Das Handbuch
der Schwarzen Löcher

Ein Astronaut auf der Raumstation schwebt nicht, weil dort oben keine Schwerkraft wäre. Die Erde zieht in 400 Kilometern Höhe immer noch mit etwa neunzig Prozent ihrer Kraft am Boden. Er schwebt aus einem anderen Grund.

Er fällt.

Er fällt die ganze Zeit, mit knapp achtundzwanzigtausend Kilometern pro Stunde, und verfehlt dabei die Erde. Sie krümmt sich unter ihm genau so schnell weg, wie er auf sie zufällt. Das ist alles, was eine Umlaufbahn ist: ein Sturz, der sein Ziel dauerhaft knapp verpasst.

Und jetzt das Entscheidende: Freier Fall fühlt sich nach nichts an. Wer fällt, spürt keine Kraft. Kein Ziehen, kein Drücken, nichts.

Genau da hat Einstein eingehakt. Wenn ein fallender Körper keine Kraft spürt — vielleicht wirkt dann auch keine.

Was wir für Schwerkraft halten, ist nach seiner Deutung keine Kraft, sondern die Form des Raums. Schwere Objekte verbiegen die Raumzeit um sich herum. Eine Bowlingkugel auf einem gespannten Trampolin dellt das Tuch ein. Rollst du eine Murmel daran vorbei, kurvt sie hinein — nicht weil die Kugel an ihr zieht, sondern weil die Fläche, auf der sie rollt, nicht mehr flach ist.

Du fällst also nicht, weil dich jemand zieht. Du folgst der geradesten Linie, die dir in einem verbogenen Raum überhaupt zur Verfügung steht. Dass sie gebogen aussieht, liegt am Raum, nicht an dir.

Was du dagegen sehr wohl spürst, ist der Boden unter deinen Füßen. Der hindert dich am Fallen. Das Gefühl von Schwere ist nicht die Schwerkraft — es ist der Widerstand gegen sie.

Damit ist eine Frage gestellt, die dieses ganze Buch trägt.

Je mehr Masse, desto tiefer die Delle. Ein Stern dellt stärker als ein Planet, ein Stern in Auflösung stärker als ein normaler. Wie tief kann eine Delle werden?

Und was passiert, wenn sie keinen Boden mehr hat?

Die Idee ist älter, als man denkt. Schon 1783 überlegte der englische Geistliche John Michell: Wenn Licht aus Teilchen besteht und Schwerkraft an allem zieht, dann müsste es Sterne geben, die so schwer sind, dass ihr eigenes Licht nicht mehr entkommt. Dunkle Sterne nannte er sie. Die Idee verschwand wieder, weil sich herausstellte, dass Licht Wellen sind und niemand wusste, ob Schwerkraft überhaupt an Wellen zieht.

Hundertdreiunddreißig Jahre später kam sie zurück — diesmal nicht als Vermutung, sondern als Ergebnis einer Rechnung.

Ende 1915 saß Karl Schwarzschild als Soldat an der russischen Front. Er war zweiundvierzig, Direktor des Astrophysikalischen Observatoriums in Potsdam, und hatte sich freiwillig gemeldet. Zwischen Artillerieberechnungen las er Einsteins gerade veröffentlichte Feldgleichungen und tat etwas, das Einstein selbst für unmöglich gehalten hatte: Er löste sie exakt.

Die Frage, die er sich stellte, war die einfachste, die man stellen kann: Wie sieht die Raumzeit um eine kugelrunde Masse aus, die sich nicht dreht?

Er schickte das Ergebnis im Dezember 1915 an Einstein. Der antwortete verblüfft, er hätte nicht erwartet, dass sich das Problem so einfach behandeln lasse. Vier Monate später war Schwarzschild tot — an einer Autoimmunerkrankung, die er sich an der Front zugezogen hatte. Seine Lösung ist bis heute eine der wichtigsten Gleichungen der Physik.

Und in ihr steckt etwas, das er selbst nicht ernst nahm.

Die Lösung enthält eine bestimmte Entfernung vom Mittelpunkt, bei der die Formel etwas Merkwürdiges tut. Diese Entfernung heißt heute Schwarzschild-Radius, und sie hängt allein von der Masse ab. Jedes Objekt hat einen. Auch du.

Für die Erde sind es neun Millimeter.

Das heißt: Würde man die gesamte Erde auf die Größe einer Haselnuss zusammenpressen, wäre sie ein Schwarzes Loch. Sie hätte immer noch dieselbe Masse, der Mond zöge unverändert seine Bahn — aber nichts, was ihr zu nahe käme, würde je wieder herauskommen.

Für die Sonne sind es knapp drei Kilometer. Für einen Menschen etwa ein Hundertmilliardstel des Durchmessers eines Atomkerns.

Genau deshalb hielt Schwarzschild das Ganze für eine mathematische Kuriosität. Kein bekannter Vorgang konnte Materie so weit zusammenquetschen. Dass die Natur genau dafür einen Weg hat, sollte erst zwanzig Jahre später jemand ausrechnen.

Der Ereignishorizont ist die berühmteste Grenze der Physik, und fast alles, was man landläufig über ihn hört, ist falsch.

Fangen wir mit dem an, was er nicht ist. Er ist keine Oberfläche. Da ist nichts. Kein Material, keine Membran, keine Wand. Würdest du hindurchfliegen, gäbe es keinen Ruck, kein Blitzen, kein Signal. Bei einem sehr großen Schwarzen Loch würdest du den Moment nicht einmal bemerken. Du würdest weiterfliegen und dich fragen, wann es endlich so weit ist — und wärst längst drin.

Er ist auch kein Ort, an dem die Physik verrückt spielt. Die Raumzeit ist dort völlig unauffällig gekrümmt, ungefähr so wie überall in der Nähe eines schweren Objekts.

Was ist er dann?

Eine Grenze, die man nur in eine Richtung überqueren kann. Nicht weil dich etwas festhält, sondern weil es dahinter keinen Weg mehr gibt, der nach draußen führt.

Um das zu verstehen, hilft ein Bild, das viele Physiker verwenden: ein Fluss, der auf einen Wasserfall zuläuft. Ein Fisch kann darin in jede Richtung schwimmen, so schnell er will — sagen wir, seine Höchstgeschwindigkeit ist zehn Stundenkilometer. Solange die Strömung langsamer ist als das, kommt er überall hin. An einer bestimmten Stelle erreicht die Strömung aber genau zehn. Und dahinter ist sie schneller.

