Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Analysen der Sterne angefertigt werden. Neben Eisenlinien sind jede Menge Linien weiterer Elemente wie z.B. die von Kohlenstoff, Natrium, Magnesium, Titan, Nickel, Strontium und Barium identifizierbar. Nachdem alle diese Absorptionslinien sorgfältig auf ihre Stärke hin vermessen wurden, können die entsprechenden Elementhäufigkeiten mit Hilfe von computersimulierten Sternatmosphären berechnet und dann vor dem Hintergrund der chemischen Entwicklung interpretiert werden.
    Die hochaufgelösten spektroskopischen Beobachtungen der besten und mutmaßlich metallärmsten Hamburg/ESO-Sterne bescherten dem Arbeitsgebiet der Stellaren Archäologie ein wahres Feuerwerk. Der erste Stern mit einem rekordverdächtigen Eisenwert von nur 1/150 000stel wurde gefunden, was eine regelrechte Sensation war. Nach und nach gesellten sich viele extrem metallarme Sterne dazu, unter ihnen eine ganze Reihe von seltenen metallarmen Sternen, deren Alter mit radioaktivem Thorium bestimmt werden konnte. Gekrönt wurde der Erfolg dieser Durchmusterung mit meinen Entdeckungen des zweiten Rekord-Sterns mit 1/250 000stel des solaren Eisenwertes und eines Sterns, der mit radioaktivem Uran und Thorium auf ein Alter von 13 Milliarden Jahren datiert werden konnte.

7.6. Beobachten mit MIKE
    Beim Beobachten mit hochauflösenden Spektrographen an Großteleskopen müssen viele verschiedene Dinge bedacht und abgewogen werden. Viele dieser Entscheidungen können schon vor dem Beobachten getroffen werden, aber einige erst direkt bevor man den Knopf »Belichtungszeit starten« drückt. Einige dieser Erwägungen werden hier etwas detaillierter anhand von Beobachtungen eines Zwerggalaxiensterns mit dem MIKE-Spektrographen (»Magellan Inamori Kyocera Echelle«) am Magellan-Clay-Teleskop vorgestellt.
    Für jede Art von Beobachtung gibt es eine Grenzhelligkeit, bis zu der Objekte technisch erfolgreich beobachtet werden können. Für die hochauflösende Spektroskopie liegt diese Grenzhelligkeit bei einer visuellen Magnitude von etwa V =19 m .
    Für Sterne, die wesentlich heller als diese Grenzhelligkeit sind, ist es lediglich die Beobachtungszeit, die die Qualität des Spektrums bestimmt. Dabei muss die Beobachtungszeit mit zunehmender Lichtschwäche entsprechend verlängert werden. Solange ausreichend Teleskopzeit vorhanden ist, kann einfach weiterbelichtet werden. Allerdings verbrauchen schwächere Sterne sehr viel Zeit, denn es würde mehr als einige Stunden Teleskopzeit pro Stern dauern, selbst um ein Spektrum mit nur niedrigerem Signal-Rausch-Verhältnis zu erhalten. Deswegen beschränken wir unsere Beobachtungen von typischen metallarmen Halosternen auf Sterne mit visuellen Magnituden, die zwischen V = 12 m und 16 m liegen. Diese Sterne sind somit 3 bis 7 Magnituden heller als der Grenzwert.
    Möchte man aber Sterne beobachten, die sehr nahe an der Grenzhelligkeit liegen, müssen verschiedene Aspekte berücksichtigt werden, um überhaupt ein nützliches Spektrum zu erhalten. Solche schwachen Sterne mit V =19 m erfordern sehr lange Belichtungszeiten von bis zu 10 Stunden, um ein für die Analyse gerade noch brauchbares Signal-Rausch-Verhältnis zu erreichen.
    Bei Sternen in Zwerggalaxien hat man im Vergleich zu den Halosternen nur wenige Auswahlmöglichkeiten, wenn es um die Helligkeiten der Sterne geht. Denn die Zwerggalaxiensterne befinden sich alle in ihrer Heimat-Zwerggalaxie weit draußen im galaktischen Halo und erscheinen dementsprechend sehr schwach am Himmel, auch wenn es sich dabei um leuchtkräftige Riesen handelt. Aber sie sind die Einzigen, die wir mit Teleskopen von 6 bis 10 m Spiegeldurchmesser gerade noch beobachten können.
    Wenn der Himmel nicht vollkommen klar oder die Luft zu sehr verwirbelt ist, dauern diese schon langen Beobachtungen dann noch länger. Das so genannte Seeing wird in Bogensekunden angegeben und beschreibt, über welche Fläche hin das Sternlicht durch die Luftverwirbelungen verschmiert wird. Je nachdem, wie die Luftqualität variiert, kann der Stern dadurch mal kleiner, mal größer erscheinen; kleiner ist dabei wesentlich besser, da das Licht in einem konzentrierteren Strahl auf den Spektrographen fällt. Wenn schlechtes Seeing dazu führt, dass das Bild des Sterns größer als die Spaltbreite des Spektrographen wird, verliert man Sternphotonen, so als wolle man Sand aus einer zu großen Tülle (das Sternlicht) in eine Flasche durch einen viel engeren Flaschenhals (der Spalt) füllen. Wenn aber die Tülle eine sehr viel