Das Ende eines Sterns

Die meiste Zeit verbringen Sterne in einer stabilen Phase, in der in ihrem Zentrum Kernfusionsreaktionen, vor allem die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium, ablaufen. Dabei wird Energie (nukleare Bindungsenergie) frei. Die Kernfusion heizt so das Innere des Sterns auf und erzeugt damit Druck gegen die äußeren Schichten, die aufgrund der Schwerkraft nach innen streben. Mathematisch ist der Gasdruck im Inneren des Sterns das Produkt aus Teilchendichte und Temperatur. Durch die Fusion von jeweils vier Wasserstoffkernen zu einem Heliumkern sinkt die Teilchendichte im zentralen Bereich und er kontrahiert mit der Zeit etwas. Dadurch wird die Fusion aber auch effektiver, die Temperatur steigt. Solange der Druck von Gas und Strahlung aus dem Inneren dem Gravitationsdruck der äußeren Schichten die Waage hält, bleiben die Sterne stabil.

Die Lebensdauer eines Sterns hängt vor allem davon ab, wieviel Wasserstoff zur Verfügung steht und wie schnell er verbraucht wird. Je mehr Masse ein Stern hat, umso mehr Brennstoff muss er pro Sekunde verbrauchen, um sich gegen die eigene Schwerkraft zu behaupten. Daher strahlen massereiche Sterne auch wesentlich stärker. Aus den physikalischen Gesetzen, die seinen Aufbau bestimmen, ergibt sich, dass die Leuchtkraft und damit der Energieverbrauch mit der 3,5ten Potenz der Sternmasse ansteigt.

Massereiche Sterne brauchen ihren Brennstoff aber deshalb auch erheblich schneller auf als massearme, obwohl sie anfangs mehr davon haben, und steuern in rasantem Tempo auf ein spektakuläres Ende zu. Die leichtesten Sterne – von denen einige nur 1/10 der Masse unserer Sonne aufweisen – haben die höchste Lebenserwartung: bis zu einigen Billionen Jahren. Im Gegensatz dazu liegt die Lebenserwartung der schwersten Sterne nur bei wenigen Millionen Jahren.

Auch welchen Endzustand der Kern eines Sterns erreicht und ob und wie heftig die verbleibende Hülle abgestoßen wird, hängt von seiner Masse ab. Dabei ist das Ende der Sterne weitaus vielfältiger als man annehmen könnte. Manche Sternexplosionen sind hundertmal heller als gewöhnliche, andere wiederum hundertmal schwächer. Einige erscheinen tiefrot, manche senden vor allem ultraviolette Strahlen aus. Eine ganze Reihe von ihnen ist jahrelang sichtbar, andere verblassen innerhalb weniger Tage. Die Masse des Sterns bestimmt auch die Art von chemischen Elementen, die er an das interstellare Gas abgibt und damit der nachfolgenden Generation zur Verfügung stellt.

Schicksal der masseärmeren Sterne

Wenn fast aller Wasserstoff im Zentralbereich eines Sterns zu Helium verschmolzen ist, erlischt hier die Kernfusion. Da es in den äußeren Schichten noch ausreichend Wasserstoff gibt, wandert die Zone, in der noch Kernreaktionen stattfinden, schalenförmig nach außen. Während der Kern wegen der Abnahme der inneren Hitze schrumpft, heizt sich die Hülle schlagartig auf und expandiert. Binnen kurzer Zeit schwellt der Stern auf ein Vielfaches seines ursprünglich Durchmessers an. Etwa eine Milliarde Jahre nach Versiegen des Wasserstoffbrennens im Kern hat sich z. B. ein sonnenähnlicher Stern auf das 160fache seines ursprünglichen Durchmessers ausgedehnt und leuchtet mehr als 2000mal so hell. Dabei hat sich seine Farbe in ein tiefes Rot verändert, da durch die Expansion die Temperatur an der Oberfläche um etwa 3000°C abgenommen hat. Seine Leuchtkraft ist indes höher als zuvor, da die Oberfläche um ein Vielfaches zugenommen hat.

