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Schwarzes Mini-Loch

Schwarzes Mini-Loch

Mitte der 1970er Jahre stellte Roger Penrose die Vermutung auf, Schwarze Löcher könnten auch im Labor erzeugt werden. Es besteht die Hoffnung, ab 2007, wenn der Large Hadron Collider (LHC) am Cern bei Genf in Betrieb geht, in Teilchenbeschleunigern bis zu einem Schwarzen Loch pro Sekunde erzeugen zu können. Diese Art des Schwarzen Lochs – das Schwarze Mini-Loch – hat jedoch nur in etwa die Größe eines Elementarteilchens. Auf Grund von Quanteneffekten würden sie auch keine Sterne verschlingen, sondern sofort nach ihrer Entstehung ungefährlich verdampfen. Die dabei entstehenden Elementarteilchen können mittels Teilchendetektoren erkannt werden. Im Gegensatz zu üblichen Teilchenkollisionen sollen nämlich explodierende Schwarze Löcher eine riesige Anzahl höchstenergetischer Partikel, die allen möglichen Elementarteilchen entsprechen, aussenden.

Größe und Masse

Die maximale physikalisch erreichbare Dichte ist die so genannte Planck-Dichte von 10⁹⁷ Kilogramm pro Kubikmeter. Demnach hat das kleinstmögliche Schwarze Loch einen Durchmesser von 10^-35 Metern (Planck-Länge) und eine Masse von 10^-8 Kilogramm (Planck-Masse). Es ist also viel massereicher, aber auch viel kleiner als ein Elementarteilchen.

Herstellung

Zur Herstellung eines Schwarzen Mini-Lochs werden Protonen oder andere subatomare Teilchen fast bis auf Lichtgeschwindigkeit beschleunigt. Am LHC erhält ein Proton dadurch eine Energie von 12 TeV. Diese Energie entspricht nach der Einstein'schen Gleichung E=mc² einer Masse von 10^-23 Kilogramm. Stoßen zwei solche Teilchen zusammen, so wird eine riesige Energiemenge in einem winzigen Raumbereich konzentriert, sodass ein Schwarzes Loch entstehen könnte. Die Masse eines solchen Schwarzen Loches liegt jedoch deutlich unter der Planck-Masse und damit auch unter der Planck-Dichte, sodass ein solches Schwarzes Loch nicht existieren könnte. Dieses Problem kann aber gelöst werden, wenn man annimmt, dass der Raum aus mehr als drei Dimensionen besteht (siehe Stringtheorie). Dadurch wäre die Gravitation stärker und somit die Planck-Dichte schneller erreichbar, was zu einer niedrigeren Energieschwelle zur Herstellung Schwarzer Löcher führt. Gelänge es also, Schwarze Löcher im Labor herzustellen, so wäre das der Beweis für die Existenz zusätzlicher Raumdimensionen. Ein genügend großes Loch könnte in einer solchen Extradimension theoretisch auch ein möglicherweise existierendes Paralleluniversum schneiden. Dies würde man daran merken, dass sich die Zerfallseigenschaften ändern, weil das Schwarze Loch dann auch nicht nachzuweisende Energie an das Paralleluniversum abgibt. Die Suche nach kleinen Schwarzen Löchern kann auch die Frage nach den kleinsten Bausteinen der Materie klären, denn unterhalb der Planck-Länge kann es keine Teilchen mehr geben, nur noch Schwarze Löcher. Schwarze Mini-Löcher könnten auch entstehen, wenn energiereiche kosmische Strahlen oder Teilchen (besonders Neutrinos) auf die Erdatmosphäre treffen.

Entwicklungsphasen

Während seiner Lebensdauer von etwa 22

\cdot

10^-27 Sekunden durchläuft ein Schwarze Mini-Loch die folgenden Phasen. Da bisher noch kein Schwarzes Mini-Loch hergestellt werden konnte, sind diese Angaben zum Teil noch spekulativ.

Entstehung

Aus der Kollision zweier Teilchen geht zunächst ein asymmetrisches schwarzes Loch hervor, welches rotieren, vibrieren oder elektrisch geladen sein kann. Die Masse entspricht 10 TeV (10

\cdot

10¹² eV).

Haarausfall-Phase

(0-1

\cdot

10^-27 Sekunden)
Die Masse entspricht 10 bis 8 TeV. Das sich bildende Schwarze Loch emittiert Gravitationswellen und elektromagnetische Strahlung. Es verliert also seine „Haare“ (siehe auch No-Hair Theorem). Das Schwarze Loch wird zu einem fast eigenschaftslosen Körper, der nur durch Ladung, Masse und Drehimpuls definiert ist.

Verlangsamungsphase

(1-3

\cdot

10^-27 Sekunden)
Die Masse entspricht 8 bis 6 TeV. Aufgrund der Abstrahlung verringert sich der Drehimpuls, sodass das Schwarze Loch kugelsymmetrisch wird.

Schwarzschild-Phase

(3-20

\cdot

10^-27 Sekunden)
Die Masse entspricht 6 bis 2 TeV. Das Schwarze Loch ist ohne Drehimpuls nur noch durch seine Masse definiert, und selbst die wird abgestrahlt.

Planck-Phase

(20-22

\cdot

10^-27 Sekunden)
Das Schwarze Loch schrumpft bis auf die Planck-Masse (s.o.) zusammen und verschwindet somit ganz, denn unterhalb dieser Masse kann kein Schwarzes Loch existieren. Dabei werden wohl kosmische Strings (siehe Stringtheorie) emittiert. Diese Vorgänge sind höchst interessant, denn damit kann erforscht werden, was mit der Singularität in einem Schwarzen Loch geschieht, wenn es sich auflöst.

Literatur

- Gekrümmter Raum und verbogene Zeit. Einsteins Vermächtnis. Kip S. Thorne und Droemer Knaur, München 1994
- Spektrum der Wissenschaft 09/05: Schwarze Löcher im Labor (Titelgeschichte; S. 32-39)

Siehe auch

- Elementarteilchen
- Schwarzes Loch
- Teilchenbeschleuniger Kategorie:Allgemeine Relativitätstheorie

Roger Penrose

Roger Penrose OM (
- 8. August 1931 in Colchester, Essex) ist ein englischer Mathematiker und theoretischer Physiker, dessen Arbeiten auf den Gebieten der mathematischen Physik und der Kosmologie hoch geachtet sind. Er hat sich auch in zahlreichen populär-wissenschaftlichen Büchern zu Themen der Philosophie geäußert.

