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172 8 Dynamik der Gravitation<br />
der von M1 oder M3 kommt, längs einer zeitartigen Weltlinie am Horizont den Wert<br />
r2, so vergrößert sich mit dem Universum, das sich wegen der positiven kosmologischen<br />
Konstante ausdehnt, anschließend unausweichlich der Abstand r zur gravitationserzeugenden,<br />
kugelsymmetrischen Masse.<br />
Zwischen r1 und r2 wechselt das Gewicht eines ortsfesten Beobachters, der eine Weltlinie<br />
mit dt<br />
ds = 1/√gtt und dr = dθ = dϕ = 0 durchläuft, sein Vorzeichen. Seine Be-<br />
schleunigung b n = d2 x n<br />
ds2 n dxk + Γkl ds<br />
dx l<br />
ds in radialer Richtung ist durch das Skalarprodukt<br />
erób mit dem radialen Einheitsvektor er gegeben. Für sein Gewicht m erób in einer<br />
drehinvarianten, zeitunabhängigen Metrik mit gtt = −1/grr ergibt sich wie bei (6.93)<br />
FGewicht = m d √<br />
gtt . (8.50)<br />
dr<br />
Die Wurzel √ gtt entspricht also dem Newtonschen Gravitationspotential.<br />
Die Ableitung von gtt wechselt zwischen den Nullstellen r1 und r2 ihr Vorzeichen und<br />
verschwindet bei einem Wert r, den wir als Reichweite der Anziehung der Zentralmasse<br />
bezeichnen können. Bei r1 kann keine endliche Beschleunigung den Absturz ins Schwarze<br />
Loch verhindern, bei r2 kann keine endliche Beschleunigung ein Vergrößern des Abstandes<br />
zum Gravitationszentrum vermeiden.<br />
Man kann nicht mit Kruskalkoordinaten r1 und r2 gemeinsam überdecken, denn der<br />
bei r1 radial auslaufende Lichtstrahl verharrt bei r1 und schneidet nie den bei r2 radial<br />
einlaufenden Lichtstrahl, der bei r2 bleibt.<br />
Ein Beobachter bei r2 ist ein Viertel des Umfangs des de Sitter-ähnlichen Universums<br />
vom Gravitationszentrum in M1 und M3 entfernt. Die drehinvariante Vakuumlösung<br />
der Einsteingleichungen mit positiver kosmologischer Konstante beschreibt ein Paar antipodaler<br />
Gravitationszentren gleicher Masse.<br />
8.6 Lösung im Inneren von Materie<br />
Als Quelle einer kugelsymmetrischen Metrik muß der Energie-Impulstensor eines idealisierten<br />
Sterns, der sich nicht dreht, kugelsymmetrisch sein. Es können daher nur die<br />
Komponenten T tt , T tr = T rt , T rr und T θθ = sin 2 θ T ϕϕ von Null verschieden sein, und sie<br />
dürfen nicht darüber hinaus von θ und ϕ abhängen. Wenn die Bewegungsgleichungen der<br />
Materiefelder aus einer Wirkung folgen, die invariant unter Koordinatentransformationen<br />
ist, ist der Energie-Impulstensor kovariant erhalten (G.51) und erfüllt DmT m n = 0.<br />
Die r-Komponente dieser Identität kann nach T θ θ aufgelöst werden<br />
0 = ∂tT t r + ∂rT r r + 1<br />
2 ( ˙µ + ˙ν)T t r + ν′<br />
2 (T r r − T t t) + 2<br />
r (T r r − T θ θ) . (8.51)<br />
Die t-Komponente besagt<br />
0 = ∂tT t t + ∂rT r t + 2<br />
r T r t + 1<br />
2˙µ(T t t − T r r) + (ν ′ + µ ′ )T r t. (8.52)<br />
