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134 6 Teilchen im Gravitationsfeld<br />
6.6 Gewicht, Blickwinkel und Präzession<br />
Senkrechter Fall ins Schwarze Loch<br />
Beim senkrechten Fall verschwindet der Drehimpuls L, und der Energiesatz (6.21) lautet<br />
wie im nichtrelativistischen Fall (4.85)<br />
dr r0<br />
− = −r0 . (6.79)<br />
ds2<br />
r R<br />
Dabei drücken wir die Konstante (E/m) 2 − 1 durch den Wert der linken Seite auf der<br />
Gipfelhöhe R aus, wo dr/ds verschwindet. Die Lösung dieser Gleichung ist (4.90)<br />
s(r) = s(0) +<br />
<br />
R 3<br />
r0r<br />
r01 − r<br />
R<br />
r<br />
− arctan<br />
(6.80)<br />
R − r.<br />
Der Fall bis zum Schwarzschildradius dauert die endliche Eigenzeit s(r0) − s(R).<br />
Dort beträgt dr/ds = −1 − r0/R (6.79). Wählen wir einfachheitshalber den Nullpunkt<br />
der Eigenzeit so, daß r0 zur Eigenzeit s(r0) = 0 durchlaufen wird, so verhält sich<br />
r(s) dort bis auf höhere Potenzen von s wie<br />
r = r0 −1 − r0<br />
s . (6.81)<br />
R<br />
Die Eigenzeit s hängt für r > r0, das heißt s < 0, mit der Koordinatenzeit t durch (6.20)<br />
zusammen<br />
(1 − r0<br />
r )dt<br />
ds =1 − r0<br />
, (6.82)<br />
R<br />
wobei wir die Konstante E/m durch die Gipfelhöhe R ausdrücken. Beim Schwarzschildradius<br />
gilt daher bis auf höhere Potenzen von s für negative s<br />
ds<br />
dt =1 − r0<br />
R− 1<br />
21 − r0<br />
r∼− s<br />
r0<br />
t<br />
− r , s(t) ∝ −e 0 , (6.83)<br />
und umgekehrt t/r0 = − ln(−s) + konst.<br />
Insbesondere erreicht das fallende Teilchen den Schwarzschildradius nicht zu endlicher<br />
Koordinatenzeit.<br />
Das liegt, wie wir bei Raumzeitdiagramm 8.1 diskutieren, daran, daß die Koordinaten<br />
t und r am Schwarzschildradius r0 ungeeignet sind. Es besagt nicht, daß das fallende<br />
Teilchen nicht r0 durchfällt, und auch nicht, daß es unendlich lange für einen bei rB > r0<br />
ruhenden Beobachter sichtbar ist.<br />
Seine Uhr zeigt die Eigenzeit dτ =1 − r0/rB dt. Wenn das Teilchen mit einer konstanten<br />
Rate dn/ds Photonen aussendet, so verhält sich diese Rate, bezogen auf die Uhr<br />
des Beobachters, wegen dn/dτ = dn/dsóds/dtódt/dτ wie ds/dt und nimmt, wenn das<br />
Teilchen dicht über dem Schwarzschildradius ist, exponentiell ab<br />
dn<br />
dτ<br />
√ τ<br />
r ∝ e− 0 1−r0 /rB . (6.84)<br />
6.6 Gewicht, Blickwinkel und Präzession 135<br />
Genau so wie dn/dt nimmt die Frequenz νB der beobachteten Photonen, die beobachtete<br />
Zahl von Schwingungen pro Zeiteinheit, exponentiell ab, νB ∝ e −t/r0 . Die Rotverschiebung<br />
des Lichts von fallenden Teilchen ist größer als von ruhenden Teilchen (6.78).<br />
Der radiale Maßstab des Beobachters zeigt Längen dl = dr/1 − r0/rB . Wenn das<br />
Teilchen am Beobachter vorbeifällt, hat es für ihn eine Geschwindigkeit mit Betrag<br />
<br />
<br />
dl <br />
<br />
v = <br />
dτ<br />
<br />
= dl<br />
dr<br />
<br />
<br />
dr<br />
<br />
<br />
<br />
ds<br />