Ein Fisch hinter dieser Stelle kann immer noch flussaufwärts schwimmen, mit voller Kraft. Er treibt trotzdem rückwärts.

Beim Schwarzen Loch ist der Fisch das Licht, und Licht hat eine Höchstgeschwindigkeit, die nichts übertreffen kann. Der Ereignishorizont ist genau die Stelle, an der die Raumzeit selbst schnell genug einfällt, dass Licht nicht mehr gegenanhalten kann.

Deshalb ist er schwarz. Nicht weil dort etwas Licht verschluckt, sondern weil keines mehr herauskommt.

Und deshalb heißt er Ereignishorizont und nicht einfach Rand. Ein Horizont ist keine Mauer. Es ist die Grenze dessen, was man sehen kann. Was dahinter passiert, sind Ereignisse, von denen dich nie eine Nachricht erreichen wird. Nicht, weil sie nicht stattfinden. Sondern weil es keinen Weg gibt, auf dem die Nachricht zu dir käme.

Der Name kam übrigens spät. Bis in die Sechzigerjahre sprach man vom eingefrorenen Stern, weil von außen betrachtet genau das passiert — dazu Kapitel 5. Erst 1967 setzte sich der Begriff durch, den heute jeder kennt: Schwarzes Loch.

Was dich in einem Schwarzen Loch umbringt, ist nicht die Schwerkraft. Es ist der Unterschied.

Stell dir vor, du fällst mit den Füßen voran hinein. Deine Füße sind dem Zentrum näher als dein Kopf — vielleicht anderthalb Meter. Auf der Erde macht dieser Unterschied nichts aus. In der Nähe eines Schwarzen Lochs ist er alles.

Die Schwerkraft an deinen Füßen ist stärker als die an deinem Kopf. Deine Füße werden also schneller nach unten gezogen als dein Kopf. Und weil dein Körper zusammenhält, entsteht Zug. Erst ein Ziehen, dann ein Schmerz, dann reißt du.

Gleichzeitig passiert etwas Zweites, das man leicht übersieht: Deine Schultern fallen nicht parallel nach unten, sondern beide zum Mittelpunkt hin. Sie kommen einander näher. Du wirst in die Länge gezogen und zugleich seitlich zusammengedrückt.

Stephen Hawking hat für diesen Vorgang ein Wort geprägt, das absurd klingt, aber offiziell in der Fachliteratur steht: Spaghettifizierung.

Und jetzt kommt der Teil, den fast niemand erwartet.

Je größer das Schwarze Loch, desto harmloser der Sturz.

Das klingt verkehrt herum, ist aber genau richtig. Der Grund liegt darin, dass die Gezeitenkräfte mit der dritten Potenz des Abstands abnehmen — sie werden also extrem schnell schwächer, wenn man weiter weg ist. Und ein sehr schweres Schwarzes Loch hat einen sehr großen Horizont. Du bist beim Überqueren also weit vom Zentrum entfernt, und dort ist der Unterschied zwischen Kopf und Füßen noch winzig.

Bei einem Schwarzen Loch von zehn Sonnenmassen wärst du zerrissen, lange bevor du den Horizont erreichst. Bei Sagittarius A*, dem Loch im Zentrum unserer Galaxie, würdest du den Horizont vollkommen unbeschadet passieren. Du würdest nichts merken.

Das heißt aber nicht, dass du davonkommst. Es heißt nur, dass die Zerreißprobe später stattfindet — nämlich weiter innen, auf dem Weg zum Zentrum.

Und wie lange hast du dann noch? Auch das hängt an der Masse, und die Zahlen sind erstaunlich handfest. Bei einem Loch von zehn Sonnenmassen bleibt dir nach dem Horizont etwa eine Zehntelmillisekunde. Bei Sagittarius A* rund eine Minute. Bei dem Riesen im Zentrum von M87 wären es etwa achtundzwanzig Stunden.

Ein Tag also. Zeit genug, sich umzuschauen. Nur nicht, um umzudrehen.

Zwei Menschen erleben denselben Sturz in ein Schwarzes Loch. Sie erzählen anschließend zwei Geschichten, die sich vollständig widersprechen. Und beide haben recht.

Nennen wir sie Anna und Ben. Anna springt. Ben bleibt in sicherer Entfernung und schaut zu. Anna hat eine Uhr dabei und eine blaue Lampe, die einmal pro Sekunde blinkt.

Annas Geschichte. Sie fällt. Es geht schnell, und es passiert nichts Besonderes. Ihre Uhr läuft völlig normal — Uhren tun das immer, für den, der sie bei sich trägt. Sie überquert den Horizont, ohne etwas zu bemerken, und ist kurz darauf im Zentrum. Die ganze Sache dauert für sie eine überschaubare Zeitspanne.

Bens Geschichte. Er sieht Anna fallen, und je näher sie dem Horizont kommt, desto langsamer wird sie. Die Blinkabstände ihrer Lampe werden länger: eine Sekunde, zwei, fünf, dreißig. Das Licht verfärbt sich von Blau über Orange nach Rot und dann ins Unsichtbare. Anna wird immer langsamer und kommt am Horizont zum Stillstand.

Sie überquert ihn nie. Nicht für Ben. Er könnte eine Million Jahre warten, und sie wäre immer noch da, unendlich verlangsamt, unendlich gerötet, ein für alle Zeit eingefrorenes Bild.

Genau deshalb nannten sowjetische Physiker diese Objekte lange Zeit eingefrorene Sterne. Von außen sieht ein kollabierender Stern nicht so aus, als würde er verschwinden. Er sieht aus, als würde er anhalten.

Und hier muss man ehrlich sein, denn diese Geschichte wird meistens zu schön erzählt.

Anna friert nicht als sichtbares Bild ein. Sie wird dunkel. Mit jeder Sekunde erreichen weniger Photonen Bens Auge, und zwar nicht allmählich weniger, sondern rasend schnell weniger. Wie schnell, hängt von der Größe des Lochs ab — bei einem stellaren Schwarzen Loch ist Anna nach wenigen Hunderststel Sekunden nicht mehr zu sehen. Das eingefrorene Bild ist theoretisch für immer da. Praktisch ist es nach einem Wimpernschlag zu dunkel für jedes Teleskop der Welt.

Bleibt die Frage, die sich jetzt aufdrängt: Wer hat denn nun recht?