8.6 Lösung im Inneren von Materie 173<br />
Dabei verschwindet getrennt der eingeklammerte Teil, denn aus DmT mn = 0 folgt<br />
G l mT m k = T l mG m k (H.1) und für eine drehinvariante Metrik und einen drehinvarianten<br />
Energie-Impulstensor lautet die r-t-Komponente dieser Gleichung<br />
0 = G r t(T t t − T r r) − T r t(G t t − G r r) = e−µ<br />
r˙µ(T t t − T r r) + (ν ′ + µ ′ )T r t. (8.53)<br />
Daher erfüllt der Energie-Impulstensor die Gleichung ∂t(r 2 T t t) = −∂r(r 2 T r t). Sie legt<br />
T r t vollständig fest<br />
T r t(t, r) = − 1<br />
r 2<br />
r<br />
0<br />
dr ′ r ′2 ˙<br />
T t t(t, r ′ ) , (8.54)<br />
falls der Energie-Impulstensor überall endlich ist. Insbesondere wird die Integrationskonstante<br />
von r 2 T r t dadurch festgelegt, daß T r t bei r = 0 endlich ist.<br />
Damit sind die Einsteingleichungen (8.34, 8.35) für beliebig vorgegebene T t t und T r r<br />
integrabel<br />
e −µ(t, r) = −g rr (t, r) = 1 − κ<br />
dr<br />
r 0<br />
′ r ′2 T t t(t, r ′ ) ,<br />
r<br />
′ 1<br />
ν(t, r) = ln gtt(t, r) = dr<br />
0 r ′e µ (1 − κr ′2 T r r(t, r ′ )) − 1.<br />
r<br />
(8.55)<br />
Die Integrationskonstante von e−µ ist durch die Forderung festgelegt, daß die Metrik<br />
bei r = 0 existiert. Ein zeitabhängiger Term ν(t, 0), der in der allgemeinen Lösung von<br />
ν(t, r) zusätzlich auftreten könnte, kann durch Wahl einer neuen Zeitkoordinate t ′ , die<br />
dt ′ = e ν<br />
2dt erfüllt, absorbiert werden.<br />
Im Inneren einer Hohlkugel, T mn (t, r) = 0 für r < R, hebt sich die Gravitation<br />
außenliegender, kugelsymmetrisch verteilter Massen auf.<br />
Die weiteren Eigenschaften der kugelsymmetrischen Lösung der Einsteingleichung<br />
(8.55) beruhen auf Materieeigenschaften. Untersucht man Materie, die wie eine Flüssigkeit<br />
keine Scherspannungen zuläßt, in der sich also das Gewicht der Materie nicht<br />
wie in einem Gewölbe aus Kugelschalen abstützen kann, so ist T θ θ = T r r. Der Energie-<br />
Impulstensor ist dann an jedem Ort drehinvariant nicht nur unter Drehungen um die<br />
Vertikale, sondern um alle Achsen. Mit einem Vierervektor u, u2 = 1, der tangential an<br />
die Weltlinien der Teilchen ist, die den Stern bilden, hat solch ein Energie-Impulstensor<br />
die Form<br />
T mn = 1<br />
c(ρc 2 + p)u m u n − pg mn. (8.56)<br />
Die Größe ρc2 = cumunT mn ist an jedem Ort die Energiedichte im Ruhsystem der<br />
dortigen Teilchen. Daß p als Druck zutreffend identifiziert ist, überprüft man mit der<br />
Kontinuitätsgleichung DmT mn = 0. In Richtung von un besagt sie, daß die Länge des<br />
Tangentialvektors konstant ist, senkrecht zu un , daß die Kraft auf die Teilchen der negative<br />
Gradient des Druckes p ist<br />
(ρc 2 + p)u m Dmu n = (g mn − u m u n )Dmp . (8.57)<br />
Beim Vorzeichen ist zu beachten, daß räumliche Längenquadrate negativ sind. Auf der<br />
linken Seite ist bemerkenswert, daß Druck zu Trägheit beiträgt.