Sterne aller Größen, von roten Zwergen bis hin zu blauen Überriesen, sind ungefähr kugelförmig.
Und doch gibt es sehr viele Objekte im Weltraum, die zu einem so extravaganten Titel passen. Ihr wissenschaftlicher Name lautet Akkretionsscheiben. Sterne, wie Menschen, vereinen sich lieber zu Paaren - den sogenannten Binärsystemen. Dies kommt so häufig vor, dass der Klassiker der amerikanischen Astronomie Cecilia Payne-Gapochkin, die als erste bewies, dass die Materie des Universums hauptsächlich aus Wasserstoff besteht, einmal scherzte, dass drei von zwei zufällig ausgewählten Sternen Teil irgendeiner Art seien des binären Systems.
Lauf zum Nachbarn
Zur Bestimmtheit betrachten wir zunächst Binärsysteme, die aus normalen (dh Wasserstoff-brennenden) Hauptreihensternen bestehen, die sich um ein einziges Trägheitszentrum drehen. Was ist der typische Mechanismus des Materietransfers innerhalb eines ziemlich nahen Sternpaares? Beide Sterne werden in der Regel von der gleichen Molekülwolke erzeugt und haben daher die gleiche Zusammensetzung, aber unterschiedliche Anfangsmassen. Der schwerere Stern verbrennt zuerst seine Wasserstoffreserven, verliert an Stabilität, wird um ein Vielfaches größer und verwandelt sich in einen Roten Riesen. Gleichzeitig kann es seinen Roche-Hohlraum nicht nur füllen, sondern auch darüber hinausgehen. In diesem Fall kann das Zentrum des Sterns die Substanz der geschwollenen Hülle nicht mehr durch seine Schwerkraft h alten, und der Stern beginnt, an Substanz zu verlieren. Ein erheblicher Teil dieses Gases wird durch die Schlucht an der Kreuzung der Roche-Lappen strömen und in die Gravitationsgefangenschaft des Begleitsterns fallen. Aufgrund der Abmagerung des Spendersterns zieht sich sein Roche-Lappen zusammen, wodurch die Rate des Materieaustritts mit der Zeit zunimmt. Selbst wenn die Massen der Sterne gleich sind, wird die Leckage nur langsamer, aber überhaupt nicht aufhören.
Eine Akkretionsscheibe ist eine Struktur, die aus Materie gebildet wird, die um einen zentralen Körper rotiert - ein junger Stern oder Protostern, Weißer Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzes Loch. Die Substanz der Scheibe fällt unter dem Einfluss der Schwerkraft in einer Spirale auf den Zentralstern, während die Substanz erhitzt wird, wodurch elektromagnetische Strahlung erzeugt wird, deren Wellenlänge von der Art des Sterns abhängt. Scheiben um junge Sterne und Protosterne strahlen im langwelligen (Infrarot-)Bereich und um kompakte massive Objekte wie Neutronensterne und Schwarze Löcher im kurzwelligen (Röntgen-) Bereich.
Die Übertragung von Materie markiert den Beginn der komplexen Evolution eines Sternenpaares. Der zweite (weniger massereiche) Stern fängt die Materie des Nachbarn ein und erhöht seinen Drehimpuls. Um den Gesamtimpuls des Doppelsternsystems zu erh alten, nähern sich die Sterne einander an. Später, wenn der erste Stern leichter wird als der Begleiter, beginnen sie zu divergieren – wiederum aufgrund der Erh altung des Gesamtdrehimpulses. Wenn es dem zweiten Stern jedoch gelingt, die Grenzen seines Roche-Lappens zu überschreiten, ist er ebenfalls zum Plasmaverlust verurteilt.
Diese Transformationen sind mit verschiedenen Ergebnissen behaftet, und Astronomen sind noch nicht in der Lage, sie genau zu modellieren. Es besteht jedoch kein Zweifel, dass ein Teil der ausgestoßenen Materie in Umlaufbahnen gelangt, die das Sternenpaar vollständig umgeben. Meistens bildet diese Materie einen flachen rotierenden Ring, der als Ausscheidungsscheibe bezeichnet wird (vom lateinischen Excretio - „Ausscheidung“). Unter besonderen Umständen kann ein Sternpaar sogar in eine kugelförmige Gaswolke sinken, die durch das ins All geflossene Plasma erzeugt wird. Gleichzeitig hat jeder Stern die Möglichkeit, einen eigenen kleineren und dichteren Ring zu erwerben - eine Akkretionsscheibe (accretio, "Wachstum"). Auch exotischere Szenarien sind möglich (z. B. eine Kollision und Verschmelzung von Sternen oder ein Nachbar, der von einem größeren Stern gefressen wird), aber wir werden nicht einmal in einen solchen Dschungel schauen.