Beide. Es gibt keine übergeordnete Uhr, an der man nachschauen könnte, was wirklich passiert ist. Zeit ist kein Fluss, in dem alle mitschwimmen. Sie ist etwas, das jeder Beobachter für sich hat, und die Beziehung zwischen zwei solchen Zeiten hängt davon ab, wo und wie schnell die Beobachter sich bewegen.

Anna ist drin. Für Ben ist sie nie angekommen. Das ist kein Widerspruch — es sind zwei Beschreibungen, die beide vollständig und richtig sind.

Dieses Kapitel handelt von der einzigen Stelle in diesem Buch, an der die Physik keine Antwort hat. Nicht noch keine. Keine.

Fangen wir mit dem an, was die Gleichungen sagen. Folgt man der Schwarzschild-Lösung nach innen, wird die Krümmung der Raumzeit immer stärker. Und im Zentrum wird sie unendlich. Nicht sehr groß — unendlich.

Unendlich ist in der Physik kein Ergebnis. Es ist eine Fehlermeldung. Wenn eine Rechnung unendlich liefert, bedeutet das in aller Regel, dass man die Theorie über ihren Gültigkeitsbereich hinaus benutzt hat.

Genau das ist hier der Fall. Die Allgemeine Relativitätstheorie beschreibt Raumzeit als glatte, stetige Fläche. Im Zentrum eines Schwarzen Lochs wird die Materie aber auf einen Bereich zusammengedrückt, in dem die Quantenphysik längst das Sagen hat — und die kennt keine glatten Flächen. Wir benutzen hier eine Theorie an einem Ort, für den sie nicht gemacht ist. Wir wissen es. Wir haben nur nichts Besseres.

Bevor wir aber zu bequem werden, sollte man wissen, dass ein Ausweg schon geprüft und verworfen wurde.

Lange hoffte man, die Singularität sei ein Artefakt der Annahmen. Schwarzschild hatte ja eine perfekte Kugel angenommen, die sich nicht dreht. Echte Sterne sind niemals perfekt rund. Vielleicht, so die Hoffnung, würde die Materie beim Kollaps ein wenig aneinander vorbeischrammen, herumwirbeln und einen kleinen, dichten Klumpen bilden statt eines Punktes.

1965 zeigte Roger Penrose, dass diese Hoffnung nicht trägt. Sobald der Kollaps weit genug fortgeschritten ist, entsteht zwangsläufig eine Singularität — egal wie unregelmäßig, egal wie schief, egal wie rotierend der Stern war. Für diesen Beweis bekam er 2020 den Nobelpreis. Er ist über sechzig Jahre alt und noch immer nicht widerlegt.

Bleibt eine letzte Frage, und die ist beunruhigender, als sie klingt: Warum sehen wir das nicht?

Weil jede Singularität, die wir kennen, hinter einem Horizont liegt. Was dort passiert, kann uns nicht erreichen. Penrose hat daraus eine Vermutung gemacht, die kosmische Zensur heißt: Die Natur versteckt ihre Singularitäten immer.

Bewiesen ist das nicht. Und wenn es nicht stimmt, gäbe es irgendwo da draußen eine nackte Singularität — eine Stelle, an der die Physik zusammenbricht und man ihr dabei zusehen kann. Von dort könnte alles Mögliche herauskommen, ohne dass irgendeine Gleichung vorhersagt, was.

Man sollte sich klarmachen, was das bedeutet. Es geht hier nicht darum, dass eine bestimmte Rechnung schwierig ist. Es geht darum, dass es einen Ort im Universum gibt, an dem unsere beste Theorie nichts mehr sagt — und wir haben keine zweite.

Alles im Universum dreht sich. Planeten, Sterne, ganze Galaxien. Ein Stern, der zu einem Schwarzen Loch kollabiert, dreht sich beim Zusammenfallen sogar immer schneller — aus demselben Grund, aus dem eine Eiskunstläuferin schneller kreiselt, wenn sie die Arme anlegt.

Damit hat Schwarzschilds Lösung ein Problem. Sie setzt voraus, dass sich nichts dreht. Sie beschreibt also ein Objekt, das es in der Natur mit ziemlicher Sicherheit nirgends gibt.

Die rotierende Fassung zu finden, dauerte siebenundvierzig Jahre. Erst 1963 gelang sie dem neuseeländischen Mathematiker Roy Kerr, und sie ist um ein Vielfaches komplizierter. Schwarzschild hatte seine Lösung an der Front nebenbei gefunden. An Kerrs Lösung hatte sich eine Generation von Physikern die Zähne ausgebissen.

Was Rotation ändert, lässt sich in einem Bild fassen: Ein rotierendes Schwarzes Loch reißt den Raum um sich herum mit.

Nicht die Dinge im Raum. Den Raum.

Stell dir Honig in einem Glas vor und darin einen Löffel, den du drehst. Der Honig in der Nähe dreht sich mit — nicht weil der Löffel ihn berührt, sondern weil er zäh ist. Bei einem rotierenden Schwarzen Loch ist die Raumzeit der Honig. Sie wird in Drehrichtung mitgeschleppt.

Und daraus folgt etwas Merkwürdiges. Es gibt einen Bereich außerhalb des Horizonts, in dem die Raumzeit so schnell mitgerissen wird, dass nichts mehr stillstehen kann. Du könntest deine Triebwerke auf volle Leistung stellen und in die Gegenrichtung schieben — du würdest trotzdem mitrotieren. Nicht, weil du gezogen wirst, sondern weil es dort keinen Zustand des Stillstehens mehr gibt.

Dieser Bereich heißt Ergosphäre. Er liegt außerhalb des Horizonts, das heißt: Du kannst hinein und wieder heraus. Du bist nicht gefangen. Du kannst nur nicht anhalten.

Der Name kommt vom griechischen Wort für Arbeit, und der ist gut gewählt. 1969 zeigte Roger Penrose, dass man aus dieser Zone Energie herausholen kann. Der Trick geht so: Du fliegst mit einem Gegenstand in die Ergosphäre und wirfst ihn dort in einer bestimmten Richtung weg. Der Gegenstand fällt ins Loch. Du fliegst hinaus — mit mehr Energie, als du mitgebracht hast.

Das ist keine Zauberei und kein Perpetuum mobile. Die Energie kommt aus der Rotation des Schwarzen Lochs, das dadurch minimal langsamer wird. Rechnet man aus, wie viel man auf diese Weise maximal herausholen könnte, kommt man auf gut neunundzwanzig Prozent der Gesamtmasse.