Öffentlichkeit

In der Öffentlichkeit ist Penrose durch seine populär-wissenschaftlichen Arbeiten bekannt: In mehreren Büchern ("Computerdenken", "Schatten des Geistes", "Das Große, das Kleine und der menschliche Geist") setzt er sich mathematisch-physikalisch mit Problemen des Bewusstseins und der künstlichen Intelligenz auseinander. Wie auch Stuart Hameroff auf der Suche nach "einer physikalischen Heimat für Bewußtsein" schlägt er ein - kontrovers diskutiertes - Modell vor, nach dem dieses im wesentlichen auf nichtrechnerische, derzeit im einzelnen noch unbekannten quantenmechanischen Effekten wie EPR-Phänomenen, Quantenverschränkung oder Quanten-Nichtlokalität und Quantenkohärenz beruht, die er in den Mikrotubuli des Zellskelletts und der Schnittstelle mit dem Neuron lokalisiert. Nach dieser spekulativen - ausschließlich naturwissenschaftlichen - Theorie führen also subtile physikalische Prozesse auf Nanometerskala ( 10E-9m) im Grenzgebiet zwischen klassischer Physik und Quantenmechanik in einem hochentwickelten Nervensystem zu dem, was wir "Geist" und "Bewusstsein" nennen. Penrose fordert die Entwicklung einer Theorie der Quantengravitation unter Berücksichtigung einer gewissen Nichtberechenbarkeit in der Welt der Quantenphänomene bzw. deren Deutungen und der Integration der Prinzipien der allgemeinen Relativitätstheorie Einsteins. Diese neue Physik nennt er "OR-Physik".

Leistungen

Physik

Seine wichtigste Entdeckung sind wohl die so genannten Spin-Netzwerke, aus denen später die Theorie der Loop-Quantengravitation entwickelt wurde. Eine weitere grundlegende Erkenntnis in der Kosmologie geht auf ihn und Stephen Hawking zurück: der Satz von Hawking-Penrose, nach dem es keine Lösungen der Einsteinschen Feldgleichungen ohne Singularitäten (z. B. Urknall oder Schwarze Löcher) gibt.

Mathematik

Schwarze Löcher Penrose entdeckte 1974 mehrere zueinander verwandte kleine aperiodische Mengen von Kacheln, insbesondere auch mehrere aperiodische Paare. Mit diesen Kacheln (genauer: mit zu ihnen kongruenten Kopien) kann die Ebene parkettiert werden, aber keine dieser Parkettierungen ist periodisch. Sie sind aber stets beinahe periodisch und beinahe fünfzählig (dreh-)symmetrisch. Sie werden daher quasiperiodisch genannt. Diese Penrose-Parkettierungen sind aus einer hierarchisch strukturierten Packung regelmäßiger Fünfecke (s.u.) abgeleitet. 1984 wurden ähnliche Strukturen bei Quasikristallen gefunden. Bild:Pepl 3.PNG Logo-Programm zur Erzeugung dieser Struktur:


 to pepl :stufe :laenge
 make "stufe :stufe - 1
 make "laenge :laenge / 2.618
 if :stufe > 0 [pepl :stufe :laenge rt 72 pepl :stufe :laenge rt 72 pepl :stufe :laenge rt 180 pepl :stufe :laenge lt 36 pepl :stufe :laenge rt 72 pepl :stufe :laenge]
 if :stufe = 0 [fd :laenge rt 72 fd :laenge rt 72 fd :laenge rt 180 fd :laenge lt 36 fd :laenge rt 72 fd :laenge]
 end
 
 to pp :stufe :laenge
 repeat 4 [pepl :stufe :laenge rt 72]
 pepl :stufe :laenge
 end

Möglicher Aufruf: pp 6 200 Roger Penrose hat unter anderem das Penrose-Dreieck, ein Dreieck mit drei aufeinander stehenden rechten Winkeln, erfunden. Die Konstruktion, die in der Realität nicht möglich ist, hat den niederländischen Grafiker M. C. Escher zu den Bildern "Wasserfall" und "Belvedere" animiert. Siehe auch: Die dritte Kultur

Bücher (Auswahl)

- Computerdenken – Des Kaisers neue Kleider oder Die Debatte um Künstliche Intelligenz, Bewußtsein und die Gesetze der Natur (Übersetzung der englischen Originalausgabe „The Emperor’s New Mind" ISBN 0-1401-4534-6) mit einem Vorwort von Martin Gardner und einem Vorwort zur deutschen Ausgabe von Dieter Wandschneider. Heidelberg 1991 ISBN 3-8274-1332-X
- Schatten des Geistes – Wege zu einer neuen Physik des Bewußtseins (Übersetzung der englischen Originalausgabe „Shadows of the Mind" ISBN 0-0995-8211-2). Heidelberg 1995 ISBN 3-8602-5260-7
- Das Große, das Kleine und der menschliche Geist (Originaltitel: "The Large, the Small and the Human Mind" ISBN 0-5217-8572-3). Cambridge 1997 ISBN 3-8274-1331-1
- Quantum computation, entanglement and state reduction. In: Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Series A, 356, pp. 1927-1939, Great Britain 1998
- The Road to Reality - A Complete Guide to the Laws of the Universe, ISBN 0-224-04447-8

Weblinks

-
- [http://tech-www.informatik.uni-hamburg.de/personal/hendrich/penrose/penrose.html Penrose-Parkett] von Norman Hendrich, Fachbereich Informatik, Universität Hamburg
- [http://www.heise.de/tp/r4/artikel/4/4853/1.html Telepolis: Kritik des Penrose- Hameroff-Modells]
- [http://www2.spsu.edu/math/tile/aperiodic/penrose/penrose1.htm Penrose tiling]

Multimedialinks

[http://doug-pc.itp.ucsb.edu/online/plecture/penrose/ Science and the Mind] Audio-Vortrag von Roger Penrose zum Orch OR Modell des Bewußtseins (englisch) Penrose, Roger Penrose, Roger Penrose, Roger Penrose, Roger ja:ロジャー・ペンローズ ko:로저 펜로즈

Large Hadron Collider

Der Large Hadron Collider (Großer Hadronenbeschleuniger; Abkürzung: LHC) ist ein Teilchenbeschleuniger, der zur Zeit am CERN bei Genf gebaut wird. Mit der Fertigstellung ist 2007 zu rechnen. Er wird eine Schwerpunktsenergie von 14 TeV (pro Strahl je 7 TeV) haben. Hauptsächlich werden Protonen in den zwei Großexperimenten ATLAS und CMS und dem kleineren Experiment LHCb zur Kollision gebracht, es ist allerdings auch ein Modus für Schwerionenkollisionen für das Experiment ALICE vorgesehen. ATLAS und CMS sind so genannte "multi purpose" Experimente, deren Ziel es ist, neue Elementarteilchen nachzuweisen. Insbesondere hofft man darauf, das Higgs-Boson und supersymmetrische Teilchen zu entdecken. Während LHCb auf die Untersuchung der CP-Verletzung im B-System spezialisiert ist, versucht man mit den Schwerionenkollisionen bei ALICE Quark-Gluon-Plasma zu erzeugen und zu erforschen. Der LHC wird der leistungsstärkste Teilchenbeschleuniger der Welt sein und – so hoffen Physiker – ein neues Tor der Physik öffnen. Der LHC wird in dem, 27 km im Umfang messenden, Ringtunnel installiert, der durch die Stilllegung seines Vorgängers, des Large Elektron-Positron Colliders LEP, im Jahr 2000 frei wurde. Am LHC werden, im Gegensatz zu den 2000 mal leichteren Elektronen und Positronen am LEP, Protonen beschleunigt, gespeichert und zur Kollision gebracht. Da Protonen so viel schwerer als Elektronen sind, können sie bei ähnlichem Strahlenergieverlust durch Synchrotronstrahlung auf die, im Vergleich zum LEP 70-fache, Energie von 7 TeV beschleunigt werden. Die am LHC verwendeten supraleitenden Strukturen zur Strahlführung und Beschleunigung helfen, die durch die größere Strahlenergie entstehenden technischen Probleme zu bewältigen. Die Verwendung von Protonen in den Kollisionen ist für die angeschlossenen Experimente jedoch eine Herausforderung, da die aufgezeichneten Wechselwirkungen durch die innere Struktur der hadronischen Protonen vielfältiger sind. Siehe auch: Distributed Computing Projekt LHC@Home

