit anderen schwarzen Löchern können sich supermassive schwarze Löcher von Millionen von Sonnenmassen formen. Es gibt allgemeine Einigkeit, dass supermassive schwarze Löcher in den Zentren von den meisten Milchstraßen bestehen. Insbesondere es gibt starke Beweise eines schwarzen Loches von mehr als 4 Millionen Sonnenmassen am Zentrum unserer Milchstraße, der Milchstraße.

Trotz seines unsichtbaren Interieurs kann die Anwesenheit eines schwarzen Loches durch seine Wechselwirkung mit anderer Sache und mit dem Licht und anderer elektromagnetischer Radiation abgeleitet werden. Von der Sternbewegung können die Masse und Position eines unsichtbaren dazugehörigen Gegenstands berechnet werden; in mehreren Fällen ist der einzige bekannte Gegenstand, der dazu fähig ist, diesen Kriterien zu entsprechen, ein schwarzes Loch. Astronomen haben zahlreiche schwarze Sternloch-Kandidaten in binären Systemen erkannt, indem sie die Bewegung ihrer dazugehörigen Sterne auf diese Weise studieren.

Geschichte

Die Idee von einem so massiven Körper, dass sogar Licht nicht flüchten konnte, wurde zuerst vom Geologen John Michell in einem Brief vorgebracht, der Henry Cavendish 1783 der Königlichen Gesellschaft geschrieben ist:

1796 hat Mathematiker Pierre-Simon Laplace dieselbe Idee in den ersten und zweiten Ausgaben seines Buches Exposition du système du Monde gefördert (es wurde von späteren Ausgaben entfernt). Solche "dunklen Sterne" wurden im neunzehnten Jahrhundert größtenteils ignoriert, seitdem es nicht verstanden wurde, wie eine massless Welle wie Licht unter Einfluss des Ernstes sein konnte.

Allgemeine Relativität

1915 hat Albert Einstein seine Theorie der allgemeinen Relativität entwickelt, früher gezeigt, dass Ernst wirklich die Bewegung des Lichtes beeinflusst. Nur ein paar Monate später hat Karl Schwarzschild eine Lösung von Feldgleichungen von Einstein gefunden, die das Schwerefeld einer Punkt-Masse und einer kugelförmigen Masse beschreibt. Ein paar Monate nach Schwarzschild hat Johannes Droste, ein Student von Hendrik Lorentz, unabhängig dieselbe Lösung für die Punkt-Masse gegeben und hat umfassender über seine Eigenschaften geschrieben. Diese Lösung hatte ein eigenartiges Verhalten daran, was jetzt den Radius von Schwarzschild genannt wird, wo es einzigartig geworden ist, bedeutend, dass einige der Begriffe in den Gleichungen von Einstein unendlich geworden sind. Die Natur dieser Oberfläche wurde zurzeit nicht ganz verstanden. 1924 hat Arthur Eddington gezeigt, dass die Eigenartigkeit nach einer Änderung von Koordinaten verschwunden ist (sieh Koordinaten von Eddington-Finkelstein), obwohl sie bis 1933 für Georges Lemaître genommen hat, um zu begreifen, dass das bedeutet hat, dass die Eigenartigkeit am Radius von Schwarzschild eine unphysische Koordinateneigenartigkeit war.

1931 hat Subrahmanyan Chandrasekhar mit der speziellen Relativität gerechnet, dass ein nichtrotierender Körper der elektrondegenerierten Sache über einer bestimmten Begrenzungsmasse (hat jetzt die Grenze von Chandrasekhar an 1.4 Sonnenmassen genannt), keine stabilen Lösungen hat. Seinen Argumenten wurde von vielen seiner Zeitgenossen wie Eddington und Lev Landau entgegengesetzt, der behauptet hat, dass einige noch unbekannter Mechanismus den Zusammenbruch aufhören würden. Sie waren teilweise richtig: Ein weißer Zwerg, der ein bisschen massiver ist als die Grenze von Chandrasekhar, wird in einen Neutronenstern ohnmächtig werden, der selbst wegen des Ausschluss-Grundsatzes von Pauli stabil ist. Aber 1939 haben Robert Oppenheimer und andere vorausgesagt, dass Neutronensterne über etwa drei Sonnenmassen (die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze) in schwarze Löcher aus den Gründen zusammenbrechen würden, die von Chandrasekhar präsentiert sind und beschlossen haben, dass kein Gesetz der Physik wahrscheinlich dazwischenliegen und mindestens einige Sterne verhindern konnte, zu schwarzen Löchern zusammenzubrechen.

Oppenheimer und seine Mitverfasser haben die Eigenartigkeit an der Grenze des Radius von Schwarzschild als anzeigend interpretiert, dass das die Grenze einer Luftblase war, in der Zeit angehalten hat. Das ist ein gültiger Gesichtspunkt für Außenbeobachter, aber nicht für infalling Beobachter. Wegen dieses Eigentums wurden die zusammengebrochenen Sterne "eingefrorene Sterne genannt," weil ein Außenbeobachter die Oberfläche des im Moment eingefrorenen in Zeit Sterns sehen würde, wo sein Zusammenbruch es innerhalb des Radius von Schwarzschild einbezieht.

Goldenes Zeitalter

1958 hat David Finkelstein die Oberfläche von Schwarzschild als ein Ereignis-Horizont, "eine vollkommene Einrichtungsmembran identifiziert: Kausale Einflüsse können es in nur einer Richtung durchqueren". Das hat den Ergebnissen von Oppenheimer nicht ausschließlich widersprochen, aber hat sie erweitert, um den Gesichtspunkt von infalling Beobachtern einzuschließen. Die Lösung von Finkelstein hat die Lösung von Schwarzschild für die Zukunft von Beobachtern erweitert, die in ein schwarzes Loch fallen. Eine ganze Erweiterung war bereits von Martin Kruskal gefunden worden, der genötigt wurde, sie zu veröffentlichen.

Diese Ergebnisse sind am Anfang des Goldenen Zeitalters der allgemeinen Relativität gekommen, die durch die allgemeine Relativität und schwarzen Löcher gekennzeichnet wurde, die Hauptströmungsthemen der Forschung werden. Diesem Prozess wurde durch die Entdeckung von Pulsars 1967 geholfen, die, vor 1969, wie man zeigte, Neutronensterne schnell rotieren ließen. Bis zu dieser Zeit wurden Neutronensterne, wie schwarze Löcher, als gerade theoretische Wissbegierde betrachtet; aber die Entdeckung von Pulsars hat ihre physische Relevanz gezeigt und hat ein weiteres Interesse an allen Typen von Kompaktgegenständen gespornt, die durch den Gravitationskollaps gebildet werden könnten.

In dieser Periode wurden allgemeinere schwarze Loch-Lösungen gefunden. 1963 hat Roy Kerr die genaue Lösung für ein rotierendes schwarzes Loch gefunden. Zwei Jahre später hat Ezra Newman die axisymmetric Lösung für ein schwarzes Loch gefunden, das sowohl rotiert und elektrisch beladen. Durch die Arbeit von Werner Israel, Brandon Carter und David Robinson ist der Lehrsatz ohne Haare erschienen, feststellend, dass eine stationäre schwarze Loch-Lösung durch die drei Rahmen des metrischen Kerrs-Newmans völlig beschrieben wird; Masse, winkeliger Schwung und elektrische Anklage.

