Wird jede Masse von mehr als 50 Quintillionen kg automatisch zum schwarzen Loch?

5 Antworten

Ja.

Sterne mit Endmassen (am Ende ihres Lebens) von 2 bis 3 Sonnenmassen kollabieren wahrscheinlich zu schwarzen Löchern. Unsere Sonne hat eine Masse von 1,9 * 10hoch30, da 10hoch30 eine Quintillion sind, hätte deine Massenangabe 26 mal mehr Masse, als unsere Sonne. 

Doch natürlich könnte es auch ein Objekt sein (hypothetisch), dass sehr groß ist, dann geht das natürlich nicht. Das wäre dann aber ohnehin kein Kandidat für ein schwarzes Loch.

Im Prinzip kann jedes Objekt ein schwarzes Loch sein, wenn man es klein genug komprimiert. Die Masse der Erde (5.97 * 10^24kg) müsste auf 9 mm zusammengeballt werden, und diese Kräfte können eben erst in genügend "schweren" Sternen auftreten, oder von extrem fortgeschrittenen Zivilisationen erzeugt werden.

Das von dir genannte Objekt (sagen wir es wäre ein Stern) würde also wahrscheinlich zu einem schwarzen Loch. Aber nicht automatisch. Es würde erst noch sein Sternenleben zu Ende führen, was für Menschen unfassbar lang, aber verglichen mit der Sonne recht kurz wäre.

Als Anregung noch folgendes: Der massereichste bekannte Stern ist der blaue Überriese R136a1 mit 260 Sonnenmassen. Bei seiner "Geburt" waren es anscheinend sogar 320. Dieser Stern wird jedoch nur insgesamt fünf Millionen Jahre leben können. In zwei bis drei Millionen Jahren wird er dann in einer Supernova enden.

Ja.

Sicher? Wenn ich mich nicht täusche, scheinst du jedenfalls zwei Punkte vergessen zu haben:

Sterne mit Endmassen (am Ende ihres Lebens) von 2 bis 3 Sonnenmassen kollabieren wahrscheinlich zu schwarzen Löchern.

Die TOV-Grenze bezieht sich nur auf den Kern des ehemaligen Sterns, nicht auf auf die Gesamtmasse des Sterns selbst. Sterne mit 2-3 Sonnenmassen werden nichtmal zu Neutronensternen sondern enden als weiße Zwerge. 

Das von dir genannte Objekt (sagen wir es wäre ein Stern) würde also wahrscheinlich zu einem schwarzen Loch.

Nicht zwangsläufig. Ob ein Stern zum Neutronenstern oder einem schwarzen Loch wird, hängt nämlich nicht nur von der Masse ab, sondern auch von der Metallizität. Sowohl metallarme als auch metallreiche Sterne mit 26 M^solar werden zu Neutronensternen, der einzige Unterschied besteht darin, dass bei den metallreichen Sternen durch Materierückfall im Nachhinein dann ein schwarzes Loch entsteht.

Außerdem können bei schwereren metallreichen Sternen ebenfalls Neutronensterne als Überrest bleiben und bei extrem schweren Sternen geringer Metallizität entsteht unter Umständen gar kein Überrest. 

Doch natürlich könnte es auch ein Objekt sein (hypothetisch), dass sehr groß ist, dann geht das natürlich nicht. Das wäre dann aber ohnehin kein Kandidat für ein schwarzes Loch.

Stimmt, hier hätte der Fragesteller wohl etwas konkreter werden müssen. Es ist nicht klar ersichtlichtlich, ob er damit nur kompakte Objekte meint oder die Frage allgemein gestellt wurde. Außerdem ist auch nicht ganz klar, ab wann die Definition "kompakt" gültig ist. Eine Gaswolke mit 1000 Sonnenmassen wird nicht automatisch zu einem schwarzen Loch.

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@NutzlosAlpha

Danke für den ausführlichen Kommentar. Das mit der Metallizität wusste ich nicht und beantwortet auch endlich meine jahrelange Frage, wie ein Stern "entscheidet", ob er nun als ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch endet (bzw. es gibt ja auch die Paarinstabilitätssupernova)

Ab 1,4 Sonnenmassen ist ja die Chandrasekhar-Grenze erreicht und eine Supernova findet statt. Das TOV-Limit bezieht sich soweit ich weiß nur auf den übrig gebliebenen Neutronenstern mit 1,5 bis 3 M^solar und einer Ausgangsmasse von 15 bis 20 Sonnenmassen. Darum verwirrt mich deine Aussage mit dem Kern etwas. 

