GALAXIS/135: Aus der Kinderzeit unserer Galaxis (Sterne und Weltraum)
Sterne und Weltraum 7/10 - Juli 2010
Zeitschrift für Astronomie
Aus der Kinderzeit unserer Galaxis
Was metallarme Sterne über die Geburt des Milchstraßensystems verraten
Von Anna Frebel
Uralte Sterne sind Zeugen der Geburt unseres Milchstraßensystems. Entdeckungen solcher Sterngreise im galaktischen Halo und neuerdings auch in Zwerggalaxien offenbaren, wie unsere Heimatgalaxie aus kannibalischen Verschmelzungen kleinerer Galaxien hervorging.
| In Kürze
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| - | Als »Stellare Archäologen« untersuchen die Astronomen die chemische Zusammensetzung alter Sterne im Milchstraßensystem. |
| - | Von besonderem Interesse sind dabei metallarme Sterne. Sie entstanden innerhalb der ersten Milliarden Jahre nach dem Urknall und gehören damit einer früheren Sterngeration an als unsere Sonne. |
| - | Solche alten Sterne finden die Forscher nicht nur im galaktischen Halo, sondern auch in benachbarten Zwerggalaxien. Die Elementhäufigkeiten der hier entdeckten Sterne ähneln denen der im Halo gefundenen Sterne zum Verwechseln - ein starkes Indiz dafür, dass der Halo der Milchstraße aus den Sternen ehemaliger Zwerggalaxien zusammengewürfelt wurde. |
Wir Menschen sind alle Kinder des Kosmos: Aus Sternenstaub gemacht, tragen wir sogar Produkte des Urknalls in uns. Unser Körper besteht zum großen Teil aus Wasser und damit aus den Elementen Wasserstoff und Sauerstoff. Neutrale Wasserstoffatome entstanden rund 400.000 Jahre nach dem Urknall aus den damals freifliegenden Protonen und Elektronen. Heute, rund 14 Milliarden Jahre später, trägt jeder von uns fünf bis zehn Kilogramm dieses Materials aus der Frühzeit des Universums in sich. Andere Elemente wie Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff wurden erst später in Sternen zusammengekocht und in Supernova-Explosionen ins All zurück geschleudert. Da im All nichts verloren geht, lief alles Material wieder und wieder durch Generationen von Sternen und landete über die Planetenbildung schließlich im Menschen.
Der US-amerikanische Astronom Carl Sagan sagte einst: »Wenn du einen Apfelkuchen von Grund auf selbst machen möchtest, musst du zunächst das Universum erfinden.« Denn ein Apfel besteht aus mindestens 16 verschiedenen Elementen, einschließlich Kohlenstoff (C), Sauerstoff (O), Kalzium (Ca), Eisen (Fe) und Kupfer (Cu). Der Apfel ist aber, verglichen mit dem menschlichen Körper, eher einfach aufgebaut. Unser Körper besteht aus mehr als dreißig verschiedenen Elementen, wenn auch viele nur in geringen Spuren vorhanden sind. All diese Elemente sind das Ergebnis eines kosmischen Herstellungsverfahrens, das Jahrmilliarden dauerte und das die Astronomen als chemische Entwicklung des Universums bezeichnen.
Wenn heute auf der Erde Organismen leben und verwesen oder in der häuslichen Küche gekocht und gebacken wird, dann ändert sich einzig die Anordnung der Atome in den verschiedenen Molekülen zu anderen Molekülen. Dabei bleiben die Atome der chemischen Elemente, aus denen die Moleküle bestehen, unverändert: Sauerstoff bleibt Sauerstoff und Kohlenstoff bleibt Kohlenstoff. Denn erzeugt werden konnten diese Elemente nur durch thermonukleare Reaktionen im Inneren von Sternen, also durch Kernfusion, bei der zwei Atomkerne zu einem neuen, größeren Kern verschmelzen.
Wir werden hier die kosmische Herkunft eines Apfels, und damit auch die Herkunft der Elemente im Universum, betrachten. Dazu suchen wir nach den ältesten Sternen aus einer Zeit kurz nach dem Urknall. Wir hoffen, dass sie uns von der frühen Entwicklung des Universums erzählen, von den ersten Sterngenerationen und dem Anbeginn der chemischen Evolution. Doch ohne groß angelegte Beobachtungsprogramme lassen sich die seltenen alten Sterne in den Weiten des Kosmos nicht auffinden. Länderübergreifende Projekte sind heute die Norm, um die Arbeitskraft der Wissenschaftler zu bündeln. Nicht zuletzt wollen die Astronomen die Geheimnisse des Weltalls lüften und dann der Öffentlichkeit rund um den Globus näher bringen.
