Geschichte der Physik Schwarzer Löcher ⇐ Artikelentwürfe

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Schwarze Löcher sind vor allem seit dem Aufkommen der Allgemeinen Relativitätstheorie im frühen 20. Jahrhundert Gegenstand der Forschung, obwohl ähnliche Konzepte bereits zuvor diskutiert wurden. Einige Monate nachdem Albert Einstein 1917 erstmals die allgemeine Relativitätstheorie beschrieb, wandte der Astrophysiker Karl Schwarzschild das Modell auf Sterne an und entdeckte eine Lösung für die Einstein-Feldgleichungen, die mathematische Singularitäten enthielten, die später als Schwarzschild-Metrik (Schwarzschild-Lösung) bekannt wurde. Diese Lösung war die Grundlage für Schwarzschild-Schwarze Löcher: Schwarze Löcher ohne Rotation|Spin oder elektrische Ladung.

Zunächst wurden Schwarze Löcher von frühen Forschern als rein theoretische Kuriositäten oder sogar als physikalisch unmöglich abgetan. Das aufkommende Konzept des Entartungsdrucks (entartete Materie) veranlasste viele Physiker zu der Annahme, dass ein noch unbekannter Mechanismus einen Stern vor dem Kollaps durch Gravitation in ein Schwarzes Loch verhindern würde, unabhängig von seiner Masse. Im Jahr 1939 analysierten J. Robert Oppenheimer und Hartland Snyder jedoch den Sternkollaps und kamen zu dem Schluss, dass es offenbar keinen Mechanismus gibt, der verhindern könnte, dass alle Sterne zu Schwarzen Löchern werden.

Nach Oppenheimers und Snyders Entdeckung fanden Schwarze Löcher bei Physikern immer größere Akzeptanz, und sie begannen, die Schwarzschild-Lösung weiter zu untersuchen und zu verstehen. Drei weitere Metriken wurden erstellt, um andere Arten von Schwarzen Löchern zu beschreiben: die Reissner-Nordstrom-Metrik, die geladene, sich nicht drehende Schwarze Löcher beschreibt, die Kerr-Metrik, die rotierende, ungeladene Schwarze Löcher beschreibt, und die Kerr-Newman-Metrik, die rotierende und geladene Schwarze Löcher beschreibt. Werner Israel entdeckte später, dass jedes Schwarze Loch durch einen dieser Parameter beschrieben werden muss und dass das No-Hair-Theorem nur drei Eigenschaften haben kann: Ladung, Masse und Spin.

In der Zwischenzeit begannen die eigentlichen astronomischen Beobachtungen von Schwarzen Löchern. Das erste allgemein anerkannte Schwarze Loch, Cygnus In den letzten Jahren haben Fortschritte in der Interferometrie es Wissenschaftlern ermöglicht, mit dem Event Horizon Telescope das erste Foto eines Schwarzen Lochs aufzunehmen und Verschmelzungen von Schwarzen Löchern mithilfe von Gravitationswellen zu erkennen.

==Vor der Allgemeinen Relativitätstheorie==
Die Idee eines Körpers, der so massiv ist, dass nicht einmal Licht entweichen kann, wurde kurzzeitig vom englischen Astronomiepionier und Geistlichen John Michell und unabhängig davon vom französischen Wissenschaftler Pierre-Simon Laplace vorgeschlagen. Beide Wissenschaftler schlugen sehr große Sterne vor, im Gegensatz zum modernen Konzept eines extrem dichten Objekts.
Michells Idee, in einem kurzen Teil eines 1784 veröffentlichten Briefes,
Im Jahr 1796 erwähnte Laplace in seinem Buch, dass ein Stern unsichtbar sein könnte, wenn er ausreichend groß wäre, während er über den Ursprung des Sonnensystems spekulierte
== Allgemeine Relativitätstheorie ==