Roche-Keulen markieren die Bereiche des Gravitationseinflusses jedes der Begleiter in einem Doppelsternsystem. Alles, was sich innerhalb des entsprechenden Hohlraums befindet, kann sich nur um „seinen eigenen“Stern drehen. Eine Substanz kann nur durch den "Hals", der die Hohlräume verbindet, von einem Hohlraum zum anderen fließen.
Bisher haben wir über normale Sternenpaare gesprochen, aber um Akkretion auszulösen, reicht es aus, dass nur ein Partner eine gasförmige Hülle hat, die sich aufblähen und durch die Mündung des Roche-Lappens entweichen kann. Daher tritt Akkretion auf, wenn ein Doppelsternsystem einen gewöhnlichen Stern mit einem Körper aus entarteter Materie kombiniert, d. h. einem Weißen Zwerg oder einem Neutronenstern oder sogar einem Schwarzen Loch (historisch gesehen wurden Akkretionsscheiben zuerst entdeckt, als Weiße Zwerge mit gewöhnlichen beobachtet wurden Sterne als Begleiter). Zudem haben gerade solche Akkretionsprozesse die spektakulärsten Folgen. Gute Beispiele sind eine Supernova-Explosion vom Typ Ia, verursacht durch langfristige Akkretion auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs, der fast seine obere Massengrenze erreicht hat, und die Entstehung eines Röntgenpulsars, verursacht durch Akkretion auf einem hochmagnetisierten Neutronenstern. Typischer sind jedoch Akkretionsscheiben in Systemen gewöhnlicher Doppelsterne - schon allein deshalb, weil es viel mehr solcher Paare gibt.
Einzelne Raumobjekte können auch Akkretionszentren sein. Jeder Körper, der von einem gasförmigen oder gasförmigen Medium umgeben ist, zieht seine Teilchen an, und sie können entweder auf seine Oberfläche gelangen oder eine Akkretionsscheibe bilden (was erfolgreich von jungen Sternen getan wird, die sich kürzlich aus Gas- und Staubwolken gebildet haben). Die interessantesten Phänomene werden jedoch immer noch in Akkretionsscheiben beobachtet, die ihren Ursprung in engen Doppelsternsystemen haben.
Roche-Hohlräume
Jeder Stern ist von einem Raumbereich umgeben, in dem seine eigene Anziehungskraft dominiert, nicht die Schwerkraft seines Nachbarn. Die Größe dieser Zone hängt natürlich von der Masse des Sterns ab. Wenn solche Bereiche von einer Ebene durchquert werden, in der sich beide Leuchten bewegen, erh alten Sie so etwas wie eine Acht - zwei Schleifen, die in einer Linie verlängert sind und einen einzigen gemeinsamen Punkt auf dem Segment haben, das die Sternzentren verbindet (zur besseren Klarheit müssen Sie anh alten Zeit, weil sich diese Figur dreht). An diesem Punkt zieht jeder der Sterne mit der gleichen Kraft in seine Richtung, und der Gesamtgravitationsvektor erweist sich als gleich Null. Er wird der erste Lagrange-Punkt genannt, obwohl Leonard Euler ihn tatsächlich zwei Jahrzehnte zuvor entdeckt hat.
Die fraglichen Raumblasen wurden von Edouard Roche, einem französischen Astronomen und Mathematiker des 19. Jahrhunderts, mathematisch beschrieben und ihm zu Ehren werden sie Roche-Hohlräume genannt. Kosmische Teilchen innerhalb des Roche-Lappens können sich nur um den Stern drehen, den dieser Hohlraum umschließt. Dieselbe Theorie besagt, dass Materie zwischen Sternen durch den Hals fließen kann, der die Hohlräume verbindet, dh durch die Nachbarschaft des ersten Lagrange-Punktes. Materie, die sich außerhalb der Hohlräume befindet, kann das Sternpaar als Ganzes stabil umkreisen, aber ihre Bahnen sind nicht auf Bahnen um einen einzelnen Stern beschränkt.