Charakterisierung der chemischen Zusammensetzung
Sterne enthalten chemische Elemente in unterschiedlicher Häufigkeit. Zur Charakterisierung ist es üblich, die Häufigkeiten der chemischen Elemente in einem Stern auf den jeweiligen Wert für die Sonne zu beziehen. Dazu nutzen die Astrophysiker den Logarithmus des berechneten Anzahlverhältnisses NA/NB der Atome zweier Elemente A und B im Vergleich zu dem Anzahlverhältnis in der Sonne. Diese logarithmische Zahl wird mit dem Symbol [A/B] bezeichnet und ist wie folgt definiert:
[A/B] = lg (NA/NB)* - lg (NA/NB)⨀
Dabei bezeichnet der Index * Stern und der Index ⨀ die Sonne. Mit dieser Definition lassen sich Häufigkeitsverhältnisse durch relativ kleine Zahlen beschreiben.
Von besonderem Interesse ist das Verhältnis [Fe/H], das ein Maß für die Metallhäufigkeit eines Sterns ist. Als »Metalle« bezeichnen die Astrophysiker, im Gegensatz zur Chemie, alle Elemente, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind. Jeder Stern mit einem kleineren Verhältnis von Eisen (Fe) zu Wasserstoff (H) als in unserer Sonne gilt als »metallarm«. Für diese Sterne ist [Fe/H] negativ. Die Metallizitäten der Sterne des Milchstraßensystems betragen +0,5 bis - 5,4.
Die Grafik gibt vier Beispiele für Spektren von Sternen mit unterschiedlicher Metallizität. Die Sonne (oberes Spektrum) ist sehr metallreich, deshalb zeigt ihr Spektrum viele starke und oft überlappende Absorptionslinien. Der Stern, der im Spektrum darunter dargestellt ist, ist 40 Mal eisenärmer; manche Linien, die im Sonnenspektrum noch zu erkennen sind, lassen sich hier schon nicht mehr messen. Das dritte Spektrum von oben gehört zu einem Stern, der 1500 Mal eisenärmer ist als die Sonne, daher sind auch die stärksten messbaren Linien schon relativ schwach. Beim eisenärmsten Stern mit 250 Mal weniger Eisen als die Sonne (unteres Spektrum) lassen sich nur noch wenige Linien messen; hier liegen die stärksten Eisenlinien im blauen Bereich des optischen Spektrums bei 386 Nanometer.
| Eigenschaften der metallärmsten Sterne
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Stern
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Eisenhäufigkeit
[Fe/H] |
Häufigkeitsmuster
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Kommentar
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Sonne
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0,0
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»Normal«, metallreich
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unser Vergleichsstern
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HE 1327-2327
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-5,4
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Hohe Werte von [C/Fe],
[N/Fe] und [O/Fe] |
eisenärmster Stern
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HE 0107-5240
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-5,2
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Hohe Werte von [C/Fe],
[N/Fe] und [O/Fe] |
erster Stern mit
[Fe/H] < - 5,0 |
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HE 0557-4048
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-4,8
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Nur hoher [C/Fe]-Wert,
ansonsten ähnliches Häufig- keitsmuster wie bei der Sonne |
drittmetallärmster
Stern |
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CD -38° 245
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-4,0
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Sonnenähnliches Muster,
nur um vier Größenordnungen geringere Häufigkeiten |
langjähriger
Rekordhalter bis 2001 |
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S1020549
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-3,8
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Häufigkeiten wie andere
metallarme Halosterne, beispielsweise CD -38° 245 |
Stern in der
Sculptor-Zwerggalaxie |
Bildunterschrift der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildung der Originalpublikation:
Je geringer die Metallhäufigkeit ist, desto schwächer sind bestimmte Absorptionslinien ausgeprägt, beispielsweise die Linien des Eisens (Fe) und von Nickel (Ni), in einem Sternspektrum. Ganz oben ist das Spektrum der Sonne dargestellt, darunter Sternspektren mit abnehmender Metallizität [Fe/H].