Zum Vergleich: Kernspaltung setzt etwa ein Zehntel Prozent frei. Ein rotierendes Schwarzes Loch ist der größte Energiespeicher, den die Physik kennt. Und wie man später sehen wird, nutzt das Universum diesen Speicher tatsächlich.

Nimm einen Stern und lass ihn zu einem Schwarzen Loch kollabieren. Nimm dann einen Berg Kohle derselben Masse und tu dasselbe. Nimm zuletzt einen Elefanten, ein Klavier und eine unvorstellbare Menge Wasser, alles zusammen wieder dieselbe Masse.

Du bekommst dreimal exakt dasselbe Schwarze Loch. Nicht ähnlich. Identisch. Es gibt kein Experiment im Universum, mit dem sich herausfinden ließe, woraus welches gemacht wurde.

John Wheeler brachte das auf eine Formel, die hängen blieb: Schwarze Löcher haben keine Haare.

Gemeint ist damit, dass ihnen jedes Merkmal fehlt, an dem man sie unterscheiden könnte. Ein Stern hat Haare, und zwar reichlich: Temperatur, chemische Zusammensetzung, Magnetfeld, Flecken auf der Oberfläche, Alter, Herkunft. Ein Schwarzes Loch hat davon nichts.

Es hat genau drei Eigenschaften. Masse. Drehimpuls. Elektrische Ladung.

Das war's. Drei Zahlen, und du weißt alles über das Objekt, was es zu wissen gibt. In der Praxis sind es sogar nur zwei, denn ein geladenes Schwarzes Loch zieht sofort entgegengesetzt geladene Materie an und wird binnen kürzester Zeit neutral. Ladung kommt in der Natur also nicht vor.

Zwei Zahlen. Das ist alles.

Ein Mensch besteht aus ungefähr 10²⁷ Atomen, jedes an einem bestimmten Ort, jedes mit einer Geschichte. Beim Fall in ein Schwarzes Loch bleiben davon zwei Zahlen übrig — und beide waren vorher schon bekannt.

Das ist das vollständigste Vergessen, das die Natur kennt.

Es ist außerdem der Grund, warum dieses Buch in Kapitel 16 mit einem ungelösten Problem endet. Denn die Quantenphysik behauptet das genaue Gegenteil: Information kann nicht verschwinden. Sie kann verwischt, verstreut und praktisch unauffindbar werden — aber sie kann nicht aufhören zu existieren.

Zwei Theorien, zwei klare Aussagen, direkter Widerspruch. Halte das im Hinterkopf. Wir kommen darauf zurück.

Ein Stern ist ein Gleichgewicht. Nichts weiter. Die Schwerkraft zieht seine Masse nach innen, der Druck aus dem Inneren drückt nach außen, und solange sich beides die Waage hält, bleibt er, was er ist.

Der Druck kommt aus der Kernfusion. Im Kern verschmelzen Wasserstoffkerne zu Helium, später Helium zu Kohlenstoff, und so weiter. Jede dieser Reaktionen setzt Energie frei, und diese Energie hält den Stern offen wie die Luft einen Ballon.

Das funktioniert, solange es Brennstoff gibt. Und irgendwann gibt es keinen mehr.

Beim Eisen ist Schluss. Eisen zu verschmelzen kostet mehr Energie, als es liefert — der Ofen geht nicht nur aus, er würde beim Weiterbrennen Energie schlucken. In diesem Moment fällt der Druck weg, und die Schwerkraft, die nie eine Pause gemacht hat, gewinnt.

Was dann passiert, hängt an einer einzigen Größe: der Masse.

Bei leichten Sternen stoppt der Kollaps früh. Es gibt nämlich noch einen zweiten Druck, der nichts mit Wärme zu tun hat. Die Quantenphysik verbietet Elektronen, sich denselben Zustand zu teilen — und dieses Verbot allein wehrt sich gegen jede weitere Verdichtung. Der Stern wird zu einem Weißen Zwerg, etwa erdgroß, aber mit der Masse der Sonne.

1930 rechnete ein neunzehnjähriger Inder namens Subrahmanyan Chandrasekhar auf der Schiffspassage von Madras nach England aus, wie stark dieser Druck maximal sein kann. Sein Ergebnis: Ab etwa der anderthalbfachen Sonnenmasse reicht er nicht mehr. Darüber kollabiert der Stern weiter.

Der berühmteste Astrophysiker seiner Zeit, Arthur Eddington, zerriss diese Rechnung 1935 öffentlich vor der Royal Astronomical Society. Er hielt das Ergebnis für absurd — es müsse ein Naturgesetz geben, das so etwas verhindert. Chandrasekhar war fassungslos und wechselte das Fachgebiet.

Er hatte recht. 1983 bekam er den Nobelpreis dafür.

Reicht der Elektronendruck nicht, wird es enger. Elektronen und Protonen werden zu Neutronen zusammengepresst, und diese leisten denselben Widerstand — nur stärker. Übrig bleibt ein Neutronenstern: die Masse zweier Sonnen in einer Kugel von zwanzig Kilometern Durchmesser. Ein Teelöffel davon wöge auf der Erde etwa so viel wie ein Berg.

Und auch dieser Druck hat eine Grenze. Sie liegt bei ungefähr zwei bis drei Sonnenmassen. Darüber hilft nichts mehr.

Kein bekannter Druck. Keine bekannte Kraft. Nichts, was den Fall noch aufhalten könnte.

Der Kern fällt in sich zusammen, und diesmal hört er nicht auf.

Berechnet hat das zuerst Robert Oppenheimer mit seinem Studenten Hartland Snyder. Ihre Arbeit über den unaufhaltsamen Gravitationskollaps erschien am 1. September 1939 — dem Tag, an dem der Zweite Weltkrieg begann. Sie ging in den Ereignissen unter, und Oppenheimer wandte sich anderem zu.

Fangen wir mit einer Zahl an, die fast niemand glaubt, wenn er sie zum ersten Mal hört.

Ein supermassives Schwarzes Loch ist weniger dicht als Luft.

Das klingt nach einem Rechenfehler, ist aber eine direkte Folge der Formel aus Kapitel 2. Der Horizont wächst proportional zur Masse — verdopple die Masse, und der Radius verdoppelt sich. Das Volumen wächst aber mit der dritten Potenz des Radius. Doppelte Masse in achtfachem Volumen bedeutet: Die mittlere Dichte fällt.