Alle Macht liegt in Reibung
Die Natur ist bekanntlich komplizierter als jede Theorie. Die von einem Spenderstern verlorene Materie kann nicht nur durch eine schmale Düse an der Kreuzung der Roche-Keulen wandern, sondern auch auf kompliziertere Weise, aber sie verlässt auf jeden Fall nicht die Bahnebene des Doppelsternsystems. Akkretionsscheiben erscheinen umso leichter, je geringer der Abstand zwischen Raumbegleitern und die geometrische Größe des Körpers ist, auf den sich die Plasmaströme zubewegen. Das ist leicht zu verstehen - die Mitglieder des Paares drehen sich umeinander, und die Partikel haben mehr Chancen, nicht auf ein kleines Ziel zu fallen, sondern in eine umschließende Umlaufbahn einzutreten. Daher ist die Akkretion auf Weißen Zwergen, Neutronensternen und Schwarzen Löchern der effizienteste Mechanismus für die Scheibenbildung. Das ist keine schnelle Angelegenheit, die jährliche Transportrate der Materie vom Spenderstern überschreitet nicht ein Milliardstel der Sonnenmasse. Zuerst erhält der "empfangende" Körper ein Gefolge in Form eines schmalen Rings, und die Scheibe wird später gebildet.
Die darin befindlichen Teilchen haben unterschiedliche Geschwindigkeiten, die gemäß Keplers drittem Gesetz mit zunehmender Annäherung an den Zentralkörper zunehmen (weshalb Merkur schneller um die Sonne kreist als die Erde). Dadurch entsteht im Scheibenmaterial eine innere Reibung, die die kinetische Energie der Partikel dämpft und sie auf spiralförmigen Bahnen bewegt. Einige Teilchen fallen schließlich auf die Oberfläche eines anziehenden Objekts, sei es die Atmosphäre eines gewöhnlichen Sterns, die feste Kruste eines Neutronensterns oder der Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs. Die Scheibe verliert also ständig Materie, erhält aber gleichzeitig ständig neue vom Spenderstern.
Unter Verwendung des Large Area Telescope (LAT) Instruments von Fermi bewiesen Astronomen 2009 zum ersten Mal, dass Mikroquasare hochenergetische Gammastrahlen emittieren können, nicht durch Akkretion, sondern durch einen komplexeren Mechanismus. Der größere Stern im Binärsystem Cygnus X-3 ist ein Wolf-Rayet-Stern mit einer Oberflächentemperatur von über 100.000 K. Er und ein zweiter Begleiter (Neutronenstern oder Schwarzes Loch) mit einer Akkretionsscheibe kreisen um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt mit einen Zeitraum von etwa fünf Stunden. Die maximale Intensität der Gammastrahlung wird beobachtet, wenn sich der relativistische Begleiter auf der (relativ zur Erde) fernen Seite eines großen Sterns befindet, was bedeutet, dass Gammastrahlung aufgrund des inversen Compton-Effekts entsteht - der Streuung ultravioletter Photonen des Sterns durch heiße relativistische Elektronen von Jets, die durch das Magnetfeld des kompakten Begleiters beschleunigt werden.
Die gleiche Reibung erwärmt die Substanz der Scheibe und verwandelt sie in eine Quelle elektromagnetischer Strahlung. Die Scheibe wird zu einem leuchtenden Objekt – bildlich gesprochen zu einem flachen Stern. Im Maximum kann die Temperatur der inneren Zone der Scheibe mehrere zehn Millionen Grad erreichen. Dies reicht aus, um Röntgenquanten zu erzeugen, was in den Scheiben um Neutronensterne und Schwarze Löcher mit stellarer Masse passiert. Die zentrale Zone einer solchen Scheibe leuchtet mit ultraviolettem Licht, und die äußere, deren Temperatur normalerweise die Temperatur der Sonnenoberfläche nicht übersteigt, strahlt sichtbares Licht ab. Die Scheiben um Weiße Zwerge erhitzen sich in der Regel nicht über 20.000 Grad und ihr Spektrum reicht nicht über die ultraviolette Zone hinaus. Die kältesten Akkretionsscheiben, die Protosterne und junge Sterne umgeben, können nur Infrarotstrahlung erzeugen. In Bezug auf die Breite des Strahlungsspektrums stehen flache Sterne gewöhnlichen also in nichts nach.