Stellare Archäologie
Heute gibt es umfassende Durchmusterungen der Milchstraße, die uns mit vielen Sterndaten versorgen und uns helfen, die lange Entwicklungsgeschichte der Elemente fast bis zum Anfang zurückzuverfolgen. Wir blicken dabei in die frühesten Epochen unserer Heimatgalaxie und ihrer Entstehung. Als »stellare Archäologen« untersuchen wir vornehmlich die chemische Zusammensetzung alter Sterne in unserer Galaxis, dem Milchstraßensystem. Die massearmen Sterne leuchten auch heute noch, weil sie mit weniger als 0,8 Sonnenmassen Lebenserwartungen haben, die das jetzige Alter des Universums überschreiten. Im Vergleich dazu sind die Sternkollegen mit größerer Masse und höherer Leuchtkraft aus jener frühen Zeit wegen ihrer geringeren Lebensdauer schon lange als Supernovae explodiert. Besonders reizvoll an der stellaren Archäologie ist die Suche nach Sternen der allerersten Generation im Universum.
Die Astronomen nutzen alte Sterne zur Beantwortung grundlegender Fragen, ähnlich wie die Paläontologen Saurierknochen nutzen: Wie sahen jene Kreaturen aus, in welcher Umgebung lebten sie und woraus entstanden sie? Die stellare Archäologie versucht, die Eigenschaften der ersten Supernova-Explosionen zu rekonstruieren. Welche Elemente produzierten sie und in welchen Mengen? Erschließen sich daraus die Bedingungen der frühen Stern- und Galaxienentwicklung?
Ein komplementärer Ansatz zur Erforschung der Frühgeschichte des Universums ist die Beobachtung extrem weit entfernter Galaxien. Daher wissen wir, dass es bereits rund 700 Millionen Jahre nach dem Urknall Sterne gab. Das Inter esse der Forschung richtet sich vor allem darauf, in möglichst frühe Stadien der Sternentstehung vorzudringen. Können wir mit konkreten Beobachtungsdaten herausfinden, wann und wie die Sternentwicklung nach dem Urknall tatsächlich vor sich ging?
Kurz nach dem Urknall bestand die ursprüngliche, die »primordiale« Materie des Universums aus den drei leichtesten Elementen: rund 72 Prozent Wasserstoff, 27 Prozent Helium und Spuren von Lithium. Daraus entstanden Sterne der ersten Generation, die vermutlich sehr massereich waren, viele von ihnen vielleicht hundert Mal schwerer als unsere Sonne. Ihr kurzes Leben von wenigen Millionen Jahren Dauer endete in Supernova-Explosionen, die dann die Materie im Universum erstmals mit ganz neuen chemischen Elementen anreicherten.
Bereits vor der Explosion hatten die se Sterne neue Elemente gebildet, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind. In der Wucht der Explosionen kamen Stück für Stück alle weiteren Elemente des Periodensystems hinzu. Die Astrophysiker bezeichnen heute alle Elemente, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind, zusammenfassend als »Metalle«. Und mit unserer Sonne als Referenz bezeichnen sie Sterne mit einem geringeren Eisenanteil als in der Sonne generell als »metallarm« (siehe Infokasten).
Die Anreicherung des interstellaren Mediums mit schwe eren Elementen verr änderte die Entstehungsbedingungen und den Lebenslauf aller weiteren Sterngenerationen. Metalle kühlen die Gaswolken, womit auch kleinere Wolkenkomplexe zu Sternen kollabieren können, die eine Sonnenmasse oder sogar weniger aufweisen. Wir bezeichnen diese mit nur wenigen Metallen angereicherten Sterne als Sterne der Population II und unterscheiden sie von den später auftretenden metallreicheren Sternen der Population I. Die Fortsetzung der Nummerierung zum Urknall hin definiert dann die metallfreien ersten Sterne des Universums als Population III.
Diese allererste Sterngeneration bestand aus Sternriesen mit enormen Massen, die ihren Brennstoffvorrat durch Kernfusion sehr schnell umwandelten und deshalb extrem kurzlebig waren. Daher lassen sich diese Objekte heute nicht mehr beobachten, und alles, was wir über sie wissen, basiert auf Computersimulationen. Unsere Sonne entstand jedoch erst nach zwei Dritteln auf dem Weg vom Urknall zum heutigen Tag und zählt zur Population I.
