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Ergosphäre

Ergosphäre

Ergosphäre bezeichnet den Bereich um ein rotierendes Schwarzes Loch. In diesem Bereich ist es einem Objekt nicht möglich, nicht zu rotieren. Ursache für dieses Phänomen ist die Tatsache, dass ein rotierendes Schwarzes Loch die Raumzeitgeometrie "mitreißt", also dass allem, was sich innerhalb der Ergosphäre befindet, die Rotation des Schwarzen Loches aufgezwungen wird. Das Mitreißen der Raumzeitgeometrie kann man sich bildlich wie die Deformation eines Spinnennetzes vorstellen. Wenn sich das Objekt, das die Raumzeit krümmt, nicht bewegt, ist das Spinnennetz radförmig und die einzelnen "Speichen" des Rades laufen gerade auf das Objekt zu. Wenn das Objekt aber rotiert, dann "verzwirbelt" es das Spinnennetz in seinem Zentrum, das heißt, die "Speichen" werden zum Zentrum hin verbogen und es entsteht ein Bild, das einem Wasserstrudel ähnelt. Aufgrund dieser Deformation kann sich ein Objekt, auch wenn es sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen würde, nicht mehr der Rotation der Ergosphäre entziehen. Die räumliche Figur der Ergosphäre ist ein abgeplattetes Rotationsellipsoid. kategorie:Allgemeine Relativitätstheorie

Link

- [http://www.mpe.mpg.de/~amueller/lexdt_e.html#ergos Astro-Lexikon von A. Müller: Ergosphäre]
- [http://theory.gsi.de/~vanhees/faq/gravitation/node37.html Physik-FAQ von H. v. Hees: Kerr-Lösung]
- [http://abenteuer-universum.vol4u.de/bl5.html Karussel der Raumzeit]

Schwarzes Loch

Als Schwarzes Loch bezeichnet man einen Bereich der Raumzeit, der aufgrund eines starken Gravitationsfeldes so stark gekrümmt ist, dass weder Materie noch Licht oder Information aus dieser Region nach außen gelangen können. Die Grenze dieses Bereiches heißt Ereignishorizont oder Schwarzschildradius. Der Ausdruck „Schwarzes Loch“, 1967 von John Archibald Wheeler geprägt, verweist auf den Umstand, dass auch Elektromagnetische Wellen, wie etwa Licht, aus dem Bereich nicht entweichen können und es einem menschlichen Auge daher schwarz erscheinen würde. Licht verzerrt und doppelt. Der schwarze Bereich entspräche ohne Raumzeitkrümmung einem Radius von 75 km. Der Schwarzschildradius beträgt dagegen nur 29,5 km. Die Bildbreite entspricht einem Blickwinkelbereich von 90°.]] __TOC__

Schwarze Löcher im Universum

Die Anziehungskraft in der Nähe eines Schwarzen Loches ist so hoch, dass die Fluchtgeschwindigkeit, die ein Körper aufbringen müsste, um das Gravitationsfeld dieses Objekts zu überwinden, größer als die Lichtgeschwindigkeit wäre. Laut der Speziellen Relativitätstheorie ist das Überschreiten der Lichtgeschwindigkeit (im Vakuum) nicht möglich. Das bedeutet, dass nichts, also auch kein Licht, das Gravitationsfeld dieses Objekts überwinden kann. Die Größe eines nichtrotierenden Schwarzen Lochs wird durch den Schwarzschildradius angegeben, der proportional zur Masse des Loches ist. Weder Teilchen noch elektromagnetischer Strahlung innerhalb dieses Umkreises ist es möglich, diesen zu verlassen. Neue Überlegungen haben allerdings gezeigt, dass Schwarze Löcher Energie (und damit Masse) in Form von Hawking-Strahlung abgeben. Der Schwarzschildradius für ein Schwarzes Loch von einer Sonnenmasse beträgt 2,9 km, für ein Objekt der Erdmasse 9 Millimeter. Um ein Schwarzes Loch dieser Größe zu erzeugen, müsste also die gesamte Masse der Erde auf einen so kleinen Raum komprimiert werden. Die Dichte, bis zu der Materie komprimiert werden muss, um durch ihre Gravitationskraft zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren, ist umgekehrt proportional zum Quadrat der Masse. Objekte mit weniger als etwa 1,5 Sonnenmassen können nicht durch einen Gravitationskollaps zu einem Schwarzen Loch kollabieren, da die abstoßenden Quantenkräfte einen Kollaps verhindern.