Seit langem wurde es vermutet, dass die fremden Eigenschaften der schwarzen Loch-Lösungen pathologische Kunsterzeugnisse von den Symmetrie-Bedingungen auferlegt waren, und dass die Eigenartigkeiten in allgemeinen Situationen nicht erscheinen würden. Diese Ansicht wurde insbesondere von Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov und Evgeny Lifshitz gehabt, der versucht hat zu beweisen, dass keine Eigenartigkeiten in allgemeinen Lösungen erscheinen. Jedoch gegen Ende der sechziger Jahre haben Roger Penrose und Stephen Hawking globale Techniken verwendet, um zu beweisen, dass Eigenartigkeiten allgemein sind.

Die Arbeit von James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter, und am Anfang der 1970er Jahre Jagend, hat zur Formulierung der schwarzen Loch-Thermodynamik geführt. Diese Gesetze beschreiben das Verhalten eines schwarzen Loches in der nahen Analogie zu den Gesetzen der Thermodynamik durch die Verbindung der Masse mit der Energie, des Gebiets zum Wärmegewicht und des Oberflächenernstes zur Temperatur. Die Analogie wurde vollendet, als die Falknerei 1974 gezeigt hat, dass Quant-Feldtheorie voraussagt, dass schwarze Löcher wie ein schwarzer Körper mit einer zum Oberflächenernst des schwarzen Loches proportionalen Temperatur ausstrahlen sollten.

Der Begriff "schwarzes Loch" wurde zuerst von John Wheeler während eines Vortrags 1967 öffentlich gebraucht. Obwohl ihm gewöhnlich das Münzen des Ausdrucks zugeschrieben wird, hat er immer darauf bestanden, dass es zu ihm von jemandem anderem angedeutet wurde. Der erste registrierte Gebrauch des Begriffes ist in einem 1964-Brief von Anne Ewing zur amerikanischen Vereinigung für die Förderung der Wissenschaft. Nach dem Gebrauch von Wheeler des Begriffes wurde es im allgemeinen Gebrauch schnell angenommen.

Eigenschaften und Struktur

Der Lehrsatz ohne Haare stellt fest, dass, sobald er eine stabile Bedingung nach der Bildung erreicht, ein schwarzes Loch nur drei unabhängige physikalische Eigenschaften hat: Masse, Anklage und winkeliger Schwung. Irgendwelche zwei schwarzen Löcher, die dieselben Werte für diese Eigenschaften oder Rahmen teilen, sind gemäß dem klassischen (d. h. Nichtquant) Mechanik nicht zu unterscheidend.

Diese Eigenschaften sind speziell, weil sie von der Außenseite eines schwarzen Loches sichtbar sind. Zum Beispiel treibt ein beladenes schwarzes Loch anderen wie Anklagen gerade wie jeder andere beladene Gegenstand zurück. Ähnlich kann die Gesamtmasse innerhalb eines Bereichs, der ein schwarzes Loch enthält, durch das Verwenden des Gravitationsanalogons des Gesetzes von Gauss, der ADM Masse weit weg vom schwarzen Loch gefunden werden. Ebenfalls kann der winkelige Schwung davon gemessen werden, weit weg Rahmen zu verwenden, der durch das gravitomagnetic Feld schleift.

Wenn ein Gegenstand in ein schwarzes Loch fällt, wird jede Information über die Gestalt des Gegenstands oder den Vertrieb der Anklage darauf entlang dem Horizont des schwarzen Loches gleichmäßig verteilt, und wird gegen Außenbeobachter verloren. Das Verhalten des Horizonts in dieser Situation ist ein dissipative System, das dieser einer leitenden dehnbaren Membran mit der Reibung und dem elektrischen Widerstand — das Membranenparadigma nah analog ist. Das ist von anderen Feldtheorien wie Elektromagnetismus verschieden, die keine Reibung oder spezifischen Widerstand am mikroskopischen Niveau haben, weil sie zeitumkehrbar sind. Weil ein schwarzes Loch schließlich einen stabilen Zustand mit nur drei Rahmen erreicht, gibt es keine Weise zu vermeiden, Information über die anfänglichen Bedingungen zu verlieren: Die elektrischen und Gravitationsfelder eines schwarzen Loches geben sehr wenig Information darüber, was hineingegangen ist. Die Information, die verloren wird, schließt jede Menge ein, die weit weg vom schwarzen Loch-Horizont, einschließlich der Gesamtbaryonenzahl, lepton Zahl und alle anderen fast erhaltenen Pseudoanklagen der Partikel-Physik nicht gemessen werden kann. Dieses Verhalten ist so rätselhaft, dass es das schwarze Loch-Informationsverlust-Paradox genannt worden ist.

Physikalische Eigenschaften

Die einfachsten schwarzen Löcher haben Masse, aber weder elektrische Anklage noch winkeliger Schwung. Diese schwarzen Löcher werden häufig Schwarzschild schwarze Löcher nach Karl Schwarzschild genannt, der diese Lösung 1916 entdeckt hat. Gemäß dem Lehrsatz von Birkhoff ist es die einzige Vakuumlösung, die kugelförmig symmetrisch ist. Das bedeutet, dass es keinen erkennbaren Unterschied zwischen dem Schwerefeld solch eines schwarzen Loches und dem jedes anderen kugelförmigen Gegenstands derselben Masse gibt. Der populäre Begriff eines schwarzen Loches "das Einsaugen von allem" in seinen Umgebungen ist deshalb nur in der Nähe von einem Horizont eines schwarzen Loches richtig; weit weg ist das Außenschwerefeld zu diesem jedes anderen Körpers derselben Masse identisch.

Lösungen, die allgemeinere schwarze Löcher auch beschreiben, bestehen. Beladene schwarze Löcher werden durch das Reissner-Nordström metrische beschrieben, während der metrische Kerr ein rotierendes schwarzes Loch beschreibt. Die allgemeinste stationäre schwarze bekannte Loch-Lösung ist der metrische Kerr-Newman, der ein schwarzes Loch sowohl mit der Anklage als auch mit dem winkeligen Schwung beschreibt.

Während die Masse eines schwarzen Loches jeden positiven Wert nehmen kann, werden die Anklage und der winkelige Schwung durch die Masse beschränkt. In Einheiten von Planck, wie man erwartet, befriedigen die elektrische Gesamtanklage Q und der winkelige Gesamtschwung J

für ein schwarzes Loch der MassenM. Schwarze Löcher, die diese Ungleichheit sättigen, werden extremal genannt. Lösungen der Gleichungen von Einstein, die diese Ungleichheit verletzen, bestehen, aber sie besitzen keinen Ereignis-Horizont. Diese Lösungen haben so genannte nackte Eigenartigkeiten, die von außen beobachtet werden können, und folglich unphysisch gehalten werden. Die kosmische Zensur-Hypothese schließt die Bildung solcher Eigenartigkeiten aus, wenn sie durch den Gravitationskollaps der realistischen Sache geschaffen werden. Das wird durch numerische Simulationen unterstützt.