Die metallarmen Sterne, über die ich hier berichte, sind allesamt extreme Beispiele für Sterne der Population II. Sie stammen aus einer kurzen Phase, in der das Auftreten der Metalle zwar schon erste langlebige, massearme Sterne entstehen lässt, in der diese Metalle jedoch wahrscheinlich noch nicht allgegenwärtig sind. Die Untersuchung solcher Sterne liefert unschätzbare Einblicke in eine Ära, die anderen Beobachtungen, wie zum Beispiel der Untersuchung von Galaxien mit hoher Rotverschiebung, unzugänglich ist, und lässt eine teilweise noch recht inhomogene stoffliche Zusammensetzung des frühen Universums erkennen.
Die chemisch primitivsten Sternengreise weisen eine unerwartete Vielfalt von Elementhäufigkeiten auf. Dies deutet darauf hin, dass es wahrscheinlich verschiedene Arten von Supernovae mit unterschiedlichen Explosionsenergien gab, oder dass die herausgeschleuderten Metalle nicht immer sofort homogen im interstellaren Medium verteilt wurden.
Wir wissen aber auch, dass schon sehr bald darauf die schweren Elemente weiträumig und homogen verbreitet waren, da die etwas weniger metallarmen Sterne schon übereinstimmende Häufigkeitsmuster zeigen. Im Gegensatz zu den metallarmen Sternen, die wir hier suchen, besteht die Sonne aus einem stark durchmischten Elemente-Cocktail, der in unzähligen Supernova-Explosionen über Jahrmilliarden hinweg zusammengebraut wurde. Darin ist jede Information über Einzelereignisse verkocht. Dies gilt jedoch nicht für die metallärmsten Sterne, da das Universum zur Zeit ihrer Entstehung noch nicht genügend schwere Elemente produziert hatte.
Aufspüren metallarmer Sterne mit spektroskopischen Mitteln
Wir suchen nach früh entstandenen, besonders metallarmen Sternen, also nach solchen, die nur geringste Mengen an schweren Elementen aufweisen. Die Schlüsseltechnologie ist hier die Spektroskopie: Jedes chemische Element absorbiert Licht bei charakteristischen Wellenlängen, die als dunkle Linien im Spektrum des Sterns auftauchen. Durch die Zerlegung des Sternlichts mit einem Spektroskop lassen sich diese Linien beobachten. Somit können wir auf den Metallgehalt des Sterns schließen.
Um die interessanten Objekte mit besonders schwachen Linien, also potenziell niedrigen Elementhäufigkeiten, dingfest zu machen, verwenden wir ein Verfahren, das die Gesuchten schrittweise einkreist. In drei Schritten gelangen wir von einer riesigen Sternenstichprobe mit grober Information zu einer kleinen Stichprobe höchst Verdächtiger mit sehr genauer Information.
Im ersten Schritt suchen wir nach Kandidaten potenziell metallarmer Sterne innerhalb der größtmöglichen spektroskopischen Himmelsdurchmusterung. Da sich Quantität und Qualität im Beobachtungsaufwand multiplizieren, enthalten große Durchmusterungen nur Spektren niedriger Auflösung, die damit aber ein Startpunkt für die weitere Arbeit sind. Diese Spektren sollten die extrem starke Absorptionslinie des Kalziums (Ca) bei der Wellenlänge 393,3 Nanometer aufweisen, die auch als Kalzium-K-Linie bekannt ist. Sie lässt sich auch in niedrig auflösenden Spektren noch messen, selbst wenn das Objekt einen niedrigen Metallgehalt aufweist und die Linie somit verhältnismäßig schwach ausgeprägt ist.