Arten von Schwarzen Löchern

__NOTOC__ Man unterteilt Schwarze Löcher je nach der Art der Entstehung und aufgrund ihrer Masse in verschiedene Klassen:
- stellare Schwarze Löcher (engl. stellar black holes)
- mittelschwere Schwarze Löcher
- supermassereiche Schwarze Löcher (engl. supermassive black holes)
- primordiale Schwarze Löcher
- kosmologische Schwarze Löcher
- Schwarze Mini-Löcher
- Schwarze Löcher in Galaxienzentren

Stellare Schwarze Löcher

Stellare Schwarze Löcher stellen den Endzustand der Entwicklung massereicher Sterne dar. Massearme Sterne bis zu ca. 1,4 Sonnenmassen beenden ihr Leben als vergleichsweise unspektakulär auskühlender Sternenrest (weißer Zwerg). Sterne ab ca. der acht- bis zehnfachen Masse unserer Sonne (blaue Riesen) explodieren am Ende ihres Lebens als Typ-II-Supernova, wobei der übrig bleibende Sternenrest zu einem Schwarzen Loch kollabiert. Aus diesem Prozess entstehende Schwarze Löcher haben etwa die acht- bis 15-fache Masse unserer Sonne, je nachdem, wie viel Material der äußeren Sternhülle bei der Explosion „weggesprengt“ wird. Sterne, deren Massen zwischen diesen beiden Extremen liegen, stoßen ebenfalls ihre Hülle ab und kollabieren, wenn nicht mehr genügend Kernbrennstoff vorhanden ist. Ihre Masse genügt jedoch nicht, ein Schwarzes Loch zu erzeugen, sondern sie enden als Neutronenstern.

Mittelschwere Schwarze Löcher

Mittelschwere Schwarze Löcher sind möglicherweise die Folge von Sternenkollisionen. Ihre Existenz ist noch nicht sicher erwiesen, allerdings veröffentlichten Forscher Anfang 2004 Ergebnisse einer Untersuchung von Nachbargalaxien mit dem Weltraumteleskop Chandra, in der sie Hinweise auf Mittelschwere Schwarze Löcher fanden. Wird in einem Doppelsternsystem einer der Partner zu einem Schwarzen Loch, kann im weiteren Verlauf der Entwicklung sehr viel Masse vom leichteren Partner auf das entstandene Schwarze Loch abfließen.

Supermassereiche Schwarze Löcher

Supermassereiche (auch supermassiv genannte) Schwarze Löcher können die millionen- bis milliardenfache Sonnenmasse haben und befinden sich vermutlich in den Zentren der meisten Galaxien. Wie sie entstanden sind und wie ihre Entstehung mit der Entwicklung der Galaxien zusammenhängt, ist Gegenstand aktueller Forschung.

Primordiale Schwarze Löcher

Anfang der 1970er Jahre stellte Stephen W. Hawking als Erster die Vermutung auf, neben den durch Supernovae entstandenen Schwarzen Löchern könnte es auch so genannte primordiale Schwarze Löcher geben. Das sind Schwarze Löcher, die sich bereits im Urknall in Raumbereichen gebildet haben, in denen die lokale Massen- und Energiedichte genügend hoch war (rechnet man die ständig abnehmende Materiedichte im Universum zurück, so findet man, dass sie in der ersten tausendstel Sekunde nach dem Urknall die Dichte des Atomkerns überstieg). Auch der Einfluss von Schwankungen der gleichmäßigen Dichteverteilung im frühen Universum war für die Bildung von primordialen Schwarzen Löchern ausschlaggebend, ebenso die beschleunigte Expansion während der Inflationsphase nach dem Urknall. Damals könnten sich kleine Schwarze Löcher mit einer Masse von etwa 10¹² Kilogramm gebildet haben. Seit Mitte der 1990er Jahre wird diskutiert, ob die kürzesten auf der Erde gemessenen Gammastrahlungsausbrüche von explodierenden primordialen Schwarzen Löchern stammen könnten.

