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Event Horizon Mathematik und Physik über, am und unter (?) dem Schwarzschildradius.

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Präsentation zum Thema: "Event Horizon Mathematik und Physik über, am und unter (?) dem Schwarzschildradius."—  Präsentation transkript:

1 Event Horizon Mathematik und Physik über, am und unter (?) dem Schwarzschildradius

2 Abschnitt 1: Der Ereignishorizont Oder die Antwort auf die Frage: Was ist ein Schwarzes Loch?

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4 Abschnitt 1: Der Ereignishorizont Eigenschaften eines SLs: - Masse - Drehimpuls (eventuell) - Ladung (nur kleine SLs) Frage: Was ist der Unterschied zu anderen (kosmischen) Objekten? Antwort: Die Masse liegt innerhalb des Schwarzschildradius in Form einer Singularität vor.

5 Abschnitt 1: Der Ereignishorizont Schwarzschildradius einer Masse m: Frage: Was ist das besondere an dieser Größe? Antwort darauf liefert die ART Schwarzschildradius hat aber auch Bedeutung jenseits der ART

6 Abschnitt 1b: Der klassische Ereignishorizont Rotverschiebung im Gravitationspotential

7 Abschnitt 1b: Der klassische Ereignishorizont Rotverschiebung im Gravitationspotential Energie eines Photons: Masse eines Photons: Aufstiegsarbeit: Endenergie/-frequenz: Rotverscheibung: Gravitationspotential:

8 Abschnitt 1b: Der klassische Ereignishorizont Weitere klassische Relation von R S : Lichtablenkung bei Passage eines Lichtstrahls nahe der Oberfläche einer Masse Die ART liefert später

9 Exkurs: Allgemeine Relativität Gravitationskraft nach Newton: ART nach Einstein: - Es gibt keine Gravitationskraft - Die Masse sagt der Raumzeit, wie sie sich krümmen muss. - Die gekrümmte Raumzeit sagt der Masse wie sie sich bewegen muss - Teilchenbahnen sind Geodäten in der gekrümmten Raumzeit (Geodäte: kürzeste Verbindung zwischen zwei Punkten -> Bewegung kräftefrei)

10 Exkurs: Allgemeine Relativität Raumkrümmung und Geodäten im gekrümmten Raum

11 Exkurs: Allgemeine Relativität Die Metrik Die Metrik eines beliebigen Raumes gibt an, wie sich der Abstand zweier Punkte aus ihren Koordinaten ergibt. Euklidische Metrik (Newtonsche Physik) In SRT wird Raummetrik zu Raumzeitmetrik SRT-Metrik:

12 Exkurs: Allgemeine Relativität Die Metrik Aus den Grundannahmen zur Raumzeit entwickelte Einstein die Feldgleichungen, die die geometrischen Eigenschaften der Raumzeit bestimmen. Die Metriken der ART sind Lösungen der Einsteinschen Feldgleichungen. Im folgenden wird vor allem die Schwarzschildmetrik benutzt. Sie beschreibt die Krümmung der Raumzeit um eine sphärisch symetrische Masse ohne Q und L, die sich im vakuumleeren Raum befindet. Schwarzschildmetrik:

13 Abschnitt 1: Der Ereignishorizont Besonderheit des Ereignishorizonts: Singularität der Schwarzschildmetrik Noch eine Singularität bei r=0 Das ist mathematische Bedeutung! Was aber ist physikalische Bedeutung? Betrachtung eines zum und durch den Schwarzschildradius fallenden Objektes zur Klärung. Benötigen zuerst geeignete Koordinaten zum Beschreiben.

14 Abschnitt 2: Koordinaten der Raumzeit Das wo und wann der gekrümmten Raumzeit um ein nichtrotierendes, ungeladenes und sphärisch symetrisches SL im vakuumleeren Raum

15 Abschnitt 2: Koordinaten der Raumzeit Im folgenden 3 Koordinatensystem in Benutzung Die Buchhalter-Koordinaten: Ereignisse aus Sicht sehr weit entfernt und in relativer Ruhe zum SL Die Schalen-Koordinaten: Ereignisse aus Sicht einer konzentrischen Schale außerhalb R S in relativer Ruhe D Die Freier-Fall-Koordinaten: Ereignisse aus Sicht eines frei fallenden Beobachters

16 Abschnitt 2: Koordinaten der Raumzeit a) Die Buchhalter Koordinaten Beobachter außerhalb Raumzeitkrümmung, r sehr groß Krümmungsfaktor Für gleichzeitige Ereignisse an unterschiedlichen Orten wird der Abstand: Für Ereignisse zu unterschiedlichen Zeiten am gleichen Ort ergibt sich:

