Was passiert, wenn ein Stern mehr Masse hat als ein schwarzes Loch?
Das kleinste schwarze Loch, das je entdeckt wurde, hat einen Durchmesser von 24km und hat 3,8 Sonnenmasse. Was passiert, wenn diese einen Stern begegnet, der eine viel größere Sonnenmasse hat, z.B. UY Scuti oder VV cephei ?
Könnte dieses schwarze Loch trotzdem den schwierigeren Stern aufsaugen ?
3 Antworten
Hallo hoth560,
wenn ein stellares Schwarzes Loch (SL) auf einen Stern trifft und mit ihm kollidiert, wird es einem Mikroquasar geben. Gerade in der Umgebung kleiner SL ist das Gravitationsfeld extrem inhomogen, sodass größere Körper eher durch starke Gezeitenkräfte zerrissen als verschlungen werden. Oft werden große Teile davon als ultraheiße und ultraschnelle Jets über die Pole des SL (die meisten SL rotieren nämlich) ins All katapultiert.
Materie, die auf das SL zustürzt, wird sich in die Quere kommen und so stark aufheizen, dass sie Röntgenstrahlung aussendet. Bei Cygnus X1 etwa ist das der Fall.
Es soll auch vorgekommen sein, dass einmassereicher Stern durch den "Tanz" mit einem SL so viel Masse verloren hat, dass er zum Gasplaneten geworden ist.
Die Sonnenmasse als Einheit..., wenn diese einen Stern begegnet, der eine viel größere Sonnenmasse hat,...?
Das muss heißen "..., der eine viel größere Masse hat" oder "..., der mehr Sonnenmassen hat". Eine Sonnenmasse ist eine feste Masseneinheit im Gegenwert von knapp 2×10³⁰kg, nämlich die gegenwärtige Masse unserer Sonne, weil das für kosmische Objekte eine bessere Vergleichsgröße ist.
Größe und Masse...z.B. UV Scuti oder VV Cephei ?
Die sind vor allem sehr groß, vom Radius her, weil sie das Rote- Riesen- Stadium erreicht haben, das letzte vor einer eventuellen Supernovaexplosion.
Der massereichste bekannte Stern ist R136a1, ein sog. O- Stern mit 265 Sonnenmassen, aber nur etwa 35 Sonnenradien.
Der Rote Riese VV Cephei A hat einen über 10³ mal größeren Durchmesser als die Sonne, aber nur ca. 20 Sonnenmassen.
Bei sehr massereichen Sternen ist es so, dass eher das SL sie umrundet als umgekehrt, bei sehr großen sind die Gezeitenkräfte besonders erheblich .
Was ist eigentlich ein SL?Könnte dieses schwarze Loch trotzdem den schwierigeren Stern aufsaugen ?
Ein SL saugt nicht; seine Anziehungskraft basiert nicht auf Unterdruck, sondern auf Gravitation. Es ist eigentlich der innere Teil des Gravitationsfeldes eines kollabierten Himmelskörpers, nämlich dem Teil hinter dem Ereignishorizont (EH).
Dieser ist eine Äquipotentialfläche (nämlich mit dem Gravitationspotential Φ = −c² ≈ −9×10¹⁶ m²⁄s²) und in seiner radialen Ausdehnung proportional zur im SL konzentrierten Masse M, die im einfachsten (aber wenig realistischen) Fall ohne Rotation durch den SCHWARZSCHILD- Radius
(1) rₛ = 2GM/c²
gegeben ist, mit der Gravitationskonstanten G ≈ ⅔×10⁻¹⁰ m³/(s²kg). Eine Sonnenmasse entspricht rₛ ≈ 3 km.
Die Gravitationsfeldstärke nimmt jedoch mit 1⁄r² und die Gezeitenkräfte mit 1⁄r³ ab, weshalb diese umso stärker sind, je masseärmer und damit kleiner das SL ist.
