Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Spannung verfolgten großangelegten Suche nach Planeten müssen sonnenähnliche Sterne über lange Zeit hinweg beobachtet werden. Bei der Auswahl dieser Sterne wird meist nach extrem metallreichen Sternen gefahndet, deren Metallizitäten höher als die der Sonne sind. So steigert man die Chance, einen Stern zu finden, der von einem oder sogar mehreren Planeten umkreist wird, von denen einer als Lebensträger in Frage kommen könnte. Das Kepler-Weltraumteleskop hat in den letzten Jahren auf diese Weise schon Hunderte von Planeten entdeckt, wenn auch noch kein wirklich erdähnlicher dabei ist. Dies scheint aber nur noch eine Frage der Zeit zu sein. Auch für die Suche nach einem erdähnlichen Planeten spielt also die Analyse der chemischen Zusammensetzung der Sterne eine wichtige Rolle.
    Wie entwickelten sich nun die Elemente, die an der Entstehung von Leben, wie wir es kennen, maßgeblich beteiligt waren? Die wichtigsten Elemente in diesem Zusammenhang sind Kohlenstoff, Wasserstoff, Sauerstoff, Phosphor, Schwefel und Stickstoff. Der menschliche Körper besteht hauptsächlich aus diesen Elementen. Durch den großen Wasseranteil im Körper macht Sauerstoff mit 61% den Hauptanteil der Körpermasse aus. Kohlenstoff steht an zweiter Stelle mit 23%, dann kommt Wasserstoff mit 10% und schließlich noch 3% Stickstoff. Die restlichen 3% bestehen aus vielen verschiedenen Spurenelementen. Aufgrund seiner chemischen Eigenschaften kann sich Kohlenstoff leicht mit anderen Elementen zu Molekülen verbinden, besonders mit Wasserstoff, Stickstoff und Sauerstoff. Nur so können die in allen Organismen benötigten Moleküle wie Proteine, Nukleinsäuren, Kohlenhydrate und Fette gebildet werden. Diese drei Elemente sind also äußerst wichtig für uns, zumal wir zum Leben auch noch den Sauerstoff der Luft atmen müssen.
    Doch auch Phosphor und Schwefel spielen eine wichtige Rolle im menschlichen Körper. Beide Elemente erfüllen fundamentale Aufgaben in jeder Zelle, indem sie die Bildung von wichtigen Molekülen ermöglichen. Ohne Phosphor gäbe es keine DNA- und RNA-Moleküle. Auch der Energiestoffwechsel der Zelle funktioniert ohne Phosphor nicht. Was ist über die Entwicklung dieser beiden Elemente im Kosmos aus der Arbeit mit metallarmen Sternen bekannt? Zuerst einmal sind Phosphor und Schwefel nur schwierig in metallarmen Sternen zu messen. Ihre Absorptionslinien liegen im Nahinfrarotbereich zwischen vielen Linien von H 2 O (also Wasser) und anderen Molekülen versteckt, welche allerdings in der Erdatmosphäre und nicht in dem Stern erzeugt werden. Diese Tatsache verkompliziert eine genaue Linienvermessung im Spektrum. Phosphor kann aus Siliziumatomen durch Neutroneneinfang erzeugt werden. Dies geschieht hauptsächlich in späteren Brennphasen während der Entwicklung von massereichen Sternen. Der neu synthetisierte Phosphor wird in der darauf folgenden Supernovaexplosion ins All geschleudert. Für Schwefel wird angenommen, dass es ein α-Element ist und genau wie Magnesium oder Titan durch den Einfang von Heliumkernen aufgebaut wird. Dementsprechend wird Schwefel ebenfalls in Kern-Kollaps-Supernovaexplosionen erzeugt und im Universum verteilt. Sowohl Phosphor als auch Schwefel sind also schon seit den frühesten Zeiten im Universum synthetisiert worden. Da sie nicht in Sternen mit geringeren Massen oder anderen Brenn- oder Entwicklungsphasen gebildet werden können, hat sich ihre Produktionsrate seitdem nur wenig, wenn überhaupt, verändert.
    Schließlich ist hier noch ein kleiner Spaß angebracht. Bei der Arbeit mit metallarmen Sternen ist es immer die Hauptaufgabe, die Metallizität der Objekte zu bestimmen. Können wir dies auch für den menschlichen Körper tun? Ein Kollege hatte sich diese Frage auch gestellt und die Zuhörer in seinem Vortrag mit Handzeichen schätzen lassen, ob wir Menschen metallarm oder metallreich seien. Beide Antworten erhielten ca. 50% der Stimmen. Die Metallizität des Körpers richtet sich ja nach der Eisenmenge im Vergleich zur Wasserstoffmenge. Unser Eisen befindet sich im Blut und der Wasserstoff im Wasser. Es ergibt sich somit, dass wir, im Vergleich zur Sonne, metallarm sind – wir haben [Fe/H] = –0,5 und damit dreimal weniger Eisen als Wasserstoff im Vergleich zur Sonne. Mit den metallärmsten Sternen können wir aber nicht mithalten.

10. Die ältesten Sterne finden
    Bis hierher haben wir ausführlich Sterne und ihre zeitliche Entwicklung betrachtet, die Milchstraße mit ihren vielen