Die Idee der Reibungsheizung (durch Reibung) der Scheibe sieht einfach und natürlich aus, aber das ist nur ein Schein. Eine solche Erwärmung kann nicht durch eine einfache Kollision von Gasmolekülen erklärt werden - in diesem Fall sind die Temperaturen im Inneren der Scheibe viel niedriger als die in der Realität beobachteten. Während seine Mechanismen nur allgemein verstanden werden, steckt der Teufel, wie sie sagen, im Detail. Eine der heute populärsten Theorien erklärt die Erzeugung von Wärme durch das Auftreten magnetischer Rotationsinstabilität – turbulente Wirbelströmungen in Verbindung mit Magnetfeldern. Ob dem so ist, bleibt abzuwarten.
Das System Cygnus X-3 ist ein Paar aus einem heißen, massereichen Stern und einem kompakten relativistischen Objekt (ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch), das Jets ausstößt – relativistische Materiejets, die im Radiobereich emittieren. Astronomen nennen solche Objekte Mikroquasare, weil ihre Eigenschaften – sehr breitbandige Strahlung, schnelle Helligkeitsänderungen und radioemittierende Jets – an Quasare und Blazare mit sehr massereichen Schwarzen Löchern im Zentrum erinnern, aber in Miniatur. Die Abbildung zeigt ein Foto, das vom Gammastrahlen-Observatorium Fermi Space im Bereich des Sternbildes Cygnus im Gammabereich aufgenommen wurde. Eingekreist ist Cygnus X-3, der erstmals 1966 als leistungsstarke Röntgenquelle entdeckt wurde. Die helleren Punkte sind Pulsare.
Lebendig und leuchtend
Akkretionsscheiben versetzen Astronomen immer wieder in Erstaunen. Craig Wheeler, Professor an der University of Texas, bemerkte einmal, dass sie ihr eigenes Leben führen. Die Akkretionsscheibe ist in der Lage, die Leuchtkraft zu verändern, und zwar in einem sehr weiten Bereich. Dies ist keine allgemeingültige Regel - einige Festplatten strahlen ständig elektromagnetische Energie ab und andere blinken nur von Zeit zu Zeit. Gerade ein solches Verh alten ist typisch für Scheiben, die kompakte Objekte umgeben – Weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher.
Der typischste (aber keineswegs der einzige) Grund für solche Blitze ist, dass die Intensität der Reibungswärme der Scheibe stark von ihrer Temperatur abhängt. Bei einer Erwärmung von nicht mehr als einigen tausend Grad ist die Substanz der Scheibe für Infrarotstrahlung durchlässig und verliert schnell Wärme. Unter diesen Bedingungen ist die Reibung eher schwach, die Scheibenpartikel werden nicht sonderlich abgebremst und bleiben größtenteils auf stabilen Bahnen, die nicht zum Akkretionszentrum hin schrumpfen.
Die Temperatur der Scheibe wird aber auch von ihrer Dichte bestimmt, die mit der Materiezufuhrrate des Spendersterns zusammenhängt. Wenn es die Scheibe großzügig genug füttert, nimmt die Dichte ihrer Substanz zu, die Scheibe verliert allmählich ihre Transparenz und speichert die Wärme immer besser. Da es sich gleichzeitig erwärmt, nimmt die Transparenz noch weiter ab, was wiederum die Temperaturerhöhung antreibt. Die Materie wird sehr heiß, beginnt hell zu leuchten und sendet immer mehr kurzwellige Photonen aus. Die Scheibe leuchtet wie ein veränderlicher Stern auf und erhöht ihre Helligkeit schnell auf das von der Natur erlaubte Maximum.
3D-Akkretionsmodell des Doppelsterns SS Cygnus, eines Vertreters einer der Unterklassen der Zwergnovae. Die Helligkeit von SS Cygnus nimmt für 1-2 Tage mit einem Zeitraum von 10 Tagen bis zu mehreren Jahren um 2-6 Größenordnungen zu. Der Mechanismus dieser Ausbrüche erklärt sich durch die Folgen des Übergangs von Materie in der Scheibe von einem stabilen Zustand (neutral) zu einem anderen (ionisiert).
