Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Neutronensterne, Schwarze Löcher oder auch Planeten. Aber letztlich überwog die Elementproduktion in Sternen bei weitem. Weitere Details zu allen diesen Vorgängen werden ausführlicher in den nachfolgenden Kapiteln betrachtet.
    Wir Menschen haben also nicht nur eine lange biologische Evolutionsgeschichte auf dem Planeten Erde hinter uns, sondern auch eine kosmo-chemische Entwicklung der Elemente in unserer Galaxie, die den Weg für die Existenz der Sonne, der Erde und letztendlich von Leben bereitet hat. Carl Sagans Botschaft »Wir sind Sternenstaub« fasst prägnant zusammen, dass wir Menschen gemeinsam mit der Sonne und unserem Sonnensystem an der chemischen Entwicklung teilnehmen. Denn als Nachfahren der Sterne tragen wir ihre kosmischen Gene in uns, die chemischen Elemente.

3.2. Die Astronomen und ihre Metalle
    In der Astronomie ist man sehr darauf bedacht, möglichst viele Begebenheiten und Eigenschaften des Kosmos vereinfacht zu beschreiben, denn auch so ist das Universum immer noch kompliziert genug. Ein Beispiel ist die chemische Zusammensetzung eines Sterns. Um sie kurz und einfach zu beschreiben, wurde schon vor langer Zeit eine simple Notation eingeführt: »X« beschreibt, welchen Anteil der Wasserstoff an der Gesamtmasse des Sterns hat, »Y« den Heliumanteil, und unter »Z« werden alle restlichen Elemente summiert, die in der Astronomie kurz und knapp als »Metalle« bezeichnet werden. Mit Hilfe von X, Y und Z kann dann sozusagen das »Periodensystem der Astronomen« zusammengestellt werden. Es ist in Abbildung 3.2 gezeigt.
    Beim Anblick des Begriffs »Metalle« muss wohl jeder Chemiker mit den Augen rollen, weil im chemischen Sinn bei weitem nicht alle Elemente Metalle sind. Aber jedes Feld hat eben so seine Eigenheiten. Die Astronomie ist sicher eines der eigenwilligeren Gebiete, denn auch heute ist sie noch sehr von historischen Klassifikationen, Notationen und Gebräuchen geprägt. Neue Definitionen setzen sich nur langsam durch.

Abb. 3.2 : Das Periodensystem der Astronomen. Drei Dinge sind wichtig im Universum: Wasserstoff, Helium und Metalle.
    Die chemische Zusammensetzung eines Sterns kann also durch die Angaben von X, Y und Z charakterisiert werden. Ein typisches Zahlenbeispiel für die Werte von X, Y und Z liefert unsere Sonne mit X ~ 0,715, Y ~ 0,27 und Z ~ 0,014. Da sich ein Stern aus einer interstellaren Gaswolke bildet, entspricht seine Zusammensetzung der der Wolke, die selbst hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium besteht (X ~ 0, 75 und Y ~ 0, 24). Dies erklärt, warum der Anteil der Metalle, also Z, an der Gesamtmasse eines Sterns immer extrem niedrig ist. Die Werte von Z schwanken dabei je nach Stern zwischen Z ~ 0,000001 und Z ~ 0,04.
    Trotz dieses scheinbar vernachlässigbaren Anteils der Metalle bezeichnet Z eine fundamentale messbare Eigenschaft eines Sterns. Er liefert die ausschlaggebende Information, um den Stern chemisch zu klassifizieren, denn es ist lediglich Z, worin sich letztendlich alle Sterne unterscheiden. Wie schon Kirchhoff, Bunsen oder auch Huggins vor mehr als 100 Jahren, wollen Astronomen auch heutzutage die chemische Zusammensetzung von Sternatmosphären und die Häufigkeiten der darin befindlichen Elemente bestimmen. Was der beobachtende Astronom letztlich bestimmen kann, sind jedoch nicht die Massenanteile X, Y und Z, sondern die Anzahldichten der entsprechenden Elemente, die sich über die Atomgewichte und die Dichte des Gases im Prinzip ineinander umrechnen lassen. In der Praxis ist die Dichte des Gases jedoch oft nicht genau genug bekannt.
    Zum Glück verändern sich die Werte von X und Y, die an der Sternoberfläche gemessen werden, bei den meisten Sternen bis kurz vor ihrem Lebensende kaum oder gar nicht. Erst wenn Sterne am Ende ihrer Entwicklung ihre äußere Wasserstoffhülle abstoßen, kommen tiefer liegende, heißere Gasschichten, in denen Wasserstoff zu Helium fusioniert wurde, zum Vorschein. Dadurch werden die inneren Schichten des Sterns beobachtbar, wodurch der Wert von X dramatisch abnimmt, während der von Y stark zunimmt. Da aber alle Sterne während ihrer Entwicklung etwa das gleiche X und Y besitzen, zeigen solche drastischen Veränderungen eindeutig das Ende eines Sternlebens an.
    Die Menge der Metalle, also Z, kann für jeden Stern bestimmt werden, wie es in Kapitel 7 beschrieben wird. Diese Menge wird auch Metallizität genannt. Die Metallizität eines Sterns hängt vor allem davon ab, wann der Stern geboren wurde. Wie in