Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Entstehungsbedingungen für die nächsten Sterngenerationen.
    Verschiedene Simulationen von solchen Supernovaexplosionen haben gezeigt, dass bei Sternen von etwa 25 bis 140 Sonnenmassen die inneren Teile der Sternhülle von der Schockwelle nicht weit genug ins All geschleudert werden, um das interstellare Medium mit den neuen Metallen anzureichern. Deswegen stürzt diese Materie nach kurzer Zeit wieder auf das Zentrum zurück. Da sich während der Explosion dort ein Schwarzes Loch gebildet hat, fällt die Materie also direkt in das Schwarze Loch und wird dem Materiekreislauf und somit der chemischen Entwicklung entzogen.
    Sterne mit Massen zwischen 140 und 260 Sonnenmassen explodieren angeblich in noch energiereicheren Explosionen, den sogenannten Paar-Instabilitäts-Supernovae, bei der riesige Mengen von Elektronen und Positronen aus der Bestrahlung von Atomkernen mit Gammastrahlung im Kern des Sterns entstehen. Der dadurch entstehende Druckverlust führt zusammen mit der enormen Masse und Temperatur des Sterns dazu, dass die letzten Brennphasen eines solchen Sterns besonders schnell ablaufen. So kommt es nicht zu einem Kern-Kollaps, sondern zu einer unkontrollierten Kernfusion, die in einer Explosion des Sterns endet. Dieses Ereignis ist so extrem, dass sich dabei kein kompakter Überrest wie z.B. ein Schwarzes Loch bilden kann. Der Stern wird stattdessen vollständig zerrissen. Diese theoretisch vorhergesagte Art von Supernova soll zu einer enormen Metallanreicherung des interstellaren Mediums in der Umgebung der Explosion führen. Der spezielle Explosionsmechanismus hat aber zur Folge, dass keine Elemente schwerer als Zink hergestellt werden können. Weiterhin werden die leichteren Elemente in anderen Verhältnissen synthetisiert als in den normalen Kern-Kollaps-Supernovaexplosionen der Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen.
    Schließlich soll es noch Sterne mit mehr als 260 Sonnenmassen gegeben haben. Diese super-massereichen Giganten sind so schwer, dass der ganze Stern bei seiner Explosion komplett in ein Schwarzes Loch zusammenstürzt und keinerlei Metalle an das ihn umgebende Medium abgibt. Diese Objekte tragen deswegen auch nicht zur chemischen Entwicklung bei, falls sie jemals existierten.
    Da es ungewiss ist, welche Massenverteilung den ersten Sternen zugrunde lag, ist es sehr schwierig abzuschätzen, welche Mengen von den Metallen synthetisiert und welche Anteile davon tatsächlich in das interstellare Medium gelangten oder stattdessen in einem Schwarzen Loch verschwanden. Diese Frage ist Gegenstand der aktuellen Forschung. Aufwendige Modelle zur Elementnukleosynthese in Kern-Kollaps-Supernovae von Population-III-Sternen liefern nur ungefähre Antworten, denn diese Vorgänge sind ungeheuer komplex und somit eine Herausforderung nicht nur für unser Verständnis der Nukleosynthese und der Supernovaexplosionen, sondern auch für die Computerressourcen, mit denen diese Modelle gerechnet werden müssen. Darüber hinaus sind die Details des Explosionsmechanismus sehr schwierig zu modellieren und müssen deswegen approximiert werden. Dennoch haben Vergleiche der Elementhäufigkeiten der Supernovaexplosionen mit denen der metallärmsten Sterne schon zu vielen wichtigen Erkenntnissen geführt. Einige Beispiele werden in Kapitel 9.3 weiter ausgeführt.
    Die starke UV-Strahlung der ersten Sterne hatte zur Folge, dass das primordiale Gas teilweise ionisiert wurde. So bildete sich das Molekül HD, welches aus einem Wasserstoff- und einem Deuteriumatom besteht. HD kann Gas weiter bis auf etwa 50–100 Grad Kelvin abkühlen. Aufgrund dieser nun zusätzlichen Kühlung gab es wahrscheinlich eine zweite Generation von potentiell metallfreien Sternen, die aber im Gegensatz zur ersten deutlich masseärmer war. Man nimmt an, dass nun erstmals Sterne mit »nur« 10 Sonnenmassen im Universum aufleuchteten. Massearme Sterne mit weniger als einer Sonnenmasse konnten aber noch immer nicht gebildet werden. Wenn nicht schon die Sterne der ersten Generation, so synthetisierten die Mitglieder dieser zweiten Generation jede Menge an Metallen, die bei zahlreichen Kern-Kollaps-Supernovae an das interstellare Gas abgegeben wurden. Spätestens jetzt war das Universum ein für alle Mal mit schweren Elmenten »verschmutzt«, und es gab keinen Weg mehr zurück.
    Aus der Existenz alter, metallarmer Sterne mit weniger als einer Sonnenmasse schließen wir, dass sich massearme Sterne sehr bald nach diesen ersten beiden Generationen gebildet haben