Bei einem Schwarzen Loch von Sonnenmasse liegt sie noch bei unvorstellbaren 10¹⁹ Kilogramm pro Kubikmeter. Bei hundert Millionen Sonnenmassen ist sie etwa so hoch wie die von Wasser. Und bei M87*, dem Riesen mit sechseinhalb Milliarden Sonnenmassen, liegt sie unter der von Luft auf Meereshöhe.

Man könnte den Horizont eines solchen Lochs durchqueren, ohne dass sich die Umgebung in irgendeiner Weise dicht anfühlt. Da ist fast nichts. Und trotzdem kommt man nie wieder heraus.

Das ist der Punkt, an dem man das Bild vom zusammengepressten Klumpen aufgeben sollte. Ein Schwarzes Loch ist keine besonders dichte Substanz. Es ist eine Region, aus der es keinen Weg hinaus gibt. Das ist etwas völlig anderes.

Es gibt zwei Größenklassen, die wir gut kennen, und eine dazwischen, die uns bis vor Kurzem fehlte.

Stellare Schwarze Löcher entstehen aus einzelnen Sternen, wie in Kapitel 9 beschrieben. Sie wiegen zwischen drei und einigen Dutzend Sonnenmassen. Ihr Horizont hat einen Radius von wenigen bis wenigen Dutzend Kilometern — ein Objekt von der Größe einer Stadt mit der Masse mehrerer Sonnen.

Supermassive Schwarze Löcher sitzen im Zentrum fast jeder Galaxie. In unserer heißt es Sagittarius A* und wiegt 4,3 Millionen Sonnenmassen. Sein Horizont hätte etwa ein Fünftel des Radius der Merkurbahn. M87* im Zentrum der Galaxie M87 wiegt sechseinhalb Milliarden Sonnenmassen; sein Horizont ist größer als unser gesamtes Sonnensystem.

Dass Sagittarius A* existiert, wissen wir nicht, weil wir es gesehen hätten. Wir haben Sterne beobachtet, die etwas umkreisen, das man nicht sieht. Einer davon, S2, braucht sechzehn Jahre für einen Umlauf und rast im nächsten Punkt seiner Bahn mit fast drei Prozent der Lichtgeschwindigkeit vorbei. Aus seiner Bahn folgt die Masse des Zentralobjekts — und die passt in keinen Stern und in keinen Sternhaufen. Reinhard Genzel und Andrea Ghez bekamen dafür 2020 den Nobelpreis.

Und die Klasse dazwischen? Die fehlte lange auffällig. Zwischen hundert und hunderttausend Sonnenmassen fand man fast nichts, obwohl es Objekte dieser Größe geben müsste. 2019 registrierten die Gravitationswellendetektoren dann eine Verschmelzung, deren Ergebnis rund hundertvierzig Sonnenmassen wog. Das war der erste eindeutige Fund in dieser Lücke.

Die schwierigste offene Frage steckt aber woanders. Wir kennen supermassive Schwarze Löcher, die schon existierten, als das Universum weniger als eine Milliarde Jahre alt war. Für ihr Wachstum aus stellaren Schwarzen Löchern war schlicht keine Zeit. Wie sie so schnell so groß wurden, weiß niemand.

Schwarze Löcher sind die hellsten Objekte im Universum.

Das ist kein Widerspruch zu ihrem Namen, sondern eine Folge davon. Das Loch selbst leuchtet nicht. Aber alles, was hineinfällt, tut es — und zwar heller als alles andere, was die Natur zu bieten hat.

Der Grund liegt in einer Zahl aus Kapitel 3. Fällt Materie auf ein Schwarzes Loch, lassen sich bis zu sechs Prozent ihrer Ruheenergie in Strahlung verwandeln, bei starker Rotation sogar über vierzig. Kernfusion, die Energiequelle aller Sterne, schafft null Komma sieben Prozent.

Ein Schwarzes Loch ist also ein etwa fünfzig bis sechzigmal besserer Energiewandler als eine Sonne. Nichts anderes im Universum kommt in diese Nähe.

Bevor Materie hineinfällt, passiert allerdings etwas anderes. Sie fällt nämlich nicht einfach hinein.

Alles, was aus der Ferne kommt, hat einen Drehimpuls — es fliegt nie exakt auf das Zentrum zu, sondern immer ein bisschen daneben. Und Drehimpuls lässt sich nicht einfach loswerden. Statt hineinzustürzen, gerät die Materie also in eine Umlaufbahn und flacht dabei zu einer Scheibe ab, so wie Pizzateig unter kreisenden Händen.

In dieser Akkretionsscheibe reibt sich alles aneinander. Innere Ringe kreisen schneller als äußere, sie scheren gegeneinander, und diese Reibung erhitzt das Gas. Nach innen hin wird es immer heißer: außen ein paar tausend Grad, innen mehrere Millionen. Bei dieser Temperatur strahlt Materie nicht mehr sichtbar, sondern im Röntgenbereich.

Das ist der Grund, warum die meisten Schwarzen Löcher überhaupt gefunden wurden. Nicht weil man sie sah — sondern weil an einer Stelle des Himmels Röntgenstrahlung herkam, wo optisch nichts war.

Es gibt allerdings eine Obergrenze für diese Helligkeit, und sie ist selbstregulierend. Strahlung übt Druck aus. Wird die Scheibe zu hell, drückt ihr eigenes Licht das nachströmende Gas weg, und die Zufuhr versiegt. Diese Grenze heißt Eddington-Leuchtkraft und hängt allein von der Masse ab.

Quasare sind supermassive Schwarze Löcher, die an dieser Grenze fressen. Ein einzelner davon kann heller strahlen als seine gesamte Galaxie mit hundert Milliarden Sternen. Der erste, den man verstand, war 3C 273 im Jahr 1963 — man hielt ihn zuvor für einen unauffälligen Stern, bis Maarten Schmidt bemerkte, dass er zwei Milliarden Lichtjahre entfernt war und trotzdem so hell wie ein naher Stern erschien.

Und dann sind da noch die Jets.

Aus den Polen mancher Schwarzer Löcher schießen zwei dünne Strahlen aus Materie heraus, die sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen. Der Jet von M87 ist rund fünftausend Lichtjahre lang — er reicht quer durch den inneren Teil der Galaxie und ist auf Fotos deutlich zu sehen.