Weblinks

- [http://lhc-new-homepage.web.cern.ch/lhc-new-homepage/ Homepage des LHC am CERN]
- [http://cmsinfo.cern.ch Experiment CMS]
- [http://atlas.web.cern.ch/Atlas/ ATLAS]
- [http://cern.ch/lhcb-public LHCb]
- [http://aliceinfo.cern.ch/ Experiment ALICE]
- [http://www.heise.de/newsticker/meldung/58101 Heise Newsticker zum Rechen- und Speichernetz] Kategorie:Beschleunigerphysik Kategorie:Forschungszentrum ko:LHC

Teilchenbeschleuniger

Ein Teilchenbeschleuniger ist ein Gerät, in dem geladene Teilchen (z.B. Elementarteilchen, Atomkerne oder ionisierte Atome, Moleküle und Molekülbruchstücke) durch elektrische Felder auf hohe Geschwindigkeiten beschleunigt werden. Im Europäischen Forschungsinstitut CERN bei Genf stehen einige der größten Beschleuniger. Beschleuniger werden häufig eingesetzt, um mit den dabei beschleunigten, hoch energetischen Teilchen Wechselwirkungen mit Materie zu erzeugen, die im Target (Ziel) dem Teilchenstrom ausgesetzt werden. Bei dem Zusammenstoß geben die Teilchen ihre Energie an die Materie ab, wobei die Teilchen gestreut oder neue Teilchen oder sogar neue Elemente erzeugt werden. Mit Teilchendetektoren können die Veränderungen gemessen werden.

Arten von Teilchenbeschleunigern

- mit geradliniger Beschleunigung
- Linearbeschleuniger
- Van-de-Graaff
- Cockcroft-Walton
- Dynamitron
- mit zyklischer Beschleunigung (Beschleunigung auf einer geschlossenen kreisförmigen Bahn)
- Betatron
- Bevatron
- Zyklotron
- Mikrotron
- Synchrotron
- Speicherring

Anwendungsgebiete von Teilchenbeschleunigern

- Chemie: Massenspektrometer
- Physik: Kernphysik, Teilchenphysik, Kosmologie, Synchrotronstrahlung
- Medizin: Strahlentherapie
- Materialuntersuchung: Werkstoffprüfung

Nebenprodukte der Beschleuniger

Ein „Abfallprodukt“ der Beschleuniger, die Synchrotronstrahlung wird z.B. im HASYLAB beim DESY in der Materialforschung, zur medizinischen Diagnostik und anderem eingesetzt. Ein Sonderfall der Synchrotronstrahlung ist der Freie-Elektronen-Laser. Ein ganz anderes Nebenprodukt ist die Sprache html und damit das Web, welches erstmals von Teilchenphysikern zur Kommunikation eingesetzt wurde.

Siehe auch

- Beschleunigungsspannung
- Luminosität
- Schwerionenbeschleuniger
- Zyklotron

Weblinks

- http://reinhold.kainhofer.com/Physics/DESY/ - Moderne Beschleuniger- und Detektortechnik am Beispiel des Deutschen Elektronen-Synchrotrons Kategorie:Kernphysik Kategorie:Beschleunigerphysik ja:加速器 ko:입자 가속기

Teilchendetektor

Ein Teilchendetektor ist ein Messgerät, mit dem man bewegte Moleküle, Atome oder Elementarteilchen nachweisen kann. Da mit Teilchendetektoren Teilchen mit äußerst gegensätzlichen Eigenschaften nachgewiesen werden, gibt es auch eine große Anzahl verschiedener Teilchen- und Strahlungsdetektoren für verschiedene Teilchen beziehungsweise Photonen und mit verschiedenen Wirkungsprinzipien. Teilchendetektoren für Teilchen, die über die elektromagnetische Wechselwirkung mit Materie wechselwirken:
- Ionisationskammer: Hier wird der integrierte Strom gemessen, der durch ionisierende Strahlung erzeugt wird, ohne einzelne Teilchen nachweisen zu können.
- Geiger-Müller-Zählrohr: Zählt einzelne ionisierende Teilchen unabhängig von ihrer Art und Energie. Je nach Aufbau (Eintrittsfenster) und Füllgas für verschiedene Teilchen geeignet
- Dosimeter: Eine kleine Ionisationskammer zum Feststellen der Strahlungsenergie pro Kilogramm Körpergewicht, der eine Person in einem Kontrollbereich ausgesetzt war.
- Szintillationsdetektor: Ein Detektor, der die Eigenschaft einiger Kristalle ausnützt, beim Durchtritt ionisierender Teilchen einen Lichtblitz (sogenannte Cherenkov-Strahlung) auszusenden. Dieser Lichtblitz wird mit einer Photozelle mit nachgeschaltetem Sekundärelektronenvervielfacher nachgewiesen.
- Teilchendetektoren, die langsame Elektronen oder Ionen nachweisen: Die Teilchen lösen ein oder mehrere Elektronen in einer geeigneten Oberfläche aus, diese werden in einen Sekundärelektronenvervielfacher (beispielsweise Channeltron) vervielfacht und nachgewiesen
- Blasenkammern, die direkt Teilchenspuren mit Dampfbläschen, die durch Ionisationsverlust der Teilchen entstehen, sichtbar machen können.
- Halbleiterdetektoren erzeugen elektrische Signale, wenn geladene Teilchen mit ihnen wechselwirken. Diese Signale können durch entsprechende Schaltkreise (z.B. Transistoren) direkt im Halbleiterdetektor verstärkt werden. Teilchendetektoren für Teilchen, die nicht über die elektromagnetische Wechselwirkung mit Materie wechselwirken:
- Neutronendetektor: Schnelle Neutronen werden über geladene Teilchen nachgewiesen; beispielsweise überträgt das Neutron seine Energie durch Stoß auf ein Proton. Langsame und thermische Neutronen werden von geeigneten Kernen eingefangen (z.B. Bor). Nachweis des sekundär verursachten radioaktiven Zerfalls. Kategorie:Kernphysik Kategorie:Teilchenphysik

Elementarteilchen

Elementarteilchen sind die kleinsten bekannten Bausteine der Materie. Ihre Eigenschaften lassen sich nicht anschaulich beschreiben, da sie aufgrund ihrer geringen Größe quantenmechanischen Gesetzmäßigkeiten gehorchen. Nachdem die Atomtheorie des Demokrit sich durch die Entwicklung der Chemie im 18. Jahrhundert bestätigte, galten die Atome als 'elementare' Teilchen. Anfang des 20. Jahrhunderts entdeckte man, dass Atome aus einem Atomkern (bestehend aus Nukleonen, also Protonen und Neutronen) und einer Hülle (bestehend aus Elektronen) aufgebaut sind. Das Neutron ist kein stabiles Elementarteilchen, da es außerhalb des Atomkerns radioaktiv zerfällt. Protonen und Elektronen gelten als stabil. Nach der Entdeckung der Elementarteilchen, die das Atom aufbauen, wurde eine Vielzahl weiterer Teilchen (Pion, Neutrino) sowie Antiteilchen entdeckt.

