Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Dementsprechend ist eine eigene Spektralklassifikation für Supernovaspektren eingeführt worden. Abbildung 4.7 zeigt dieses Schema, an dem auch deutlich wird, dass es noch weitere Untergruppen von Supernovaexplosionen gibt.

Abb. 4.7: Schema für die Klassifizierung von Supernovaspektren. Der Hauptunterschied zwischen einer Supernova vom Typ Ia und einer vom Typ II macht die Existenz von Wasserstofflinien im Spektrum aus. Die Analyse von Kern-Kollaps-Spektren hat ergeben, dass es noch zwei weitere Untergruppen gibt, Typ Ib und Typ Ic, die aber nur relativ selten auftreten.
    Aufgrund ihrer enormen Helligkeiten sind beide Supernovatypen nützliche Entfernungsindikatoren, da man sie auch in sehr weit entfernten Galaxien beobachten kann. Dementsprechend sind sie sehr wichtig für diverse kosmologische Studien wie z.B. zur Expansionsgeschichte des Universums. Schließlich verdanken wir den Supernovae vom Typ Ia die erstaunliche Erkenntnis, dass sich das Universum seit ein paar Milliarden Jahren immer schneller ausdehnt. Für dieses wichtige Ergebnis bekamen die amerikanischen und australischen Astronomen Saul Perlmutter, Brian Schmidt und Adam Riess 2011 den Nobelpreis für Physik. Für die beschleunigte Expansion wird die sogenannte dunkle Energie verantwortlich gemacht, deren wahre Natur allerdings noch völlig rätselhaft ist.

4.6. Vorüberlegungen zur Arbeit mit metallarmen Sternen
    Auch bei der Arbeit mit metallarmen Sternen benutzen wir das Hertzsprung-Russell-Diagramm, um Informationen zum Entwicklungsstadium jedes neu zu analysierenden Sterns gewinnen zu können. In Abbildung 4.8 werden deshalb die Positionen der 130 metallärmsten Sterne (Stand 2010) in einem theoretischen Hertzsprung-Russell-Diagramm gezeigt. In der theoretischen Version wird die Schwerebeschleunigung gegen die Temperatur aufgetragen. Diese beiden Messgrößen können mit Simulationen zur Sternentwicklung berechnet werden. Dementsprechend sind solche berechneten Entwicklungswege ebenfalls in der Abbildung eingezeichnet.

Abb. 4.8: Hertzsprung-Russell-Diagramm, in welches die ~130 metallärmsten bekannten Sterne zusammen mit fünf theoretischen Kurven der Sternentwicklung, basierend auf unterschiedlichen Metallizitäten, eingezeichnet ist. Die Roten Riesen haben Oberflächentemperaturen von 5500 bis 4000 Grad Kelvin, während die Hauptreihensterne mit 5800 bis 6600 Grad Kelvin etwas wärmer sind. Alle Sterne folgen der nach links verschobenen metallärmeren Entwicklungskurve, wenn auch einige Datenpunkte abweichen. Dementsprechend sind sogenannte Fehlerbalken rechts unten eingezeichnet, die angeben, was der minimale Messfehler ist. Innerhalb der Fehler stimmen alle Datenpunkte gut mit der theoretischen Kurve überein.
    Diese theoretischen Kurven, sogenannte Isochronen (nach griechisch iso = gleich, chronos = Zeit), beziehen sich auf die Entwicklungswege von Sternen mit verschiedenen Massen, die alle das gleiche Alter haben. Weiterhin können unterschiedliche Metallizitäten für die künstlichen Sternpopulationen gewählt werden. In diesem Fall handelt es sich um 12 Milliarden Jahre alte Sterne mit Metallizitäten von einem Zehntel bis zu einem Tausendstel der solaren Eisenhäufigkeit.
    Die Hauptreihe ist der unten, fast waagerecht verlaufende Satz von Linien. Der Turn-off-Abknickpunkt verläuft je nach Metallizität zwischen 6000 und 6700 Grad Kelvin (etwa 5700 und 6400 Grad C). Der Riesenast verläuft von dort schräg nach rechts oben. Der Effekt der Metallizität auf die Sterntemperatur kann aus den Unterschieden der Kurven deutlich abgelesen werden. Metallärmere Sterne sind heißer, also blauer als metallreichere. Denn der Turn-off-Punkt der metallärmsten Isochrone ist erheblich nach links zu höheren Temperaturen hin verschoben. Auf dem Riesenast sind diese Unterschiede mit abnehmender Metallizität aber zunehmend weniger stark ausgeprägt.
    Wie weiterhin in der Abbildung gesehen werden kann, ordnen sich alle metallarmen Sterne um den Turn-off-Punkt herum an oder befinden sich auf dem Roten-Riesenast. Wie können wir jetzt mehr über die Massen dieser Sterne herausfinden? Die Sonne hat eine Lebenserwartung von »nur«10 Milliarden Jahren, d.h., sie würde sich nach 10 Milliarden Jahren nicht mehr auf der Hauptreihe, sondern im Gebiet der Weißen Zwerge befinden. Da sich die metallarmen Sterne aber nach geschätzten 12 Milliarden Jahren immer noch am Turn-off-Punkt und auf dem Riesenast befinden, müssen sie eine geringere Masse als die