Woher die Energie dafür kommt, hat 1977 Roger Blandford mit Roman Znajek erklärt, und die Antwort schließt an Kapitel 7 an: aus der Rotation. Magnetfeldlinien, die im rotierenden Raum um das Loch verankert sind, werden mitgerissen und aufgewickelt wie ein Gummiband. Diese aufgewickelte Spannung schleudert Materie entlang der Drehachse hinaus.

Das ist der Penrose-Prozess in groß und in echt. Ein Schwarzes Loch, das einen Jet betreibt, bremst dabei seine eigene Rotation ab — es zahlt aus einem Konto, das es beim Kollaps eröffnet hat.

Am 14. September 2015, um 11:50 Uhr mitteleuropäischer Sommerzeit, wurde die Erde für den Bruchteil einer Sekunde ein Stück länger und wieder kürzer.

Nicht metaphorisch. Der Raum selbst wurde gedehnt und gestaucht, und zwei Detektoren in den Vereinigten Staaten haben es gemessen.

Was da ankam, war eine Milliarde und dreihundert Millionen Jahre unterwegs gewesen. Damals, als auf der Erde gerade die ersten mehrzelligen Lebewesen entstanden, umkreisten sich in einer fernen Galaxie zwei Schwarze Löcher von sechsunddreißig und neunundzwanzig Sonnenmassen. Sie kamen sich dabei immer näher, wurden immer schneller, und in den letzten Sekundenbruchteilen rasten sie mit halber Lichtgeschwindigkeit umeinander, bevor sie verschmolzen.

Das Ergebnis wog zweiundsechzig Sonnenmassen. Sechsunddreißig plus neunundzwanzig sind aber fünfundsechzig.

Drei Sonnenmassen fehlen. Sie wurden in Wellen umgesetzt — in reine Schwingung der Raumzeit. Für den Bruchteil einer Sekunde strahlte dieses Ereignis mehr Leistung ab als sämtliche Sterne im sichtbaren Universum zusammen. Und man hätte nichts davon gesehen, denn Gravitationswellen sind kein Licht.

Wie misst man so etwas? Die Dehnung, die 2015 auf der Erde ankam, betrug etwa ein Tausendstel des Durchmessers eines Protons, verteilt auf vier Kilometer Messstrecke. Die Detektoren schaffen das, indem sie Laserstrahlen durch zwei senkrecht zueinander stehende Röhren schicken und vergleichen, ob eine minimal länger geworden ist als die andere.

Zwei Anlagen, dreitausend Kilometer voneinander entfernt, maßen dasselbe Signal im Abstand von rund sieben Millisekunden. Licht bräuchte für die Strecke etwa zehn Millisekunden — dass der Abstand kürzer war, verrät, dass die Welle schräg ankam und nicht genau entlang der Linie zwischen beiden Anlagen. Rainer Weiss, Barry Barish und Kip Thorne bekamen dafür 2017 den Nobelpreis. Derselbe Kip Thorne, dessen Wurmloch-Metrik im Nachbarband dieses Kompendiums steht.

Und jetzt das Schönste an der Sache.

Gravitationswellen liegen im hörbaren Frequenzbereich. Das ist kein Effekt und kein Trick — es ist ein Zufall der Physik. Ein verschmelzendes Schwarzes-Loch-Paar schwingt in derselben Tonlage wie ein Männerchor.

Wandelt man das Signal von 2015 in Schall um, hört man ein kurzes, ansteigendes Zwitschern. Physiker nennen es tatsächlich Chirp. Es dauert etwa eine Fünftelsekunde: ein Aufwärtsgleiten von rund fünfunddreißig auf zweihundertfünfzig Hertz, dann ein Knacken, dann Stille.

Das ist der Klang zweier Schwarzer Löcher, die eins werden. Und es ist das erste Mal in der Geschichte, dass die Menschheit dem Universum nicht zugesehen, sondern zugehört hat.

Am 10. April 2019 veröffentlichte eine Gruppe von über zweihundert Forschern ein orangefarbenes, verwaschenes Ringbild. Es sah aus wie ein unscharfer Donut, und es war die erste Aufnahme eines Schwarzen Lochs überhaupt.

Bevor wir uns anschauen, was da zu sehen ist, kurz zu der Frage, wie man etwas fotografiert, das kein Licht aussendet.

Man fotografiert es nicht. Man fotografiert, was es mit dem Licht dahinter macht.

Um ein Schwarzes Loch herum leuchtet die Akkretionsscheibe aus Kapitel 11. Ihr Licht läuft nicht geradeaus, sondern wird von der Krümmung der Raumzeit gebogen. Und zwar so stark, dass etwas passiert, das kein anderes Objekt im Universum zustande bringt: Man sieht die Rückseite.

Licht von der Scheibe hinter dem Loch wird um den Horizont herumgeführt und kommt vorne wieder heraus. Auf dem Bild richtet sich der hintere Teil der Scheibe deshalb über und unter dem Loch auf, als hätte jemand einen Ring genommen und die hintere Hälfte nach oben geklappt. Wer den Film Interstellar gesehen hat, kennt dieses Bild — die Aufnahmen dort wurden von Kip Thornes Gruppe mit denselben Gleichungen gerechnet, die auch dem Modul in diesem Kapitel zugrunde liegen.

In der Mitte bleibt ein dunkler Fleck. Und jetzt kommt der Punkt, den fast alle Berichte falsch darstellen: Dieser Fleck ist nicht der Ereignishorizont.

Er ist größer. Deutlich größer, nämlich etwa zweieinhalbmal so breit. Der Grund ist, dass auch Licht, das den Horizont knapp verfehlt, nicht mehr entkommt — es wird so stark abgelenkt, dass es doch noch hineinspiralt. Der Schatten ist also nicht das Loch selbst, sondern der Bereich, aus dem kein Lichtstrahl mehr den Weg zu uns findet.

Direkt am Rand des Schattens gibt es eine Zone, in der Licht auf einer Kreisbahn um das Loch laufen kann. Ein Photon, das genau richtig einfällt, umrundet das Schwarze Loch einmal, zweimal, hundertmal, bevor es sich entscheidet, ob es hineinfällt oder entkommt. Diese Photonensphäre erzeugt den hellen Ring, den man auf dem Bild sieht.

Und die technische Leistung dahinter ist bemerkenswert. Das Objekt auf dem Bild von 2019, M87*, ist fünfundfünfzig Millionen Lichtjahre entfernt. Es am Himmel aufzulösen entspricht ungefähr der Aufgabe, von Wien aus eine Orange auf dem Mond zu erkennen.

