Primordiale Schwarze Löcher im inflationären Universum

Kapitel 3
Primordiale Schwarze Löcher
(PBHs)
Wie bereits im ersten Kapitel betont wurde, muß es aufgrund der heutigen
Existenz von Galaxien und anderen großräumigen Strukturen auch schon
im frühen Universum Abweichungen von Homogenität und Isotropie gegeben
haben. Selbst wenn derartige Dichtefluktuationen im Mittel klein sind,
sollte man aufgrund ihrer statistischen Natur doch Regionen erwarten, in
denen die Fluktuationen so groß sind, daß diese Regionen unter dem Einfluß
ihrer eigenen Gravitationskraft kollabieren. Hawking hat bereits 1971 darauf
hingewiesen [27], daß man aus diesen Gründen eine große Anzahl derartiger
primordialer Schwarzer Löcher (PBHs) mit Massen ab mpl ∼ 10 −5 g erwarten
könne. Im Unterschied zu Schwarzen Löchern, die aus kollabierenden
Sternen entstehen, hat man es hier also mit unter Umständen sehr kleinen
Objekten zu tun: Selbst bei einer Masse von 10 15 g beträgt der zugehörige
Schwarzschild-Radius nur etwa 10 −15 m! In Materie beispielsweise würden
sich derart winzige Schwarze Löcher ähnlich wie normale Atomkerne verhalten
und könnten – falls sie geladen sind – sogar durch Einfang von Elektronen
bzw. Protonen so etwas wie “Atome” bilden [27].
Im ersten Abschnitt dieses Kapitels soll zunächst die Entstehung von
primordialen Schwarzen Löchern aus Dichtefluktuationen im frühen Universum
näher erläutert werden. Im wesentlichen sind hierbei zwei Bedingungen
an die Masse M einer kollabierenden Region zu stellen [27, 13, 14]: Zum
einen muß M groß genug sein, um die inneren Druckkräfte zu überwinden
(d.h. die Region muß größer sein als die zugehörige Jeans-Länge λJ) und zum
anderen darf M nicht so groß sein, daß die Region eine kompakte 3-Sphäre
bildet, die mit dem restlichen Universum topologisch nicht mehr zusam-
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