Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Astronomen für die Wellenlängen der Spektrallinien aber immer noch die Einheit »Ångström« (abgekürzt Å). Zehn Ångström entsprechen einem Nanometer. Astronomen scheinen Kommastellen nicht besonders zu mögen. Die Verwendung der Einheit Ångström vermeidet sehr kleine Zahlen oder zu viele Kommastellen, die beim Gebrauch von Nanometern unvermeidbar wären. So hat z.B. die wichtige Uranlinie (siehe Kapitel 5.3 und auch Abbildung 5.8) auf der Ångström-Skala eine Wellenlänge von 3859,57 Å, was 385,957 nm entspricht.
    Der Unterschied in der Schreibweise mag eher trivial erscheinen – aber dennoch ist die Ångström-Schreibweise hier hilfreich, denn die schwache Uranlinie befindet sich zwischen drei weiteren Linien. Bei den »Nachbar«-Linien handelt es sich um eine Eisenlinie bei 3859,21 Å und eine Neodyniumlinie bei 3859,43 Å auf der linken, kurzwelligeren Seite der Uranlinie sowie eine starke Eisenlinie bei 3859,91 Å auf der anderen Seite. Die Wellenlängen unterscheiden sich lediglich in den Kommastellen, da sie so nah beieinanderliegen und sich teilweise überlappen. In der Nanometer-Schreibweise würden sich die Wellenlängen erst in der zweiten Kommastelle unterscheiden, und auch die dritte Kommastelle wäre noch sehr wichtig, um die genaue Position einer Linie zu beschreiben.
    Ein weiterer Vorteil der Verwendung von Ångström wird bei der Vermessung der Absorptionslinien deutlich. Die schwächsten von ihnen sind oft nur wenige Milli-Ångström breit, während die stärkeren bis hin zu 200 Milli-Ångström zeigen. Beispiele für verschiedene Absorptionslinien können in Abbildung 7.5 gesehen werden. Einige Linien wie die Balmerlinien sind noch viel stärker, aber aus sternatmosphärentechnischen Gründen für eine detaillierte Häufigkeitsbestimmung unbrauchbar. In Nanometern würden die Linienstärken von 0,001 nm bis 0,02 nm reichen. Die unkonventionelle Längeneinheit Ångström ist in der Spektroskopie also einfach praktischer als die SI-Einheit nm.
    Eisen hat im Gegensatz zu anderen Elementen den Vorteil, dass es ein sehr reichhaltiges Absorptionslinienspektrum besitzt. Das bedeutet, dass im gesamten visuellen Spektralbereich zahlreiche Eisenlinien zu finden sind. Bei metallreicheren Sternen sind es Tausende von Linien, während bei metallärmeren Sternen nur noch mehrere hundert übrig bleiben. Bei besonders metallarmen wärmeren Sternen sind nur noch eine Handvoll Eisenlinien im Spektrum sichtbar. Aus verschiedenen Gründen können nicht alle Linien vermessen werden, schon gar nicht in metallreichen Sternen, da sich die vielen Linien dann alle überlappen. Aber dennoch ist Eisen das Element, für welches bei weitem die meisten Linienmessungen vorgenommen werden können. Die große Anzahl der Linien erleichtert die Bestimmung der Stern-Metallizität ungemein, da man für die Messung nicht auf einen bestimmten Spektralbereich angewiesen ist. Weiterhin haben diese vielen Einzelmessungen zur Folge, dass der Gesamtfehler der Eisenhäufigkeit meist sehr niedrig ist.
    Dies ist enorm wichtig, denn mit wenigen Ausnahmen beschreibt die Eisenhäufigkeit eines Sterns seine gesamte Metallhäufigkeit – also die Häufigkeit aller Elemente außer Wasserstoff, Helium und Lithium. Eisen dient aus diesem Grund auch als Referenzelement für alle weiteren Häufigkeitsverhältnisse. Astronomen lieben es, Häufigkeitsverhältnisse zu berechnen, statt absolute Einzelhäufigkeiten zu verwenden, denn Häufigkeits verhältnisse haben u.a. den großen Vorteil, dass sich verschiedene systematische Messunsicherheiten größtenteils gegenseitig aufheben.
    Aber wie häufig kommt Eisen, etwa im Verhältnis zu Wasserstoff oder anderen Elementen, vor? In den Spektren metallarmer Sterne können in der Regel Absorptionslinien von etwa 15 bis 20 Elementen identifiziert und vermessen werden. Dies beinhaltet Linien von den CNO-Elementen, α-Elementen und Eisengruppenelementen (siehe auch Tab. 3.2). Weiterhin sind die Neutroneneinfang-Elemente Strontium und Barium in den meisten metallarmen Sternen vertreten, solange die Oberflächentemperatur nicht zu warm ist, so dass die Linienstärken deswegen zu schwach für eine Detektion werden. Schließlich werden dann die Häufigkeitsverhältnisse wie C:Fe, O:Fe, Mg:Fe und so weiter gebildet. In einigen Fällen sind auch Verhältnisse wie C:O oder Sr:Ba hilfreich, um bestimmte Nukleosynthesevorhersagen zu testen.
    Wie erhält man denn nun die Werte für die Elementhäufigkeiten aus den