Im Jahr 1905 zeigte Albert Einstein, dass die Gesetze des Elektromagnetismus unter einer Lorentz-Transformation invariant wären: Sie wären für Beobachter identisch, die sich mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten relativ zueinander bewegen. Diese Entdeckung wurde als Prinzip der speziellen Relativitätstheorie bekannt. Obwohl bereits gezeigt wurde, dass die Gesetze der Mechanik unveränderlich sind, musste die Schwerkraft noch berücksichtigt werden.
Im Jahr 1911 sagte Einstein voraus
1917 verfeinerte Einstein diese Ideen in seiner Allgemeinen Relativitätstheorie, die erklärte, wie Materie die Raumzeit beeinflusst, was wiederum die Bewegung anderer Materie beeinflusst.
=== Singuläre Lösungen in der Allgemeinen Relativitätstheorie ===
Nur wenige Monate nachdem Einstein die Feldgleichungen veröffentlicht hatte, die die allgemeine Relativitätstheorie beschreiben, machte sich der Astrophysiker Karl Schwarzschild daran, die Idee auf Sterne anzuwenden. Er ging von sphärischer Symmetrie ohne Spin aus und fand eine Schwarzschild-Metrik|Lösung für Einsteins Gleichungen. * Übersetzung: * Übersetzung:
Viele Physiker des frühen 20. Jahrhunderts standen der Existenz von Schwarzen Löchern skeptisch gegenüber. In einem populärwissenschaftlichen Buch aus dem Jahr 1926 diskutierte Arthur Eddington die Idee eines Sterns, dessen Masse auf seinen Schwarzschild-Radius komprimiert ist. Seine Analyse sollte jedoch eher Probleme in der damals wenig verstandenen Theorie der Allgemeinen Relativitätstheorie veranschaulichen als das Problem ernsthaft zu analysieren: Eddington glaubte nicht an die Existenz von Schwarzen Löchern. Im Jahr 1939 versuchte Einstein selbst mit seiner Allgemeinen Relativitätstheorie zu beweisen, dass Schwarze Löcher unmöglich seien.
== Schwerkraft vs. Entartungsdruck ==
In den 1920er Jahren hatten Astronomen eine Reihe von Weißen Zwergen als zu kühl und zu dicht eingestuft, als dass sie durch die allmähliche Abkühlung gewöhnlicher Sterne erklärt werden könnten. Im Jahr 1926 zeigte Ralph Fowler, dass der quantenmechanische Entartungsdruck bei diesen Dichten größer war als der thermische Druck. Im Jahr 1931 berechnete Subrahmanyan Chandrasekhar mithilfe einer Kombination aus spezieller Relativitätstheorie und Quantenmechanik, dass ein nicht rotierender Körper aus elektronenentarteter Materie unterhalb einer bestimmten Grenzmasse (heute Chandrasekhar-Grenze genannt) liegt
In den 1930er Jahren untersuchten Fritz Zwicky und Walter Baade stellare Novae und konzentrierten sich dabei auf außergewöhnlich helle Novas, die sie Supernovae nannten. Zwicky vertrat die Idee, dass Supernovae Sterne mit der Dichte von Atomkernen hervorbringen – Neutronensterne –, aber diese Idee wurde weitgehend ignoriert.
John Archibald Wheeler und zwei seiner Studenten beantworteten Fragen zum Modell hinter der Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze (TOV). Harrison und Wheeler entwickelten die Zustandsgleichungen, die die Dichte mit dem Druck für kalte Materie in Beziehung setzen, von Atomen über die Elektronenentartung bis zur Neutronenentartung. Masami Wakano und Wheeler verwendeten dann die Gleichungen, um die Gleichgewichtskurve für Sterne zu berechnen, indem sie die Masse zum Umfang in Beziehung setzten. Sie fanden keine zusätzlichen Funktionen, die das TOV-Limit außer Kraft setzen würden. Dies bedeutete, dass das Einzige, was die Bildung von Schwarzen Löchern verhindern konnte, ein dynamischer Prozess war, der beim Abkühlen ausreichend Masse aus einem Stern ausstößt.
== Geburt des modernen Modells ==
Das moderne Konzept der Schwarzen Löcher wurde 1939 von Robert Oppenheimer und seinem Schüler Hartland Snyder formuliert.
Im Jahr 1958 identifizierte David Finkelstein die Schwarzschild-Oberfläche als Ereignishorizont (Ereignishorizont) und nannte sie „eine perfekte unidirektionale Membran: kausale Einflüsse können sie nur in eine Richtung durchqueren“. In diesem Sinne können Ereignisse, die innerhalb des Schwarzen Lochs auftreten, keinen Einfluss auf Ereignisse haben, die außerhalb des Schwarzen Lochs auftreten.
== Goldenes Zeitalter ==