Und dann setzt die Reibung wieder ein. Sie wird so groß, dass sie die Moleküle im äußeren Teil der Akkretionsscheibe abbremst. Sie verlieren an Geschwindigkeit und wandern in die Scheibenmitte, wodurch die Randzone dünner und damit strahlungsdurchlässiger wird. Der Prozess dreht sich in die entgegengesetzte Richtung - die Scheibe verliert Wärme vom äußeren Rand, kühlt ab, wird transparenter und kühlt dementsprechend noch mehr ab. Am Ende sinkt die Temperatur der gesamten Scheibe so stark ab, dass sie wieder zu einer reinen Infrarotstrahlungsquelle wird. Da die Akkretion vom Spenderstern nicht aufhört, beginnt sich die Scheibe aufzuwärmen – und der Zyklus wiederholt sich erneut.
Natürlich sind solche Zyklen für verschiedene Discs unterschiedlich - es hängt alles von den spezifischen Bedingungen ab. Die Dauer der Kältephase kann stark variieren – von Wochen bis zu mehreren zehn Jahren. In dieser Phase ist die Scheibe fast unsichtbar, außer dass es sehr hartnäckig ist, sich mit Hilfe von Infrarotgeräten daran zu gewöhnen. Die Dauer der heißen Phase und dementsprechend die hohe Helligkeit der Scheibe ist im Durchschnitt zehnmal kürzer. Daher verhält sich eine typische Akkretionsscheibe in einem geschlossenen Binärsystem gewissermaßen wie ein elektrischer Kondensator, der lange Zeit Energie ansammelt und sich dann schnell entlädt. Interessanterweise blinkt die Scheibe immer noch und geht regelmäßig aus, selbst wenn der Spenderstern Materie mit konstanter Rate liefert. Wie das Herz einer Schönheit neigt er, wenn nicht zum Verrat, dann zur Veränderung.
Scheiben und Katastrophen
Um die reichen Möglichkeiten von Akkretionsscheiben zu veranschaulichen, betrachten wir eine umfangreiche Klasse von Weltraumobjekten, die unter dem gemeinsamen Namen "katastrophale Variablen" vereint sind. Dies sind enge Doppelsternsysteme, die aus einem Hauptreihenstern (normalerweise der leichteste, aber manchmal ein roter Riese) und einem Weißen Zwerg bestehen. Sie manifestieren sich als hochinstabile Strahlung (daher der Name), was größtenteils auf das Vorhandensein einer Akkretionsscheibe zurückzuführen ist.
Antimaterie-Generatoren
Die Akkretionsscheibe muss überhaupt nicht flach sein. Neuere theoretische Studien haben gezeigt, dass während der Abkühlungsphase die Materiedichte im Zentrum der Scheibe so stark sinken kann, dass die Teilchen sich fast nicht mehr wahrnehmen. Die Intensität der elektromagnetischen Strahlung nimmt stark ab, Wärme wird nicht mehr abgeführt und die Scheibe erwärmt sich trotz ihrer starken Verdünnung schnell. Der Druck in seinem Zentrum steigt so stark an, dass eine fast kugelförmige Blase entsteht, die mit superheißem Plasma gefüllt ist. Die Temperatur dieses Plasmas kann die Grenze überschreiten, ab der Elektron-Positron-Paare entstehen, und die aufgequollene innere Zone der Scheibe wird zu einer Quelle von Antimaterie. Theoretiker glauben, dass solche Prozesse normalerweise in der Nähe von Schwarzen Löchern stattfinden, insbesondere von supermassereichen. Der Großteil der thermischen Energie wird direkt vom Loch selbst absorbiert, während der Rest in Form von harter Röntgen- und Gammastrahlung emittiert wird.
Praktisch alle katastrophalen Variablen geben Licht und Wärme nicht nur von den mittleren und zentralen Zonen der Akkretionsscheiben ab, sondern auch von der Region an der Mündung des Roche-Lappens und dem äußeren Rand der Scheibe. Sie nennen es einen Hot Spot – und das aus gutem Grund. Vom Spenderstern kommende Gasteilchen kollidieren in dieser Region mit der Materie der Akkretionsscheibe und heizen diese stark auf. Die Leuchtkraft des Hotspots kann die Leuchtkraft der inneren Zonen der Scheibe übersteigen, obwohl seine Größe viel kleiner ist.