Als Ausgangspunkt für unsere Suche nutzten wir bisher vornehmlich die Hamburg/ESO-Durchmusterung, die in den 1990er Jahren unter der Leitung von Hamburger Astronomen mit dem 1,2-Meter-Schmidt-Teleskop der europäischen Südsternwarte (ESO) auf dem Berg La Silla in Chile aufgenommen wurde. Eine einzelne Schmidt-Platte erfasst Felder mit einer Fläche von jeweils fünf mal fünf Grad. Dank eines Objektivprismas, welches das Sternlicht in seine Spektralfarben zerlegt, zeigen die Aufnahmen jedes Objekt gleich als Spektrum. Rund 400 Felder enthalten insgesamt vier Millionen Spektren. In dieser Stic hprobe befinden sich Sterne aller Arten sowie Galaxien und Quasare. Die Auswahl metallarmer Kandidaten können Computer mit geeigneten Algorithmen durchführen. Das Ziel ist es, Sterne zu unterscheiden, und grob zu erkennen, ob die Kalzium-K-Linie vielleicht besonders schwach ausgeprägt ist. Die niedrige spektrale Auflösung von 1,0 bis 1,5 Nanometer ist aber für Computer ebenso eine Herausforderung wie für menschliche Experten. Die Liste ausgewählter Kandidaten enthält daher sowohl metallarme Sterne als auch Fehldiagnosen.
Nun betrachten wir in einem zweiten Schritt die Kandidaten genauer, um die Metallarmut zu bestätigen und die Fehldiagnosen auszusondern. Dazu benötigen wir Spektren mit einer höheren Auflösung im Bereich von 0,1 bis 0,2 Nanometern und mit einem geringeren Rauschen. In diesen Spektren sollte die Kalzium-K-Linie so kontrastreich hervortreten, dass sich ihre Stärke genauer vermessen und somit der Metallreichtum grob schätzen lässt. Dabei verlassen wir uns darauf, dass die Kalziumhäufigkeit ein guter Indikator für die Eisenhäufigkeit ist, die traditionell dafür benutzt wird, den Metallgehalt insgesamt zu beschreiben. Beide Annahmen sind aber nicht absolut zuverlässig, und hier kommt der letzte Schritt ins Spiel.
Bereits die Messung der Kalzium-K-Linie erfordert Teleskope mit zwei bis vier Meter Spiegeldurchmesser - obwohl diese Linie, abgesehen von den Wasserstofflinien, die stärkste Linie im gesamten Spektrum ist. Die Absorptionslinien des Eisens sind aufgrund atomphysikalischer Eigenschaften bei gleicher Häufigkeit weit schwächer ausgeprägt als beispielsweise die K-Linie des Kalziums und bleiben deswegen in diesem Schritt noch im Rauschen verborgen. Dies ist besonders bei metallarmen Sternen der Fall, bei denen die Eisenlinien wegen des Eisenmangels sowieso nur schwach ausgeprägt sind. Ihr Nachweis erfordert die größten Teleskope der Welt mit Spiegeldurchmessern von sechs bis zehn Metern, bei denen die Beobachtungszeit teurer und härter umworben ist.
In diese dritte Runde schaffen es jetzt nur noch die metallärmsten, aussichtsreichsten Kandidaten, die mit der Kalzium-K-Linie identifiziert wurden: Dies ist die Runde der hochauflösenden Spektroskopie (0,01 bis 0,02 Nanometer). Da hier das Spektrum sehr weit aufgefächert werden muss, erfordern die Beobachtungen einen möglichst großen Spiegel, um bei jeder Wellenlänge genügend Photonen einzufangen. Diese Spektren ermöglichen dann endlich eine umfassende chemische Analyse eines Sterns, denn sie zeigen nicht nur Eisenlinien, sondern auch viele andere Linien weiterer Elemente wie Kohlenstoff, Natrium, Magnesium, Titan, Nickel, Strontium und Barium. Die Linienmessungen werden dann im letzten Schritt mit Hilfe von computersimulierten Sternatmosphären in Elementhäufigkeiten umgewandelt.
Nadeln im galaktischen Heuhaufen
Als im Jahr 1984 der Stern CD -38° 245 entdeckt wurde, der nur rund ein Zehntausendstel der solaren Eisenhäufigkeit aufweist, bezweifelten die Astronomen, dass jemals ein Stern mit einer noch geringeren Eisenhäufigkeit gefunden werden könnte. Doch im Jahr 2002 stießen Norbert Christlieb und Kollegen von der Hamburger Sternwarte in der Hamburg/ESO-Durchmusterung auf den Stern HE 0107-5240, der nur noch rund ein 150.000stel der solaren Eisenhäufigkeit aufweist.