Einteilung der Elementarteilchen

Elementarteilchen haben eine Reihe von Eigenschaften: Masse, verschiedene Ladungen, Spin. Daneben unterscheidet man zusammengesetzte von unteilbaren Elementarteilchen. Solche Eigenschaften erlauben eine Einteilung der bekannten Elementarteilchen.

Einteilung nach "Funktion"

Drei der Grundkräfte der Physik sind für die Elementarteilchen relevant:
- Die Starke Wechselwirkung
- Die Schwache Wechselwirkung
- Die Elektromagnetische Wechselwirkung Diese Wechselwirkungen werden in Quantenfeldtheorien (Quantenchromodynamik, Glashow-Weinberg-Salam-Modell der elektroschwachen Wechselwirkung, Quantenelektrodynamik) beschrieben. Die Gravitation kann man, aufgrund ihrer relativ geringen Stärke, im Wirkungsraum des Inneren eines Atoms vernachlässigen. Je nach der Wechselwirkung, der ein Elementarteilchen unterliegt, wird ihm eine Ladung (starke Ladung (oder Farbladung), schwache Ladung, elektrische Ladung) zugeordnet. Die Wechselwirkung innerhalb jeder dieser drei Typen wird von wechselwirkungsspezifischen Austauschteilchen oder Botenteilchen, so genannten Eichbosonen, vermittelt. Diese auch "intermediäre Bosonen" genannten Teilchen zeichnen sich immer durch einen ganzzahligen Spin aus. In diesem Sinne unterscheidet man zwischen den eigentlichen "Bausteinen" der Materie und den zwischen diesen Bausteinen vermittelnden Elementarteilchen. Beispiele für erstere sind Atombausteine (Proton, Neutron, Elektron). Eine ausführlichere Behandlung folgt weiter unten. Die Eichbosonen der drei Wechselwirkungen sind das Gluon (starke Wechselwirkung), die Z- und W-Bosonen (schwache Wechselwirkung) und das Photon (elektromagnetische Wechselwirkung). Interessanterweise tragen die Gluonen selbst wieder eine starke Ladung, so dass sie nicht nur Träger der starken Wechselwirkung sind, sondern ihr auch unterliegen. Die W-Bosonen der schwachen Wechselwirkung tragen eine elektrische Ladung und wechselwirken demnach auch elektromagnetisch.

Einteilung nach Wechselwirkung

Die kleinsten Bausteine der Materie lassen sich am einfachsten in zwei Gruppen unterteilen: Teilchen, die der starken Wechselwirkung unterliegen, und Teilchen, die der starken Wechselwirkung nicht unterliegen. Teilchen, die der starken Wechselwirkung unterliegen, werden als Hadronen bezeichnet. Nach der Theorie der Quantenchromodynamik sind sie aus elementaren Quarks zusammengesetzt, die durch die Träger der starken Wechselwirkung, die Gluonen, zusammengehalten werden. Insofern sind Quarks die grundlegenden stark wechselwirkenden Materiebausteine; sie besitzen den Spin 1/2 und gehören damit der Gruppe der Fermionen an. Hadronen werden weiter unterteilt in Mesonen (Bestehen aus einem Quark und einem Antiquark (dem Antiteilchen eines Quarks)) und Baryonen (Bestehen aus drei Quarks, (bzw. Antibaryonen aus jeweils drei Antiquarks)). Nur Baryonen können Atomkerne bilden. Bekannte Baryonen sind das Proton und das Neutron. Teilchen, die der starken Wechselwirkung nicht unterliegen, werden als Leptonen bezeichnet. Die Theorie der Elektroschwachen Wechselwirkung behandelt die Leptonen als elementare Teilchen. Bekannte Leptonen sind das Elektron, das Myon und die Neutrinos. Alle Leptonen besitzen den Spin 1/2 und gehören damit der Gruppe der Fermionen an.

Unteilbare und zusammengesetzte Elementarteilchen

Die unteilbaren Elementarteilchen sind hinreichend, alle bekannten Elementarteilchen zu erklären. Man betrachtet heute Quarks und Leptonen sowie Eichbosonen als unteilbar. Quarks und Leptonen haben alle einen Spin von 1/2; alle Eichbosonen besitzen einen Spin von 1. Zusammengesetzte Elementarteilchen entstehen aus der Kombination dreier Quarks (Baryon, Spin 1/2 oder 3/2) oder aus der Kombination eines Quarks mit einem Antiquark (Meson, Spin 0 oder 1). Das Proton und das Neutron sind Baryonen, das Pion und das Kaon sind Mesonen.

Einteilung nach Spin

Systeme von Elementarteilchen zeigen unterschiedliches (statistisches) Verhalten, je nachdem, ob sie halb- oder ganzzahligen Spin besitzen. Elementarteilchen mit ganzzahligem Spin (Eichbosonen, Mesonen) werden als Bosonen bezeichnet. Elementarteilchen mit halbzahligem Spin (Leptonen, Baryonen) werden als Fermionen bezeichnet.

Einteilung - Zusammenfassung

Die Quantenfeldtheorien beschreiben die Wechselwirkung der 'elementarsten' bekannten Elementarteilchen (Quarks, Leptonen) durch Austauschteilchen (Photon, Gluon, Z-Boson, W-Boson). Innerhalb der Quantenfeldtheorien können sich Elementarteilchen nach bestimmten Regeln (Erhaltung von Energie, Ladung, Spin) ineinander umwandeln.

Bekannte Elementarteilchen

Leptonen und Quarks

c

ist dabei die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum. Die oben genannten Quarks kommen in jeweils drei "Ausführungen" vor, die sich durch die Farbladung unterscheiden, jeweils ein rotes, blaues und grünes (die Farbladung hat nichts mit der sichtbaren Farbe zu tun). Da Quarks niemals frei sondern nur in Verbindung mit anderen Quarks als Mesonen oder Baryonen vorkommen, sind die Quarkmassen nur sehr ungenau bestimmt. Für top- und bottom-Quark waren auch die Namen truth- und beauty-Quark gebräuchlich. Zu jedem der oben genannten Fermionen gibt es ein Antiteilchen. Das Antiteilchen des Elektrons heißt Positron, bei den anderen Teilchen wird einfach die Silbe "Anti-" vor den Namen gesetzt (bzw. bei Neutrinos vor das Wort "Neutrino", also z.B. Myon-Antineutrino, nicht Antimyon-Neutrino). Beim Neutrino könnte es jedoch auch sein, dass es mit seinem Antiteilchen identisch ist. Wenn dies der Fall ist, sollte es einen neutrinolosen doppelten Betazerfall geben.