Kosmologische Schwarze Löcher

Seit einiger Zeit wird sogar über die Möglichkeit von sogenannten „Kosmologischen Schwarzen Löchern“ diskutiert, die allerdings bei den meisten Astronomen auf Ablehnung stoßen. Sie würden gigantische Massen aufweisen (10¹⁴ bis 10¹⁶ Sonnenmassen) und wären maßgeblich an der Strukturenbildung im Universum beteiligt (siehe auch http://arxiv.org/abs/astro-ph/0507437).

Schwarze Mini-Löcher

Neben den kosmischen Schwarzen Löchern, die die massereichsten Objekte im Universum sind, könnte es bald möglich sein, Schwarze Mini-Löcher im Labor (bzw. in Teilchenbeschleunigern) herstellen zu können (siehe entsprechenden Unterartikel).

Schwarze Löcher in Galaxienzentren

Unterartikel Man geht heute davon aus, dass viele Spiralgalaxien, unsere eigene Milchstraße eingeschlossen, in ihrem Zentrum ein supermassives Schwarzes Loch haben. So wird hinter der starken Radioquelle Sagittarius A
- (kurz Sgr A
- ) im Zentrum der Milchstraße ein supermassives Schwarzes Loch von 3,7±0,4 Millionen Sonnenmassen vermutet. Vor wenigen Jahren lag die Massenabschätzung, welche auf der Beobachtung von Gaswolken beruhte (z.B der sogenannten Mini-Spirale) noch bei ca 2,7 Mio Sonnenmassen. Dank verbesserter Auflösung und Empfindlichkeit der Teleskope konnte eine genauere Masse für das Sl. im Zentrum der Galaxis angegeben werden z.B durch Analyse der Bahnkurven der sog. S0 Sterne , wobei die 0 lediglich bedeutet, dass die Umlaufbahnen der Sterne unter einem relativen Winkel von einer Bogensekunde zu beobachten sind(entsprechendes gilt für die S1,S2 Sterne usw). Neueste Forschungsergebnisse zeigen, dass sich in der Sternengruppe IRS 13, welche nur 3 Lichtjahre von Sgr A
- entfernt liegt, ein zweites Schwarzes Loch mit vergleichsweise geringen 1.300 Sonnenmassen befindet. Es ist derzeit nicht geklärt, ob es sich in Zukunft mit Sgr A
- vereinigen wird, oder ob es sich auf einer stabilen Umlaufbahn befindet oder sich sogar von ihm entfernt. Die hohe Leuchtkraft der so genannten Quasare, weit entfernter, sehr leuchtstarker Galaxien, wird auf Strahlung zurückgeführt, die Materie beim Sturz in ein Schwarzes Loch abgibt oder die entsteht, wenn die Materie selbst in Energie umgewandelt wird. QuasarEine direkte Beobachtung von Schwarzen Löchern ist, da sie selbst keine Strahlung abgeben, problematisch. Die um Schwarze Löcher erwarteten Akkretionsscheiben sollten allerdings klar erkennbare Strahlung abgeben. Mit der Entwicklung von Gravitationsteleskopen könnte es in ferner Zukunft möglich werden, die Geburt Schwarzer Löcher zu beobachten. In der Galaxie NGC 6240 befinden sich zwei Schwarze Löcher, die sich im Abstand von 3.000 Lichtjahren umkreisen und in einigen hundert Millionen Jahren verschmelzen werden.

Theoretische Betrachtungen

Schwarze Löcher in der allgemeinen Relativitätstheorie

Formell ergibt sich ein Schwarzes Loch als spezielle Vakuumlösung der allgemeinen Relativitätstheorie, der so genannten Schwarzschild-Lösung (nach Karl Schwarzschild, der diese Lösung gefunden hat), beziehungsweise für rotierende und elektrisch geladene Schwarze Löcher aus der Kerr-Newman-Lösung. „Vakuumlösung“ bedeutet hierbei, dass das Schwarze Loch aus nichts anderem besteht als aus leerem Raum, der allerdings stark gekrümmt ist. In der Mitte des Schwarzen Loches befindet sich mathematisch betrachtet eine Singularität, da an dieser Stelle die Gleichungen der Relativitätstheorie versagen. Die ganze Masse des Schwarzen Loches ist in einem Punkt (bei rotierenden Schwarzen Löchern in einem Ring) ohne Ausdehnung konzentriert. Nach heutigem Stand des Wissens kann dies zustande kommen, weil die Gravitation in einem Schwarzen Loch so groß ist, dass keine der anderen drei Grundkräfte der Physik der Komprimierung entgegenwirken kann. Die gesamte Materie stürzt in sich zusammen und konzentriert sich in der Singularität. Aus diesem Grund ist die Dichte der Singularität unendlich. Die Grenze, innerhalb deren nicht einmal Licht entweichen kann, heißt Ereignishorizont oder Schwarzschildradius. Da ein nichtrotierendes Schwarzes Loch von außen gesehen kugelförmig ist, hat auch der Ereignishorizont die Form einer Kugeloberfläche. Der Umfang dieser Kugel ist das

