Sonnenmaße berechnen?

Vereinfacht gesagt: Das lässt sich aus der Kenntnis der Abläufe in Sternen und aus Kenntnis der Gravitation berechnen. Wir wissen, dass manche Sterne wie die Sonne am Ende ihres Lebens einfach ausglühen, dass größere Sterne zu Neutronensternen kollabieren und die richtig massereichen noch stärker schrumpfen und dann zu einem Schwarzen Loch werden. Da muss man „nur“ noch berechnen, wie viel Masse auf welcher Größe des Raumes konzentriert sein muss, damit die nötige Fluchtgeschwindigkeit schneller als die Lichtgeschwindigkeit sein muss. Soll heißen: Auf jedem Himmelskörper gibt es ja je nach seiner Masse eine entsprechende Geschwindigkeit, die eine Rakete erreichen muss, um den Himmelskörper dauerhaft zu verlassen und nicht durch die Anziehungskraft gleich wieder zu Boden zu fallen. Auf der Erde sind das 11 Kilometer pro Sekunde. Auf einem massereicheren Körper ist es ein entsprechend größeres Tempo. Und auf einem Schwarzen Loch wäre die nötige Fluchtgeschwindigkeit so groß, dass man schneller als das Licht sein müsste – und das geht eben laut Einstein nicht (was inzwischen vielfach bewiesen wurde).

Die Massen von realen Sternen kann man in Doppelsternsystemen über die Größe und Geschwindigkeit der Umlaufbahnen berechnen.

Bei Nicht-Doppelsternen kann man über die Ähnlichkeit (Spektrum, Leuchtkraft) mit vorhandenen Doppelsternen die Masse abschätzen.

Wenn jemand schreibt, dass man drei Sonnenmassen braucht, damit ein schwarzes Loch entsteht, beziehen sich diese 3 SM auf den kollabierenden Kern. Auf diese Masse kommt man durch quantenphysikalische Berechnungen, ohne dafür irgendetwas beobachten zu müssen. Denn ab ca. 3 Sonnenmassen ist ein Neutronenstern nicht mehr stabil.

Der ursprüngliche Stern muss dafür wesentlich schwerer gewesen sein, da der größere Teil des Sternes bei der Supernova-Explosion ins Weltall geblasen worden ist.

Quelle: Harry Lesch & Co.