Wegen der relativ großen Kraft der elektromagnetischen Kraft, wie man erwartet, behalten schwarze Löcher, die sich vom Zusammenbruch von Sternen formen, die fast neutrale Anklage des Sterns. Wie man erwartet, ist Folge jedoch ein gemeinsames Merkmal von Kompaktgegenständen. Der Kandidat des schwarzen Loches binäre Röntgenstrahl-Quelle GRS 1915+105 scheint, einen winkeligen Schwung in der Nähe vom maximalen erlaubten Wert zu haben.

Schwarze Löcher werden gemäß ihrer Masse allgemein klassifiziert, vom winkeligen Schwung J oder der elektrischen Anklage Q unabhängig. Die Größe eines schwarzen Loches, wie bestimmt, durch den Radius des Ereignis-Horizonts oder Radius von Schwarzschild, ist zur MassenM durch grob proportional

wo r der Radius von Schwarzschild ist und M die Masse der Sonne ist. Diese Beziehung ist nur für schwarze Löcher mit der Nullanklage und dem winkeligen Schwung genau; für allgemeinere schwarze Löcher kann es sich bis zu einem Faktor 2 unterscheiden.

Ereignis-Horizont

Die Definieren-Eigenschaft eines schwarzen Loches ist das Äußere eines Ereignis-Horizonts — eine Grenze in der Raum-Zeit, durch die Sache und Licht nur nach innen zur Masse des schwarzen Loches gehen können. Nichts, nicht sogar Licht, kann aus dem Ereignis-Horizont flüchten. Der Ereignis-Horizont wird solchen genannt, weil, wenn ein Ereignis innerhalb der Grenze vorkommt, die Information von diesem Ereignis keinen Außenbeobachter erreichen kann, es unmöglich machend, zu bestimmen, ob solch ein Ereignis vorgekommen ist.

Wie vorausgesagt, durch die allgemeine Relativität deformiert die Anwesenheit einer Masse Raum-Zeit auf solche Art und Weise, die die von Partikeln genommenen Pfade zur Masse biegen. Am Ereignis-Horizont eines schwarzen Loches wird diese Deformierung so stark, dass es keine Pfade gibt, die vom schwarzen Loch wegführen.

Einem entfernten Beobachter scheinen Uhren in der Nähe von einem schwarzen Loch, langsamer zu ticken, als diejenigen weiter weg vom schwarzen Loch. Wegen dieser Wirkung, die als Gravitationszeitausdehnung bekannt ist, scheint ein Gegenstand, der in ein schwarzes Loch fällt, sich zu verlangsamen, weil es sich dem Ereignis-Horizont nähert, eine unendliche Zeit nehmend, um es zu erreichen. Zur gleichen Zeit verlangsamen alle Prozesse auf diesem Gegenstand das Veranlassen das ausgestrahlte Licht, röter und dunkler, eine als Gravitationsrotverschiebung bekannte Wirkung zu scheinen. Schließlich an einem Punkt, kurz bevor es den Ereignis-Horizont erreicht, wird der fallende Gegenstand so dunkel, dass es nicht mehr gesehen werden kann.

Andererseits bemerkt ein Beobachter, der in ein schwarzes Loch fällt, keinen dieser Effekten, weil er den Ereignis-Horizont durchquert. Gemäß seiner eigenen Uhr durchquert er den Ereignis-Horizont nach einer endlichen Zeit, obwohl er unfähig ist, genau zu bestimmen, wenn er es durchquert, weil es unmöglich ist, die Position des Ereignis-Horizonts von lokalen Beobachtungen zu bestimmen.

Die Gestalt des Ereignis-Horizonts eines schwarzen Loches ist immer ungefähr kugelförmig. Um (statische) schwarze Löcher rotieren nichtzulassen, ist die Geometrie genau kugelförmig, während, um schwarze Löcher rotieren zu lassen, der Bereich etwas an den Polen abgeplattet ist.

Eigenartigkeit

Am Zentrum eines schwarzen Loches, wie beschrieben, durch die allgemeine Relativität liegt eine Gravitationseigenartigkeit, ein Gebiet, wo die Raum-Zeit-Krümmung unendlich wird. Für ein nichtrotierendes schwarzes Loch nimmt dieses Gebiet die Gestalt eines einzelnen Punkts und für ein rotierendes schwarzes Loch, es wird geschmiert, um eine Ringeigenartigkeit zu bilden, die im Flugzeug der Folge liegt. In beiden Fällen hat das einzigartige Gebiet Nullvolumen. Es kann auch gezeigt werden, dass das einzigartige Gebiet die ganze Masse der schwarzen Loch-Lösung enthält. Als das einzigartige Gebiet kann so gedacht werden, unendliche Dichte zu haben.

Beobachter, die in Schwarzschild fallen, schwarzes Loch (d. h. nichtrotierend und keine Anklagen) können nicht vermeiden, in die Eigenartigkeit getragen zu werden, sobald sie den Ereignis-Horizont durchqueren. Sie können die Erfahrung verlängern, indem sie sich weg beschleunigen, um ihren Abstieg, aber nur bis zu einem Punkt zu verlangsamen; nach dem Erreichen einer bestimmten idealen Geschwindigkeit ist es zum freien Fall der Rest des Weges am besten. Wenn sie die Eigenartigkeit erreichen, werden sie zur unendlichen Dichte zerquetscht, und ihre Masse wird zur Summe des schwarzen Loches hinzugefügt. Bevor das geschieht, werden sie durch die wachsenden Gezeitenkräfte in einem Prozess abgerissen worden sein, der manchmal auf als spaghettification oder die "Nudel-Wirkung" verwiesen ist.

Im Fall von einem beladenen (Reissner-Nordström) oder rotierend (Kerrs) schwarzes Loch ist es möglich, die Eigenartigkeit zu vermeiden. Das Verlängern dieser Lösungen, so weit möglich die hypothetische Möglichkeit offenbart, über das schwarze Loch in eine verschiedene Raum-Zeit mit dem schwarzen Loch zu herrschen, das als ein Wurmloch handelt. Die Möglichkeit des Reisens zu einem anderen Weltall ist jedoch nur theoretisch, da jede Unruhe diese Möglichkeit zerstören wird. Es scheint auch, möglich zu sein, geschlossenen Zeitmäßigkurven zu folgen (zu jemandes eigener Vergangenheit zurückgehend), um die Eigenartigkeit von Kerr, die zu Problemen mit der Kausalität wie das Großvater-Paradox führen. Es wird erwartet, dass keine dieser eigenartigen Effekten in einem richtigen Quant mechanische Behandlung des Drehens überleben würden und schwarze Löcher beladen haben.

Das Äußere von Eigenartigkeiten in der allgemeinen Relativität wird als Nachrichtenübermittlung der Depression der Theorie allgemein wahrgenommen. Diese Depression wird jedoch erwartet; es kommt in einer Situation vor, wo Quant mechanische Effekten diese Handlungen wegen der äußerst hohen Speicherdichte und deshalb Partikel-Wechselwirkungen beschreiben sollte. Bis heute ist es nicht möglich gewesen, Quant und Gravitationseffekten in eine einzelne Theorie zu verbinden. Es wird allgemein erwartet, dass eine Theorie des Quant-Ernstes schwarze Löcher ohne Eigenartigkeiten zeigen wird.