Dieses Stadium – die Astronomen bezeichnen den Stern jetzt als „Roten Riesen“ – kann wiederum Jahrmillionen oder Jahrmilliarden dauern, währenddessen im Inneren weitere chemische und physikalische Prozesse stattfinden. Zeitweilig wird ein Teil der Sternmaterie stark durchmischt, gelangt an die Oberfläche und wird als Teilchenwind ins All ausgestoßen. Der Rote Riese pulsiert schließlich mit immer heftigeren Bewegungen und schleudert dabei Materie ins All. Im Kern kann bei einer genügend hohen Temperatur Helium weiter zu Kohlenstoff und Sauerstoff fusioniert werden. Allerdings wird der Kern eines Sterns von bis zur acht- bis zehnfachen Masse der Sonne nicht heiß genug, um einen merklichen Anteil seines Kohlenstoffs in Sauerstoff umzuwandeln.

Sobald der Rote Riese sämtliche Heliumvorräte in Kohlenstoff umgewandelt hat, fällt er in sich zusammen. Kurz vorher wirft er die äußeren Schichten, die dem Strahlungsdruck von innen nicht mehr standhalten können, ab. Nach der Theorie der wechselwirkenden Sternwinde verlässt ungefähr tausend Jahre später ein dünnerer, aber wesentlich schnellerer Wind den sterbenden Stern. Er holt alsbald die langsameren äußeren Schichten des Roten Riesen ein und kollidiert mit ihnen. Dabei verdichtet sich die Materie und energiereiche UV-Strahlung entreißt den Atomen der Nebelschwaden Elektronen.

So entsteht die verschwenderische Farbpalette der Planetarischen Nebel, die bis zu zwei Lichtjahre groß sein können. Für ungefähr 100 000 bis eine Million Jahre – je nach Anfangsmasse des Sterns – bleibt er sichtbar, dann hat sich die Hülle im interstellaren Raum verteilt und mit dem dortigen Gas vermischt. Der Name „Planetarischer Nebel“ hat also nichts mit Planeten zu tun; er geht auf den englischen Astronomen William Herschel zurück: Die winzigen blaugrünen Scheibchen, die er (1785) in seinem Teleskop sah, erinnerten ihn an den Planeten Uranus, den er vier Jahre zuvor entdeckt hatte. Schätzungsweise 50 000 Planetarische Nebel soll es allein in der Milchstraße geben; 1500 sind bekannt.

Der heiße Kern des Roten Riesen kollabiert nicht vollständig. Es sind die abstoßenden Quantenkräfte, die den völligen Zusammenbruch verhindern. Die Gesetze der Quantenmechanik verbieten es, dass zwei Elektronen exakt den gleichen Energiezustand einnehmen. Sie lassen sich nicht weiter zusammenpressen und setzen dadurch der nach innen wirkenden Schwerkraft einen nach außen gerichteten Druck, den Entartungsdruck der Elektronen, entgegen. Er stabilisiert den abgebrannten Stern.

Was übrig bleibt, ist ein Weißer Zwerg von der Größe der Erde, aber mit einer Dichte von einer Tonne pro Kubikzentimeter (im Zentrum sogar 1000 Tonnen pro Kubikzentimeter) und fast soviel Masse wie die heutige Sonne. Er besteht hauptsächlich aus Kohlenstoffatomkernen und Elektronen, ist sehr heiß, hat aber eine geringe Leuchtkraft. Im Verlauf von Milliarden Jahren kühlt der Weiße Zwerg, umkreist von den Trümmern seines einstigen Planetensystems, langsam aus und wird immer leuchtschwächer. Dabei behält dieser kosmische „Aschehaufen“ im Wesentlichen seine Größe: Die meisten Weißen Zwerge besitzen 0,56 Sonnenmassen. Das sog. Chadrasekhar-Limit besagt, dass sie nicht schwerer als 1,4 Sonnenmassen sein können, sonst würden sie weiter zu Neutronensternen oder Schwarzen Löchern kollabieren. (In einem Doppelsternsystem kann ein Weißer Zwerg kontinuierlich Masse von seinem Nachbarstern abziehen und diese Massengrenze überschreiten.)