Die Ära von Mitte der 1960er bis Mitte der 1970er Jahre war das „goldene Zeitalter der Schwarzlochforschung“, als die Allgemeine Relativitätstheorie und Schwarze Löcher zu Hauptforschungsgegenständen wurden.
In dieser Zeit wurden allgemeinere Lösungen für Schwarze Löcher gefunden. Im Jahr 1963 fand Roy Kerr die Kerr-Metrik|die exakte Lösung für ein rotierendes Schwarzes Loch.
Im Jahr 1967 stellte Werner Israel fest, dass die Schwarzschild-Lösung die einzig mögliche Lösung für ein nicht rotierendes, ungeladenes Schwarzes Loch war und keine zusätzlichen Parameter haben konnte. In diesem Sinne würde ein Schwarzschild-Schwarzes Loch allein durch seine Masse definiert, und zwei beliebige Schwarzschild-Schwarze Löcher mit derselben Masse wären identisch.
Zunächst wurde vermutet, dass die seltsamen mathematischen Singularitäten, die in jeder der Schwarzlochlösungen gefunden wurden, nur aufgrund der Annahme auftraten, dass ein Schwarzes Loch vollkommen sphärisch symmetrisch wäre, und dass die Singularitäten daher nicht in generischen Situationen auftauchen würden, in denen Schwarze Löcher nicht unbedingt symmetrisch wären. Diese Ansicht wurde insbesondere von Vladimir A. Belinsky (Vladimir Belinski), Isaak Markovich Khalatnikov (Isaak Khalatnikov) und Evgeny Lifshitz vertreten, die zu beweisen versuchten, dass in generischen Lösungen keine Singularitäten vorkommen, obwohl sie später ihre Positionen umkehrten.
Auch die astronomischen Beobachtungen machten in dieser Zeit große Fortschritte. 1967 entdeckten Antony Hewish und Jocelyn Bell Burnell Pulsare
Arbeiten von James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter und Hawking in den frühen 1970er Jahren führten zur Formulierung der Thermodynamik Schwarzer Löcher.
== Moderne Forschung und Beobachtung ==
Der erste eindeutige Beweis für Schwarze Löcher stammte aus kombinierten Röntgen- und optischen Beobachtungen von Cygnus X-1 im Jahr 1972.
Während Cygnus Obwohl bereits in den 1960er-Jahren Physiker wie Donald Lynden-Bell und Martin Rees vermutet hatten, dass mächtige Quasare im Zentrum von Galaxien durch Akkretion (Astrophysik) angetrieben werden, die supermassive Schwarze Löcher akkretiert, gab es zu diesem Zeitpunkt nur wenige Beobachtungsbeweise.
Im Jahr 1999 schlug David Merritt die M-Sigma-Beziehung vor, die die Streuung (Statistik) der Geschwindigkeit der Materie in der zentralen Ausbuchtung einer Galaxie mit der Masse des supermassiven Schwarzen Lochs in ihrem Kern in Beziehung setzt.

Am 11. Februar 2016 gaben die LIGO Scientific Collaboration und Virgo Interferometer (Virgo Collaboration) die erste Beobachtung von Gravitationswellen (GW150914) bekannt, die die erste Beobachtung einer Verschmelzung von Schwarzen Löchern darstellt. Zum Zeitpunkt der Verschmelzung waren die Schwarzen Löcher etwa 1,4 Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt hatte Massen von 30 und 35 Sonnenmassen. *

Am 10. April 2019 wurde das erste direkte Bild eines Schwarzen Lochs und seiner Umgebung veröffentlicht, nachdem das Event Horizon Telescope (EHT) 2017 Beobachtungen des supermassereichen Schwarzen Lochs im Galaktischen Zentrum von Messier 87 gemacht hatte.
Im Jahr 2020 wurde der Nobelpreis für Physik für Arbeiten zu Schwarzen Löchern verliehen. Andrea Ghez und Reinhard Genzel teilten die Hälfte ihrer Entdeckung, dass Sagittarius A* ein supermassereiches Schwarzes Loch ist.
=== Etymologie ===

Im Dezember 1967 soll ein Student bei einem Vortrag von John Archibald Wheeler (John Archibald Wheeler) den Begriff „Schwarzes Loch“ vorgeschlagen haben; Wheeler übernahm den Begriff wegen seiner Kürze und seines „Werbewerts“, und Wheelers Ansehen auf diesem Gebiet sorgte dafür, dass er sich schnell durchsetzte,
Allerdings wurde der Begriff zu dieser Zeit auch von anderen verwendet. Die Wissenschaftsautorin Marcia Bartusiak führt den Begriff „Schwarzes Loch“ auf den Physiker Robert H. Dicke zurück, der das Phänomen Anfang der 1960er Jahre Berichten zufolge mit dem Schwarzen Loch von Kalkutta verglich, das als Gefängnis berüchtigt ist, in das Menschen hineinkamen, es aber nie wieder verließen.
Der Begriff wurde 1963 in gedruckter Form von den Magazinen „Life (magazine)“ und „Science News“ sowie von der Wissenschaftsjournalistin Ann Ewing in ihrem Artikel verwendet
Schwarze Löcher