Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

drückt zudem aus, dass die Häufigkeit relativ zur Sonne bestimmt wurde. Mathematisch gesehen kann ein solches Verhältnis mit

    [A/B] = log 10 (N A /N B ) Stern – log 10 (N A /N B ) Sonne

    ausgedrückt werden. Das sieht auf den ersten Blick kompliziert aus, drückt aber nichts anderes aus als das logarithmische Verhältnis der Anzahl N der Atome eines Elements A geteilt durch die des Elements B in der Atmosphäre des Sterns im Vergleich zur Sonne.
    Betrachten wir dazu ein paar Beispiele, die veranschaulichen, dass diese Schreibweise sehr praktisch und einfach zu verstehen ist. Die Eisenhäufigkeit wird ja als Indikator für die Metallizität des Sterns herangezogen. In diesen Fällen wird also das Verhältnis von Eisen zu Wasserstoff ermittelt und dann mit dem solaren Wert verglichen. Die zugehörige Klammernotation sieht so aus: [Fe/H]. Einem Stern, der das gleiche Verhältnis von Eisen zu Wasserstoff wie die Sonne aufweist, wird eine Metallizität von [Fe/H] = 0 zugeordnet. Sonnenähnliche metallreiche Sterne haben dementsprechend [Fe/H] ~ 0.
    Enthält ein Stern doppelt so viele Eisenatome pro Wasserstoffatom wie die Sonne, beträgt seine Metallizität [Fe/H] = 0,3 (nicht 2, weil die Notation logarithmisch ist). Wenn umgekehrt die Metallizität unter 0 liegt, enthält der Stern weniger Metallatome als die Sonne und gilt somit grundsätzlich als metallarm. Ein Stern mit [Fe/H] = –1 hat dann nur noch zehnmal weniger Eisenatome als die Sonne. Extrem metallarme Sterne haben [Fe/H] = –3 oder weniger. Tabelle 3.1 enthält diese Informationen schon indirekt, denn –3 als logarithmischer Wert bedeutet 1/1000stel des solaren Eisenwertes. Sterne mit [Fe/H] = –5 haben somit nur ein 1/100 000stel des solaren Eisenwertes. Insgesamt haben Astronomen mittlerweile [Fe/H]-Werte im Bereich zwischen –5,4 und +0,5 für Sterne der Milchstraße und diversen Zwerggalaxien ermittelt.
    Während der [Fe/H]-Wert die Metallizität eines Sterns beschreibt, geben andere Verhältnisse wie z.B. [Mg/Fe] an, wie sich die anderen Elemente im Vergleich zu Eisen und zur Sonne verhalten. Ist [Mg/Fe]= 0, ist das Verhältnis von Magnesium zu Eisen genau dasselbe wie in der Sonne. Wäre [Mg/Fe] = +1, würde dies bedeuten, dass der Stern im Vergleich zur Sonne zehnmal mehr Magnesium als Eisen besäße.
    Aus der Definition der Klammernotation folgt, dass sich eine Metallizitätsangabe nicht auf die absoluten Verhältnisse der jeweiligen Atome in der Sternatmosphäre bezieht, sondern immer auf den entsprechenden Wert für die Sonne. Astronomen benutzen die Sonne also ständig als Referenzstern. Damit ist auch klar, dass die stellaren Häufigkeiten direkt von den solaren Häufigkeiten abhängen. Ändern sich diese, ändern sich auch die Werte der Sterne. Von Zeit zu Zeit werden die solaren Häufigkeiten in der Tat neu bestimmt. Die sich dabei ergebenden Änderungen spiegeln natürlich keine realen Änderungen in der Sonne wider, sondern zeigen, wie schwierig es auch heute noch ist, die solaren Häufigkeiten, und Sternhäufigkeiten generell, mit sehr hoher Präzision zu messen.
    Was passiert nun, nachdem die Elementhäufigkeiten eines Sterns bestimmt wurden? Sie erlauben eine detaillierte Rekonstruktion der Nukleosyntheseprozesse, die in den vorangegangenen Sterngenerationen abgelaufen sind und somit die chemische Entwicklung vorantrieben. Ergebnisse zur Natur der allerersten Sterne im Universum, die mit Hilfe der eisenärmsten Sterne gewonnen werden konnten, werden in Kapitel 9.1 ausgeführt. Kapitel 9.4 beschreibt dann weiter, wie die Häufigkeiten vieler verschiedener metallarmer Sterne mit unterschiedlichen Metallizitäten benutzt werden, um die chemische Entwicklung der leichteren Elemente in der Milchstraße Stück für Stück nachzuvollziehen. Schließlich werden die Entstehung und Entwicklung der Neutroneneinfangelemente, also der schwersten Elemente, in Kapitel 5 im Detail betrachtet.

7.4. Die größten Teleskope der Welt
    Wir suchen nach den ältesten Sternen aus einer Zeit kurz nach dem Urknall. Wir hoffen, dass sie uns etwas über die Entwicklung des frühen Universums, die ersten Sterngenerationen und den Anbeginn der chemischen Evolution verraten. Doch ohne großangelegte Beobachtungsprogramme lassen sich die seltenen alten Sterne in den Weiten des Kosmos nicht auffinden. Teleskope auf allen Kontinenten werden für die Suche benutzt, so dass länderübergreifende Projekte heute die Regel sind. Nicht nur Wissenschaftler aus vielen