Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Symbolen gekennzeichnet. Barium ist ein Haupt-s-Prozess-Element – dementsprechend haben diese Sterne riesige Bariumüberhäufigkeiten von bis zu 1000 Mal mehr als Eisen. Da der nukleosynthetische Ursprung der Neutroneneinfangelemente bei diesen Sternen eindeutig bekannt ist, ist es nicht verwunderlich, dass sich diese Sterne von allen anderen in Abbildung 9.6 absetzen. Das Gleiche gilt für die r-Prozess-Sterne, die durch Vierecke markiert sind. Denn Barium wird ebenfalls im r-Prozess erzeugt, wenn auch in geringeren Mengen.

Abb. 9.6 : Häufigkeitsverhältnisse des Neutroneneinfangelements Barium ([Ba/Fe]) für Halosterne mit verschiedenen [Fe/H]-Metallizitäten (gefüllte Kreise). Die Pfeile deuten obere Grenzen für die beobachteten Elementhäufigkeiten an. Offene Kreise bezeichnen die s-Prozess-Sterne sowie Sterne mit s- und r-Prozess-Anreicherungen. Die r-Prozess-Sterne sind mit Vierecken gekennzeichnet. Beide Gruppen haben aufgrund ihrer Klassifizierung als Sterne mit großen Mengen an Neutroneneinfangelementen sehr große Bariumhäufigkeiten. Die Entwicklung der Neutroneneinfangelemente ist wieder völlig anders als die der leichteren Elemente: Es existiert eine riesige Streuung von mehr als dem hunderttausendfachen Häufigkeitsunterschied zwischen den Sternen mit den niedrigsten und denen mit den höchsten [Ba/Fe]-Werten. Die durchgezogene Linie gibt die solaren Häufigkeitsverhältnisse zum Vergleich an.
    Woher kommt jetzt aber das Barium in den normalen Halosternen, die als kleine offene Kreise in der Abbildung gezeigt sind? Aus dem s-Prozess oder aus dem r-Prozess? Die Antwort auf diese Frage ist sehr komplex. Fest steht aber eines: Die Bandbreite an Bariumhäufigkeiten spiegelt eine ungeheuere Vielfalt an möglichen Prozessen wie dem s- und dem r-Prozess und deren Produktionsraten wider. Dementsprechend kann angenommen werden, dass alle diese Prozesse mit der Zeit zur generellen Anreicherung des interstellaren Mediums beigetragen haben. Die regulären Halosterne bildeten sich also aus Gas, welches durch viele verschiedene Prozesse angereichert wurde. Somit spiegeln sie die durchschnittliche chemische Entwicklung der Neutroneneinfangelemente im Universum wider und nicht einzelne, bestimmte Nukleosyntheseereignisse.
    Wie Abbildung 9.6 zeigt, haben Sterne mit [Fe/H] ~ –3,0 nur sehr niedrige Bariumhäufigkeiten im Vergleich zu Eisen und der Sonne. Mit ansteigender Metallizität steigt auch die Bariumhäufigkeit an. Dennoch ist dieser Trend im Vergleich zu denen der α-Elemente und Eisengruppenelemente (siehe Abbildungen 9.4 und 9.5) nicht besonders deutlich ausgeprägt: Bei jeder Metallizität gibt es Sterne mit sehr unterschiedlichen Bariumhäufigkeiten. Das Auseinanderpuzzlen der diversen Nukleosyntheseprozesse, die diese Beobachtungen zufriedenstellend erklären könnten, wird deswegen wohl noch Jahre dauern.
    Leben basiert auf: Kohlenstoff, Wasserstoff, Sauerstoff, Phosphor, Schwefel und Stickstoff
    Fast alle Elemente des Periodensystems, mit den Ausnahmen von Wasserstoff und Lithium, werden in Sternen erzeugt und in die kosmischen Objekte der nächsten Generation integriert und somit »recycelt«. Dies beschreibt die umfangreiche chemische Entwicklung im Universum. Wie aus der Arbeit mit metallarmen Sternen ersichtlich wird, reichte der Elementbestand des frühen Universums noch bei weitem nicht aus, um einen Planeten wie die Erde, auf dem Leben entstehen konnte, zu bilden. Die Erde mit ihrer Zusammensetzung aus Eisen, Sauerstoff, Silizium, Magnesium und weiteren Elementen konnte erst gebildet werden, als es im Universum ausreichende Mengen dieser Elemente gab. Diese Menge muss irgendwann in den ersten ~ 9 Milliarden Jahren nach dem Urknall erreicht worden sein. Sonst hätte die Sonne mit dem Sonnensystem aus dem präsolaren Nebel vor 4,6 Milliarden Jahren nicht auf diese Weise entstehen können.
    Da die chemische Entwicklung einer der komplexesten Vorgänge im Universum ist und selbst die besten Modelle und Simulationen heutzutage nur grob beschreiben können, wie genau dieser Prozess im Detail vor sich ging, ist noch unklar, zu welchem Zeitpunkt das Universum, chemisch gesehen, »reif« für Planeten war. Hinzu kommt, dass die Planetenbildung selbst ein sehr komplizierter Vorgang ist und dass alle Planeten des Sonnensystems unterschiedliche chemische Zusammensetzungen besitzen. Es gibt also kein einfaches »Rezept« für die Entstehung von Planeten.
    Bei der inzwischen von der Öffentlichkeit mit