17 Abschnitt 2: Koordinaten der Raumzeit a) Die Buchhalter Koordinaten Problemstellung: Wie kann man Buchhalterkoordinaten in der gekrümmten Raumzeit messen? t BK und dt BK : Messung über angepasste und Synchronisierte Uhren r BK und dr BK : Messung über den reduzierten Umfang

18 Abschnitt 2: Koordinaten der Raumzeit a1) Der reduzierte Umfang Jede Kugelschale hat einen Umfang U, der für innere Schalen kleiner wird. U kann man abschreiten und Messen, z.Bsp. mit Maßstab. Berechne r red mit: Berechne dr zwischen Punkten als Differenz der r red der zugehörigen Schalen:

19 Abschnitt 2: Koordinaten der Raumzeit a2) die weit-weg-Zeit (far-away-time) Problemstellung: Uhr muss so justiert werden, dass sie t fa anzeigt, die Zeit des Weit entfernten Buchhalters. Dazu beschleunige die Uhr zuerst um den Faktor: Als nächstes sende eine Zeitabfrage an den Buchhalter. Die Zeit ergibt sich dann zu: wobei Δt fa die Zeitverzögerung zwischen Absenden der Frage und Erhalt der Antwort und t BK die Antwort ist.

20 Abschnitt 2: Koordinaten der Raumzeit a3) Messung der BK-Koordinaten / Vor- und Nachteile Der Buchhalter misst nichts wirklich selbst! Der Schalenbeobachter sendet Berichte der Form: Hier Schale mit r red, melde Ereignis X zur Zeit t fa. Der Buchhalter sammelt alle Berichte, ordnet sie, und erstellt so eine Landkarte der Raumzeit. Vorteil: Absolute Landkarte in der man jedes Ereignis einordnen kann. Nachteil: Experimente in gekrümmter Raumzeit werden nicht BK-Koordinaten gemessen.

21 Abschnitt 2: Koordinaten der Raumzeit b) Die Schalen-Koordinaten Für gleichzeitige Ereignisse an unterschiedlichen Orten wird der Abstand: Für radiale Entfernungen folgt: Für Ereignisse zu unterschiedlichen Zeiten am gleichen Ort ergibt sich:

22 Abschnitt 2: Koordinaten der Raumzeit b1) Besonderheiten, Vor- und Nachteile der Schalenkoord. Messungen des Abstandes zweier Kugelschalen mit Maßstab (Messung von dr Shell ) liefert ein anderes Ergebnis als die Differenz der reduzierten Radien der Schalen (Messung von dr red ). Vorteile: Messungen in der gekrümmten Raumzeit können durchgeführt Werden Geschwíndigkeiten fallender Objekte können direkt an diesen Gemessen werden. Nachteile: Ab dem Schwarzschildradius abwärts gibt es keine Schalen. Beobachtungen sind nicht frei von Gravitationseinflüssen. Auftretende Kräfte sind sehr groß, nahe R S geraten alle Materialien an ihre Belastbarkeitsgrenze.

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24 Abschnitt 2: Koordinaten der Raumzeit c) Die Freier-Fall-System-Koordinaten (free-float-frame) Ein Beobachter im freien Fall kann seine Umgebung der Raumzeit, ähnlich der Schalenumgebung, beliebig genau mit der Metrik der SRT beschreiben, wenn man das System klein genug wählt. Man kann also die gemessenen Zeiten und Entfernung im free-float-frame über die Lorentztransformationen in dt Shell und dr Shell der gerade passierten Schale umrechnen, und diese Werte dann in far-away-time und reduced circumference. Vorteile: Im free-float-frame kann man Experimente in gekrümmter Raumzeit durchführen. Man kann dort existieren, auch im und unterhalb R S ! Keine störende Gravitations-Einflüsse. Teilchen in relativer Ruhe bleiben so. Nachteile: Messwerte sind nicht mit anderen frames vergleichbar.

25 Abschnitt 2: Koordinaten der Raumzeit d) Grenzen des lokal flachen Raums In Schale und free-float-frame ist Raum lokal flach. Je größer aber das System, umso ausgeprägter sind Effekte der Raumkrümmung. Im free-float-frame treten Gezeitenbeschleunigung auf. Getrennte Teilchen mit unterschiedlichem θ werden tangential zueinander beschleunigt ohne dass Kräfte wirken. Getrennte Teilchen mit unterschiedlichem r werden radial auseinander beschleunigt. Beschrieben durch Gezeitenbeschleunigung/Gezeitenkräfte. Nahe der zentralen Singularität werden diese Kräfte beliebig groß.

