Was sind Schwarze Löcher? Teil 3

Endstadien der Sternentwicklung
Sonnenähnliche Sterne stoßen am Lebensende ihre Gashülle ab und legen den aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehenden erdgroßen Kern frei.
Ein Weißer Zwerg entsteht.
Wenn massereichere Sterne am Ende ihrer Existenz zu wenig "Brennstoff" haben, können sie ihr eigenes Gewicht nicht mehr tragen und kollabieren.
In der Regel bildet sich dabei ein stabiler Endzustand, ein Neutronenstern.
Wheeler zeigte, dass die Zustandsgleichung für dichte Materie auch Schwarze Löcher (SL) zulässt. Er glaubte aber nicht an ihre Existenz, nahm vielmehr an, dass der kollabierende Stern soviel Masse abgibt, dass er nicht zu einem SL werden muss.
Aber 1938/39 haben Oppenheimer und Snyder mit der Schwarzschild-Metrik (die Raum-Zeit in der Nähe großer Massen beschreibt) eine Abfolge von statischen immer kompakteren Sternen berechnet:

Die Krümmung der Raum-Zeit nimmt immer stärker zu. Von außen betrachtet nähert sich die Kollapsgeschwindigkeit der 0 an, wenn sich der Radius des Sternes dem Schwarzschildradius annähert:
Solche kollabierenden Sterne nannte  man "Gefrorene Sterne", weil sie für uns sich letztlich unendlich langsam dem Schwarzschildradius nähern.
Für den Stern selbst und auch einen mitbewegten Beobachter läuft der Kollaps aber ganz normal, er dauert etwa 1 Stunde.
Der Name "Schwarzes Loch" für den "Gefrorenen Stern" enstand erst 1967.