Der Weiße Zwerg wird schließlich erlöschen. Nur der Kranz aus Staub und Gas, gebildet aus der abgestoßenen Materie, erinnert dann noch an seine frühere Existenz. 15 000 dieser Sternleichen soll es allein im Umkreis von 300 Lichtjahren um die Erde geben. Der uns nächste, nur mit dem Teleskop sichtbare Weiße Zwerg ist Sirius B – der Begleiter des hellsten Sterns am Nordhimmel, Sirius A. Er ist nur etwa doppelt so groß wie die Erde, aber fast so schwer wie die Sonne. Sein Licht braucht nur acht Jahre und 202 Tage für den Weg zu uns.

Schicksal von massereichen Sternen

Bei Sternen mit dem Acht- bis Zehnfachen der Sonnenmasse laufen die Fusionsprozesse umso rascher ab, je höher Druck und Temperatur im Sterninneren sind. Immer hektischer zünden nun Fusionsreaktionen schwerer Atomkerne, bis bei Eisen und Nickel die Kernfusion abbricht. Eisen hat die energieärmsten Atomkerne; eine weitere Fusion zu noch schwereren Elementen liefert keine Energie mehr, sondern würde welche erfordern. Somit kommen die Kernverschmelzungsprozesse im ausgebrannten Sternkern rapide zum Erliegen. Der Stern ist „ausgebrannt“.

In einem Stern von der 25fachen Masse der Sonne dauert das Wasserstoffbrennen nur sieben Millionen Jahre, das Heliumbrennen 500 000 Jahre. Das Kohlenstoffbrennen hält den Stern sogar nur für sechs Jahrhunderte heiß, Sauerstoff für sechs Monate, und die Umwandlung von Silizium zu Eisen-56 läuft in einem Tag ab. Kleinere Sterne bis minimal mehr als acht Sonnenmassen, erreichen diesen Zustand nach sehr viel längerer Zeit.

Die Folge der Brennvorgänge ist ein „Zwiebelstern“ mit konzentrierten, kugelsymmetrischen Schalen, in denen sich von außen nach innen jeweils die Asche der früheren nuklearen Brennphasen anordnet, mit Eisen als schwerstem Element im Zentrum. Weiter außen liegende Schichten bestehen nacheinander hauptsächlich aus Sauerstoff, Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff. Was weiter geschieht, hängt vor allem von der Masse des Kerns ab, denn die entscheidet über die Temperatur- und Druckverhältnisse im Zentrum.

Das 1,4fache der Sonnenmasse ist die maximale Masse, die vom nachlassenden Druck der Elektronen noch zusammengehalten werden kann. Oberhalb dieser Massengrenze kann zunächst nichts mehr der wachsenden Schwerkraft standhalten: Der Stern wird instabil. In Sekundenbruchteilen bricht die Eisenkugel von rund 3000 Kilometern Durchmesser – ungefähr der Größe des Erdmonds – mit einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit (75 000 km/s) in sich zusammen. Bei der Implosion zerlegen die energiereichen Photonen die Eisenkerne in einzelne Protonen, Alphateilchen und immer mehr Neutronen. Die Materie hat sich so verdichtet, dass Kernreaktionen zwischen Protonen und Elektronen einsetzen. Die bis dahin freien Elektronen werden unter dem extrem starken Gravitationsdruck gleichsam in die Protonen hineingequetscht und bilden mit ihnen zusammen Neutronen. Gleichzeitig werden binnen 10 bis 15 Sekunden 1058 Neutrinos frei.

Jetzt setzt ein neuer Stabilisierungsmechanismus ein. Es ist der Entartungsdruck der Neutronen, der den Prozess aufhält. Sie lassen sich nicht weiter zusammenpressen, wodurch ein nach außen gerichteter Druck erzeugt wird. Die Materie, die mit bis zu 15% der Lichtgeschwindigkeit aus den äußeren Sternschichten weiter auf den neugeborenen Neutronenstern niederstürzt, wird zurückgeschleudert. Die Implosion geht in eine Explosion über – eine Supernova.

Der ungeheure Energieausstoß der Explosion wird als plötzliches Aufleuchten des Sterns sichtbar. Dabei sollen die Neutrinos 99% der bei der Sternexplosion erzeugten Energie ausmachen. (Als Antrieb der Explosion kommen auch noch andere Explosionsmechanismen in Frage, z. B. Schallwellen oder magnetische Energie.) Eine einzelne Supernova strahlt so viel Energie ab wie unsere Sonne während ihrer ganzen Existenz. Sie kann kurzfristig sogar heller leuchten als eine ganze Galaxie und ist bis 5000 Lichtjahre entfernt noch zu sehen. Die Maßstäbe übersteigen unser Vorstellungsvermögen.