26 Abschnitt 2: Koordinaten der Raumzeit Der lokal flache Raum

27 Abschnitt 3: Sturz durch den Ereignishorizont Oder die Antwort auf die Frage: Mama, ist es noch weit? Wie lang dauert es denn noch?

28 Abschnitt 3: Sturz durch Ereignishorizont Teilchen startet am Rand des Potentials und fällt dann radial auf das Schwarze Loch zu. Der Buchhalter: In Buchhalter Koordinaten ergeben die Gleichungen: Geschwindigkeit wird erst schneller, wie intuitiv erwartet. Ab bestimmter Nähe zu R S wird Geschwindigkeit aber immer kleiner. Objekt erreicht R S nie, Zeit friert ein. Russische Bezeichnung für SL ist gefrorener Stern. Dennoch Objekt schwarz, weil Rotverschiebung alle Signale schnell jenseits aller Messbarkeit abschwächt.

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30 Abschnitt 3: Sturz durch Ereignishorizont Der Schalenbeobachter: In Schalenkoordinaten ergeben die Gleichungen: Geschwindigkeit steigt mit zunehmender Annäherung an R S. Für Schalen sehr nahe am Horizont geht v beliebig nahe gegen die Lichtgeschwindigkeit. Aber: Geschwindigkeit am Horizont kann in Schalenkoordinaten nicht gemessen werden.

31 Abschnitt 3: Sturz durch Ereignishorizont Der frei fallende Beobachter: Die eigene Geschwindigkeit ist für den fallenden Beobachter natürlich gleich 0. Da keine Schale mehr ab R S abwärts existiert, kann auch keine Relativgeschwindigkeit zu diesen gemessen werden. Allerdings liefern die Gleichungen, dass beim Sturz aus der Unendlichkeit zwischen der Passage einer beliebigen Schale und R S ein konkrete Eigenzeit des fallenden Beobachters vergeht. Im Gegensatz zu den Buchhalterkoordinaten fällt der Beobachter nicht erst nach unendlicher Zeit durch den Horizont.

32 Abschnitt 3: Sturz durch Ereignishorizont Die scheinbare Singularität: Schwarzschildradius ist nur Singularität der Buchhalter- Koordinaten. Kein physikalische Bedeutung einer Singularität vor Ort. Deshalb wird der Ereignishorizont mathematische Koordinatensingularität genannt. Es gibt umfassende Koordinatensysteme in denen keine Singularität bei r = R S auftritt. Es bleibt somit nur noch die Singularität bei r=0. Sie wird im folgenden untersucht.

33 Abschnitt 4: Der Kollaps der Materie Das also war des Pudels Kern! Ein fahrender Skolast? Der Kasus macht mich lachen…

34 Abschnitt 4: Der Kollaps der Materie Interstellare Staubwolken kollabieren, wenn sie den Virialsatz verletzen. Stabilität durch Innendruck wird erst durch Kernfusion wieder erreicht. Nach Kernfusion und komplizierten Übergängen läuft der Stern ins Endstadium. Bei genügend großer Masse entsteht Weißer Zwerg. Materie wird metallisch, Elektronengas baut hohen Gegendruck auf. Bei größerer Masse entsteht Neutronenstern. Inverser β-Zerfall erzeugt Neutronen, Atome zerfallen zu einheitlicher Neutronenmaterie, Neutronen übernehmen Rolle der Elektronen, Druck steigt wieder an. Bei noch größerer Masse nicht genug. Vor Erreichen des Horizonts tritt keine Stabilisierung mehr ein, danach ist keine mehr möglich.

35 Abschnitt 4: Der Kollaps der Materie Die Masse kollabiert zu einem Punkt, einer Singularität, Masse ohne Materie. Hier liegt echte physikalische Singularität vor, die experimentell feststellbar ist für fallenden Beobachter. Dieses Endstadium ist unabhängig von der Verteilung der kollabierenden Masse, sie muss nicht sphärisch symmetrisch sein.

36 Abschnitt 4: Der Kollaps der Materie Es lässt sich die Eigenzeit ermitteln, die der Kollaps für einen auf der Sternoberfläche stehenden Beobachter benötigt. Mathematisch einfaches Modell des frei-fallend- kollabierenden Sterns (Druck sinkt schlagartig auf 0): Zeit bis zum Kollaps ergibt sich zu: In Buchhalter-Koordinaten dauert Kollaps unendlich lange.