Eichbosonen

(in Klammern: Teilchen vermutet, noch nicht gefunden) Es gibt insgesamt 8 Gluonen, die sich in ihrer Farbladung unterscheiden. Das Antiteilchen eines Gluons ist ein anderes Gluon. Von den anderen elementaren Bosonen gibt es jeweils nur eines. W⁺ ist das Antiteilchen zu W^-, die ungeladenen Bosonen sind ihre eigenen Antiteilchen.

Das Higgs-Boson

Das Higgs-Boson ist ein bislang nicht nachgewiesenes, hypothetisches Elementarteilchen. Es wird aufgrund theoretischer Überlegungen mit einer Masse von etwa 110 bis 250 GeV vom Standardmodell der Elementarteilchenphysik vorausgesagt. Das Higgs-Boson (oder Verallgemeinerungen desselben in erweiterten Theorien) ist notwendiger Bestandteil heute akzeptierter Theorien. Ohne das Higgs-Boson kann die Masse der Leptonen und Quarks nicht verstanden werden.

Mesonen (Auswahl)

Keine Elementarteilchen im eigentlichen Sinne, da aus anderen Elementarteilchen aufgebaut. In der Spalte Quarks werden Anti-Quarks überstrichen und rot dargestellt.
Das neutrale Pion stellt quantenmechanisch eine Überlagerung zweier verschiedener Quark-Kombinationen dar. Neutrales Kaon und Anti-Kaon kommen jeweils in zwei Versionen mit unterschiedlicher Lebensdauer vor. Neutrales Pion, Jot-Psi und Ypsilon sind jeweils ihr eigenes Anti-Teilchen.

Baryonen (Auswahl)

Keine Elementarteilchen im engeren Sinne, da nicht unteilbar, sondern aus anderen Elementarteilchen bestehend!

Quellen und Weblinks

- Datenquelle zu Leptonen und Quarks, Eichbosonen:
- Massen größtenteils aus http://www.teilchenphysik.org/temp_tpthemen_elementart.htm
- Datenquellen zu Mesonen, Baryonen:
- Kleine Enzyklopädie Physik, Leipzig, 1986, ISBN 3-323-00011-0
- dtv-Atlas zur Physik 2, München, 1988, ISBN 3-423-03227-8
- Harald Fritzsch: Quarks, München, 2001, ISBN 3-492-21655-2
- [http://www.kworkquark.net KworkQuark - DESYs Teilchenphysik-Online]
- Englischsprachige Datenquellen:
- [http://pdg.lbl.gov/ Particle Data Group]
- Weitere Weblinks:
- [http://www.didaktik.physik.uni-erlangen.de/grundl_d_tph/titelseite.html Grundlagen der Teilchenphysik]
- [http://www.teilchenphysik.org Deutsche Teilchenphysik Outreach und Info Seiten]
- [http://alephwww.physik.uni-siegen.de/~brandt/abend/index.html Siegmund Brandt: Auf der Suche nach den kleinsten Dingen]
- [http://www.cern.ch Kernforschungszentrum CERN] !Elementarteilchen Kategorie:Teilchenphysik ja:基本粒子 ko:기본입자

Planck-Dichte

Die Planck-Einheiten markieren eine Grenze für die Gültigkeit der bekannten Gesetze der Physik. Man muss davon ausgehen, dass für Distanzen kleiner als die Planck-Länge (ca. 10^-35 m) und Zeiten kürzer als die Planck-Zeit (ca. 10^-43 s) Raum und Zeit ihre uns vertrauten Eigenschaften als Kontinuum verlieren. Jedes Objekt, das kleiner wäre als die Planck-Länge, hätte aufgrund der sog. Unschärferelation so viel Energie bzw. Masse, dass es zu einem Schwarzen Loch kollabieren würde (s. u.). Die Suche nach einer entsprechenden Theorie der so genannten Quantengravitation gehört zu den größten Herausforderungen der physikalischen Grundlagenforschung. Die Planck-Einheiten bilden ein natürliches System von Einheiten für Länge, Zeit und Masse, das sich aus den drei grundlegendsten Naturkonstanten herleitet, der Gravitationskonstante G, der Lichtgeschwindigkeit c und dem planckschen Wirkungsquantum h. Es ist durchaus angemessen und auf dem Gebiet der Quantengravitation auch üblich, die Planck-Einheiten selbst als die fundamentalen Naturkonstanten zu interpretieren und G, c und h als die abgeleiteten. Die Planck-Einheiten werden von Physikern gelegentlich halb scherzhaft „Einheiten Gottes“ genannt.

Definitionen und Zahlenwerte

Die Planck-Einheiten ergeben sich aus einer einfachen Dimensionsbetrachtung, das heißt einer Suche nach einem mathematischen Ausdruck von der Dimension einer Länge, Zeit bzw. Masse, der nur Produkte und Quotienten von geeigneten Potenzen von G, c und

\hbar

enthält, wobei

2\pi \hbar = h

: Neben diesen drei Grundgrößen werden auch folgende abgeleitete Größen verwendet: Dabei ist k_B die Boltzmann-Konstante. Die Planck-Fläche spielt insbesondere in Stringtheorien und bei Überlegungen zur Entropie Schwarzer Löcher in Zusammenhang mit dem holografischen Prinzip eine wichtige Rolle.

Rolle als Einheitensystem

Löst man die ersten drei Gleichungen nach G, c und

\hbar

auf, so erhält man Ausdrücke, die analog nur Potenzen von l_p, t_p und m_p enthalten, aber keine Zahlenfaktoren. Die Naturkonstanten G, c und

\hbar

haben daher in Planck-Einheiten jeweils den Zahlenwert 1. Formuliert man Gleichungen, die diese Naturkonstanten enthalten, in Planck-Einheiten, so können sie daher entfallen, was in bestimmten Disziplinen der theoretischen Physik die Gleichungen deutlich vereinfacht, wie beispielsweise in der allgemeinen Relativitätstheorie und in den verschiedenen Ansätzen für eine Quantengravitation. Die Gravitationskonstante ist mit einem relativen Fehler von etwa 1/7000 vergleichsweise ungenau bekannt. Da sich diese Ungenauigkeit auf die Kenntnis der Planck-Einheiten überträgt, sind sie als Einheitensystem für die Experimentalphysik von untergeordneter Bedeutung. Dazu trägt auch ihre geringe Größe bei, die selbst bei den kleinsten derzeit zugänglichen Messwertbereichen zu extrem großen Zahlenwerten führen würde.

