Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

als Beobachter direkt am Teleskop alle Entscheidungen dann treffen kann, wenn sie getroffen werden müssen: nach jeder einzelnen Belichtung – nicht Wochen vorher oder hinterher. Denn beim Entdecken von alten Sternen muss man oft schnell reagieren und entscheiden, ob es ein Stern wert ist, ihn weiter zu beobachten oder nicht.

7.5. Mit drei Schritten zum Erfolg
    Um Stellare Archäologie zu betreiben, muss man die Nadel im Heuhaufen finden. Der Heuhaufen ist in diesem Fall der gesamte Halo der Milchstraße, und die Nadeln sind die vereinzelten, wenigen metallarmen Sterne. Wir machen uns dabei wieder zunutze, dass die ältesten Sterne nur geringe Mengen von schweren Elementen in sich tragen und dass wir ihre chemische Zusammensetzung mit Hilfe von spektroskopischen Beobachtungen bestimmen können. Nur so können diese wenigen, chemisch primitiven Sterne im riesigen galaktischen Heuhaufen tatsächlich ausfindig gemacht werden.
    Im Umkreis von 100 Lichtjahren um die Sonne sind die metallreichen Geschwister der Sonne etwa um den Faktor 1000 zahlreicher als die metallarmen Halosterne, die wir suchen. Vereinfachte Modelle für die chemische Entwicklung des Halos sagen vorher, dass die Anzahl der metallarmen Halosterne mit abnehmender Metallizität stark abnimmt. Sterne mit zehnfacher Eisenunterhäufigkeit im Vergleich zur Sonne sind dementsprechend etwa zehnmal seltener als Sterne mit solarer Eisenhäufigkeit. Das bedeutet, dass in der Umgebung der Sonne nur etwa ein Stern mit weniger als 1/3000stel des solaren Eisenwertes unter 200 000 metallreicheren Halosternen zu finden ist. Je weiter man in den Halo schaut, desto größer wird die Chance, mehr als einen metallarmen Stern in einer solchen Stichprobe zu finden.
    Wenn man besonders metallarme Halosterne finden will, muss man also möglichst effizient Scheibensterne und metallreichere Halosterne von metallarmen Halosternen unterscheiden können. Ansonsten hat man keine Chance, diese extrem seltenen Objekte aus der Frühzeit des Universums zu finden. Für die systematische Suche benötigt man deswegen großangelegte Himmelsdurchmusterungen, damit möglichst weite Himmelsregionen abgesucht werden können.
    Die Suche nach metallarmen Sternen verläuft dann in drei Schritten, in denen nach und nach alle uninteressanten Objekte aussortiert werden. Wie beim Goldwaschen hofft man, am Ende endlich mit etwas Wertvollem nach Hause, oder besser gesagt zum Großteleskop gehen zu können. Die drei Beobachtungsschritte und die dazugehörigen Spektren mit den jeweils messbaren Linien sind in Abbildung 7.6 dargestellt.
    1. Schritt: Für eine riesige Sternenstichprobe werden im Rahmen einer Durchmusterung eines größeren Himmelsareals grobe Sternspektren aufgenommen. Kandidaten für metallarme Sterne verraten sich durch eine relativ schwach ausgeprägte Kalzium K -Linie.
    2. Schritt: Für die im ersten Schritt ermittelten Kandidaten werden höher aufgelöste Spektren mit Teleskopen von 2 bis 4 m aufgenommen. Anhand der jetzt wesentlich besser erkennbaren Kalzium- K -Linie entscheidet sich, ob der Stern wirklich metallarm ist. Bei diesem Schritt verlassen wir uns darauf, dass die Kalziumhäufigkeit ein guter Indikator für die Eisenhäufigkeit ist.
    3. Schritt: Die vielversprechendsten Kandidaten aus dem zweiten Schritt werden mit einem Großteleskop spektroskopiert. Diese hochaufgelösten Spektren erlauben eine detaillierte Häufigkeitsbestimmung vieler Elemente.

Abb. 7.6: Die drei Beobachtungsschritte, die zum Finden von metallarmen Sternen nötig sind. Oben: Durchmusterungsspektren von zwei metallarmen Beispielsternen. Mitte: Nachbeobachtungsspektren, die die Fraunhofer-Linien Kalzium-K- und -H bei 3933,6 und 3968,4 Å abdecken. Unten: Hochaufgelöste Spektren im Bereich von 3900–4000 Å. Im Fall von HE 1327–2326 sind aufgrund der großen Eisenarmut die Eisenlinien nicht mehr sichtbar. Dafür treten Linien von molekularem Kohlenstoff auf, da der Stern sehr kohlenstoffreich ist. Außer dem oberen Spektrum sind alle Spektren normalisiert und ggf. der Ansicht wegen versetzt. Die Ordinate des oberen Spektrums gibt die Photonen-Counts des Spektrums an.
    Betrachten wir die drei Schritte noch etwas genauer: Die Kandidatenauswahl für den ersten Schritt dieser langwierigen Beobachtungsstrategie basiert oft auf weitwinkligen Sternfeldaufnahmen, bei denen das Licht zunächst durch ein großes Prisma vor dem eigentlichen Teleskop läuft. Bei dieser Technik erhält man anstatt