Foton-Bereich

Der Foton-Bereich ist eine kugelförmige Grenze der solcher Nulldicke, dass Fotonen, die Tangenten zum Bereich vorankommen, in einer kreisförmigen Bahn gefangen werden. Um schwarze Löcher rotieren nichtzulassen, hat der Foton-Bereich einen Radius 1.5mal der Radius von Schwarzschild. Die Bahnen sind folglich dynamisch nicht stabil jede kleine Unruhe (wie eine Partikel der infalling Sache) wird mit der Zeit, entweder das Setzen davon auf einer äußeren Schussbahn wachsen, die dem schwarzen Loch oder auf einer innerlichen Spirale schließlich entkommt, die den Ereignis-Horizont durchquert.

Während Licht noch aus dem Foton-Bereich flüchten kann, wird jedes Licht, das den Foton-Bereich auf einer inbound Schussbahn durchquert, durch das schwarze Loch gewonnen. Folglich muss jedes Licht, das einen Außenbeobachter aus dem Foton-Bereich erreicht, durch Gegenstände innerhalb des Foton-Bereichs, aber noch außerhalb des Ereignis-Horizonts ausgestrahlt worden sein.

Andere Kompaktgegenstände, wie Neutronensterne, können auch Foton-Bereiche haben. Das folgt aus der Tatsache, dass das Schwerefeld eines Gegenstands von seiner wirklichen Größe nicht abhängt, folglich wird jeder Gegenstand, der kleiner ist als 1.5mal der Radius von Schwarzschild entsprechend seiner Masse, tatsächlich einen Foton-Bereich haben.

Ergosphere

Rotierende schwarze Löcher werden durch ein Gebiet der Raum-Zeit umgeben, in der es unmöglich ist, genannt den ergosphere stillzustehen. Das ist das Ergebnis eines als Rahmenschleppen bekannten Prozesses; allgemeine Relativität sagt voraus, dass jede rotierende Masse dazu neigen wird, entlang der Raum-Zeit ein bisschen "zu schleifen", die sie sofort umgibt. Jeder Gegenstand in der Nähe von der rotierenden Masse wird dazu neigen anzufangen, sich in der Richtung auf die Folge zu bewegen. Für ein rotierendes schwarzes Loch wird diese Wirkung so stark in der Nähe vom Ereignis-Horizont, dass sich ein Gegenstand schneller würde bewegen müssen als die Geschwindigkeit des Lichtes in der entgegengesetzten Richtung, um gerade stillzustehen.

Der ergosphere eines schwarzen Loches wird durch den (außen)-Ereignis-Horizont auf dem Inneren und einem an den Polen abgeplatteten Sphäroid begrenzt, das mit dem Ereignis-Horizont an den Polen zusammenfällt und um den Äquator merklich breiter ist. Die Außengrenze wird manchmal den ergosurface genannt.

Gegenstände und Radiation können normalerweise aus dem ergosphere flüchten. Durch den Prozess von Penrose können Gegenstände aus dem ergosphere mit mehr Energie erscheinen, als sie hereingegangen sind. Diese Energie wird von der Rotationsenergie des schwarzen Loches genommen, das es veranlasst sich zu verlangsamen.

Bildung und Evolution

Die exotische Natur von schwarzen Löchern denkend, kann es zur Frage natürlich sein, wenn solche bizarren Gegenstände in der Natur bestehen konnten oder darauf hinzuweisen, dass sie bloß pathologische Lösungen der Gleichungen von Einstein sind. Einstein selbst hat falsch gedacht, dass sich schwarze Löcher nicht formen würden, weil er gemeint hat, dass der winkelige Schwung von zusammenbrechenden Partikeln ihre Bewegung an einem Radius stabilisieren würde. Das hat die allgemeine Relativitätsgemeinschaft dazu gebracht, alle Ergebnisse zum Gegenteil viele Jahre lang abzuweisen. Jedoch hat eine Minderheit von Relativisten fortgesetzt zu behaupten, dass schwarze Löcher physische Gegenstände, und am Ende der 1960er Jahre waren, hatten sie die Mehrheit von Forschern im Feld überzeugt, dass es kein Hindernis für das Formen eines Ereignis-Horizonts gibt.

Sobald sich ein Ereignis-Horizont formt, hat Penrose bewiesen, dass sich eine Eigenartigkeit irgendwo darin formen wird. Kurz später hat Falknerei gezeigt, dass viele kosmologische Lösungen, die den Urknall beschreiben, Eigenartigkeiten ohne Skalarfelder oder andere exotische Sache haben (sieh Penrose-jagende Eigenartigkeitslehrsätze). Die Lösung von Kerr, der Lehrsatz ohne Haare und die Gesetze der schwarzen Loch-Thermodynamik haben gezeigt, dass die physikalischen Eigenschaften von schwarzen Löchern einfach und verständlich waren, sie anständige Themen für die Forschung machend. Wie man erwartet, ist der primäre Bildungsprozess für schwarze Löcher der Gravitationskollaps von schweren Gegenständen wie Sterne, aber es gibt auch exotischere Prozesse, die zur Produktion von schwarzen Löchern führen können.

Gravitationskollaps

Gravitationskollaps kommt vor, wenn ein innerer Druck eines Gegenstands ungenügend ist, um dem eigenen Ernst des Gegenstands zu widerstehen. Für Sterne kommt das gewöhnlich vor, entweder weil ein Stern zu wenig "Brennstoff" hat, der verlassen ist, seine Temperatur durch stellaren nucleosynthesis aufrechtzuerhalten, oder weil ein Stern, der stabil gewesen wäre, Extrasache in einem Weg erhält, der seine Kerntemperatur nicht erhebt. In jedem Fall ist die Temperatur des Sterns nicht mehr hoch genug, um es davon abzuhalten, unter seinem eigenen Gewicht zusammenzubrechen. Das ideale Gasgesetz erklärt die Verbindung zwischen dem Druck, der Temperatur und dem Volumen.

Der Zusammenbruch kann durch den Entartungsdruck der Bestandteile des Sterns angehalten werden, die Sache in einem exotischen dichteren Staat kondensierend. Das Ergebnis ist einer der verschiedenen Typen des Kompaktsterns. Der Typ des gebildeten Kompaktsterns hängt von der Masse des Rests — die Sache verlassen ab, nachdem die Außenschichten, solcher von einer Supernova-Explosion oder durch Herzschläge weggeblasen worden sind, die zu einem planetarischen Nebelfleck führen. Bemerken Sie, dass diese Masse wesentlich weniger sein kann als der ursprüngliche Stern — werden Reste, die 5 Sonnenmassen überschreiten, durch Sterne erzeugt, die mehr als 20 Sonnenmassen vor dem Zusammenbruch waren.

Wenn die Masse des Rests ungefähr 3-4 Sonnenmassen (die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze) überschreitet — entweder weil der ursprüngliche Stern sehr schwer war, oder weil der Rest zusätzliche Masse durch die Zunahme der Sache gesammelt hat — ist sogar der Entartungsdruck von Neutronen ungenügend, um den Zusammenbruch aufzuhören. Kein bekannter Mechanismus (außer vielleicht dem Quark-Entartungsdruck, sieh Quark-Stern) ist stark genug, um die Implosion aufzuhören, und der Gegenstand wird unvermeidlich zusammenbrechen, um ein schwarzes Loch zu bilden.

