Sternstunden des Universums

Sterns HE1327-2326. Mit dem Gehalt an Atomen unterschiedlicher Elemente in der Atmosphäre eines Sterns wachsen auch Anzahl und Intensität der Absorptionslinien im Sternspektrum. So zeigt das Spektrum der Sonne im Bereich des sichtbaren Lichts eine Vielzahl intensiver Absorptionslinien unterschiedlicher Elemente. Im Spektrum von HE1327-2326 ist bis auf die äußerst schwach ausgebildete Eisenlinie nichts davon zu sehen.
    Um zu verstehen, wieso die Metallizität eines Sterns Auskunft geben kann über sein Alter, müssen wir zurückblicken in die Frühzeit des Universums. Eine Millionstelsekunde nach dem Urknall war die Temperatur im Kosmos aufgrund seiner stetigen Ausdehnung so weit gesunken, dass die zuvor freien Quarks nicht mehr unabhängig voneinander existieren konnten. Folglich fanden sich je drei dieser Teilchen zu einem Neutron oder einem Proton zusammen, die sich zunächst fortwährend ineinander umwandelten. Mit abnehmender Temperatur im Kosmos verschob sich jedoch das Reaktionsgleichgewicht zugunsten der etwas leichteren Protonen, so dass rund eine Sekunde nach dem Urknall bei einer Temperatur von 10 Milliarden Grad das Zahlenverhältnis Neutronen zu Protonen auf circa 1 zu 6 gesunken war.
    Der nächste Schritt in Richtung Elementbildung vollzog sich im Kosmos etwa drei Minuten nach dem Urknall, bei einer Temperatur von rund einer Milliarde Grad. Da freie Neutronen mit einer Halbwertszeit von 885,7 Sekunden in Protonen, Elektronen und Antineutrinos zerfallen, war zu diesem Zeitpunkt das Verhältnis von Neutronen zu Protonen bereits auf etwa 1 zu 7 gesunken. Zunächst entstand aus einem Neutron und einem Proton ein Deuteriumkern, dann fusionierten zwei Deuteriumkerne entweder zu Helium 3 oder zu Tritium, und schließlich verschmolz das Helium 3 beziehungsweise das Tritium mit einem weiteren Deuteriumkern zum Element Helium. In der Summe entstand also aus zwei Protonen und zwei Neutronen jeweils ein Heliumkern. In Folgereaktionen bildete sich dann noch etwas Lithium und noch weniger Beryllium. Zusammengefasst war der Materiemix im Universum einige Minuten nach dem Urknall ziemlich eintönig: Bezogen auf die Masse bestand es aus 75 Prozent Wasserstoff und 25 Prozent Helium.
    Lange Zeit änderte sich nichts an diesem Verhältnis. Erst rund 200 Millionen Jahre später wandelte sich das Bild. Im Universum war die Temperatur so weit abgesunken, dass die Schwerkraft Wolken aus Wasserstoff und Helium zusammenziehen konnte. Die Gravitation komprimierte die Gasmassen immer weiter, bis es in deren Innerem so heiß wurde, dass dort schließlich Kernfusionsreaktionen zünden konnten. Die ersten Sterne im Universum waren geboren! Simulationen haben gezeigt, dass sie riesig waren: mehrere hundert, vielleicht sogar tausend Sonnenmassen. Doch der eigentliche Wandel vollzog sich in den Sternen. Zunächst verschmolz dort der Wasserstoff zu Helium, dann das Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff, aus diesen Elementen wurde Neon, Magnesium, Schwefel und Phosphor erbrütet, bis die Kette schließlich bei Eisen abbrach. Schwerere Elemente als Eisen konnten die Sterne nicht fusionieren, denn deren Komposition erfordert Energie, wogegen alle vorausgegangenen Verschmelzungsreaktionen Energie liefern. Kurzum: Am Ende dieser Fusionskette besaßen die Sterne keine Energiequellen mehr. Der Strahlungsdruck, der bislang den Stern gegen die auf seinem Kern lastenden äußeren Gasmassen stabilisiert hatte, brach zusammen, und der Stern kollabierte in einer gigantischen Supernova. Der Sternkern verdichtete sich aufgrund der ursprünglich riesigen Sternmasse zu einem stellaren Schwarzen Loch, wogegen die umhüllenden Gasmassen, wie schon weiter oben anhand einer SN des Typs II beschrieben, weit in den Raum hinausgeschleudert wurden.
    Mit der davonfliegenden Materie wurden auch die im Stern erbrüteten Elemente weiträumig verbreitet. Bestanden bis dahin die Wolken zwischen den Sternen noch ausschließlich aus Wasserstoff und Helium, so wurden sie jetzt erstmals mit schweren Elementen »verunreinigt«. Und als die nächste Sterngeneration aus dem Material dieser Wolken hervorging, waren das keine reinen Wasserstoff-Helium-Sterne mehr, sondern sie hatten bereits einen, wenn auch geringen Anteil an schweren Elementen eingebaut. Als sich auch diese Sterne, die natürlich wiederum schwere Elemente erbrüteten, in einer Supernova verabschiedeten, wurde das interstellare Medium, das Gas zwischen den Sternen, noch mehr mit sogenannten Metallen