Kein einzelnes Teleskop schafft das. Also schaltete man acht Radioobservatorien auf vier Kontinenten zusammen und machte daraus rechnerisch ein einziges Instrument von der Größe der Erde. Die Datenmenge war so groß, dass sie nicht übertragen werden konnte — sie wurde auf Festplatten geladen und mit dem Flugzeug transportiert.

Drei Jahre später, 2022, folgte das Bild von Sagittarius A*, dem Schwarzen Loch in unserer eigenen Galaxie. Das war schwieriger, obwohl es tausendmal näher ist: Es ist auch tausendmal kleiner, und das Gas umkreist es in Minuten statt in Tagen. Das Bild verändert sich also, während man es aufnimmt — als würde man einen rennenden Hund mit einer Stunde Belichtungszeit fotografieren.

Bis hierher war ein Schwarzes Loch eine Einbahnstraße. Alles hinein, nichts heraus. Genau das steckt im Namen und in jeder Gleichung der vorigen Kapitel.

1974 zeigte Stephen Hawking, dass das nicht stimmt.

Schwarze Löcher leuchten. Sehr schwach, aber sie leuchten. Sie haben eine Temperatur, sie strahlen, und wenn man lange genug wartet, verdampfen sie vollständig.

Die Erklärung, die man überall liest, geht so: Im Vakuum entstehen ständig Teilchenpaare, die sich sofort wieder auslöschen. Direkt am Horizont fällt manchmal eines hinein und das andere entkommt. Das entkommene wird zur Strahlung, das eingefallene rechnet sich als negative Energie und lässt das Loch schrumpfen.

Diese Erklärung stammt von Hawking selbst, aus seinem populären Buch. Man sollte allerdings wissen, dass sie eine Vereinfachung ist, die er später als irreführend bezeichnet hat. Die eigentliche Rechnung hat mit Teilchenpaaren am Horizont wenig zu tun. Sie handelt davon, dass die Frage, was ein Teilchen ist, in gekrümmter Raumzeit keine eindeutige Antwort mehr hat: Was für den einen Beobachter leeres Vakuum ist, ist für einen anderen ein warmes Bad aus Teilchen.

Die Zahlen sind so extrem, dass sie schwer zu fassen sind.

Ein Schwarzes Loch von Sonnenmasse hat eine Temperatur von sechzig Milliardstel Kelvin. Das ist millionenfach kälter als der leere Raum zwischen den Galaxien, der durch die kosmische Hintergrundstrahlung noch auf 2,7 Kelvin geheizt wird.

Und daraus folgt etwas Ernüchterndes: Ein solches Schwarzes Loch verdampft gar nicht. Es nimmt aus der Hintergrundstrahlung mehr Energie auf, als es abgibt. Es wächst. Verdampfen kann es erst, wenn das Universum kälter geworden ist als es selbst — in einigen hundert Milliarden Jahren.

Die Lebensdauer selbst ist dann noch einmal eine andere Größenordnung. Ein Schwarzes Loch von Sonnenmasse bräuchte etwa 10⁶⁷ Jahre zum Verdampfen. Das Universum ist rund 1,4 × 10¹⁰ Jahre alt. Man müsste also ungefähr 10⁵⁷ Universumsalter warten.

Und jetzt die Umkehrung, die alles noch merkwürdiger macht.

Je kleiner ein Schwarzes Loch, desto heißer. Das ist verkehrt herum zu allem, was man von normalen Objekten kennt: Ein schrumpfendes Schwarzes Loch wird nicht kühler, sondern heißer, strahlt dadurch stärker, schrumpft schneller, wird noch heißer. Es ist ein Prozess, der sich selbst beschleunigt.

Am Ende steht kein sanftes Verlöschen, sondern eine Explosion. Die letzte Sekunde eines verdampfenden Schwarzen Lochs setzt etwa so viel Energie frei wie einige Millionen Wasserstoffbomben.

Beobachtet hat das niemand. Für stellare Schwarze Löcher ist es in diesem Universum schlicht zu früh. Man sucht deshalb nach etwas anderem: nach winzigen Schwarzen Löchern, die kurz nach dem Urknall entstanden sein könnten. Ein solches mit der Masse eines Berges hätte heute ungefähr das Ende seiner Lebensdauer erreicht. Gefunden wurde bislang keines.

Dieses Kapitel beginnt mit einer Frage, die ein Doktorand seinem Professor stellte und die niemand für wichtig hielt.

Jacob Bekenstein fragte Anfang der Siebzigerjahre: Was passiert eigentlich mit der Unordnung, wenn man eine Tasse heißen Kaffee in ein Schwarzes Loch wirft?

Um zu verstehen, warum das eine gefährliche Frage ist, braucht man den zweiten Hauptsatz der Thermodynamik. Er besagt, dass die Unordnung — Physiker sagen Entropie — in einem geschlossenen System niemals abnimmt. Eine Tasse zerspringt, aber Scherben setzen sich nicht von selbst wieder zusammen. Wärme fließt vom Heißen zum Kalten, nie umgekehrt. Dieser Satz ist so verlässlich, dass Arthur Eddington schrieb, wer gegen ihn verstoße, dem bleibe nur die tiefste Demütigung.

Und jetzt das Problem. Kaffee hat Entropie. Ein Schwarzes Loch hat nach dem Keine-Haare-Theorem aus Kapitel 8 nur drei Zahlen und damit keine. Wirft man den Kaffee hinein, ist die Entropie weg. Der zweite Hauptsatz wäre verletzt — nicht theoretisch, sondern durch eine Handlung, die jeder ausführen könnte, der ein Schwarzes Loch zur Hand hat.

Bekensteins Lösung war radikal: Dann muss ein Schwarzes Loch eben Entropie haben.

Und er wusste auch, wo sie sitzt. Stephen Hawking hatte kurz zuvor bewiesen, dass die Fläche des Ereignishorizonts niemals kleiner werden kann. Egal was man tut, egal was hineinfällt, egal ob zwei Löcher verschmelzen — die Gesamtfläche wächst.

Genau dasselbe sagt der zweite Hauptsatz über die Entropie.

Zwei Größen, zwei Theorien, dieselbe Regel. Bekenstein schloss daraus, dass es keine zwei Größen sind. Die Entropie eines Schwarzen Lochs ist seine Horizontfläche.