Wie man

annimmt, ist der Gravitationskollaps von schweren Sternen für die Bildung von schwarzen Sternmassenlöchern verantwortlich. Die Sternbildung im frühen Weltall kann auf sehr massive Sterne hinausgelaufen sein, die auf ihren Zusammenbruch schwarze Löcher von bis zu 10 Sonnenmassen erzeugt hätten. Diese schwarzen Löcher konnten die Samen der supermassiven schwarzen in den Zentren von den meisten Milchstraßen gefundenen Löcher sein.

Während der grösste Teil der während des Gravitationskollapses veröffentlichten Energie sehr schnell ausgestrahlt wird, sieht ein Außenbeobachter das Ende dieses Prozesses nicht wirklich. Wenn auch der Zusammenbruch eine begrenzte Zeitdauer vom Bezugsrahmen der infalling Sache nimmt, sieht ein entfernter Beobachter das infalling Material langsam und Halt gerade über dem Ereignis-Horizont wegen der Gravitationszeitausdehnung. Das Licht vom zusammenbrechenden Material nimmt länger und länger, um den Beobachter mit dem ausgestrahlten Licht zu erreichen, kurz bevor sich der Ereignis-Horizont formt, wird eine unendliche Zeitdauer verzögert. So sieht der Außenbeobachter nie die Bildung des Ereignis-Horizonts; statt dessen scheint das zusammenbrechende Material, Abblendschalter und zunehmend rot ausgewechselt zu werden, schließlich verklingend.

Primordiale schwarze Löcher im Urknall

Gravitationskollaps verlangt große Dichte. Im aktuellen Zeitalter des Weltalls werden diese hohen Speicherdichten nur in Sternen gefunden, aber im frühen Weltall kurz nachdem waren die Urknall-Dichten viel größer, vielleicht die Entwicklung von schwarzen Löchern berücksichtigend. Die hohe Speicherdichte allein ist nicht genug, um die Bildung von schwarzen Löchern zu erlauben, da ein gleichförmiger Massenvertrieb der Masse nicht erlauben wird, sich zu bauschen. In der Größenordnung von primordialen schwarzen Löchern, um sich in solch einem dichten Medium zu formen, muss es anfängliche Dichte-Unruhen geben, die dann unter ihrem eigenen Ernst wachsen können. Verschiedene Modelle für das frühe Weltall ändern sich weit in ihren Vorhersagen der Größe dieser Unruhen. Verschiedene Modelle sagen die Entwicklung von schwarzen Löchern im Intervall von einer Masse von Planck zu Hunderttausenden von Sonnenmassen voraus. Primordiale schwarze Löcher konnten so für die Entwicklung jedes Typs des schwarzen Loches verantwortlich sein.

Energiereiche Kollisionen

Gravitationskollaps ist nicht der einzige Prozess, der schwarze Löcher schaffen konnte. Im Prinzip konnten schwarze Löcher in energiereichen Kollisionen gebildet werden, die genügend Dichte erreichen. Bezüglich 2002 sind keine solche Ereignisse, irgendein direkt oder indirekt als ein Mangel am Massengleichgewicht in Partikel-Gaspedal-Experimenten entdeckt worden. Das weist darauf hin, dass es eine niedrigere Grenze für die Masse von schwarzen Löchern geben muss. Theoretisch, wie man erwartet, liegt diese Grenze die Masse von Planck herum (M = ), wo, wie man erwartet, Quant-Effekten die Vorhersagen der allgemeinen Relativität ungültig machen. Das würde die Entwicklung von schwarzen Löchern fest unerreichbar für jeden hohen Energieprozess stellen, der auf oder in der Nähe von der Erde vorkommt. Jedoch weisen bestimmte Entwicklungen im Quant-Ernst darauf hin, dass die Masse von Planck viel niedriger sein konnte: Einige braneworld Drehbücher stellen zum Beispiel die Grenze so niedrig wie. Das würde es denkbar für schwarze im hohen Energiekollisionsauftreten zu schaffende Mikrolöcher machen, wenn kosmische Strahlen die Atmosphäre der Erde, oder vielleicht im neuen Großen Hadron Collider an CERN schlagen. Und doch sind diese Theorien sehr spekulativ, und die Entwicklung von schwarzen Löchern in diesen Prozessen wird unwahrscheinlich von vielen Fachmännern gehalten. Selbst wenn schwarze Mikrolöcher in diesen Kollisionen gebildet werden sollten, wird es erwartet, dass sie in ungefähr 10 Sekunden verdampfen würden, keine Bedrohung für die Erde darstellend.

Wachstum

Sobald sich ein schwarzes Loch geformt hat, kann es fortsetzen, durch das Aufsaugen der zusätzlichen Sache zu wachsen. Jedes schwarze Loch wird ständig interstellaren und Gasstaub von seinen direkten Umgebungen und allgegenwärtiger kosmischer Hintergrundradiation absorbieren. Das ist der primäre Prozess, durch den supermassive schwarze Löcher scheinen, gewachsen zu sein. Ein ähnlicher Prozess ist für die Bildung von schwarzen Zwischenmassenlöchern in kugelförmigen Trauben angedeutet worden.

Eine andere Möglichkeit ist für ein schwarzes Loch, um sich mit anderen Gegenständen wie Sterne oder sogar anderen schwarzen Löchern zu verschmelzen. Wie man denkt, ist das besonders für die frühe Entwicklung von supermassiven schwarzen Löchern wichtig gewesen, die sich von der Koagulation von vielen kleineren Gegenständen geformt haben könnten. Der Prozess ist auch als der Ursprung von einigen schwarzen Zwischenmassenlöchern vorgeschlagen worden.

Eindampfung

1974 hat Falknerei gezeigt, dass schwarze Löcher nicht völlig schwarz sind, aber kleine Beträge der Thermalradiation ausstrahlen; eine Wirkung, die bekannt als Jagende Radiation geworden ist. Indem er Quant-Feldtheorie auf einen statischen schwarzen Loch-Hintergrund angewandt hat, hat er beschlossen, dass ein schwarzes Loch Partikeln in einem vollkommenen schwarzen Körperspektrum ausstrahlen sollte. Seit der Veröffentlichung der Falknerei haben viele andere das Ergebnis durch verschiedene Annäherungen nachgeprüft. Wenn die Theorie der Falknerei der schwarzen Loch-Radiation richtig ist, dann, wie man erwartet, weichen schwarze Löcher zurück und verdampfen mit der Zeit, weil sie Masse durch die Emission von Fotonen und anderen Partikeln verlieren. Die Temperatur dieses Thermalspektrums (Temperatur jagend), ist zum Oberflächenernst des schwarzen Loches proportional, das, für Schwarzschild schwarzes Loch, zur Masse umgekehrt proportional ist. Folglich strahlen große schwarze Löcher weniger Radiation aus als kleine schwarze Löcher.