Meinst du damit den finalen Fe-56 Kern oder generell alle metallischen Fusionschichten? Oder die ganzen Zonen, wo die Fusion stattfindet?

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@Discipulus77

Hmm, ich glaube da liegt ein grundsätzliches Missverständnis vor. Die 1,4 Sonnenmassen für die Chandrasekhar-Grenze sowie die bis zu 3,2 für die TOV-Grenze beziehen sich ausschließlich auf den zurückbleibenden Überrest, sprich auf den weißen Zwerg bzw. Neutronenstern.

Davon abzugrenzen ist die Masse des Vorläufersterns bei seiner Entstehung und bei seinem Tod. Der Stern verliert nämlich im Laufe seines Lebens Masse sowohl durch Sternenwind, welcher umso stärker ist, je massereicher der Stern ist, als auch einen im Verhältnis kleinen Anteil durch die Strahlung selbst.

Ein Stern, der mit 1,4 M^solar startet, wird als weißer Zwerg mit ca. 0,6 M^solar enden. Alle übrige Materie wird durch den Sternenwind davongeblasen bzw. geht dann direkt am Ende ohnehin als planetarischer Nebel abhanden.

Da der weiße Zwerg dem ursprünglichen Kern des Sterns entspricht, heißt das im Umkehrschluss, dass ebendieser Kern auch die Masse besessen haben muss, die nun der weiße Zwerg hat.

Bei Neutronensternen ist das ähnlich, allerdings noch etwas komplizierter. Auch hier hat der Vorläuferstern einen Kern, in dem Fusionprozesse ablaufen. Direkt vor der Supernova ist es das Siliciumbrennen, bei der innerhalb kürzester Zeit (ca. 10 Tage für die masseärmsten Sterne, die zur Supernova werden können) in Eisen umgesetzt werden.

Das Eisen bildet hierbei die Asche, bei deren Fusion aber im Gegensatz zu den vorherigen Stufen (also Silicium-, Sauerstoff-, Neon-, Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoffbrennen keine Energie fregesitzt wird. Das Eisen trägt nicht nur nicht zur Strahlungsproduktion bei, sondern entzieht dem Stern aktiv Energie, welche bei der Photodesintegration des Eisens aufgewendet wird. Letzten Endes führt der nicht vorhandene Strahlungsdruck dann zum Kernkollaps bzw. zur Supernova.

Die Sache ist nun die, dass im Gegensatz zu massearmen Sternen der Stern am Ende noch vorhanden ist, und nicht die Hülle abgestoßen wurde. Mit anderen Worten fällt der der gesamte Stern auf den gebildeten Eisenkern zu, sobald dieser seine kritische Masse erreicht hat. Daraufhin erst bildet sich im Innern der Neutronenstern, bzw. bei ausreichend hoher Masse ein schwarzes Loch.

Unterhalb von ca. 25 Sonnenmassen wird dabei ohnehin alles zu Neutronensternen. Darüber hinaus kommt es eben sowohl auf die Masse als auch die Metallizität an. Grundsätzlich bildet sich bei Sternen bis 40 Sonnenmassen ein Neutronenstern, welcher aber durch einen Rückfall der Sternenmaterie nachträglich zu einem schwarzen Loch werden kann.

Je geringer die Metallizität desto geringer auch die Opazität (Durchlässigkeit). Metallarme Sternenmaterie lässt also mehr Strahlung durch, weshalb sie von ebendieser Strahlung nicht so stark nach außen beschleunigt wird. Metallreiche Materie ist undurchlässiger, die Strahlung kann hier also besser gegen die Materie drücken und es kommt zu keinen Rückfall.

Sehr metallreiche Sterne können auch mit Massen über 40 M^solar als Neutronensterne enden, während metallarme Sterne hier bereits direkt ohne den Umweg über den anfänglichen Neutronenstern zu schwarzen Löchern kollabieren.

Extrem massereiche Sterne erzeugen dann ein Paarinstabilitätssupernova, die den gesamten Stern zerreißt und nichts zurücklässt. Es ist denkar, das die schwersten unter ihnen überhaupt keine Supernova durchleben sondern am Ende direkt zu einem schwarzen Loch kollabieren.

So, ich glaub jetzt hab ich alles wichtige erwähnt. Falls doch noch Fragen sind -> nur zu.

LG, NA

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@NutzlosAlpha

Danke für die Mühe! Ist alles verständlich (Strahlungsdruck, Opazität und so ist mir auch bekannt), aber das mit Chandrasekhar und TOV habe ich offenbar falsch interpretiert. 

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Nicht, solange Strahlungsdruck und Gasdruck das verhindern.