37 Abschnitt 5: Im Schwarzen Loch Warum wir keine Rückfahrkarte brauchen.

38 Abschnitt 5: Im Schwarzen Loch Allgemein bekannt: Aus der Region unterhalb des Horizonts gibt es keinen Rückweg, nichts kann von dort nach draußen dringen. Frage: Warum ist das so? Es gibt verschiedene Arten dies zu beantworten. Möglichkeit 1 (nur für Licht): Für ein Lichtsignal wird die Rotverschiebung ab dem Horizont so groß, dass nichts mehr beim Beobachter ankommt. Möglichkeit 2: Die Anziehungskräfte übersteigen den bestmöglichen Antrieb

39 Abschnitt 5: Im Schwarzen Loch Möglichkeit 3 (eleganter): Wie aus der Schwarzschildmetrik ersichtlich ist, tauschen dr und dt innerhalb von R S ihren Charakter. Dies geschieht, weil der Krümmungsfaktor hier negativ wird und dr und dt so ihre Vorzeichen tauschen. Dies bedeutet, dass der frei fallende Beobachter innerhalb R S genauso unausweichlich zu kleineren r fällt, wie er sich vorher unausweichlich in der Zeit vorwärtsbewegt hat. Es lässt sich sogar die Zeit berechnen, die ein free-float-frame vom Durchqueren von R S bis zur Ankunft in der zentralen Singularität benötigt:

40 Abschnitt 5: Im Schwarzen Loch Möglichkeit 4: Man berechnet den Zukunftslichtkegel des fallenden Beobachters. Der Zukunftslichtkegel umfasst alle Ereignisse in der Raumzeit, die in der möglichen Zukunft eines Teilchen an einem Ort der Raumzeit liegen. Der Rand der Zukunftslichtkegel wird gebildet durch die Geodäten radial abgestrahlten Lichts. Bei Durchquerung des Schwarzschildradius neigt sich der Zukunftslichtkegel so weit zur Singularität, dass er vollständig innerhalb des SLs liegt. Es kann also nicht einmal mehr Licht entkommen.

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42 Abschnitt 5: Im Schwarzen Loch Die Kruskal-Lösung Kruskal-Koordinaten entstehen durch Koordinatentransformation aus Schwarzschildmetrik. Ziel íst zum Beispiel die Beseitigung der Singularität bei R S. Die Kruskal-Lösung ist die eindeutige, maximal analytische Fortsetzung. Sie umfasst die ganze Mannigfaltigkeit der Raumzeit. In der Kruskal-Lösungen haben alle Zukunftslichtkegel einen Winkel von 90° und eine senkrecht nach oben orientierte Ausrichtung. Die eingezeichnete Weltlinie ist die eines ab t = -5, r = 3 frei fallenden Körpers.

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44 Abschnitt 6: Alternative Metriken Und sie dreht sich doch!

45 Abschnitt 6: Alternative Metriken Wenn Q oder L eines Schwarzen Lochs ungleich null sind, wird Raumzeit nicht durch Schwarzschild-Metrik beschrieben. Außerdem verliert R S seine Bedeutung als Ereignishorizont. Kerr-Metrik: Lösung für Schwarze Löcher mit Drehimpuls aber ohne Ladung Reissner-Nordström-Metrik: Lösung für Schwarze Löcher mit Ladung aber ohne Drehimpuls. Kerr-Newman-Metrik: Lösung für Schwarze Löcher mit Ladung aber ohne Drehimpuls.

46 Abschnitt 6: Alternative Metriken Das Kerr-SL: Horizont stimmt nicht mit R S überein. Im Extremfall ist der Horizont nur halb so groß. Dafür erzeugt das Kerr-SL eine Ergosphäre, in der es den Raum mit seiner Rotation mitreißt. Äußere Rand heißt statische Grenze, weil darunter nichts mehr in Ruhe bleiben kann, aber nicht unbedingt in die Singularität stürzen muss. Am Äquator liegt ist die statische Grenze mit R S, an den Polen mit dem Horizont identisch. In der Ergosphäre können Massen negative Energie haben, abhängig von ihrer Rotationsrichtung. Es ist möglich, dem SL so Energie zu stehlen. Zwei Teilchen in Ergospähre stoßen sich ab, eines bekommt negative Energie und fällt ins SL, das andere bekommt positive und entkommt, das SL zahlt den Kredit.

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49 Literaturverzeichnis: Exploring Black Holes E.F.Taylor/J.A.Wheeler Weiße Zwerge-Schwarze Löcher R.U.Sexl/H.Sexl Eine kurze illustrierte Geschichte der Zeit S.W.Hawking Gravitation und Kosmologie R.U.Sexl/H.K.Urbantke Wikipedia Bildquellenverzeichnis: Exploring Black Holes E.F.Taylor/J.A.Wheeler Eine kurze illustrierte Geschichte der Zeit S.W.Hawking /~zahn/papers


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