Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Theorie zur Urknall-Nukleosynthese (Big Bang standard nucleosynthesis). Ihre Arbeit zur »Elementsynthese in Sternen«, die vorangegangene Kenntnisse mit neuen Ergebnissen zu einer über hundertseitigen Ausarbeitung zusammenfasste, wurde schon wenig später zum Nachschlagewerk für Nukleosyntheseprozesse und Elemententstehung. Der berühmte Artikel wird schon seit langem mit »B 2 FH« abgekürzt, was sich aus den Initialen der Autoren zusammensetzt. Er ist auch als solcher weltweit bekannt.
    Im gleichen Jahr, also immer noch 1957, publizierte auch der kanadische Kernphysiker Alistair (Al) Cameron seine eigenen Berechnungen zur stellaren Elementsynthese. Nachdem in Roten Riesensternen das verglichen mit dem Alter dieser Sterne nur kurzlebige radioaktive Element Technetium beobachtet worden war, war sofort klar, dass dieses Element vor kurzer Zeit in diesen Sternen selbst produziert worden sein musste. Cameron machte sich daher auf die Suche nach den für die Produktion des Technetiums im Stern nötigen Neutronenquellen. Durch die Berechnung verschiedenster Reaktionsraten für den sogenannten langsamen Neutroneneinfang identifizierte er tatsächlich die auch heute noch als gültig angenommenen Reaktionswege für die Synthese von Elementen schwerer als Nickel in Riesensternen. Cameron verbrachte sein ganzes Leben damit, die unterschiedlichen Prozesse zur Synthese der verschiedensten leichteren und schwereren Elemente zu verstehen. Bis zu seinem Tod im Jahre 2005 versuchte er mit Hilfe ausgeklügelter Rechnungen den astrophysikalischen Entstehungsorten der schweren Elemente auf die Spur zu kommen. Viele der entsprechenden Fragen bleiben jedoch bis heute unbeantwortet.
    Mit der Vorhersage, dass alle schwereren Elemente in Sternen in verschiedenen Prozessen synthetisiert werden, begründeten B 2 FH und Cameron die stellare Nukleosynthese und somit das Feld der nuklearen Astrophysik. Eine Stärke dieser Theorie war die Vorhersage einer steten chemischen Anreicherung des Universums, also einer chemischen Entwicklung, die kein Modell vor ihnen für möglich gehalten hatte. Mit Hilfe der Spektroskopie verschiedener Arten von Sternen war es jedoch möglich, dieses Modell experimentell zu testen und zu bestätigen.
    Die Quantenmechanik erklärt, warum verschiedene Atome bei bestimmten Wellenlängen Licht emittieren oder absorbieren. Die Spektren mit ihren vielen Absorptionslinien geben daher Auskunft über die chemische Zusammensetzung eines Sterns. Die Sternbeobachtungen zeigten aber eine Antikorrelation zwischen dem Alter des Sterns und seinem Anteil an schweren Elementen. Je älter der Stern, desto geringer ist der Anteil an schwereren Elementen. Das war erst einmal verblüffend, konnte aber mit Hilfe der neuentwickelten Theorie vom Urknall und der Urknall-Nukleosynthese verstanden werden. Da im Urknall nur die leichtesten Elemente produziert werden, konnte angenommen werden, dass die allerersten Sterne im frühen Universum nur aus Wasserstoff, Helium und Lithium bestanden. Alle anderen Elemente mussten erst allmählich in Sternen synthetisiert werden. Die neuen Elemente wurden dann in Sternexplosionen wieder an das interstellare Medium abgegeben.
    Die Sterne der nächsten Generation bildeten sich aus gering mit schwereren Elementen angereichertem Gas und gaben ihrerseits gegen Ende ihres Lebens ihren erbrüteten Elemente-Cocktail hauptsächlich in Supernova-Explosionen wieder an das interstellare Medium zurück. So ergibt sich ein Kreislauf, der erklärt, warum alte Sterne, die früh entstanden sind, viel kleinere Mengen der schweren Elemente in sich tragen als Sterne, die erst später geboren wurden.
    Wie auch Cameron beschrieben B 2 FH die vielen kernphysikalischen Details der Nukleosyntheseprozesse sowie die astrophysikalischen Bedingungen, unter welchen Elementsynthese stattfinden kann. Es gelang ihnen, verschiedene Sternumgebungen zu beschreiben, in denen charakteristische Prozesse bestimmte Elemente und Isotope synthetisieren können. Im Speziellen sagten sie mehrere Prozesse vorher (z.B. den r- und s-Prozess des schnellen und langsamen Neutroneneinfangs), welche für die Synthese von Elementen schwerer als Eisen und Nickel verantwortlich sind.
    Mit Beginn der 1970er Jahre wurden dann mit den immer leistungsfähigeren Computern verbesserte Berechnungen zum quantitativ immer noch recht unerforschten Gebiet der nuklearen Astrophysik durchgeführt. Unter anderem entwickelte der Amerikaner Donald Clayton in dieser Zeit