Planck-Einheiten und die Grenzen naturwissenschaftlicher Erkenntnis

Die Planck-Länge l_P ist ca. 10²⁰ mal kleiner als der Durchmesser des Protons und damit weit jenseits einer direkten experimentellen Zugänglichkeit. Wollte man derartig kleine Strukturen mit einem Teilchenbeschleuniger untersuchen, so müsste die De-Broglie-Wellenlänge der verwendeten Teilchen vergleichbar mit l_P sein, bzw. ihre Energie vergleichbar mit E_P. Die über E = mc² zugeordnete Masse wäre über 10¹⁶ mal größer als die Masse des schwersten bekannten Elementarteilchens, des Top-Quarks. Ein entsprechender Beschleuniger hätte mindestens den Durchmesser unseres Sonnensystems. Diese Überlegung markiert eine bedeutende Grenze für die derzeit absehbaren Möglichkeiten der Experimentalphysik. Der einzige denkbare Prozess, bei dem vergleichbare Energien aufgetreten sein könnten, ist das Universum ungefähr eine Planck-Zeiteinheit nach dem hypothetischen Urknall. Die Planck-Einheiten lassen sich daher als ein Indiz dafür werten, dass eine Vereinigung von Quanten- und Relativitätstheorie sowie ein erschöpfendes Verständnis des Urknalls und damit des Universums und seiner Existenz sich jenseits der praktischen Möglichkeiten naturwissenschaftlicher Erkenntnis befinden könnten.

Die Planck-Einheiten als Grenze der Gültigkeit der bekannten Physik

Wie oben bereits angedeutet, führt die gleichzeitige Anwendung der Gesetze der Quantenmechanik und der Allgemeinen Relativitätstheorie bei hinreichend kleinen räumlichen und zeitlichen Abständen zu Problemen, wie die folgende Überlegung zeigt: Befindet sich ein Objekt oder Teilchen in einem Raumgebiet mit dem Durchmesser x, so hat es aufgrund der Unschärferelation einen Impuls p, dessen Größenordnung sich über

x p \approx \hbar

. abschätzen lässt. Selbst für ein Teilchen ohne Ruhemasse ist damit eine Energie E und daher auch eine Mindestmasse m verbunden, wobei

m c^2 = E = p c = \frac

. Befindet sich die Masse m in einem Raumgebiet mit einem Radius kleiner als ihr Schwarzschildradius

r = \frac

, so wird sie zum Schwarzen Loch. Das ist durch die Wahl eines hinreichend kleinen x erreichbar, denn mit einer Verkleinerung von x wächst p und damit auch m und r bis schließlich r ≈ x wird. Diese Situation entzieht sich jedoch einer Beschreibung durch die bekannte Physik. Man erhält die Formel für die Planck-Länge und Planck-Masse, indem man r = x setzt und die beiden letzten Gleichungen nach x und m auflöst. Da es sich um eine grobe Abschätzung handelt, kann der Faktor 2 in der Formel für r vernachlässigt werden. Zum gleichen Konflikt führt auch die Vorstellung eines Vorganges, der kürzer als die Planck-Zeit wäre. Die Planck-Zeit ist die Zeit, die das Licht benötigt, um die Strecke einer Planck-Länge zurückzulegen. Da sich nichts schneller als das Licht bewegen kann, müsste ein solcher Vorgang in einem Objekt stattfinden, das kleiner als die Planck-Länge wäre. Die Vermutung, dass die Gesetze der konventionellen Physik im Bereich der Planck-Einheiten ihre Gültigkeit verlieren, wird auch dadurch gestützt, dass die Renormierungsprozesse in der Quantenfeldtheorie nur unter der Annahme wohldefiniert sind, dass die Vorstellung von Raum und Zeit als Kontinuum nur bis zu einer gewissen mikroskopischen Grenze gültig ist. Ein Versagen der Kontinuums-Theorie würde letztlich die Zenonschen Paradoxien auf eine naturwissenschaftliche Basis stellen.

Geschichte

Max Planck, einer der Mitbegründer der Quantentheorie, entdeckte die letzte zur Definition der Planck-Einheiten erforderliche Naturkonstante, das nach ihm benannte Wirkungsquantum. Er erkannte die Möglichkeit, damit ein universell gültiges System von Einheiten zu definieren und erwähnte diese bereits im Mai 1899 in seiner Publikation mit dem Titel „Über irreversible Strahlungsvorgänge“ in Sitzungsberichte der Preußischen Akademie der Wissenschaften (Band 5, S. 479, 1899). Zu dieser Zeit war die Quantenmechanik noch gar nicht entdeckt. Erst im Dezember 1900 publizierte er seine Arbeit zur Theorie der Strahlung eines Schwarzen Körpers, in der die später nach ihm benannte Konstante erstmals mit h bezeichnet wurde, und für die er 1919 den Nobelpreis für Physik für das Jahr 1918 erhielt. Das folgende Zitat vermittelt einen Eindruck von dem Stellenwert, den Planck diesen Einheiten einräumte: : ...ihre Bedeutung für alle Zeiten und für alle, auch außerirdische und außermenschliche Culturen nothwendig behalten und welche daher als „natürliche Maaßeinheiten“ bezeichnet werden können...

Weblinks

- Real Video: [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=040721.rm Was ist die Planck-Welt?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri) Kategorie:Physik ja:自然単位系

Planck-Einheiten

Definitionen und Zahlenwerte

\hbar

enthält, wobei

2\pi \hbar = h

Rolle als Einheitensystem

Löst man die ersten drei Gleichungen nach G, c und

\hbar

auf, so erhält man Ausdrücke, die analog nur Potenzen von l_p, t_p und m_p enthalten, aber keine Zahlenfaktoren. Die Naturkonstanten G, c und

\hbar

Planck-Einheiten und die Grenzen naturwissenschaftlicher Erkenntnis

Die Planck-Einheiten als Grenze der Gültigkeit der bekannten Physik

x p \approx \hbar

. abschätzen lässt. Selbst für ein Teilchen ohne Ruhemasse ist damit eine Energie E und daher auch eine Mindestmasse m verbunden, wobei

m c^2 = E = p c = \frac

. Befindet sich die Masse m in einem Raumgebiet mit einem Radius kleiner als ihr Schwarzschildradius

r = \frac

Geschichte

Weblinks

- Real Video: [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=040721.rm Was ist die Planck-Welt?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri) Kategorie:Physik ja:自然単位系

Paralleluniversum

Unter einem Paralleluniversum versteht man ein Universum, das jenseits unseres Universums und in gewissem Sinne unabhängig von diesem existiert. Paralleluniversen treten vor allem im Rahmen zweier verschiedener Theorien auf:
- Die eine Theorie besagt, dass unser Universum nicht aus dem Nichts entstanden ist, sondern aus einem "Quantenschaum", aus dem auch andere Universen entstanden sind und möglicherweise immer noch entstehen. In diesen Universen können unterschiedliche Naturgesetze herrschen.
- Die Viele-Welten-Interpretation der Quantenmechanik besagt, dass die Welt sich bei Beobachtungen in mehrere parallele Welten aufspaltet, in denen jeweils einer der beobachteten Werte angenommen wird. Der Begriff Paralleluniversum bezeichnet hier die parallelen Welten, die Gesamtheit dieser Parallelwelten wird dann oft Multiversum genannt. Ein anderer häufig benutzter Begriff für die Parallelwelten ist "Realitätszweig". In der Viele-Welten-Interpretation haben alle Paralleluniversen notwendigerweise dieselben Naturgesetze. Es ist zu beachten, dass die beiden Theorien unabhängig voneinander sind, sich gegenseitig also weder bedingen, noch gegenseitig ausschließen. Wenn beide zuträfen, wären die Universen der ersten Theorie die Multiversen der Viele-Welten-Interpretation.