Ein schwarzes Sternloch einer Sonnenmasse hat eine Jagende Temperatur von ungefähr 100 nanokelvins. Das ist viel weniger als die 2.7 K Temperatur der kosmischen Mikrowellenhintergrundradiation. Sternmasse oder größere schwarze Löcher erhalten mehr Masse vom kosmischen Mikrowellenhintergrund, als sie durch die Jagende Radiation ausstrahlen und so statt wachsen werden, weichen zurück. Um eine Jagende Temperatur zu haben, die größer ist als 2.7 K (und im Stande zu sein zu verdampfen), muss ein schwarzes Loch weniger Masse haben als der Mond. Solch ein schwarzes Loch würde ein Diameter von weniger als einem Zehntel eines Millimeters haben.

Wenn ein schwarzes Loch sehr klein ist, wie man erwartet, werden die Strahleneffekten sehr stark. Sogar ein schwarzes Loch, das im Vergleich zu einem Menschen schwer ist, würde in einem Moment verdampfen. Ein schwarzes Loch würde das Gewicht eines Autos ein Diameter von ungefähr 10 M haben und eine Nanosekunde nehmen, um zu verdampfen, während deren Zeit es eine Lichtstärke mehr als 200mal mehr als das der Sonne kurz haben würde. Sinken Sie, wie man erwartet, verdampfen schwarze Massenlöcher noch schneller; zum Beispiel würde ein schwarzes Loch der Masse 1 TeV/c weniger als 10 Sekunden nehmen, um völlig zu verdampfen. Für solch ein kleines schwarzes Loch, wie man erwartet, spielen Quant-Schwerkraft-Effekten eine wichtige Rolle, und gekonnt hat sogar — obwohl aktuelle Entwicklungen im Quant-Ernst nicht anzeigen, so — machen hypothetisch solch ein kleines schwarzes Loch stabil.

Beobachtungsbeweise

Durch ihre wirkliche Natur strahlen schwarze Löcher keine Signale außer der hypothetischen Jagenden Radiation direkt aus; da die Jagende Radiation für ein astrophysical schwarzes Loch vorausgesagt wird, um sehr schwach zu sein, macht das es unmöglich, astrophysical schwarze Löcher von der Erde direkt zu entdecken. Eine mögliche Ausnahme zur Jagenden Radiation, die schwach ist, ist die letzte Bühne der Eindampfung von leichten (primordialen) schwarzen Löchern; Suchen nach solchen Blitzen in der Vergangenheit haben sich erfolglos erwiesen und stellen strenge Grenzen auf der Möglichkeit der Existenz von leichten primordialen schwarzen Löchern zur Verfügung. Das Fermi 2008 gestartete Gammastrahl-Raumfernrohr der NASA wird die Suche nach diesen Blitzen fortsetzen.

Astrophysiker, die nach schwarzen Löchern so suchen, müssen sich auf indirekte Beobachtungen verlassen. Eine Existenz eines schwarzen Loches kann manchmal durch das Beobachten seiner Gravitationswechselwirkungen mit seinen Umgebungen abgeleitet werden. Ein von der Heuschober-Sternwarte von MIT geführtes Projekt versucht, den Ereignis-Horizont eines schwarzen Loches direkt zu beobachten. Anfängliche Ergebnisse sind ermutigend.

Zunahme der Sache

Wegen der Bewahrung des winkeligen Schwungs wird Benzin, das in den durch einen massiven Gegenstand gut geschaffenen Gravitations-fällt, normalerweise eine einer Scheibe ähnliche Struktur um den Gegenstand bilden. Die Reibung innerhalb der Scheibe veranlasst winkeligen Schwung, äußere, erlaubende Sache transportiert zu werden, um weiter nach innen zu fallen, potenzielle Energie veröffentlichend und die Temperatur des Benzins vergrößernd. Im Fall von Kompaktgegenständen solcher als weiß, ragt Neutronensterne und schwarze Löcher über, das Benzin in den inneren Gebieten wird so heiß, dass es riesengroße Beträge der Radiation ausstrahlen wird (hauptsächlich Röntgenstrahlen), der durch Fernrohre entdeckt werden kann. Dieser Prozess der Zunahme ist einer der effizientesten energieerzeugenden bekannten Prozesse; bis zu 40 % der Rest-Masse des anwachsen lassenen Materials können in der Radiation ausgestrahlt werden. (In der Kernfusion werden nur ungefähr 0.7 % der Rest-Masse als Energie ausgestrahlt.) In vielen Fällen werden Akkretionsscheiben durch relativistische Strahlen begleitet, die entlang den Polen ausgestrahlt sind, die viel von der Energie wegtragen. Der Mechanismus für die Entwicklung dieser Strahlen wird zurzeit nicht gut verstanden.

Weil solche vielen energischere Phänomene des Weltalls der Zunahme der Sache auf schwarzen Löchern zugeschrieben worden sind. Insbesondere wie man glaubt, sind aktive galaktische Kerne und Quasare die Akkretionsscheiben von supermassiven schwarzen Löchern. Ähnlich, wie man allgemein akzeptiert, sind Röntgenstrahl-Dualzahlen binäre Sternsysteme, in denen der zwei Sterne eine Kompaktgegenstand-Akkretionsmaterie-Sache von seinem Begleiter ist. Es ist auch darauf hingewiesen worden, dass einige Ultraleuchtröntgenstrahl-Quellen die Akkretionsplatten von schwarzen Zwischenmassenlöchern sein können.

Röntgenstrahl-Dualzahlen

Röntgenstrahl-Dualzahlen sind binäre Sternsysteme, die im Röntgenstrahl-Teil des Spektrums leuchtend sind. Wie man allgemein denkt, werden diese Röntgenstrahl-Emissionen durch einen der Teilsterne verursacht, die eine Kompaktgegenstand-Akkretionsmaterie-Sache vom anderen (regelmäßigen) Stern sind. Die Anwesenheit eines gewöhnlichen Sterns in solch einem System stellt eine einzigartige Gelegenheit zur Verfügung, für den Hauptgegenstand zu studieren und zu bestimmen, ob es ein schwarzes Loch sein könnte.

Wenn solch ein System Signale ausstrahlt, die zurück zum Kompaktgegenstand direkt verfolgt werden können, kann es kein schwarzes Loch sein. Die Abwesenheit solch eines Signals schließt jedoch die Möglichkeit nicht aus, dass der Kompaktgegenstand ein Neutronenstern ist. Durch das Studieren des dazugehörigen Sterns ist es häufig möglich, die Augenhöhlenrahmen des Systems zu erhalten und eine Schätzung für die Masse des Kompaktgegenstands zu erhalten. Wenn das viel größer ist als die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze (d. h. die maximale Masse, die ein Neutronenstern vor dem Einstürzen haben kann) dann kann der Gegenstand kein Neutronenstern sein und wird allgemein erwartet, ein schwarzes Loch zu sein.

Der erste starke Kandidat für ein schwarzes Loch, Cygnus x-1, wurde auf diese Weise von Charles Thomas Bolton, Louise Webster und Paul Murdin 1972 entdeckt. Einige Zweifel sind jedoch wegen des Unklarheitsendergebnisses vom dazugehörigen Stern geblieben, der viel schwerer ist als der Kandidat schwarzes Loch. Zurzeit werden bessere Kandidaten für schwarze Löcher in einer Klasse von genannten weichen Röntgenstrahl-Übergangsprozessen von Dualzahlen des Röntgenstrahls gefunden. In dieser Klasse des Systems ist der dazugehörige Stern relativ niedrige Masse, genauere Schätzungen in der schwarzen Loch-Masse berücksichtigend. Außerdem sind diese Systeme nur im Röntgenstrahl seit mehreren Monaten einmal alle 10-50 Jahre aktiv. Während der Periode der niedrigen Röntgenstrahl-Emission (genannt Stille) ist die Akkretionsscheibe das äußerst schwache Berücksichtigen ausführlicher Beobachtung des dazugehörigen Sterns während dieser Periode. Einer der besten solche Kandidaten ist V404 Cyg.

Stille und Advektionsbeherrschter Akkretionsfluss

Wie man

verdächtigt, wird das Unwohlsein der Akkretionsscheibe während der Stille durch den Fluss verursacht, der in eine Weise genannt einen Advektionsbeherrschten Akkretionsfluss (ADAF) eingeht. In dieser Weise wird fast die ganze Energie, die durch die Reibung in der Scheibe erzeugt ist, zusammen mit dem Fluss statt des ausgestrahlten weg gekehrt. Wenn dieses Modell richtig ist, dann bildet es starke qualitative Beweise für die Anwesenheit eines Ereignis-Horizonts. Weil, wenn der Gegenstand am Zentrum der Scheibe eine feste Oberfläche hatte, es große Beträge der Radiation ausstrahlen würde, weil das hoch energische Benzin die Oberfläche, eine Wirkung schlägt, die für Neutronensterne in einem ähnlichen Staat beobachtet wird.

Quasiperiodische Schwingungen

Die Röntgenstrahl-Emission von Akkretionsplatten flackert manchmal an bestimmten Frequenzen. Diese Signale werden quasiperiodische Schwingungen genannt und werden gedacht, durch das Material verursacht zu werden, das der innere Rand der Akkretionsplatte (die innerste stabile kreisförmige Bahn) vorankommt. Weil solche ihre Frequenz mit der Masse des Kompaktgegenstands verbunden wird. Sie können so als eine alternative Weise verwendet werden, die Masse von potenziellen schwarzen Löchern zu bestimmen.

Galaktische Kerne

Astronomen gebrauchen den Begriff "aktive Milchstraße", um Milchstraßen mit ungewöhnlichen Eigenschaften, wie ungewöhnliche geisterhafte Linienemission und sehr starke Radioemission zu beschreiben. Theoretische und Beobachtungsstudien haben gezeigt, dass die Tätigkeit in diesen aktive galaktische Kerne (AGN) durch die Anwesenheit supermassiver schwarzer Löcher erklärt werden kann. Die Modelle dieser AGN bestehen aus einem schwarzen Hauptloch, das Millionen oder Milliarden von Zeiten sein kann, die massiver sind als die Sonne; eine Platte von Benzin und Staub hat eine Akkretionsplatte genannt; und zwei Strahlen, die auf der Akkretionsplatte rechtwinklig sind.

Obwohl, wie man erwartet, supermassive schwarze Löcher im grössten Teil von AGN gefunden werden, sind Kerne der nur einiger Milchstraßen in Versuchen sorgfältiger studiert worden, die wirklichen Massen der schwarzen supermassiven Hauptloch-Kandidaten sowohl zu identifizieren als auch zu messen. Einige der bemerkenswertesten Milchstraßen mit supermassiven schwarzen Loch-Kandidaten schließen die Milchstraße von Andromeda, den M32, den M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, und die Sombrero-Milchstraße ein.

Es wird jetzt weit akzeptiert, dass das Zentrum (fast) jeder Milchstraße (nicht nur aktive) ein supermassives schwarzes Loch enthält. Die nahe Beobachtungskorrelation zwischen der Masse dieses Loches und der Geschwindigkeitsstreuung der Gastgeber-Milchstraße-Beule, die als die M Sigma-Beziehung bekannt ist, deutet stark eine Verbindung zwischen der Bildung des schwarzen Loches und der Milchstraße selbst an.

Zurzeit kommen die besten Beweise für ein supermassives schwarzes Loch daraus, die richtige Bewegung von Sternen in der Nähe vom Zentrum unserer eigenen Milchstraße zu studieren. Seit 1995 haben Astronomen die Bewegung von 90 Sternen in einem Gebiet genannt Sagittarius A* verfolgt. Indem sie ihre Bewegung an Bahnen von Keplerian gepasst haben, sind sie im Stande gewesen, 1998 abzuleiten, dass 2.6 Millionen Sonnenmassen in einem Volumen mit einem Radius von 0.02 Lichtjahren enthalten werden müssen. Seitdem hat einer der Sterne — gerufen S2 — hat eine volle Bahn vollendet. Von den Augenhöhlendaten sind sie im Stande gewesen, bessere Einschränkungen auf die Masse und Größe des Gegenstands zu legen, der die Augenhöhlenbewegung von Sternen im Sagittarius A* Gebiet verursacht, findend, dass es eine kugelförmige Masse von 4.3 Millionen innerhalb eines Radius von weniger als 0.002 Lichtjahren enthaltenen Sonnenmassen gibt. Während das mehr als 3000mal der Radius von Schwarzschild entsprechend dieser Masse ist, ist es mindestens mit dem Hauptgegenstand im Einklang stehend, der ein supermassives schwarzes Loch ist, und keine "realistische Traube [Sterne] ist physisch haltbar."

Gravitationslensing

Die Deformierung der Raum-Zeit um einen massiven Gegenstand veranlasst leichte Strahlen, viel wie Licht abgelenkt zu werden, das eine Sehlinse durchführt. Dieses Phänomen ist als Gravitationslensing bekannt. Beobachtungen sind aus schwachem Gravitationslensing gemacht worden, in dem Fotonen durch nur einige arcseconds abgelenkt werden. Jedoch ist es für ein schwarzes Loch nie direkt beobachtet worden. Eine Möglichkeit, um Gravitationslensing durch ein schwarzes Loch zu beobachten, würde Sterne in der Bahn um das schwarze Loch beobachten sollen. Es gibt mehrere Kandidaten für solch eine Beobachtung in der Bahn um Sagittarius A*.

Alternativen

Die Beweise für schwarze Sternlöcher verlassen sich stark auf die Existenz einer oberen Grenze für die Masse eines Neutronensterns. Die Größe dieser Grenze hängt schwer von den über die Eigenschaften der dichten Sache gemachten Annahmen ab. Neue exotische Phasen der Sache konnten hochschieben das hat gebunden. Eine Phase von freien Quarken an der hohen Speicherdichte könnte die Existenz von dichten Quark-Sternen erlauben, und einige supersymmetrische Modelle sagen die Existenz von Q Sternen voraus. Einige Erweiterungen des Standardmodells postulieren die Existenz von preons als grundsätzliche Bausteine von Quarken und leptons, der preon Sterne hypothetisch bilden konnte. Diese hypothetischen Modelle konnten mehrere Beobachtungen von schwarzen Sternloch-Kandidaten potenziell erklären. Jedoch kann es von allgemeinen Argumenten in der allgemeinen Relativität gezeigt werden, dass jeder solcher Gegenstand eine maximale Masse haben wird.