Die gewaltige Stoßwelle sprengt die äußeren Schichten des Sterns innerhalb von Minuten mit der Gewalt von zehn Wasserstoffbomben ab und katapultiert sie größtenteils in den interstellaren Raum. Mit der Geschwindigkeit von einigen Prozent der Lichtgeschwindigkeit breitet sich die ehemalige Sternhülle, eine bis zu zehnmal größere Masse als die Sonne, aus. Die Trümmerwolke, die die Druckwelle der Explosion vor sich hertreibt, rast in den noch vorhandenen, wesentlich langsameren Sonnenwind, den der Überriese vordem ins All geblasen hat. Bei dieser Kollision erhitzen sich die Gase und erzeugen elektromagnetische Strahlung, u. a. auch hochenergetische Röntgen- und Gammstrahlen.

Der Krebsnebel in der Nähe des Sternbildes Orion ist die Explosionswolke der großen Supernova, die chinesische Hofastronomen 1054 entdeckten und deren hochenergetische Strahlung man 1991 nachweisen konnte. Sie ereignete sich vor rund 7300 Jahren.

Hinter sich her zieht die Stoßfront der Supernova eine nuklear brennende Front und hinterlässt ein Gemisch an frisch fusionierten Elementen, darunter Silizium, Kalzium, Eisen und radioaktive Isotope von Nickel, Kobalt und Titan. Etwa 70% des Eisens, das heute in den Galaxien nachweisbar ist, stammt aus Supernova-Explosionen. Sie lieferten auch das Baumaterial zur Bildung neuer Sterne, Planeten und aller Lebensformen auf der Erde. (Die mittlerweile beobachtete Vielfalt der Supernovae deutet darauf hin, dass deren unterschiedliche Kategorien bevorzugt Elemente jeweils verschiedener Bereiche des Periodensystems produzieren.)

Die Leuchtkraft des Feuerballs steigert sich etwa ein bis drei Wochen lang, angeregt durch den Zerfall instabiler schwerer Elemente, insbesondere radioaktivem Nickel, bis sie ein Maximum erreicht und danach über Monate hinweg langsam abfällt. Dabei erzeugt sie mehr Licht als hundert Milliarden Sterne einer Galaxie und lässt sich noch Jahre später als immer weiter expandierende Blase beobachten. Meist haben die heißen, gasförmigen Überreste des Sterns eine asymmetrische Gestalt und sind zerfranst in größere und kleinere faserige Strukturen mit klumpenartigen Verdichtungen sowie Bereichen geringerer Materiekonzentration. Selbst einige Jahrhunderte später ist um den Neutronenstern noch eine leuchtende Gashülle auszumachen, die sich beständig weiter ausdehnt.

Viele der hellsten Supernovae (Typ Ia) sind thermonukleare Explosionen von Weißen Zwergsternen, die in einem engen Doppelsternsystem Materie von ihrem Nachbarn abgezogen und schließlich die kritische Grenze von 1,4 Sonnenmassen überschritten haben. Supernovae vom Typ Ia können auch entstehen, wenn zwei Weiße Zwerge sich immer näher kommen und schließlich verschmelzen.

a) Neutronensterne

Übrig bleibt bei einem Sternrest von bis zu 3,2 Sonnenmassen ein äußerst kompaktes Gebilde, ein heißer, dichter Neutronenstern mit nur etwa 20 Kilometern Durchmesser. Er besteht fast nur noch aus Neutronen (und zu etwa 5% aus Protonen). Seine Dichte entspricht der eines Atomkerns: ca. eine Milliarde Tonnen pro Kubikzentimeter. Ein Stecknadelkopf dieser Materie wäre immer noch etliche Tonnen schwer. Er besitzt ein brachiales Gravitationsfeld: Die Schwerkraft auf der Oberfläche ist so groß, dass eine imaginäre Rakete eine Fluchtgeschwindigkeit von 2/3 der Lichtgeschwindigkeit erreichen müsste, um der Gravitation zu entkommen.

