Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

herzustellen stellt sich als eine große Herausforderung heraus.
    Dennoch gelang der Durchbruch mit einer neuen Idee für einen explodierenden Population-III-Stern mit 25 Sonnenmassen. In diesem Szenario werden die neu synthetisierten Elemente während der Supernova nicht kräftig genug ins interstellare Medium hinausgestoßen. Dies hat zur Folge, dass einige Anteile der neu synthetisierten Metalle, insbesondere Eisen, wieder auf den kollabierenden Sternkern zurückfallen und dabei vom neu entstandenen Schwarzen Loch sofort verschluckt werden. So kann erreicht werden, dass nur kleinste Anteile von Eisen die Umgebung anreichern, während andere Elemente, wie z.B. Kohlenstoff, in sehr viel größeren Mengen auftauchen. Der Vergleich der Sternhäufigkeiten von HE 0107–5240 und HE 1327–2326 mit den Vorhersagen zur Supernovanukleosynthese eines Population-III-Sterns ist in Abbildung 9.2 gezeigt. Die gute Übereinstimmung deutet darauf hin, dass die Gaswolken, aus denen HE 0107–5240 und HE 1327–2326 entstanden, tatsächlich jeweils von nur einem einzigen ersten Stern angereichert wurden.
    Andere Ideen zur Kohlenstoffüberhäufigkeit besonders von HE 1327–2326 befassen sich mit schnell rotierenden Population-III-Sternen von 60 Sonnenmassen, die durch enormen Massenverlust schon vor ihrer Explosion viel Kohlenstoff und auch Stickstoff und Sauerstoff in das interstellare Medium abgeben können.
    Diese Methode des Vergleichens der theoretischen und beobachteten Elementhäufigkeiten ist die einzige Art und Weise, etwas über die ersten Schritte der chemischen Entwicklung zu erfahren und deren früheste Stadien nachzuvollziehen. Es ist eine Herausforderung, diese seltenen Sterne zu finden, die eventuell tatsächlich überlebende Sterne der zweiten Generation im Universum sind. Aber der Gewinn für unser Verständnis des frühen Universums und der ersten Sterngeneration ist enorm.
    Die Häufigkeitsmuster der Sterne mit Metallizitäten von [Fe/H] = –4,0 mit ihren typischen Halohäufigkeiten können dagegen nicht mit nur einem einzigen Vorgängerstern erklärt werden. Um diese Häufigkeitsmuster zu reproduzieren, braucht es die gemittelten Werte der Nukleosyntheseprodukte mehrerer Supernovae. Denn erst mit einer größeren Anzahl von Supernovae mitteln sich die Variationen der individuellen Nukleosyntheseprodukte zu einer einheitlichen Mischung. Seither ist die chemische Entwicklung des Universums also in vollem Gang.

Abb. 9.2: Elementhäufigkeiten von HE 1327–2326 und HE 0107–5240 (Kreise und Vierecke). Die gestrichelten Linien geben die jeweils bestmöglich passenden Häufigkeiten an, die mit dem Nukleosynthesemodell einer 25 Sonnenmassen großen Kern-Kollaps-Supernova berechnet wurden, bei der nicht alles Material in das interstellare Medium herausgestoßen werden konnte. Die durchgezogene Linie zeigt die solaren Häufigkeitsverhältnisse zum Vergleich. Die Pfeile deuten obere Grenzen für die beobachteten Elementhäufigkeiten an.

9.4. Die chemische Entwicklung des Universums
    Die chemische Entwicklung im Universum begann kurz nach dem Urknall und dauert bis heute an. Mit Hilfe von Sternen mit verschiedenen Metallizitäten in der Milchstraße und verschiedener Zwerggalaxien können die unzähligen Vorgänge, die an dieser Entwicklung beteiligt sind, rekonstruiert werden. Die metallärmsten Sterne erzählen über die frühesten und die metallreicheren Sterne über die späteren Entwicklungsphasen. Man kann sich die Metallizität [Fe/H] also als ein Maß für die verstrichene Zeit nach dem Urknall vorstellen. Um die Produktion der Elemente und der beobachteten Häufigkeitstrends zu verstehen, müssen wir die Nukleosyntheseprozesse, die für die Entwicklung der jeweiligen Elemente verantwortlich sind, noch etwas genauer betrachten.
    In den folgenden Abbildungen zeigt die horizontale Achse die Sternmetallizität, so dass die Trends der verschiedenen Elemente dann zeitlich verfolgt werden können. Stellare Eisenhäufigkeiten dienen also nicht nur der Beschreibung der gesamten Metallhäufigkeit eines Sterns. Sie sagen auch etwas aus über die Zeitskalen der Anreicherung des Gases, aus dem sich über viele Milliarden Jahre hinweg nach und nach neue Sterne bildeten. Es ist also die Interpretation der Häufigkeitsmuster von metallarmen Sternen im Halo, kombiniert mit denen der Zwerggalaxiensterne, die umfassende Einsichten in die Details dieser komplexen Entwicklung sowohl in den einzelnen Galaxien wie auch im