Da die durchschnittliche Dichte eines schwarzen Loches innerhalb seines Radius von Schwarzschild zum Quadrat seiner Masse umgekehrt proportional ist, sind supermassive schwarze Löcher viel weniger dicht als schwarze Sternlöcher (die durchschnittliche Dichte eines 10 schwarzen Sonnenmassenloches ist mit diesem von Wasser vergleichbar). Folglich wird die Physik der Sache, die ein supermassives schwarzes Loch bildet, viel besser verstanden, und die möglichen alternativen Erklärungen für supermassive schwarze Loch-Beobachtungen sind viel weltlicher. Zum Beispiel konnte ein supermassives schwarzes Loch durch eine große Traube von sehr dunklen Gegenständen modelliert werden. Jedoch normalerweise sind solche Alternativen nicht stabil genug, um die supermassiven schwarzen Loch-Kandidaten zu erklären.

Die Beweise für stellare und supermassive schwarze Löcher deuten an, dass in der Größenordnung von schwarzen Löchern, um sich nicht zu formen, allgemeine Relativität als eine Theorie des Ernstes, vielleicht wegen des Anfalls des Quants mechanische Korrekturen scheitern muss. Viel vorausgesehene Eigenschaft einer Theorie des Quant-Ernstes ist, dass er Eigenartigkeiten oder Ereignis-Horizonte (und so keine schwarzen Löcher) nicht zeigen wird. In den letzten Jahren ist viel Aufmerksamkeit durch das fuzzball Modell in der Schnur-Theorie gelenkt worden. Gestützt auf Berechnungen in spezifischen Situationen in der Schnur-Theorie weist der Vorschlag darauf hin, dass allgemein die individuellen Staaten einer schwarzen Loch-Lösung keinen Ereignis-Horizont oder Eigenartigkeit haben, aber dass für einen klassischen/halbklassischen Beobachter der statistische Durchschnitt solcher Staaten wirklich gerade wie ein gewöhnliches schwarzes Loch in der allgemeinen Relativität erscheint.

Geöffnete Fragen

Wärmegewicht und Thermodynamik

1971 hat Falknerei unter allgemeinen Bedingungen gezeigt, dass das Gesamtgebiet der Ereignis-Horizonte jeder Sammlung von klassischen schwarzen Löchern nie abnehmen kann, selbst wenn sie kollidieren und sich verschmelzen. Dieses Ergebnis, das jetzt als das zweite Gesetz der schwarzen Loch-Mechanik bekannt ist, ist dem zweiten Gesetz der Thermodynamik bemerkenswert ähnlich, die feststellt, dass das Gesamtwärmegewicht eines Systems nie abnehmen kann. Als mit klassischen Gegenständen bei der absoluten Nulltemperatur wurde es angenommen, dass schwarze Löcher Nullwärmegewicht hatten. Wenn das der Fall wäre, würde das zweite Gesetz der Thermodynamik durch die Wärmegewicht-geladete Sache verletzt, die in ein schwarzes Loch eingeht, auf eine Abnahme des Gesamtwärmegewichtes des Weltalls hinauslaufend. Deshalb hat Bekenstein vorgeschlagen, dass ein schwarzes Loch ein Wärmegewicht haben sollte, und dass es zu seinem Horizont-Gebiet proportional sein sollte.

Die Verbindung mit den Gesetzen der Thermodynamik wurde weiter durch die Entdeckung der Falknerei gestärkt, dass Quant-Feldtheorie voraussagt, dass ein schwarzes Loch blackbody Radiation bei einer unveränderlichen Temperatur ausstrahlt. Das verursacht anscheinend eine Übertretung des zweiten Gesetzes der schwarzen Loch-Mechanik, da die Radiation Energie vom schwarzen Loch wegtragen wird, das es veranlasst zurückzuweichen. Die Radiation, trägt jedoch auch Wärmegewicht weg, und es kann unter allgemeinen Annahmen bewiesen werden, dass die Summe des Wärmegewichtes der Sache, die ein schwarzes Loch und ein Viertel des Gebiets des Horizonts, wie gemessen, in Einheiten von Planck umgibt, tatsächlich immer zunimmt. Das erlaubt die Formulierung des ersten Gesetzes der schwarzen Loch-Mechanik als eine Entsprechung des ersten Gesetzes der Thermodynamik mit der Masse, die als Energie, der Oberflächenernst als Temperatur und das Gebiet als Wärmegewicht handelt.

Eine rätselhafte Eigenschaft ist, dass das Wärmegewicht eines schwarzen Loches mit seinem Gebiet aber nicht mit seinem Volumen klettert, da Wärmegewicht normalerweise eine umfassende Menge ist, die geradlinig mit dem Volumen des Systems klettert. Dieses sonderbare Eigentum hat Gerard 't Hooft und Leonard Susskind dazu gebracht, den holografischen Grundsatz vorzuschlagen, der darauf hinweist, dass irgendetwas, was in einem Volumen der Raum-Zeit geschieht, durch Daten auf der Grenze dieses Volumens beschrieben werden kann.

Obwohl allgemeine Relativität verwendet werden kann, um eine halbklassische Berechnung des schwarzen Loch-Wärmegewichtes durchzuführen, ist diese Situation theoretisch unbefriedigend. In der statistischen Mechanik wird Wärmegewicht als das Zählen der Zahl von mikroskopischen Konfigurationen eines Systems verstanden, die dieselben makroskopischen Qualitäten (wie Masse, Anklage, Druck, usw.) haben. Ohne eine befriedigende Theorie des Quant-Ernstes kann man nicht solch eine Berechnung für schwarze Löcher durchführen. Einige Fortschritte sind in verschiedenen Annäherungen an den Quant-Ernst gemacht worden. 1995 haben Andrew Strominger und Cumrun Vafa gezeigt, dass das Zählen der Mikrostaaten eines spezifischen supersymmetrischen schwarzen Loches in der Schnur-Theorie das Bekenstein-jagende Wärmegewicht wieder hervorgebracht hat. Seitdem sind ähnliche Ergebnisse wegen verschiedener schwarzer Löcher sowohl in der Schnur-Theorie als auch in anderen Annäherungen an den Quant-Ernst wie Schleife-Quant-Ernst berichtet worden.

Schwarzes Loch unitarity

Eine geöffnete Frage in der grundsätzlichen Physik ist das so genannte Informationsverlust-Paradox oder schwarzes Loch unitarity Paradox. Klassisch sind die Gesetze der Physik derselbe Lauf vorwärts oder in der Rückseite (T-Symmetrie). Der Lehrsatz von Liouville diktiert Bewahrung des Phase-Raumvolumens, von dem als "Bewahrung der Information" gedacht werden kann, also gibt es ein Problem sogar in der klassischen Physik. In der Quant-Mechanik entspricht das genanntem unitarity eines Lebenseigentums, der mit der Bewahrung der Wahrscheinlichkeit verbunden ist (davon kann auch als eine Bewahrung des Quant-Phase-Raumvolumens, wie ausgedrückt, durch die Dichte-Matrix gedacht werden).