Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Universum
    Während in unserem Leben auf der Erde alles in ständiger Bewegung ist, erscheint uns nach einem Blick auf den Nachthimmel das Gefüge der Sterne statisch und unveränderlich. Der Kosmos steht aber keineswegs still, wenn auch die Zeitskalen, in denen sich die himmlischen Objekte bewegen, nach irdischem Maßstab gigantisch sind.
    Zu Beginn der kosmischen Entwicklung, kurz nach dem Urknall, gab es noch keine Sterne. Das Universum war gänzlich dunkel. Erst allmählich, beginnend etwa einige 100 Millionen Jahre nach dem Urknall, bildeten sich die ersten Sterne – die ersten kosmischen Lichtquellen, die das All nach langer Dunkelheit erhellten. Über die nächsten 500 Millionen Jahre hinweg bildeten sich nach und nach weitere Sterne sowie die ersten größeren Sternsysteme, die die Vorläufer heutiger Galaxien sind. Um die chemischen Häufigkeitsmuster der metallärmsten Sterne interpretieren und aus den Ergebnissen Rückschlüsse auf das frühe Universum mit seinen ersten Sterngenerationen ziehen zu können, müssen wir uns das Leben und Sterben dieser ersten kosmischen Giganten genauer angesehen.

9.1. Die ersten Sterne im Universum
    Unser Wissen über die allerersten Sterne im Universum basiert ausschließlich auf aufwendigen Computersimulationen. Das ist oft unbefriedigend, aber die Lebensdauer der ersten Sterne war so extrem kurz, dass sie schon bald nach ihrer Bildung durch enorme Explosionen wieder erloschen. Diese ersten Objekte kamen und gingen sehr schnell – was sie jeder Art von Beobachtung unzugänglich macht. Selbst mit Weltraumteleskopen ist es nicht möglich, im hochrotverschobenen Universum so weit in die Vergangenheit zu schauen. Dennoch liefern die Computermodelle faszinierende Details über unsere kosmischen Ur-Vorfahren und deren Existenz, so dass wir auch ohne Beobachtungen ein gutes Verständnis für die grundlegenden physikalischen Prozesse haben, die das frühe Universum beherrschten.
    Etwa 300 Millionen Jahre nach dem Urknall bildeten sich diese ersten Objekte aus primordialen Gaswolken von ca. einer Million Sonnenmassen, die sich unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenballten. Das Hauptproblem bei der Sternbildung ist, dass das Gas kühl genug sein muss, um zu verklumpen. Jeder, der schon mal sein Fahrrad aufgepumpt hat, weiß was passiert, wenn man Gas komprimiert: Die Luftpumpe wird warm. Genauso erhitzt sich auch eine kollabierende Gaswolke, wenn sie nicht irgendwie Wärme abgeben kann. Bei der Verdichtung heizt sich die Gaswolke zunächst also auf über 1000 Grad Kelvin auf. Um Klumpen zu bilden, aus denen (Proto-)Sterne entstehen können, muss das Gas aber kühler als etwa 200 Grad Kelvin sein (siehe Kapitel 4).
    Heutzutage ist das Gas, aus dem Sterne entstehen, sehr viel kälter als dieser Grenzwert, nämlich ca. 10 Grad Kelvin. Denn im heutigen Universum kühlt heißes Gas dadurch ab, dass die sich schnell bewegenden Gasatome bei Zusammenstößen angeregt werden, d.h., ein Teil ihrer Bewegungsenergie wird in innere Energie des Atoms umgewandelt. Diese Anregungsenergie wird von den Atomen nach einiger Zeit durch Photonen abgestrahlt. Je schwerer das Element, desto mehr Elektronen besitzt das Atom, desto mehr Möglichkeiten für innere Anregung und Abstrahlung ergeben sich. Im kühleren Gas bilden sich dann Moleküle, bei denen dieser Kühlungsmechanismus aus Stoßanregung und Abstrahlung noch viel effizienter funktioniert.
    Aber im frühen Universum konnten diese niedrigen Temperaturen noch nicht erreicht werden. Grund dafür ist, dass in der primordialen Materie, die aus Wasserstoff und Helium sowie aus Spuren von Lithium bestand, noch keinerlei Metalle oder interstellarer Staub vorhanden waren, die einen Kühlungseffekt auf das Gas hätten ausüben können. Das Wasserstoffatom besitzt nur ein, das Heliumatom nur zwei, das Lithiumatom nur drei Elektronen. Die Möglichkeiten, diese Atome durch Stöße innerlich anzuregen, sind also sehr begrenzt. Die einzige Möglichkeit bestand in der Bildung von ersten Wasserstoffmolekülen, H 2 , aus einzelnen Wasserstoffatomen. Der molekulare Wasserstoff konnte die aufgeheizte Gaswolke in den heißesten inneren Gebieten so immerhin langsam bis auf ca. 200 Grad Kelvin herunterkühlen. Die Kühlung erfolgte dabei durch die Kollisionen von jeweils zwei Wasserstoffatomen und der darauf folgenden Abgabe von energiearmer Infrarotstrahlung.
    Diese Temperatursenkung führte zu einem geringeren Druck innerhalb der primordialen Wolke und damit