Wie genau es der Materie im Inneren des Neutronensterns ergeht, ob sich unter dem ungeheuren Druck beispielsweise Quarks (die Bestandteile von Protonen und Neutronen) frei bewegen können oder andere Quarkvarianten auftreten, ist derweil noch unklar.

Im Verlauf der Supernova wird beim Kollaps des Kerns Gravitationsenergie der in sich zusammenfallenden Masse in Rotationsenergie umgewandelt. Nach ihrer Geburt drehen sich daher Neutronensterne in der Regel sehr flott um sich selbst – bis zu 1000mal in der Sekunde. Da in ihrem Kern auch geladene Teilchen wie Protonen und Elektronen schwimmen, entsteht wie bei einem Dynamo ein starkes Magnetfeld. Bei den Drehungen wickelt es sich auf und ein Teil der Bewegungsenergie wird in Form elektromagnetischer Schwingungen abgestrahlt.

Wenn sich die Rotations- und Magnetfeldachse des Neutronensterns nicht decken, entsteht eine Art Leuchtfeuer mit zwei engen Strahlenkegeln (Jets), die an zwei entgegengesetzten Orten des Sterns austreten. Liegt die Erde zufällig im Strahlungsbereich eines Lichtkegels, können Astronomen das Signal (vor allem Radiowellen) als regelmäßige Pulse messen. Daher bezeichnet man rasch rotierende Neutronensterne auch als Pulsare. Die Bezeichnung „Pulsar“ ist eigentlich irreführend, denn der Stern pulsiert nicht, wie sein Name suggeriert, sondern „blinkt“ wie ein Leuchtturm, da er das irdische Beobachtungsfeld periodisch anstrahlt.

Mit der Zeit nimmt die Rotationsgeschwindigkeit und damit auch die Emissionsfrequenz der der Pulsare ab, denn der Wind aus geladenen Teilchen und elektromagnetischen Wellen niedriger Frequenz, den der Pulsar abgibt, trägt Energie und Drehimpuls davon. Je länger der Pulsar strahlt, desto mehr Rotationsenergie muss er demgemäß umgesetzt haben und umso langsamer sind seine Umdrehungen geworden. Nach etwa 10 bis 20 Millionen Jahren erlischt bei einer Rotationsdauer von 0,5 bis 4 Sekunden das Funkfeuer: Der himmlische Radiosender ist zum stillen Neutronenstern geworden. Aufgrund des Entartungsdruckes bleibt er aber noch Milliarden Jahre nach seiner Entstehung stabil.

[Neutronensterne mit einem extrem starken Magnetfeld werden „Magnetare“ genannt. Sie könnten ein Relikt des Zusammenstoßes zweier massereicher Sterne sein. Ihr Feld ist 10- bis 1000mal stärker als das gewöhnlicher Neutronensterne und übertrifft alles, was Physiker kennen. Sie rotieren besonders schnell um ihre Achse (in nur wenigen Millisekunden einmal) und geben große Mengen an Röntgen- und Gammastrahlung ab. Ein Teil der Energie aus ihrer extrem schnellen Drehbewegung geht an die expandierende Explosionswolke über und lässt sie heller erscheinen. Magnetare sind aber nur etwa 10 000 Jahre lang aktiv und damit sichtbar; gerade einmal 30 sind aus unserer Galaxie bekannt. Millionen von ihnen könnten aber unbemerkt durch die Milchstraße treiben.

Schätzungen gehen von insgesamt einer Milliarde Neutronensternen in der Milchstraße aus. Einige Tausend wurden bisher gefunden. Die nächstgelegenen Neutronensterne sind Geminga und Monogem. Geminga im Sternbild Zwillinge (Geminga) ist etwa 800 Lichtjahre entfernt und 370 000 Jahre alt. Monogem befindet sich in einer Distanz von 900 Lichtjahren und ist etwa 100 000 Jahre alt. Der jüngste bekannte Pulsar ist der Überrest der 1054 beobachteten Supernova im Herzen des Krebsnebels (s. o.), deren scheinbare Lichtimpulse das gesamte Spektrum von Radio- bis hin zu Röntgen- und Gammawellenlängen abdecken und deren Leuchtkraft dafür sorgt, dass die Überreste der Explosion selbst heute noch hell zu sehen sind.

