Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

von Sternen mit weniger als einer Sonnenmasse beitragen können. Die kritische Menge an Staub ist geringer als die von Kohlenstoff und Sauerstoff im Gas, so dass die Existenz von extrem metallarmen Sternen mit sehr geringen Kohlenstoff- und Stauerstoffhäufigkeiten durchaus anhand dieser Theorie erklärt werden kann.
    Da die metallärmsten Sterne in ihrer äußeren Gashülle die chemischen Fingerabdrücke der ersten Sterne im Universum aufbewahren, können so wertvolle Informationen über die Existenz und die Eigenschaften der ersten Sterne und ihrer Supernovaexplosionen empirisch gewonnen werden. Diese Arbeit ist eine der zentralen Aufgaben der Stellaren Archäologie, denn sie bietet Astronomen eine einzigartige Möglichkeit, die vorherrschenden chemischen und physikalischen Bedingungen in den frühesten Phasen der Sternentstehung zu erforschen. Diese Details können nicht anderweitig, z.B. mit Objekten aus dem hochrotverschobenen Universum, ergründet werden.

9.2. Die Familie der metallarmen Sterne
    Um gezielte wissenschaftliche Fragestellungen zum Ursprung der Elemente, den dafür verantwortlichen Nukleosyntheseprozessen und der chemischen Entwicklung beantworten zu können, müssen detaillierte Häufigkeitsmuster vieler metallarmer Sterne erhältlich sein. Die Häufigkeitsmuster bestehen dabei aus den Verhältnissen der verschiedenen Elemente zueinander, die in einer Häufigkeitsanalyse ermittelt wurden.
    Schauen wir uns also die Hauptgruppen der metallarmen Sterne mit ihren charakteristischen Häufigkeitsmustern etwas genauer an. Während die meisten der metallarmen Sterne ein für Halosterne typisches Häufigkeitsmuster besitzen, zeigen etwa 10% eher ungewöhnliche Muster. Es sind besonders diese Ausnahmen, die uns viele Details über das Leben der ersten Sterne und ihre Supernovaexplosionen lehren. So können z.B. die Masse und die Explosionsenergie der ersten Sterne eingegrenzt werden und Erkenntnisse zur Mischung der neu synthetisierten Elemente im interstellaren Medium gewonnen werden.
    Aber letztlich erzählt jede dieser Gruppen ihre eigene Geschichte und lehrt uns ein anderes, neues Detail über die frühesten Phasen der Elementsynthese und den Ort, wo diese stattgefunden haben könnten. Erst dann können die Ergebnisse vor dem Hintergrund der chemischen Entwicklung mit verschiedenen Simulationen zum Aufbau und zur Entwicklung unserer Galaxie verglichen werden.
    Gewöhnliche metallarme Sterne
    Wie der Name schon andeutet, bilden »normale« metallarme Sterne mit etwa 90% die größte Gruppe. Bei diesen Objekten haben die Metalle ein Häufigkeitsmuster, das dem der Sonne sehr ähnlich ist. Der einzige Unterschied ist, dass die absoluten Häufigkeiten der einzelnen Elemente – entsprechend der Sternmetallizität – sehr viel niedriger als die der Sonne ausfallen. Ein weiteres wichtiges Kennzeichen eines gewöhnlichen metallarmen Halosterns ist eine charakteristische Anreicherung von α-Elementen (Magnesium, Titan, Kalzium) im Vergleich zu Eisen von [α/Fe] ~ 0,4. Dieses Merkmal unterscheidet einen Halostern von anderen Sternen wie z.B. denen der galaktischen Scheibe.
    Diese Gruppe von Sternen beschreibt den groben Verlauf der chemischen Entwicklung der Milchstraße am besten, da ihre Häufigkeiten die Hauptnukleosyntheseprozesse und deren jeweilige Beiträge dazu über längere Zeiträume hinweg widerspiegeln.
    Kohlenstoffreiche Sterne
    Kohlenstoffhäufigkeiten können in fast allen metallarmen Sternen gemessen werden. Die Kohlenstoffproduktion geschieht im Heliumbrennen, unabhängig von der der meisten anderen Elemente mit Ausnahme von Stickstoff und Sauerstoff.
    Die Absorption des Kohlenstoffs wie auch die von Stickstoff und Sauerstoff kann in Spektren von metallarmen Sternen meist nur in Form von Hydriden detektiert werden. Dies sind die Moleküle CH, NH und OH. Anstatt einzelner Absorptionslinien manifestiert sich die Absorption durch Moleküle in einer ganzen Reihe von eng beieinanderliegenden und sich überlappenden Linien. So werden größere Absorptionsbänder gebildet, die manchmal über mehr als 10 Å verlaufen. Ein Beispiel ist das sogenannte G-Band des Kohlenstoffhydrids bei ~ 4300 Å. Es kann in Abbildung 9.1 in den Spektren mehrerer Sterne deutlich gesehen werden. Ist der Stern sehr kohlenstoffreich, können manchmal auch Signaturen von C 2 bei 5200 Å oder CN um 3800 Å und in Sternen mit höheren Metallzititäten sogar atomarer Kohlenstoff um ~ 9070 Å herum gefunden werden.

Abb. 9.1: