Eine kurze Geschichte der Zeit (German Edition)

Roy Kerr eine Reihe von Lösungen der Gleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie, mit denen sich rotierende Schwarze Löcher beschreiben lassen. Diese «Kerrschen» Schwarzen Löcher rotieren mit gleichbleibender Geschwindigkeit. Ihre Größe und Form richten sich nur nach ihrer Masse und ihrer Rotationsgeschwindigkeit. Ist die Rotation gleich Null, ist das Schwarze Loch vollkommen rund und die Lösung identisch mit der Schwarzschildschen Lösung; ist die Rotation hingegen nicht gleich Null, so ist das Schwarze Loch an seinem Äquator nach außen gewölbt (entsprechende Wölbungen besitzen auch Erde und Sonne infolge ihrer Rotation), und je schneller es rotiert, desto stärker prägt sich diese Wölbung aus. In dem Bestreben, Israels Resultat auch auf rotierende Körper anzuwenden, gelangte man zu folgender Vermutung: Jeder Körper, der zu einem Schwarzen Loch kollabiert, nimmt schließlich einen stationären Zustand an, der von der Kerrschen Lösung beschrieben wird. Diese Vermutung mußte nun bewiesen werden. Den Anfang machte 1970 Brandon Carter, ein Kollege von mir in Cambridge. Er zeigte, daß ein stationäres Schwarzes Loch, wenn es eine Symmetrieachse hat wie ein sich drehender Kreisel, in Größe und Gestalt nur von seiner Masse und seiner Rotationsgeschwindigkeit abhängt. 1971 konnte ich beweisen, daß jedes stationäre Schwarze Loch, das sich in Rotation befindet, eine solche Symmetrieachse haben muß. Schließlich zeigte David Robinson vom Londoner Kings College 1973 mit Hilfe der Ergebnisse von Carter und mir, daß die Annahme in der Tat richtig ist: Ein solches Schwarzes Loch muß der Kerr-Lösung entsprechen. Nach einem Gravitationskollaps muß ein Schwarzes Loch in einem Zustand zur Ruhe kommen, in dem es rotieren, aber nicht pulsieren kann. Ferner können Größe und Gestalt nur von seiner Masse und Rotationsgeschwindigkeit abhängen, nicht aber von der Beschaffenheit des Körpers, aus dessen Kollaps es entstanden ist. Dieses Ergebnis wurde bekannt unter der Maxime: «Ein Schwarzes Loch hat keine Haare.» Das «Keine-Haare-Theorem» ist von großem praktischem Wert, weil es die Zahl möglicher Arten von Schwarzen Löchern erheblich einschränkt. Infolgedessen kann man detaillierte Modelle von Objekten entwickeln, die möglicherweise Schwarze Löcher enthalten, und die Vorhersagen der Modelle mit den Beobachtungen vergleichen. Außerdem geht aus diesem Theorem hervor, daß bei der Entstehung eines Schwarzen Loches eine beträchtliche Menge an Information über den zusammengestürzten Körper verlorengehen muß, weil sich hinterher nur noch dessen Masse und Rotationsgeschwindigkeit bestimmen lassen. Die Bedeutung dieses Umstands wird sich im nächsten Kapitel zeigen.
    Schwarze Löcher sind ein Beispiel für die recht seltenen Fälle in der Wissenschaft, in denen eine Theorie detailliert als mathematisches Modell entwickelt wurde, bevor irgendwelche Beobachtungen vorlagen, die ihre Richtigkeit bewiesen. Genau dies war das Hauptargument der Wissenschaftler, die die Theorie der Schwarzen Löcher ablehnten: Wie könne man an Objekte glauben, wenn deren Existenz nur Berechnungen bewiesen, die auf der umstrittenen Theorie der allgemeinen Relativität beruhten? Doch 1963 maß der Astronom Maarten Schmidt am Palomar Observatory in Kalifornien die Rotverschiebung eines schwach leuchtenden sternartigen Objekts in Richtung der Radioquelle 3C273 (das heißt, Quelle Nummer 273 im dritten Cambridge-Katalog für Radioquellen). Er stellte fest, daß sie zu groß war, um von einem Gravitationsfeld verursacht zu sein: Wäre es eine Gravitationsrotverschiebung gewesen, hätte das Objekt über eine so gewaltige Masse verfügen und uns so nahe sein müssen, daß es die Umlaufbahnen der Planeten im Sonnensystem beeinflußt hätte. Daraus folgte, daß die Rotverschiebung durch die Ausdehnung des Universums verursacht wurde, was wiederum bedeutete, daß sich das Objekt in sehr großer Entfernung befand. Da es auf solche Distanz erkennbar ist, muß das Objekt sehr hell sein. Mit anderen Worten: Es muß eine ungeheure Energiemenge abstrahlen. Der einzige Mechanismus, der nach menschlichem Ermessen so große Energiemengen freisetzen kann, ist ein Gravitationskollaps, und zwar nicht nur der eines einzigen Sterns, sondern einer ganzen galaktischen Zentralregion. Man hat inzwischen viele ähnliche «quasistellare Objekte» oder Quasare entdeckt, die alle beträchtliche Rotverschiebungen aufweisen. Doch sind sie zu weit