b) Schwarze Löcher

Wenn der Sternrest nach einer Supernova-Explosion den Wert von 3,2 Sonnenmassen übersteigt, gibt es keine Möglichkeit mehr, sich gegen die Schwerkraft zu behaupten. Sie gewinnt die Oberhand über alle Druckkräfte, die sich ihr entgegenstemmen könnten – sei es der thermonukleare Druck im Inneren des Sterns, die abstoßende Kraft zwischen den positiven Ladungen im Inneren der Atomkerne oder der Entartungsdruck von Elektronen und Neutronen. Der Kern kollabiert zu einem Schwarzen Loch.

Albert Einstein hatte mit seiner Allgemeinen Relativitätstheorie den Grundstein für die Theorie der Schwarzen Löcher gelegt: Überschreitet nach seinen Gleichungen die Masse in einem Raumgebiet eine kritische Grenze, werden die Gravitationskräfte so groß, dass Materie unendlich dicht zusammengedrängt wird und weder sie noch Licht oder ein anderes Signal mehr entweichen kann. Einstein wurde allerdings nicht müde, immer wieder zu erklären, dass es die „mathematische Katastrophe“ nicht geben kann. Erst 1939 konnten Robert Oppenheimer (der Vater der Atombombe), Robert Serber und Georg Volkoff beweisen, dass es beim Kollaps eines Riesensterns (oder beim Zusammenstoß von massereichen Sternen) keine Möglichkeit mehr gibt, sich der endgültigen Vernichtung zu entziehen, wenn der entstehende Sternrest 3,2 Sonnenmassen überschreitet.

Die Bezeichnung „Schwarzes Loch“ wurde 1967 auf einer wissenschaftlichen Konferenz geprägt und von John Archibald Wheeler aufgegriffen; sie setzte sich dann rasch durch. Für theoretische Physiker sind Schwarze Löcher zunächst nur bestimmte Lösungen der von Einstein aufgestellten Feldgleichungen. Obwohl astronomische Beobachtungen stark für ihre Existenz sprachen, konnten sie bis vor Kurzem nur indirekt nachgewiesen werden. Theoretisch sind sie immer noch nicht vollständig verstanden, obwohl es die am genauesten erforschten theoretischen Gebilde der Menschheit sind. Für ein Verständnis ihrer Zentralregion bedarf es wohl einer Theorie der Quantengravitation, die Raum und Zeit quantenphysikalisch beschreibt.

Ein Schwarzes Loch besteht aus zwei Teilen. In seinem Zentrum liegt eine unendlich kleine Masse, eine sog. Punktmasse, in der sich die gesamte Materie des Sterns zusammenballt. Die Mathematiker nennen ein solches unvorstellbar kleine Gebiet mit praktisch unendlich hoher Dichte und Temperatur eine Singularität. Nicht einmal Licht kann dort der Gravitation entkommen, geschweige denn Materie. Es ist weder ein materieller Körper, noch Strahlung, sondern gewissermaßen ein „Loch“ in der Raumzeit – aber das sollte man nicht wörtlich nehmen. (Physiker betrachten Singularitäten als Folge einer unzureichenden mathematischen Formulierung oder als Ausdruck einer inneren Unvollständigkeit der Theorie.)

Weil fast alle Sterne einen Drehimpuls haben, muss auch das durch den Kollaps eines Sterns entstandene Schwarze Loch rotieren. Nach den heutigen Erkenntnissen kann die Rotationsenergie bis zu einem Drittel der Gesamtenergie ausmachen. Der Drehimpuls schlägt sich in Form und Bewegung des Gravitationsfeldes nieder: Obwohl nicht direkt sichtbar, rotiert in der Nähe eines Schwarzen Loches die Raumzeit selbst. Der Schwerkrafteinfluss auf die Umgebung ist ein Indiz für seine Existenz. Durch Schwingungen des Schwarzen Lochs entstehen auch Gravitationswellen, die das Raumzeitgefüge verzerren und auf der Erde gemessen werden können.