Das Gravitationsfeld als Verzerrung der RaumzeitIn einer normalen Raumzeit gilt für den Abstand zwischen zwei eng benachbarten Ereignissen eine Art Satz des PYTHAGORAS, die MINKOWSKI- Metrik
(2.1) dτ² = dt² − (dx² + dy² + dz²)⁄c²
(2.2) dς² = dx² + dy² + dz² − c²dt²,
wobei dt die von einer Bezugs-Uhr U aus ermittelte kurze Zeitspanne zwischen den Ereignissen (Koordinatenzeit), dx, dy und dz räumliche Koordinatendifferenzen und dτ die von einer lokalen Uhr direkt gemessene kurze Zeitspanne ist (Eigenzeit), die eigentliche Länge des Vorgangs. Und dς ist der räumliche Abstand, den die Ereignisse in einem Koordinatensystem haben, in dem sie gleichzeitig sind.
Abb. 1: Die Eigenzeit- Dauer Δτ=Τ eines Vorgangs entspricht der Länge Δs=L einer Salami, während die von einer Bezugs-Uhr U aus ermittelte Zeitspanne Δt der Koordinatendifferenz Δz entspricht. Allerdings ist letztere kürzer als L, während Δt länger als Τ ist.
Das lässt sich auch in Sphärischen Koordinaten ausdrücken, mit
(3) ds² = dx² + dy² + dz² = dr² + r²dθ² + r²sin²(θ)dφ².
Mit einer Punktmasse M im Ursprung verzerrt sich (2.1-2) zu
(4.1) dτ² = dt²(1 − rₛ⁄r) − dr²⁄(c²(1 − rₛ⁄r)) − …
(4.2) dς² = dr²⁄(1 − rₛ⁄r) + … − c²dt²,
d.h., der Abstand zwischen zwei konzentrischen Kugelschalen ist "zu groß" für die Fläche, und die Diskrepanz nimmt nach innen zu, und der Zeittakt lokaler Uhren wird aus der Ferne betrachtet nach innen hin immer länger.
Es ist aber noch reguläre Raumzeit, solange der quadrierte SCHWARZSCHILD- Faktor (1 − rₛ⁄r) positiv ist. Bei r = rₛ wird er aber 0 und nach innen negativ, d.h., die "Zeit" wird raumartig und r wird zeitartig, mit Vorwärtsrichtung nach innen. Man könnte sagen, dass das Innere aus der Sicht des Außenbeobachters quasi immer in der Zukunft liegt, einschließlich des Zentrums, dass in dem Sinne kein Ort, sondern ein Zeitpunkt ist - der Schlusspunkt des Kollaps selbst.
Abb. 2: Einen Ereignishorizont kann kann auch künstlich herstellen, indem man gleichförmig (d.h. so, dass die Trägheitskräfte an Bord konstant bleiben) beschleunigt. Es ist gleichsam so, als widersetze man sich als Einziger einem homogenen Gravitationsfeld, in dem alles andere frei fällt. Der EH wird markiert durch das erste Lichtsignal, das einen nicht mehr einholt. Also: U "fällt" gleichsam "frei", Ω "hält dagegen".
Nicht die Masse ist entscheidend, sondern die Dichte der Masse und da hat auch ein großer Stern keine Chance
Der Stern würde zerfetzt und einige seiner Bestandteile (vielleicht eben nur ein Teil davon) zunächst in einer Akkretionsscheibe "geparkt" und dann allmählich ins SL reingeschlürft. Möglicherweise würde aber auch ein relativ großer Rest des Sterns bei der Kollision derart beschleunigt, dass dieses Material dem Verschlingen entgeht und fortgeschleudert wird. Die Details hängen stark davon ab, wie der Stern sich genau dem SL nähert. Wahrscheinlich haben Simulationsspezialisten dazu schon tolle Videos produziert ...
Suche z.B. mal "Video Schwarzes Loch zerreißt Stern"