Hawking hielt das zunächst für Unsinn. Denn wer Entropie hat, hat eine Temperatur, und wer eine Temperatur hat, muss strahlen — und Schwarze Löcher strahlen ja nicht. Aus dem Versuch, Bekenstein zu widerlegen, entstand das vorige Kapitel. Hawking bewies stattdessen, dass Schwarze Löcher tatsächlich strahlen, und bestätigte Bekenstein damit gegen die eigene Absicht.

Was dabei herauskam, ist die vielleicht merkwürdigste Formel der Physik.

Die Entropie eines Schwarzen Lochs ist nicht proportional zu seinem Volumen, sondern zu seiner Oberfläche. Und zwar genau ein Viertel der Fläche, gemessen in Planck-Flächen — winzigen Quadraten von 10⁻³⁵ Metern Kantenlänge.

Das ist bei jedem anderen Ding im Universum anders. Wie viel Unordnung in einem Gas steckt, hängt davon ab, wie groß der Behälter ist, nicht wie groß seine Wand. Verdopple das Volumen, verdopple die Entropie.

Bei einem Schwarzen Loch zählt nur die Wand.

Und die Zahlen sind absurd. Ein Schwarzes Loch von Sonnenmasse hat mehr Entropie als die gesamte gewöhnliche Materie des sichtbaren Universums zusammen. Alle Sterne, alles Gas, alle Planeten — weniger als ein einziges kleines Schwarzes Loch.

Daraus hat man einen Gedanken entwickelt, der bis heute nachhallt. Wenn die maximale Informationsmenge in einem Raumbereich nicht von seinem Volumen abhängt, sondern von seiner Oberfläche, dann steckt alles, was in einem Volumen geschehen kann, bereits auf dessen Rand. So wie ein Hologramm ein dreidimensionales Bild auf einer zweidimensionalen Folie speichert.

Man nennt das das holographische Prinzip. Ob es für das ganze Universum gilt, weiß niemand. Dass es für Schwarze Löcher gilt, folgt aus einer Formel, die eine ziemlich einfache Frage über eine Tasse Kaffee beantworten sollte.

1997 schlossen drei Physiker eine Wette ab. Stephen Hawking und Kip Thorne auf der einen Seite, John Preskill auf der anderen. Der Einsatz war eine Enzyklopädie nach Wahl des Gewinners — mit der Begründung, aus einer Enzyklopädie könne man Information nach Belieben wiedergewinnen.

Die Frage, um die es ging, ist die letzte offene dieses Buchs, und sie ergibt sich zwingend aus zwei Kapiteln, die du schon gelesen hast.

Kapitel 8 sagt: Ein Schwarzes Loch hat keine Haare. Es merkt sich nichts. Aus einem Stern und aus einem Klavier derselben Masse wird dasselbe Objekt.

Kapitel 14 sagt: Schwarze Löcher verdampfen. Sie strahlen Hitze ab, werden kleiner und verschwinden am Ende vollständig.

Nimm beides zusammen. Wirf ein Buch in ein Schwarzes Loch. Warte 10⁶⁷ Jahre. Übrig bleibt ein Bad aus Wärmestrahlung, und Wärmestrahlung sieht immer gleich aus — egal ob dort ein Buch, ein Klavier oder ein Stern hineingefallen ist. Der Inhalt des Buches ist nicht versteckt, nicht verstreut, nicht schwer auffindbar. Er ist weg.

Und genau das darf nach der Quantenmechanik nicht passieren.

Man muss dazu wissen, was Physiker mit Information meinen. Nicht Bedeutung, nicht Inhalt. Gemeint ist: Aus dem heutigen Zustand eines Systems lässt sich im Prinzip der gestrige berechnen. Verbrenne ein Buch, und die Information ist noch da — in der Asche, im Rauch, im Licht der Flamme. Praktisch unauffindbar, im Prinzip vollständig vorhanden. Man könnte das Buch aus der Asche zurückrechnen, wenn man alles genau genug messen würde.

Die Quantenmechanik erlaubt keine Ausnahme davon. Es gibt keinen Vorgang, bei dem Information tatsächlich verschwindet.

Bei einem verdampfenden Schwarzen Loch verschwindet sie aber. Zwei Theorien, zwei klare Aussagen, direkter Widerspruch — und diesmal lässt er sich nicht damit abtun, dass eine Theorie außerhalb ihres Gültigkeitsbereichs benutzt wird. Beide sind hier zuständig.

Es sind über die Jahre mehrere Auswege vorgeschlagen worden.

Vielleicht geht die Information tatsächlich verloren, und die Quantenmechanik muss geändert werden. Das war Hawkings ursprüngliche Position.

Vielleicht kommt sie doch heraus, versteckt in feinen Korrelationen der Strahlung, die man bisher übersehen hat.

Vielleicht bleibt am Ende ein winziger Rest übrig, der alles gespeichert hält und nie ganz verdampft.

Vielleicht ist die Frage falsch gestellt. Nach dieser Idee ist die Information für einen Beobachter draußen in der Strahlung und für einen Beobachter drinnen im Loch — und weil sich beide nie treffen können, wird der Widerspruch nie zu einem Widerspruch.

2004 gab Hawking auf. Er erklärte auf einer Konferenz in Dublin, er habe sich geirrt, und überreichte Preskill die vereinbarte Enzyklopädie — ein Baseball-Nachschlagewerk. Kip Thorne weigerte sich mitzuzahlen; er war nicht überzeugt.

Und er hatte insofern recht, als Hawkings Begründung damals viele nicht überzeugte. Die eigentliche Bewegung kam erst später.

Um 2019 fanden mehrere Gruppen einen Weg, die Entropie der abgestrahlten Hitze so zu berechnen, dass sie sich verhält, wie die Quantenmechanik es verlangt: Sie steigt zunächst an und fällt danach wieder auf null, statt immer weiter zu wachsen. Genau dieser Verlauf ist das Kennzeichen dafür, dass Information zurückkommt.

Das ist ein echter Fortschritt und wird als solcher gefeiert. Nur beantwortet es die Frage nicht ganz. Die Rechnung sagt, dass die Information herauskommt. Wie sie herauskommt, sagt sie nicht.

Damit endet dieses Buch, wie schon das über Wurmlöcher: an einer Stelle, an der zwei bewährte Theorien sich widersprechen und niemand weiß, welche nachgeben muss.

Und das ist kein Mangel. Genau hier arbeitet die Physik. Ein Schwarzes Loch ist die einzige Stelle im Universum, an der Gravitation und Quantenmechanik gezwungen sind, sich zu einigen — und ihr Streit darüber ist der beste Hinweis, den wir auf das haben, was danach kommt.