2 \pi

-fache des Schwarzschildradius. Für rotierende und/oder geladene Schwarze Löcher ist der Ereignishorizont nicht mehr kugelförmig, und seine Größe ist auch nicht mehr durch den Schwarzschildradius gegeben. Rotierende Schwarze Löcher haben zudem außerhalb des Ereignishorizonts einen Ergosphäre genannten Bereich, in dem es einem Objekt nicht möglich ist, nicht zu rotieren. Der Ereignishorizont wird bei Sternen, die zu Schwarzen Löchern kollabierten, von Lichtstrahlen begrenzt. Diese Lichtstrahlen sind die letzten, die noch nicht von der Gravitation des Schwarzen Loches angezogen wurden.

Die „Hauptsätze der Schwarzloch-Dynamik“

Für Schwarze Löcher folgen aus der Allgemeinen Relativitätstheorie Gesetze, die auffallend jenen der Thermodynamik gleichen. Es gelten im einzelnen die folgenden Gesetze: Der Erste Hauptsatz der „Schwarzloch-Dynamik“ ist, wie in der gewöhnlichen Thermodynamik, der Energieerhaltungsgssatz, jedoch unter Berücksichtigung der relativistischen Energie-Masse-Äquivalenz. Zusätzlich gelten die anderen Erhaltungssätze der Mechanik und Elektrodynamik: Neben der Energie bleiben Impuls, Drehimpuls und Ladung erhalten. Der Zweite Hauptsatz der „Schwarzloch-Dynamik“ – von Stephen W. Hawking entdeckt – besagt, dass die Summe der Flächen der Ereignishorizonte niemals abnehmen kann, egal, was mit den Schwarzen Löchern passiert. Dies gilt nicht nur, wenn Materie in das Schwarze Loch fällt (was dessen Masse – und damit dessen Ereignishorizont – vergrößert), sondern auch beispielsweise für die Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher, und jeden anderen denkbaren Prozess. Dies entspricht dem Zweiten Hauptsatz der Thermodynamik, wobei die Fläche des Ereignishorizonts die Rolle der Entropie übernimmt. Die Entropie des Schwarzen Lochs ist

S = A K c^3/4 h G

. Schwarze Löcher haben die höchste Entropie aller bekannten physikalischen Systeme gleicher Masse.