Das Schwarze Loch zieht Materie aus dem Umfeld an: interstellares Gas, Staub, Teile eines eng benachbarten Sterns, ja ganz Sterne. Für uns verrät es sich optisch durch eine flache, teils sich von innen nach außen stark auffächernde, mit hoher Geschwindigkeit um das Schwarze Loch herum rotierende, leuchtende Scheibe (Akkretionsscheibe), dem sog. Ereignishorizont. Er trennt unausweichlich außen von innen, das Schwarze Loch vom umgebenden Raum. Hier sammelt sich die angezogene Materie und leuchtet zum letzten Mal auf, bevor sie im Schlund des Schwarzen Lochs verschwindet.

Durch dessen Rotation geraten die Teilchen, die von fern genau radial auf das Schwarze Loch zustürzen, in seiner Nähe unweigerlich auf eine Spiralbahn. Vor allem das Zusammenspiel eines starken Magnetfeldes mit einer dichten Akkretionsscheibe ruft ein Gewirr sehr schneller Partikel hervor, die untereinander sowie mit Photonen wechselwirken. Ein merklicher Bruchteil, bis zu einem Viertel des einfallenden Materials, wird dadurch in Energie verwandelt und abgestrahlt.

Während des Einsturzes bewegt sich die Materie auf ihren Umläufen immer rasanter. Die Schwerkraft drückt sie extrem stark zusammen und der Mahlstrom heizt sich immer weiter auf – bis auf Temperaturen von Millionen und Milliarden Grad. Die Materie sendet umso mehr elektromagnetische Strahlung aus, je mehr sie sich dem Punkt ohne Wiederkehr am inneren Rand der Scheibe nähert. So finster das Schwarze Loch selbst ist, so intensiv leuchtet daher seine Umgebung. (In Kombination mit Gaswolken gehören die Umgebungen Schwarzer Löcher daher oft zu den hellsten Regionen des Kosmos.)

Bevor Materie auf Nimmerwiedersehen im Schwarzen Loch verschwindet, können die extremen Bedingungen dafür sorgen, dass ein Teil dieser Materie gebündelt wird und als gerichteter, eng begrenzter Teilchenstrahl entlang der Pole ins All schießt. In diesen Jets rast die Materie mit annähernd Lichtgeschwindigkeit tausende Lichtjahre, bei Aktiven Galaxienkernen (s. u.) sogar viele Millionen Lichtjahre weit ins All.

Der nicht abgestrahlte Rest der Materie wird vom Schwarzen Loch aufgesogen. Ab dem Abstand, ab dem jede Art von Materie aufgrund der starken Gravitation in diesen kosmischen Strom hineingezogen wird, kann weder Masse noch Licht nach außen dringen. Das Objekt ist unsichtbar, nach außen hin also schwarz, denn die ausgesandten Lichtstrahlen sind zueinander gekrümmt und laufen somit zusammen, statt auseinander. Keinerlei Information vermag über ein Ereignis im Inneren dieses Bereichs zu künden, daher auch der Begriff „Ereignishorizont„.

Im Inneren des Schwarzen Lochs wird alles zermalmt und in seine Grundbestandteile zerlegt – die absolute Vernichtung. Man kann ein Schwarzes Loch am besten durch die Worte des mittelalterlichen italienischen Dichters Dante Alighieri charakterisieren, der als Einführung über das Reich der Hölle (Inferno) geschrieben hat: „Ihr, die ihr eintretet, lasst alle Hoffnung fahren.“ In der Nähe des unendlich dichten Mittelpunkts eines Schwarzen Lochs müsste sogar die Zeit vollständig zum Stillstand kommen.

Wie schwer ein Schwarzes Loch werden kann, das aus einem Riesenstern hervorgeht (stellares Schwarzes Loch), hängt von der Masse seines Vorläufersterns ab und wie viel dieser verliert, bevor er als Supernova explodiert. Seine Größe hängt auch davon ab, ob es rotiert oder nicht. So haben die dunklen Objekte zwischen einigen wenigen und mehr als eine Million Sonnenmassen, und ihre Durchmesser reichen von ein paar Kilometern bis zu Millionen Kilometern.