Diese sensationelle Entdeckung gilt als großer Durchbruch, hatte sie doch bewiesen, dass es diese ältesten Zeugen des frühen Universums tatsächlich im Milchstraßensystem gibt. Nur drei Jahre später ergaben meine Arbeiten, dass der Stern HE 1327-2326 sogar nur ein 250.000stel des solaren Eisens enthält. Dieser Rekord blieb bis heute ungebrochen. Derzeit laufen einige Projekte mit dem Ziel, noch weitere dieser außerordentlichen Sterne zu finden. Ein dritter Stern, mit etwa einem 70.000stel der solaren Eisenhäufigkeit, wurde bereits gefunden, doch die Astronomen hoffen weiterhin auf wesentlich mehr Sterne, die den alten Rekordhalter von 1984, CD -38° 245, unterbieten.
Im Stern HE 1327-2326 kommen auf jedes Eisenatom acht Milliarden Wasserstoffatome. Damit enthält dieser Stern insgesamt hundert Mal weniger Eisen als der Eisenkern im Inneren der Erde, obwohl der Stern ja eine 300.000 Mal größere Masse aufweist. Streng genommen ist er allerdings nicht der metallärmste aller Sterne, da sein Mangel an Elementen, die leichter als Eisen sind, ungewöhnlicherweise nicht so stark ausgeprägt ist wie sein Eisenmangel.
Tatsächlich besitzen die beiden eisenärmsten Sterne somit die größten bisher gemessenen Verhältnisse von Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff zu Eisen, sowie relativ große Mengen an Natrium, Magnesium, Kalzium und Titan. Über deren Ursprung wird zwar spekuliert, die Sache ist aber noch nicht verstanden. HE 1327-2326 enthält sogar Elemente, die schwerer als Eisen sind, speziell Nickel und überraschenderweise Strontium in 15 Mal größerer Menge als Eisen. Woher soviel Strontium stammt, ist bislang ungeklärt, denn es entsteht sonst nur in Spuren durch Neutroneneinfang. Eventuell deutet das auf eine spezielle Art von Supernovae hin, die möglicherweise nur im frühen Universum auftrat.
Die Häufigkeitsmuster dieser chemisch extremen Sterne deuten darauf hin, dass sich die frühesten massearmen, heute noch beobachtbaren Sterne aus einer interstellaren Gaswolke bildeten, die nur von einer oder sehr wenigen Population-III-Supernovae mit Metallen angereichert wurde. Generell spricht man deshalb vom »chemischen Fingerabdruck« der ersten kosmischen Explosionen, der in den metallärmsten Sternen der Milchstraße gemessen werden kann. Erst mit einer größeren Zahl an Supernovae mitteln sich die Variationen der individuellen Nukleosynthese-Produkte zu einer einheitlichen Mischung. Genau das finden wir auch in anderen, etwas eisenreicheren Sternen.
Wo verstecken sich die metallarmen Sterne?
Unser Sonnensystem liegt rund 26.000 Lichtjahre vom Zentrum des Milchstraßensystems entfernt, also etwa auf halbem Weg zu seinem äußeren Rand. Für die Suche nach metallarmen Sternen ist diese Perspektive gar nicht schlecht. Alte Sterne findet man etwas einfacher im Halo der Galaxie, dem dünn besiedelten Sternfeld ober- und unterhalb der Scheibe, das die gesamte Milchstraße kugelförmig umgibt und vermutlich hundert Kiloparsec weit reicht. Die metallärmsten Sterne umkreisen das Milchstraßensystem dort tendenziell eher weiter draußen, auf elliptischen Bahnen, und sind oft sehr lichtschwach. Dort lassen sie sich nur mit größeren Teleskopen aufspüren.
Die Durchmusterungen des letzten Jahrzehnts sind zwar noch nicht ganz ausgereizt, doch neue Projekte versprechen noch mehr: Im Arbeitsgebiet der stellaren Archäologie herrscht eine regelrechte Aufbruchstimmung. Schon bald wird der australische SkyMapper Survey riesige Datenmengen hervorbringen. In diesem Projekt durchmustert ein 1,3-Meter-Teleskop den südlichen Sternenhimmel. Ein Ziel des SkyMapper Survey besteht darin, die Helligkeiten von Sternen bei sechs verschiedenen Wellenlängen bis zu einer Grenzgröße von 23 mag zu messen.