Multimedialinks

- Real Video Stream:
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=050706.rm Was ist ein Paralleluniversum?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)

Siehe auch

- Parallelwelt
- Multiversum
- Universum
- Alternativweltgeschichte
- D-branes Kategorie:Kosmologie Kategorie:Physik ja:パラレルワールド

Erdatmosphäre

Die Erdatmosphäre (von griechisch ατμός, atmós „Luft, Druck, Dampf“ und σφαίρα, sfära „Kugel“), die Atmosphäre der Erde, ist die gasförmige Hülle oberhalb der Erdoberfläche. Sie stellt eine der Geosphären dar und ihr Gasgemisch ist durch einen hohen Anteil an Stickstoff und Sauerstoff und somit oxidierende Verhältnisse geprägt. Eine Darstellung der Konzentration der Atmosphärengase sowie deren Charakteristika bietet der Artikel Luft.

Entwicklung

Luft Hauptartikel: Entwicklung der Erdatmosphäre Die Entwicklung der Erdatmosphäre ist ein Teil der chemischem Evolution der Erde und zudem ein wichtiges Element der Klimageschichte. Sie wird heute in vier wesentliche Entwicklungsstufen unterschieden. Am Anfang stand die Entstehung der Erde vor etwa 4,56 Milliarden Jahren. Dabei verfügte sie schon sehr früh über eine vermutlich aus Wasserstoff (H₂) und Helium (He) bestehende Gashülle, die jedoch wieder verloren ging. Durch die langsame Abkühlung der Erde und den dabei auftretenden Vulkanismus kam es zu einer umfangreichen Ausgasung aus dem Erdinneren. Die dadurch erzeugte Atmosphäre bestand zu etwa 80 % aus Wasserdampf (H₂O), zu 10 % aus Kohlendioxid (CO₂) und zu 5 bis 7 % aus Schwefelwasserstoff. Dabei handelt es sich um ebenjene Produkte des Vulkanismus, wie wir sie auch heute noch beobachten können. Der hohe Anteil des Wasserdampfs erklärt sich dadurch, dass die Atmosphäre zu diesem Zeitpunkt noch zu warm war, um Niederschläge bilden zu können. Es gab also noch keine Gewässer auf der Erde. Der eigentliche Ursprung des Wassers ist umstritten. Nachdem die Temperatur der Atmosphäre unter den Siedepunkt des Wassers fiel, kam es zu einem extrem langen Dauerregen, nach dessen Ende sich die Ozeane gebildet hatten und dementsprechend die anderen Atmosphärengase relativ zum Wasserdampf angereichert wurden. Die hohe UV-Einstrahlung bedingte eine photochemische Zerlegung der Wasser-, Methan- und Ammoniakmoleküle, wodurch sich Kohlenstoffdioxid und Stickstoff ansammelten. Die leichten Gase wie Wasserstoff oder Helium verflüchtigten sich in den Weltraum, vor allem Kohlendioxid wurde in großen Mengen in den Ozeanen gelöst und dort in Form von Carbonatablagerungen. Einzig unbeeindruckt zeigte sich der inerte Stickstoff. Dieser sammelte sich mit der Zeit an und bildete vor etwa 3,4 Milliarden Jahren den Hauptbestandteil der Atmosphäre. Der Sauerstoff spielt die Hauptrolle bei der weiteren Entwicklung hin zu unserer heutigen Atmosphäre. Die ersten vor etwa 3,5 Milliarden Jahren photosynthetisch aktiven Cyanobakterien führten zwar zu einem Absinken der Kohlenstoffdioxidkonzentration, die Sauerstoffkonzentration der Atmosphäre blieb jedoch gering. Dieser wurde in den Ozeanen zur Oxidation von Eisenionen verbraucht und sammelte sich erst nach deren Knappheit vor etwa zwei Milliarden Jahren an. Vor einer Milliarden Jahre überstieg die Sauerstoffkonzentration die Marke von einem Prozent, wodurch sich wenige hundert Millionen Jahre später eine erste Ozonschicht bilden konnte. Der heutige Sauerstoffgehalt von knapp 21 % wurde schließlich vor 350 Millionen Jahren erreicht und blieb seitdem recht stabil.

Aufbau und Gradienten

Ozonschicht in Abhängkeit von der Höhe.]] Ozonschicht in Abhängkeit von der Höhe.]] Ozonschicht Die Erdatmosphäre weist eine Masse von zirka 4,9 · 10¹⁸ kg auf und teilt sich in Bezug auf ihren Temperaturverlauf in mehrere Schichten ein:
- Die Troposphäre von 0 km (Gebirge, Stratosphärendurchbruch) bis zwischen 7 (Polargebiete) und 17 km (Tropen), begrenzt durch die Tropopause,
- die Stratosphäre von zwischen 7 und 17 km bis 50 km, begrenzt durch die Stratopause,
- die Mesosphäre von 50 km bis zwischen 80 und 85 km, begrenzt durch die Mesopause und
- die Thermosphäre von zwischen 80 und 85 km bis über 640 km.
- die Exosphäre von zwischen 500 und 1.000 km bis etwa 100.000 km (in den interplanetaren Raum übergehend). Die Troposphäre wird auch als untere Atmosphäre, Mesosphäre und Stratosphäre gemeinsam als mittlere Atmosphäre und Thermosphäre und Exosphäre zusammen als obere Atmosphäre bezeichnet. Zudem zeigt sich vor allem in der Troposphäre – der Wettersphäre – eine Dynamik innerhalb der Temperaturschichtung, weshalb dort auch die jeweilige Schichtungsstabilität eine große Rolle spielt. Diese Gliederung gibt nur eine grobe Einteilung wieder und es ist auch möglich, die Atmosphäre nicht nach dem Temperaturverlauf, sondern nach anderen Gesichtspunkten zu gliedern, wie
- dem radio-physikalischen Zustand der Atmosphäre:
- # Ionosphäre
- # Magnetosphäre
- nach den physiko-chemischen Prozessen
- # Ozonosphäre / Ozonschicht (16-50 km)
- # Chemosphäre (20-600 km)
- der Lebenszone
- # Biosphäre (0-20km)
- dem Durchmischungsgrad
- # Homosphäre (0-100 km)
- # Homopause (100-120 km)
- # Heterosphäre (>120 km)
- dem aerodynamischen Zustand
- # Prandtl-Schicht (ca. 0-50 m)
- # Ekman-Schicht (ca. 50-1000 m)
- # Prandtl-Schicht + Ekman-Schicht = Planetare Grenzschicht (Peplosphäre)
- # Freie Atmosphäre (>1 km) Die bodennahen Schichten bis in etwa 90 km Höhe haben eine recht gleichförmige Zusammensetzung, weshalb dieser Abschnitt auch als Homosphäre bezeichnet wird. Was wir als Luft bezeichnen, besteht im Wesentlichen aus 78 % Stickstoff, 21 % Sauerstoff, 0,93 % Argon und anderen Edelgasen. Der Kohlendioxid-Gehalt beträgt nur 0,03 %, ist aber neben dem Wasserdampf der wichtigste Verursacher des natürlichen Treibhauseffektes, ohne den es auf der Erde bedeutend kälter wäre. Die oberen Schichten bestehen aus sehr dünnem Gas, das nicht mehr in Molekülen, sondern in Atomen und Ionen vorliegt (daher der Name Ionosphäre). Dies liegt daran, dass die von der Sonne eingestrahlte hochenergetische Strahlung die Moleküle dissoziieren lässt, die so entstehenden Ionen aber erst nach längerer Zeit auf einen Partner treffen. Ferner kommt es auch zu einer Entmischung der Bestandteile nach ihrer unterschiedlichen molaren Masse, weshalb sich mit zunehmender Höhe leichtere Gase wie Wasserstoff konzentrieren (siehe Abbildung 2). Diese sind unter Umständen auch in der Lage in den Weltraum zu entweichen, was sich jedoch aufgrund der extrem dünnen Atmosphäre in diesen Höhen und den dadurch sehr geringen Masseverlusten mit dem Eintrag beispielsweise durch den Sonnenwind ausgleicht. Für die Entstehung des Wetters ist neben der Energiezufuhr durch die Sonneneinstrahlung hauptsächlich der Gehalt an Wasserdampf verantwortlich. Dieser kommt in wechselnder Konzentration von 0 % Vol. bis etwa 4 % Vol. in der Luft vor.