Aus der Verschmelzung zahlreicher stellarer Schwarzer Löcher (sowie durch Einverleibung von Gas, Staub und ganzen Sternen) entstehen im Lauf der Zeit mittelschwere Schwarze Löcher – mit zwischen einigen tausend und einigen hunderttausend Sonnenmassen. Sie wurden schon im Zentrum von Kugelsternhaufen nachgewiesen und sollen schon sehr früh in der Geschichte des Universums entstanden sein – aber ohne Umweg über eine Sternexplosion, sondern über den direkten Kollaps von riesigen Gaswolken. Ein solches Mittelgewicht kann durch einstürzendes Gas und weitere Verschmelzungsprozesse zu einem supermassereichen Schwarzen Loch anwachsen.

Ein solches enthält die millionen- bis milliardenfache Masse der Sonne in einem Raumgebiet, das kleiner ist als unser Sonnensystem. Solche Schwarzen Löcher sitzen im Zentrum vieler Galaxien. Ein Schwarzes Loch mit einer Million Sonnenmassen, wie es Astrophysiker im Zentrum unserer Milchstraße vermuten, besäße einen Radius von drei Millionen Kilometern, wäre also viermal so groß wie die Sonne. Aktive Schwarze Löcher können sich durch intensive Strahlung in der Akkretionsscheibe noch über viele Milliarden Lichtjahre bemerkbar machen – als Blazare, Quasare, Aktive Galaktische Kerne, Seyfert- oder Radiogalaxien.

Heute sind aber nur noch 0,001% aller Schwarzen Löcher in Galaxien aktiv – drei Milliarden Jahre nach dem Urknall waren es tausendmal mehr. Denn nach einiger Zeit hat dieser Moloch alle Materie in seiner Umgebung aufgesogen und fällt dann gewissermaßen in Schlaf. Dem gerade noch üppig gemästeten Schwarzen Loch fehlt plötzlich die Nahrung. Ohne ständige Zufuhr an frischer Materie kommt die Strahlung in seiner Umgebung rasch zum Erliegen. Der Quasar erlischt und wird zu einer relativ lichtschwachen Galaxie – mit einem auf Diät gesetzten Massenmonster im Zentrum. Viele dieser Art bevölkern heute das Weltall. Sie machen sich indirekt über ihre gewaltige Schwerkraft bemerkbar, indem sie die Bewegungen naher Sterne und Gaswolken beeinflussen. Kühlt sich das Gas einer Galaxie ab, kann dann wieder mehr davon ins Zentrum strömen und das Schwarze Loch wieder erwecken.

Im Rahmen der Allgemeinen Relativitätstheorie existieren Schwarze Löcher ewig. Aber Quanteneffekte führen dazu, dass sie Strahlung abgeben und sich wahrscheinlich vollkommen auflösen können. Denn am Ereignishorizont entstehen aus den überall vorhandenen Energiefeldern permanent virtuelle Teilchen und Antiteilchen, die aber sofort wieder zerstrahlen. Fällt einer der Partikel ins Schwarze Loch und das andere entkommt ihm, dann wird dem Loch Energie entzogen. Bis Schwarze Löcher aber endgültig zerstrahlen, müssen ungeheuer lange Zeiträume vergehen.

Strittig ist bis heute , was mit der Information geschieht, die nach und während der Entstehung eines Schwarzen Lochs in ihm verschwunden ist. Wenn sich ein Schwarzes Loch vollständig in Zufallsstrahlung auflöst, müssten alle von ihm verschluckten physikalischen Informationen vernichtet sein. Das wäre verheerend, denn Quanteninformation kann nicht zerstört werden, ohne die Quantentheorie und den Energieerhaltungssatz zu verletzen. Andererseits kann sie nicht übrig bleiben, ohne die Stabilität der Welt zu gefährden.

Physiker haben verschiedene Erklärungen vorgeschlagen und Szenarien entwickelt, um das berüchtigte „Informationsparadoxon“ Schwarzer Löcher zu lösen. Manche der hartnäckigsten Probleme könnten sich nach Meinung der Wissenschaftler in Wohlgefallen auflösen, wenn es gelingt, Gravitationstheorie und Quantenmechanik zu einer „Theorie für Alles“ zu vereinheitlichen, einer gültigen Theorie der Quantengravitation. Doch daran beißen sich momentan die Forscher noch die Zähne aus.

REM

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