Hawking-Strahlung

Quantentheoretische Überlegungen, die zuerst 1974 von Stephen Hawking durchgeführt wurden, zeigen, dass bei Berücksichtigung quantenmechanischer Effekte in der Schwarzschild-Metrik auch ein Schwarzes Loch Strahlung abgeben müsste, die so genannte Hawking-Strahlung. Diese Strahlung müsste gerade das Spektrum eines Schwarzen Körpers haben, wobei die Temperatur der Strahlung mit wachsender Masse des Schwarzen Loches sinkt. Große Schwarze Löcher, wie sie aus Supernovae entstehen, haben dadurch eine so geringe Strahlung, dass diese im Universum nicht nachweisbar ist. Kleine Schwarze Löcher hingegen haben nach dieser Theorie eine deutliche Wärmestrahlung, was dazu führt, dass ihre Masse rasch abnimmt. So hat ein Schwarzes Loch der Masse 10¹² Kilogramm – der Masse eines Berges – eine Temperatur von 10¹² Kelvin, so dass neben Photonen auch massebehaftete Teilchen wie Elektronen und Positronen emittiert werden. Dadurch steigt die Strahlung weiter an, sodass so ein kleines Schwarzes Loch in relativ kurzer Zeit völlig zerstrahlt. Sinkt die Masse unter 1000 Tonnen, so explodiert das Schwarze Loch mit der Energie einer Millionen-Megatonnen-Atombombe. Die Lebensdauer eines Schwarzen Loches ist proportional zur dritten Potenz seiner ursprünglichen Masse. Die Lebensdauer eines Schwarzen Loches von der Masse der Sonne beträgt 10⁶⁴ Jahre, liegt also jenseits sämtlicher Beobachtungsgrenzen. Für ein kleines Schwarzes Loch liegt die Lebensdauer jedoch bei nur 10¹⁰ Jahren, was dem gegenwärtigen Alter des Universums entspricht. Demnach müsste es möglich sein, die Strahlung dieser Schwarzen Löcher aufzufangen. Die Tatsache, dass Schwarze Löcher unter Umständen erhebliche Strahlungsmengen emittieren können, ist von Bedeutung für die bereits erwähnten primordialen Schwarzen Löcher: Da diese generell sehr klein sind, könnten sie bereits zerstrahlt sein. Durch die dabei entstandene charakteristische Strahlung könnte man solche Löcher nachweisen. Andersherum gibt die Tatsache, dass man diese Strahlung bisher nicht gesehen hat, eine Obergrenze für ihre Anzahl. Als Entstehungsmechanismus der Hawking-Strahlung gilt die spontane Paarbildung im Vakuum, die als Konsequenz der Heisenbergschen Unschärferelation bezüglich Zeit und Energie, und damit über E = mc² auch einer entsprechenden Masse, für hinreichend kurze Zeiträume möglich ist. Geschieht sie in unmittelbarer Nachbarschaft des Schwarzen Loches, so kann eines der Teilchen hineinstürzen und damit eine potenzielle Energie freisetzen, die für eine Paarbildung sowie das Hinauskatapultierens des anderen Teilchens aus dem Gravitationsfeld ausreicht. Als Folge des enormen Verlusts von potenzieller Energie durch das hineinstürzende Teilchen nimmt dabei die Masse des Schwarzen Loches wider Erwarten nicht zu, sondern sogar ab. Die Hawking-Strahlung bedeutet eine Verletzung des zweiten Hauptsatzes der Schwarzloch-Dynamik, da die Strahlung die Masse – und damit die Horizontfläche – des Schwarzen Loches verringert. Allerdings wird gleichzeitig eine entsprechende Menge Entropie abgegeben (eben in Form thermischer Strahlung), was einen tieferen Zusammenhang zwischen beiden Größen nahelegt. Allerdings beruht die Vorhersage der Hawking-Strahlung auf der Kombination von Effekten der Quantenmechanik und der Allgemeinen Relativitätstheorie sowie der Thermodynamik. Da eine Vereinheitlichung dieser Theorien bisher nicht gelungen ist (Quantentheorie der Gravitation), sind solche Vorhersagen immer mit einer gewissen Unsicherheit behaftet. Siehe hierzu auch Hawking-Strahlung.

Lebensdauer

Da nach Hawking ein Schwarzes Loch stetig Energie in Form von Hawking-Strahlung verliert, wird es nach einer bestimmten Zeitspanne

\Delta t

vollständig zerstrahlt sein, sofern es während dieser Zeitspanne keine neue Masse aufnehmen kann. Diese Zeitspanne berechnet sich durch

\Delta t=\frac

, wobei M die Masse des Schwarzen Loches zu Beginn der Zeitspanne und

\Lambda_t

eine Konstante mit

\Lambda_t=3,968 \cdot 10^ \frac

ist.

Temperatur

Aus dem Energieverlust durch die Hawking-Strahlung folgt, dass Schwarze Löcher immer auch eine Temperatur haben:

T=\frac

wobei

\hbar

das Plancksche Wirkungsquantum, c die Lichtgeschwindigkeit,

\pi

die Kreiszahl "pi", k die Boltzmannkonstante, G die Gravitationskonstante und M die Masse ist.

No-Hair-Theorem und Informationsverlustparadoxon

Für ein Schwarzes Loch gilt ein so genanntes Eindeutigkeits-Theorem von Werner Israel. Dieses besagt, dass ein Schwarzes Loch charakterisiert ist durch Masse, elektrische Ladung und Drehmoment. Das veranlasste John Wheeler zur Aussage „Schwarze Löcher haben keine Haare“. Man spricht deshalb vom No-Hair-Theorem. Weitere Informationen aus dem Inneren seien nicht zu erhalten, auch nicht durch die Hawking-Strahlung. Roger Penrose dagegen nimmt an, dass zumindest gewisse Informationen zusätzlich nach außen dringen könnten. Auf der 17. „International Conference on General Relativity and Gravitation“ (18.–23. Juli 2004) in Dublin revidierte Hawking seine frühere Meinung und erklärte nun, dass Schwarze Löcher doch „Haare“ haben könnten, dass also Informationen nach außen dringen könnten. Verschiedentlich wurde angenommen, dass schwarze Löcher einen Verlust an Information erzwingen, da die bei der Auflösung entstehende Hawking-Strahlung keine Informationen mehr über die beliebig komplizierte Entstehungsgeschichte des schwarzen Lochs enthält. Diese Verletzung der Unitarität der Zeitentwicklung, das heißt, dass entgegen aller sonstiger Vorgänge in der Quantenmechanik, ein Zeitpfeil ausgezeichnet sei, wird auch als Schwarzes-Loch-Paradoxon bezeichnet. Prominente Vertreter dieser Sicht waren Stephen Hawking und Kip Thorne, die entgegengesetzte Meinung wurde unter Anderem von John Preskill und Juan Maldacena vertreten. Hawking änderte jedoch später seine Meinung (siehe oben).

Alternativen

Unzufrieden mit der Zwangsläufigkeit einer Singularität der Raumzeit, die mit einem Schwarzen Loch verknüpft ist, wurden einige alternative Modelle für ultrakompakte dunkle Objekte vorgeschlagen. Da diese Modelle keine mit heutigen Mitteln beobachtbaren Vorhersagen machen, mit denen sie sich von einem Schwarzem Loch unterscheiden ließen, ist die Akzeptanz denkbar gering. Das bekannteste Beispiel ist der Gravastern.

Geschichte

Schon 1783 spekulierte der britische Pfarrer John Michell über „dunkle Sterne“, deren Gravitation ausreicht, um Licht gefangen zu halten. Die gleiche Idee hatte 1795 Pierre Simon Laplace. 1916 berechnete Karl Schwarzschild mit Hilfe der Feldgleichungen von Albert Einstein die Größe eines Schwarzen Loches. Dieser Name wurde aber erst 1968 von John Wheeler benutzt, davor sprach man teilweise von „gefrorenen Sternen“, da am Rand des Loches die Zeit für äußere Beobachter stehen bleibt. Robert Oppenheimer wies 1939 zusammen mit Robert Serber und Georg Volkoff nach, dass beim Kollaps eines großen Sterns ein Schwarzes Loch entsteht. 1974 zeigte Stephen Hawking, dass Schwarze Löcher eine Strahlung abgeben. Nachdem Hawking 1971 herausfand, dass der Ereignishorizont niemals kleiner wird, veröffentlichten 2002 Abhay Ashtekar und Badri Krishnan eine Lösung für die Beschreibung wachsender Schwarzer Löcher, ohne dabei eine Näherung nutzen zu müssen, was bei den Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie selten ist.

Schwarze Löcher in der Kunst

Schwarze Löcher üben eine große Anziehungskraft auch auf die Phantasie aus. Schon kurz nach ihrer Entdeckung in der Physik tauchen sie auch in der Kunst, besonders in der Science Fiction, auf. Dabei werden ihre tatsächlichen physikalischen Eigenschaften meist sehr stark künstlerisch abgewandelt. So kreiste etwa der Disney-Film "Das schwarze Loch" buchstäblich um ein solches.

Literatur

- Kip S. Thorne: Gekrümmter Raum und verbogene Zeit. Droemer Knaur, ISBN 342677240X, englisch: Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy. W. W. Norton & Company, ISBN 0393312763
- Max Camenzind: Von der Rekombination zur Bildung Schwarzer Löcher. In: Sterne und Weltraum. 44/3/2005. Vereinigung der Sternfreunde, S. 28–38,
- Stephen W. Hawking: Eine Kurze Geschichte der Zeit. Rowohlt Tb., Reinbek bei Hamburg 1998, ISBN 3-499-60555-4
- Stephen W. Hawking: Das Universum in der Nussschale. 2. Auflage. Dtv, München 2004, ISBN 3-423-34089-4
- Spektrum der Wissenschaft 09/05: Schwarze Löcher im Labor. S. 32-39

