In den letzten Jahren seit der Jahrtausendwende haben Astronominnen und Astronomen enorme Fortschritte gemacht, um zu verstehen, wie sich das Universum aus seinem „simplen“ Anfangszustand zu dem vielfältigen Kosmos verwandeln konnte, der heutzutage beobachtet wird. Aber mit jedem schritt nach vorne tauchen neue, faszinierende Fragen auf. Einige der zentralen Aspekte befassen sich damit, wie die frühen Phasen der Strukturbildung im Universum vor sich gegangen sind, wie die Sterne und Galaxien entstanden und was heutzutage beobachtbar ist, um Neues über diese wichtigen Prozesse herauszufinden.

Die Entstehung unserer Galaxis

Um diese grundlegenden Fragen an zu gehen, brauchen Forschende nicht über ihren galaktischen Hinterhof hinaus zu blicken. Denn die ältesten, ungefähr 13 Milliarden Jahre alten Sterne in unserer Heimatgalaxie Milchstraße liefern klare Hinweise. Sie sind Überlebende, die vermutlich in den ersten kleinen Protogalaxien einige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall gebildet wurden, in einer Zeit, als das lose Gas im Universum DURCH DIe Königin aller Kräfte die Gravitation erstmals in regelmäßigen Strukturen anordnete. Allerdings wurden bald darauf viele dieser Zwerggalaxien von ihren etwas massereicheren und somit schneller anwachsenden Nachbargalaxien verschlungen. Durch das „Auffressen“ kleinerer Sternsysteme ist auch das damalige Proto – Milchstraßensystem über Jahrmilliarden zu dem geworden, was es heute ist. Dieser Prozess schreitet in Zukunft noch weiter voran.

Die Sterne der diversen kleinen, irgendwann verschlungenen Galaxien haben sich primär im äußeren Teil unseres Milchstraßensystems angesammelt. Es war nur in der Anfangsphase der Entwicklung unseres Milchstraßensystems möglich, von außen direkt in das Innere der Galaxie durch Akkretion (Ansammlung von Materie durch Gravitation) vor zu dringen. Gezeitenkräfte zerrieben die Zwerggalaxien und verteilten deren Sterne „lose“ im Außenbereich. Seit dem sind dann dort die ältesten Sterne beobachtbar.

Studien dieser Sterne helfen den Astronominnen und Astronomen somit, wertvolle Informationen über die Sternentstehung in ihren kleinen, ursprünglichen Geburtsgalaxien in der Frühzeit des Universums zu erhalten. Allerdings hatten nicht alle diese Zwerggalaxien das Pech, gefressen zu werden. Einige überddauerten, blieben sich selbst überlassen und endeten allein und fernab von allen weiteren Galaxien. Andere wurden von den Gezeitenkräften größerer Galaxien erfasst. Sie umkreisen diese als gravitativ gebundene Satelliten bis heute – aber auch sie stehen auf dem Menü und werden in ferner Zukunft zerfetzt und verspeist – einverleibt, integriert werden.

Archäologie bei Sternen

Unsere Heimatgalaxie die Milchstraße besitzt Dutzende dieser uralten Zwerggalaxien, die in ihrer äußeren Region seit Langem ihre Bahnen ziehen. Zusammen mit den ältesten Sternen unserer Galaxie bieten sie eine einzigartige Gelegenheit zu beobachten, wie Sterne und Galaxien in der ersten Milliarde nach dem Urknall entstanden. Dieser Ansatz wird als „stellare Archäologie“ bezeichnet, da sie auf aktuelle Auswertungen von Beobachtungen frühzeitlicher Objekte bezogen wird. Als solche ergänzt die stellare Archäologie komplementär die Studien der entferntesten Galaaxien, wie zum Beispiel solche, die auf beobachtungen mit dem 6,5 Meter großen James Webb Space Telescope beruhen werden. Das zentrale Konzept der Stellaren Archäologie basiert auf Bestimmung der Häufigkeiten chemischer Elemente in alten Stenen (Metallizität).

Was ist Metallizität?

Wenn Astronominnen und Astronomen von „Metallen“ sprechen, dann meinen sie alle chemischen elemente, die jenseits von Wasserstoff und Helium folgen. Der Grund ist, dass die beiden leichtesten Elemente mit den „Ordnungszahlen“ 1 und 2 sehr häufig vorkommen -alle anderen sind in der Minderheit. Warum ist das so? Wasserstoff und Helium entstanden schon in den ersten Minuten nach dem Urknall in der primordialen Nukleosynthese, als das Universum heiß und dicht genug war, um diese leichten Atomkerne aus Protonen und Neutronen zu fusionieren. Durch die kosmische Expansion kühlte das Universum ab, so dass eine weitere Fusion zu schwereren Elementen nicht möglich war. Erst einige hundert Millionen Jahre später, als die ersten Sterne die kosmische Bühne betraten, ging die Fusionskette der stellaren Nukleosynthese weiter. Die schwersten Elemente bildeten und bilden sich in Explosionen, den Supernovae, massereicher Sterne und in Kollisionen von Neutronensternen – der explosiven Nukleosynthese.

Der Begriff „Metallizität“ ist gleichbedeutend mit „Metallhäufigkeit.“. Ein Stern höherer Mtallizität enthält mehr von allen Elementen, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind. Aufgrund der Entwicklungsgeschichte des Universums ist klar, dass in den allerersten Sternen keine Metalle vorkamen. Sie mussten mit den kosmischen Anfangsstoffen Wasserstoff und Helium auskommen. Sterne dieser „Population III“ waren daher viel massereicher und kurzlebiger. Die alten Sterne in Kugelsternhaufen sind dagegen schon metallreicher und gehören zur „Population II“. Unsere Sonne hingegen ist ein Stern der jüngsten Generaton („Population I“). Sie ist metallreich. Bei ihrer Entstehung vor rund 4,6 Milliarden Jahren nahm sie interstellare Materie in sich auf, die bereits durch Sternexplosionen und weitere Prozesse mit Metallen angereichert war. Absolut gerechnet enthält unsere Sonne 1,4 % Metalle. Das Universum hat demnach rund neun Milliarden Jahre gebraucht, um von 0 auf 1,4 % Metallanteil zu kommen. Sterne, die „heute“ geboren werden, verfügen etwa 2 % Metalle.

Forscher quantifizieren die Metallizität eines Sterns, indem sie die Anzahl N von schweren Atomen wie Eisen N(fe) auf Waserstoff N(H) ins Verhältnis setzen. Beobachter bestimmen diese „relative Elementenhäufigkeit“ anhand von Stärken der Absorptionslinien (Lichtanalyse) von Eisen und Wasserstoff. Als Referenz dient dabei die Elementhäufigkeit unserer Sonne.

 

Quelle: Sterne und Weltraum: 12 / 2021