Mehrere Arten von katastrophalen Variablen sind bekannt. Einer von ihnen umfasst klassische neue Sterne (oder einfach neue). In diesen Systemen fällt reichlich Materie aus der Akkretionsscheibe mit etwa tausend Kilometern pro Sekunde auf die Oberfläche des Weißen Zwergs. Dieser Stoff besteht zu über 90 % aus Wasserstoff und kann daher als Brennstoff für thermonukleare Reaktionen dienen. Um sie zu starten, muss sich Wasserstoff auf eine kritische Temperatur von etwa 10 Millionen Grad erwärmen. Da diese Reaktionen intensiv Energie freisetzen, entstehen an der Oberfläche des Weißen Zwergs Stoßwellen, die seine äußere Hülle buchstäblich zum Explodieren bringen und superheißes Plasma in den umgebenden Raum schleudern. Zu diesem Zeitpunkt erhöht sich die Leuchtkraft des Systems um 3–6 Größenordnungen. Am Ende des Blitzes beginnt der Weiße Zwerg, einen neuen Wasserstoffvorrat an der Oberfläche anzusammeln – Treibstoff für die nächste Explosion. Klassische Novae können der Theorie zufolge im Abstand von 10.000 Jahren aufleuchten, was aber noch nicht beobachtet wurde (was nicht verwundert – die Geschichte der Astronomie ist viel kürzer).
Eine andere Art von katastrophalen Variablen sind wiederholte neue. Sie erhöhen die Helligkeit viel bescheidener, maximal tausendmal, aber sie flammen alle 10-100 Jahre auf. Der Mechanismus solcher Ausbrüche ist noch nicht genau bekannt. Es gibt auch Zwergnovae, deren Leuchtkraft sich im Laufe von Wochen oder Monaten nur verzehnfacht. Es ist möglich, dass dies auf Reibungsüberhitzung der Akkretionsscheibe zurückzuführen ist, aber eine solche Erklärung ist nicht ganz allgemein akzeptiert.
Klingle das Schwarze Loch
Die größten Akkretionsscheiben befinden sich in supermassiven Schwarzen Löchern in den Zentren von Galaxien. Die Hauptquelle der Materie für solche Scheiben sind heiße junge Sterne, deren Strahlung aktiv Plasma aus den äußeren Hüllen in den Weltraum schleudert (dieses Phänomen wird als Sternwind bezeichnet). Wie der Astronomieprofessor der University of Michigan, John Miller, gegenüber PM sagte, erwärmen sich diese Scheiben auf etwa die gleiche Temperatur wie die Scheiben um Weiße Zwerge und erzeugen daher hauptsächlich ultraviolette Strahlung. Dies mag seltsam erscheinen, da das Gewicht der Löcher selbst Millionen und Milliarden von Sonnenmassen beträgt. Der springende Punkt ist jedoch: Die Oberfläche einer solchen Scheibe ist so groß, dass sie schnell Wärme abstrahlt - aus dem gleichen Grund wird Tee in einer Untertasse viel schneller k alt als in einer Tasse.
" In den letzten Jahren wurden bedeutende Fortschritte bei der Untersuchung von Teilchenströmen in Akkretionsscheiben gemacht, die Schwarze Löcher verschiedener Kaliber umgeben", sagt Professor Miller. - Die inneren Ränder solcher Scheiben können dem Rand des Schwarzen Lochs so nahe kommen, dass sie in Regionen fallen, in denen die Allgemeine Relativitätstheorie bereits funktioniert. Die Spektralanalyse der von dort ausgehenden Strahlung verspricht viel Interessantes. Die Akkretionsscheibe kann als eine Art Indikator für die Rotation eines Schwarzen Lochs dienen. Die Theorie besagt, dass der innere Rand der Scheibe dem Ereignishorizont eines rotierenden Lochs näher kommen sollte als dem Horizont eines Lochs gleicher Masse ohne Drehimpuls. Es gibt bereits Instrumente, die diesen Effekt und damit die Rotation eines Schwarzen Lochs nachweisen können. Gut möglich, dass dies in naher Zukunft möglich sein wird.“