<br />
ds<br />
dt<br />
dt<br />
dτ =r0<br />
−<br />
rB<br />
r0 21 −<br />
R1 r0<br />
R− 1<br />
2 . (6.85)<br />
Sie ist umso größer, je näher der Beobachter dem Schwarzen Loch ist, und geht für<br />
rB → r0 gegen die Lichtgeschwindigkeit c = 1.<br />
Strahlt das Teilchen gleichstark in alle Richtungen, so bewirkt Aberration den Scheinwerfereffekt,<br />
daß dieses Licht für den Beobachter mehr in Bewegungsrichtung des Teil-<br />
chens ausläuft und, wenn er das Teilchen unter sich sieht, auf ein um 1+v<br />
1−v vergrößertes<br />
Flächenelement verteilt wird. Diese Strahlauffächerung verringert die gesehene Leuchtstärke<br />
des Teilchens für einen Beobachter in der Fallinie um einen Faktor, der proportional<br />
zu s(t) ∝ −e −t/r0 ist, wenn das Teilchen den Schwarzschildradius durchfällt.<br />
Durch Dopplereffekt, Rotverschiebung und Aberration nimmt also die beobachtete<br />
Leuchtstärke beim Fall durch den Horizont mit e −3t/r0 ab. Sie wird zwar nie Null, verringert<br />
sich aber bei einem Schwarzen Loch mit einen Schwarzschildradius wie die Sonne,<br />
r0 ≈ 3ó10 3 m, binnen 3,3ó10 −6 s um einen Faktor e und ist schnell unter jeder Nachweisgrenze.<br />
Das Bild des Teilchens verlischt wie eine Glühlampe, die man ausschaltet: auch<br />
ihr Temperaturunterschied zur Umgebung verschwindet schließlich nur exponentiell. Die<br />
Gesamtzahl der Photonen, die der Beobachter vom Teilchen sieht, ist endlich. Damit<br />
kann man nur endlich viele Bilder belichten.<br />
Das gemeinsame Gravitationsfeld des Schwarzen Lochs und eines Teilchens, das von<br />
R = ∞ fällt, ist nicht das eines Schwarzen Lochs mit größerer Masse, denn es ist nicht<br />
kugelsymmetrisch. Es ist zeitabhängig, und es werden Gravitationswellen abgestrahlt.<br />
Es entsteht wohl schließlich ein Schwarzes Loch mit Drehimpuls (Kerr-Lösung) und mit<br />
einer Masse, die um die Energie der abgestrahlten Gravitationswellen geringer ist als die<br />
Summe der Massen des Teilchens und des ursprünglichen Schwarzen Lochs.<br />
Das Gravitationsfeld eines Schwarzen Lochs, in das eine kugelsymmetrische Schale von<br />
Materie fällt, ist außen dasjenige eines Schwarzes Lochs mit der Gesamtmasse, im von<br />
der Schale umschlossenen Bereich wirkt nur die Masse des Zentrums (8.55).<br />
Beobachter auf Kreisbahnen<br />
Ein Beobachter bezieht Längen und Zeiten benachbarter Ereignisse auf einen Satz von<br />
vier normierten und zueinander senkrechten Basisvektoren, auf das Vierbein. Dabei ist<br />
der zeitartige Basisvektor die Tangente an seine eigene, mit der Eigenzeit parametrisierte<br />
Weltlinie. Die Tangente verbindet Ereignisse, die nacheinander stattfinden, und<br />
entspricht der mitgeführten Uhr des Beobachters. Die drei dazu senkrechten raumartigen<br />
Basisvektoren zeigen von seiner Weltlinie zu gleichzeitigen Ereignissen in Einheitsabstand,<br />
sie sind die räumlichen Meßlatten. Einfachheitshalber rechnen wir mit c = 1.