Erst wenn genügend Energie in die Umgebung abgestrahlt ist und kein physikalischer Prozess im Inneren der Masse mehr "Nachschub" liefern kann, geht der Kollaps weiter.

Dann ja. Wenn es dann immer noch 25 Sonnemassen sind, ist der Kollaps bis zu einem SL nicht mehr aufzuhalten.

Egal wie dicht die Masse vorher war. Ist nur eine Frage der Zeit.

Bei einer Größenordnung von 25 Sonnenmassen wird der entsprechende Stern vermutlich sehr schnell seine Kernfusionsbrennstoffe aufbrauchen, bis zu einem Grad, wo auch ein Stern mit derartiger Masse keine weitere Kernfusion mehr hervorbringen kann. Dabei bedeutet vermutlich sehr schnell, dass es vermutlich nicht einmal eine Milliarde Jahre dauern wird, bis der Stern keine ausreichende Kernfusion mehr bewerkstelligt, damit der Strahlungsdruck mit der eigenen Schwerkraft im Gleichgewicht ist.  

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@JTKirk2000

Bei 25 Sonnenmassen?

...schafft der bei weitem die Milliarde - 10 Millionen vielleicht - wenn überhaupt.

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@Roderic

Das Problem ist ja auch, dass je schwerer ein Stern ist, er umso schneller seinen Brennstoffvorrat aufbraucht, auch wenn dieser Brennstoffvorrat seiner Masse entspricht. Von daher ist ein Hauptreihenstern offenbar einer der langlebigsten, weil er möglichst im Gleichgewicht zwischen zu wenig (keine Kernfusion möglich) und zu viel (Kernbrennstoff wird zu schnell aufgebraucht) Masse ist.

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@JTKirk2000

Oh  - ich seh grad: Schreibfehler meinerseits:
25 Sonnenmassen -> der schafft die Milliarde NICHT.

Denkfehler deinerseits:
Daß ein Stern auf der Hauptreihe sitzt, hat nicht viel mit seiner Masse zu tun - sondern einzig und allein mit der Tatsache, daß er gerade damit beschäftigt ist, seinen Wasserstoff zu fusionieren.

Gruß an die Mannschaft, Käptain ;-)

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@Roderic

Denkfehler deinerseits: Daß ein Stern auf der Hauptreihe sitzt, hat nicht viel mit seiner Masse zu tun - sondern einzig und allein mit der Tatsache, daß er gerade damit beschäftigt ist, seinen Wasserstoff zu fusionieren.

Echt? Okay, wie Du meinst. Nun ja, dass ich im Astronomieunterricht war, ist immerhin bereits über 20 Jahre her.

Gruß an die Mannschaft, Käptain ;-)

Richte ich gern aus, wenn ich mit denen das nächste Mal spreche. :)

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Es gibt zwei Widerstände gegen das Kollabieren, die beide darauf beruhen, dass sich Fermionen nicht einfach zusammenpressen lassen.
Man spricht auch vom Fermionendruck.

Die Chandrasekhar-Grenze:
Unterhalb dieser sind es die Elektronen, die sich gegen die Kompression stemmen. Es bildet sich ein Weißer Zwerg. Der ist zwar wesentlich dichter als Sterne oder Planeten, besteht aber noch aus normaler Materie, also Atomkernen und Elektronen.
Oberhalb verbinden sich Elektronen mit den Protonen zu Neutronen, und ein Neutronenstern entsteht. Dieser ist im Prinzip ein riesiger "Atomkern". Es sind die Neutronen, die sich gegen die Kompression stemmen.

Die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze:
Unterhalb dieser ist der oben erwähnte Neutronenstern stabil.
Oberhalb bricht der letzte Widerstand zusammen, ein Schwarzes Loch entsteht.

Die Grenzen liegen lt. WIkipedia bei 1,4 bzw. 2 Sonnenmassen, mit großer Unsicherheit.
In kg kannst du das gerne slbst umrechnen.

Da sich die Frage auf 50 * 10^30 kg bezog und die Masse der Sonne in etwa 1,989 * 10^30 kg (laut Wikipedia) beträgt, also die Frage sich auf etwa 25 Sonnenmassen bezieht, wäre demnach Deine Antwort vermutlich ein "ja", oder? Schließlich liegt die Unsicherheit, von der Du schreibst, bei 1,4 bis 2 Sonnenmassen.

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@JTKirk2000

Würde ich auch so sehen, dass bei 25 Sonnenmassen keine Unsicherheit mehr besteht, dass sich ein Schwarzes Loch bildet.
Ich wa nur zu faul zum Suchen.

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Mfg

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