Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

halotypischen, erhöhten [α/Fe]-Verhältnisse aufweisen. Die chemische Entwicklung läuft also besonders in der Frühzeit einer Galaxie mit Hilfe der Kern-Kollaps-Supernovae überall ähnlich ab, schreitet aber dann aber mit unterschiedlichem Tempo voran. Die kleinen Galaxien brauchen für die großangelegte Elementproduktion länger als die großen.
    Eisengruppenelemente
    Die Elemente der Eisengruppe, nämlich Scansium, Vanadium, Chrom, Mangan, Eisen, Kobalt, Nickel, Kupfer und Zink mit Ordnungszahlen von 23 bis 30, werden in massereichen Sternen synthetisiert. Dies geschieht in den letzten Brennphasen der Sternentwicklung wie z.B. dem Siliziumbrennen und zusätzlich während der Supernovaexplosionen in vielen verschiedenartigen Nukleosyntheseprozessen, die in der Region um die Schockwelle stattfinden.
    In Abbildung 9.5 werden die Häufigkeiten von Scandium, Chrom und Kobalt gezeigt. Die durchgezogene Linie deutet das solare Elementverhältnis als Referenz an. Die Kobalt-zu-Eisen-Häufigkeiten sind in den metallärmeren Sternen mit [Fe/H] ~ –3,5 im Mittel erhöht ([Co/Fe] ~ +0,5). Mit zunehmender Metallizität verringert sich [Co/Fe] langsam und erreicht den solaren Wert bei etwa [Fe/H] ~ –2,0. Zink zeigt das gleiche Verhalten. Die Elemente wurden also im Vergleich zu Eisen und zur heutigen Zeit im frühen Universum häufiger synthetisiert. Chrom und Mangan hingegen zeigen ein umgekehrtes Verhalten. Die metallärmsten Sterne haben die niedrigsten [Cr/Fe]- und [Mn/Fe]-Häufigkeiten. Der solare Wert wird erst bei [Fe/H] ~ –1,0 erreicht. Dies bedeutet, dass im Vergleich zu Eisen und zu heute weniger Chrom und Mangan im frühen Universum erzeugt wurden. Scandium und auch Nickel zeigen wiederum ein anderes Verhalten. Bei allen Metallizitäten bleibt das [Sc/Fe]- und das [Ni/Fe]-Verhältnis gleich und ungefähr auf dem solaren Wert. Die metallarmen Sterne der Zwerggalaxien zeigen das gleiche Verhalten und unterscheiden sich in keiner Weise von den Halosternen der Milchstraße.

Abb. 9.5 : Häufigkeitsverhältnisse der Eisengruppen-Elemente [Sc/Fe] (Scandium), [Cr/Fe] (Chrom) und [Co/Fe] (Kobalt) für Halosterne mit verschiedenen [Fe/H]-Metallizitäten (offene Kreise). Die Pfeile deuten obere Grenzen für die beobachteten Elementhäufigkeiten an. Die Entwicklungen der Eisengruppen-Elemente verlaufen sehr unterschiedlich zueinander und z.B. auch im Vergleich zu den α-Elementen. Die durchgezogene Linie gibt die solaren Häufigkeitsverhältnisse zum Vergleich an.
    Trotz dieser unterschiedlichen Entwicklungen zeigt sich, dass die Häufigkeitstrends der Eisengruppenelemente wohldefiniert sind und es kaum Ausnahmen gibt. Weiterhin kann man ablesen, dass die Elemente, die das gleiche Verhalten aufweisen, wahrscheinlich im gleichen Nukleosyntheseprozess erzeugt wurden. Für die Elemente wie Scandium und Nickel kann weiterhin gesagt werden, dass sie womöglich schon im frühen Universum durch genau die gleichen Prozesse wie heute synthetisiert wurden. Dennoch sind diese unterschiedlichen Verhaltensweisen unerwartet und nicht genau verstanden. Mit verschiedenen Modellen zu unterschiedlichen Supernovaeigenschaften wie z.B. der Explosionsenergie wurde schon versucht, diese Unterschiede zu erklären – bislang allerdings ohne großen Erfolg.
    Neutroneneinfangelemente
    Elemente, die schwerer als Zink sind, kommen im Universum im Vergleich zu den leichteren Elementen nur als Spuren vor: Sie sind ca. eine Million Mal seltener als z.B. Eisen. Wie in Kapitel 5 ausführlich beschrieben wird, werden kleine Mengen dieser schweren Elemente in verschiedenen Prozessen durch den Einfang von Neutronen Stück für Stück aufgebaut. Der r-Prozess läuft dabei sehr wahrscheinlich in Kern-Kollaps-Supernovaexplosionen ab, während der s-Prozess in weitentwickelten Riesensternen mit ~3 bis 8 Sonnenmassen vor sich geht.
    Unabhängig von ihren Mengen spielen aber alle Elemente ihre Rolle in der chemischen Entwicklung einer Galaxie. Jedes Element spiegelt in einzigartiger Weise das feine Zusammenspiel aller astrophysikalischen Prozesse und Nukleosyntheseorte wider, die zur Bildung der Elemente beigetragen haben. Das Bild der Entwicklung der Neutroneneinfangelemente, welches uns durch die metallarmen Sterne vermittelt wird, ist dementsprechend komplex. Eine einfache Interpretation ist hier nicht möglich.
    Abbildung 9.6 zeigt die Entwicklung von Barium. Die s-Prozess-Sterne sowie Sterne mit s- und r-Prozess-Anreicherungen sind mit unterschiedlichen