Grenze zum Weltraum

Der Übergang zwischen Exosphäre und Weltraum ist kontinuierlich und man kann daher perse keine scharfe Obergrenze der Erdatmosphäre ziehen. Seitens der Fédération Aéronautique Internationale wird daher die Homopause bzw. eine Höhe von rund 100 km als Grenze angesehen, da hier mit einer Temperatur von -90 ºC und einem Luftdruck von einem Hektopascal (0,1 % des Luftdrucks auf Meereshöhe) bereits nahezu Weltraumbedingungen herrschen. Diese Definition ist international weitesgehend anerkannt, wenn sie auch keine uneingeschränkte Gültigkeit besitzt. So wird zum Beispiel von der NASA die Mesopause (etwa 80 km) als Grenze definiert.

Erforschung

Die untere Atmosphäre, insbesondere die Troposphäre, ist das Forschungsfeld der Meteorologie, wohingegen die mittlere und obere Atmosphäre (Stratosphäre, Mesosphäre) in den Bereich der Aerologie gehören. Messungen erfolgen in Bodennähe mit dem vollen Spektrum der meteologischen Messgeräte. In der Höhe, besonders in Bezug auf Höhenprofile, stellen Radiosonden, meteorologische Raketen, Lidars, Radars und Wetter- beziehungsweise Umweltsatelliten die wichtigsten Messverfahren dar. In der Zukunft werden vorraussichtlich auch Höhenplattformen wie das High Altitude and Long Range Research Aircraft eine größere Rolle spielen.

Siehe auch

Atmosphäre, Schichtungsstabilität der Erdatmosphäre, Entwicklung der Erdatmosphäre, Ozonschicht, Luft, Luftfeuchtigkeit, Kohlenstoffkreislauf, Erdmagnetfeld

Weblinks

- [http://www.kowoma.de/gps/zusatzerklaerungen/atmosphaere.htm Erdatmosphäre, Aufbau und Bild]
- [http://www.astronomie.de/sonnensystem/erde/atme.htm Atmosphäre - Mesosophäre]
- [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/space/model/models_home.html Atmosphärenmodelle des National Space Science Data Center] (Englisch) Kategorie:Erde Kategorie:Umweltschutz ja:大気 ko:대기권 ms:Atmosfera simple:Atmosphere

Singularität

Der Begriff Singularität bezeichnet ...
- in der Mathematik: siehe Singularität (Mathematik)
- in der Astronomie: siehe: Singularität (Astronomie)
- in der Astrophysik ein Schwarzes Loch, bzw. dessen Inneres
- in der Kosmologie den Zustand des Universums zum „Zeitpunkt“ des Urknalls
- in der Meteorologie einen Witterungsregelfall, siehe Singularität (Meteorologie)
- in der Futurologie einen Zeitpunkt, an dem ein heutiger menschlicher Verstand den technischen Fortschritt nicht mehr begreifen würde, siehe Singularität (Technologie)
- in der Geschichtswissenschaft: Die Ansicht, der Völkermord an den Juden im „Dritten Reich“ (Shoah) sei in Art und Weise einmalig (singulär) siehe Singularität (Geschichte)

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

Teilchenbeschleuniger

Arten von Teilchenbeschleunigern

Anwendungsgebiete von Teilchenbeschleunigern

- Chemie: Massenspektrometer
- Physik: Kernphysik, Teilchenphysik, Kosmologie, Synchrotronstrahlung
- Medizin: Strahlentherapie
- Materialuntersuchung: Werkstoffprüfung

Nebenprodukte der Beschleuniger

Siehe auch

- Beschleunigungsspannung
- Luminosität
- Schwerionenbeschleuniger
- Zyklotron

Weblinks

David Wheaton

David Wheaton (born June 2 1969, in Minneapolis) is a former professional tennis player from the United States. Wheaton played in his first tournament at age eight, and won the Minnesota State High School tennis title in 1984 as a ninth grader. In 1987, he won the US Open junior title and was ranked the No. 1 junior player in the US. In 1988, he helped Stanford University's tennis team win the NCAA team title. Wheaton turned professional in 1988 and won his first top-level singles title in 1990 at Kiawah Island, South Carolina. He was also runner-up in the 1990 US Open men's doubles. The most significant highlights of his career came in 1991. He won the Grand Slam Cup in Munich, beating Michael Chang in straight sets in the final 7-5, 6-2, 6-4. He also reached the semi-finals of the men's singles at Wimbledon (beating Andre Agassi in the quarter-finals before being knocked-out by Boris Becker), and was a men's doubles runner-up at the Australian Open (partnering his former Stanford team-mate Patrick McEnroe). Wheaton reached his career-high singles ranking of World No. 12 in July 1991. Following a series of injuries, Wheaton was never able to recapture his best form after 1991. During his career, Wheaton won three top-level singles and three tour doubles titles. His career prize-money earnings totalled US$5,238,401. He retired from the professional tour in 2001. Since retiring from the tour, Wheaton has taken on a new career as a Christian radio talk-show host, author and motivational speaker. He has also served as a Director of the United States Tennis Association (USTA). He still occasionally plays in senior tournaments and won the Wimbledon over-35 men's doubles title in 2004.

External links

- [http://www.davidwheaton.com/index.htm The Official David Wheaton Website]
- [http://www.atptennis.com/en/players/playerprofiles/default2.asp?playernumber=W123 Official ATP Profile] Wheaton, David Wheaton, David Wheaton, David

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