Multimedialinks

- Real Video Streams: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990103.rm Was sind Schwarze Löcher?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000604.rm&e=14:23.00 Wo ist das nächste Schwarze Loch?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990509.rm Gibt es Schwarze Löcher in der Milchstraße?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010527.rm&e=14:30&g2=1 Verschmelzen Schwarze Löcher?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020120.rm Bewegen sich Schwarze Löcher im All?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=040121.rm Tanzen Schwarze Löcher?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=041027.rm Fressen Schwarze Löcher Sterne?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=050216.rm Rotieren Schwarze Löcher?]

Weblinks

- [http://abenteuer-universum.vol4u.de/ls.html Die bunte Welt der Schwarzen Löcher]: Ausführlich aber leicht verständlich.
- [http://www.mpe.mpg.de/~amueller/astro_sl.html Andreas Müllers Astronomielexikon über Schwarze Löcher]: Ausführlich und anspruchsvoll.
- [http://www.tempolimit-lichtgeschwindigkeit.de/graum/bastel.html Das Schwarze Loch zum Selberbauen]: erklärt mittels eines Pappmodells, was ein gekrümmter Raum ist.
- [http://www.tempolimit-lichtgeschwindigkeit.de/expeditionsl/expeditionsl.html Schritt für Schritt ins Schwarze Loch]: der Nachthimmel aus der Nähe eines Schwarzen Loches gesehen.
- [http://www.hawking.org.uk/text/public/dice.html Hawking: The Nature of Space and Time – Teil 1 … 4, (Teil 2 enthält eine schöne Karikatur des No-Hair-Theorems)] Postscript (auf Englisch) Kategorie:Sternklasse Kategorie:Allgemeine Relativitätstheorie Kategorie:Astrophysik ja:ブラックホール ko:블랙홀 ms:Lubang gelap simple:Black hole th:หลุมดำ

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Kategorie:Relativitätstheorie

Ladoga

Il Lago Ladoga (in Russo: Ладожское озеро (Ladozhskoye Ozero), in finnico: Laatokka) è il lago più grande in Europa, situato in Carelia e nell'Oblast di Leningrado nel nord occidentale della Russia, vicino ai confini con la Finlandia. L'area del lago è di 17.700 km² (approssimativamente 6.800 miglia quadrate). Il lago ha circa 660 isole con l'area totale di 435 km². La maggior parte delle isole sono situate vicino alla costa del nord occidentale, che comprende le famose isole Valaam. Il lago fluisce nel Golfo di Finlandia del Mar Baltico tramite il fiume Neva. L'area del bacino è di 276.000 km². Il bacino del Lago Lagoda comprende circa 50,000 laghi e 3,500 fiumi più lunghi di 10 km. Circa l'85% dell'acqua che viene fornita è dovuta di tre più importanti tributari:
- Fiume Svir dal lago Onega (sud-est)
- Fiume Vuoksi dal lago Saimaa in Finlandia (ovest);
- Fiume Volkhov dal lago Ilmen (sud). Sul Ladoga vive una specie particolare di foca.

Confini tra est ed ovest

1617–1721 il confine tra la Svezia e la russia venne disegnato attraverso il Lago Ladoga, come più tardi 1812–1940 avenne per il confine tra Finlandia e Russia. Nel decimo secolo venne costruito sulle isole di Valaam (in finnico: Valamo), l'isola più grande nel Lago Ladoga, il Monastero di Valaam che fu abbandonato tra 1611–1715, poi magnificamente restauranto nel diciottesimo secolo, ed evacuato nel 1940 dalla Finlandia durante la Guerra d'Inverno. Nel 1989 le attività del monastero hanno ripreso vita. Durante l'assedio di Leningrado, 1941–1944, il Lago Lagoda forniva l'unico accesso alla città assediata. I rifornimenti venivano trasportati a Leningrado (ora San Pietroburgo) con camion durante l'inverno sulle strade ghiacciate, la "Strada della Vita", e con barche in estate.

Curiosità

Il film del 2003 Vozvrashcheniye, diretto da Andrei Zvyagintsev, venne filmato sul e attorno a Lago Lagoda e al Golfo di Finlandia. Categoria:Laghi della Russia ja:ラドガ湖 ko:라도가 호

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