Diese Beobachtungen werden nicht nur unzählige Kandidaten metallarmer Sterne liefern, sondern auch die Entdeckung neuer lichtschwacher Zwerggalaxien ermöglichen. Damit können wir noch besser die chemischen und dynamischen Prozesse erforschen, die zur Entstehung der ersten Sterne und Galaxien wie dem Milchstraßensystem führten.
Alte Sterne tauchen nämlich nicht nur im galaktischen Halo, sondern auch in Zwerggalaxien auf. Diese Sternsysteme begleiten die Milchstraße, sie sind aber vollständige Galaxien aus leuchtenden Sternen und Gas. Zudem sind sie von einem eigenen Halo aus Dunkler Materie umgeben. Hinsichtlich dieser Eigenschaft unterscheiden sie sich von Kugelsternhaufen, die keinen dunklen Halo haben. In den kleinsten Zwerggalaxien gibt es viel weniger Sterne als in Kugelsternhaufen, aufgrund ihrer Lichtschwäche sind sie am Himmel kaum als Galaxie zu erkennen. Sie treten in von Sternen ohnehin übersäten Himmelsregionen als kaum merkliche örtliche Überhäufigkeit einzelner Sterne auf. Manchmal sehen wir nicht mehr als einige hundert ihrer hellsten Sterne. Ausgeklügelte Computerprogramme mit speziellen Suchalgorithmen sind nötig, um sie überhaupt finden zu können (siehe SuW 6/2010, S. 48).
Dennoch entdeckten die Astronomen in den letzten drei bis vier Jahren mehr als zehn solcher Minigalaxien und verdoppelten damit die Zahl der bekannten Zwerggalaxien in der Umgebung des Milchstraßensystems. Diesen Erfolg verdanken sie dem Sloan Digital Sky Survey (SDSS), der mit einer Weitfeld-Kamera an einem 2,5-Meter-Teleskop in Apache Point im US-Bundesstaat New Mexico ein Viertel des nördlichen Himmels in fünf Farben erfasste. Der SDSS zeigt noch Objekte, die leuchtschwächer als 20 sind und ersetzt heutzutage den Palomar Observatory Sky Survey POSS, dem er hinsichtlich der Bildschärfe, Grenzhelligkeit und Messgenauigkeit weit überlegen ist.
Mit metallarmen Sternen in Zwerggalaxien können wir im Prinzip die frühe Entwicklung dieser Sterne einfacher studieren als im Milchstraßensystem, in dem es so viel mehr jüngere Sterne gibt, dass sich die Sterngreise kaum mehr auffinden lassen. Zusätzlich hilft uns ein detailliertes Wissen über den gesamten Sterninhalt einer Galaxie, auch mehr über die allgemeine Entwicklung von Galaxien zu lernen. Bis heute ist unklar, welche Faktoren für die Bildung der allerersten Galaxien nach dem Urknall entscheidend waren, und in welchen Schritten das Milchstraßensystem entstand. Zwerggalaxien könnten hier weiterhelfen, denn gängigen kosmologischen Modellen zufolge wurden alle größeren Galaxien aus kleineren galaktischen Bausteinen zusammengesetzt. Das funktioniert so, wie Kinder ein Haus aus Lego bauen: Einzelne Teile des Hauses werden aus den Bausteinen zusammengesetzt, etwa das Dach oder ein paar Wände, und zum Schluss werden diese zusammengeführt.
Unser Milchstraßensystem entstand höchstwahrscheinlich durch Zusammenstöße einiger Zwerggalaxien von der Größe der Magellanschen Wolken und verschluckte bei dieser Gelegenheit auch viele noch kleinere Galaxien. Computersimulationen dieser Entstehungsgeschichte ähneln einer Mischung aus dem Schwirren um einen Bienenstock und dem Wirbel eines Wasserstrudels: Verschiedene Galaxien und riesige Ströme aus Gas und Sternen schwirren um das neu entstehende Objekt herum. Das meiste Material wird in die wachsende zentrale Galaxie integriert, aber einiges bleibt übrig und umkreist die Milchstraße noch heute - als Zwerggalaxien voller alter Sterne und somit als direkte Zeugen der Geburt unseres Milchstraßensystems! Ihre Eigenschaften berichten von den Bedingungen der frühen Sternentstehung und auch von der Dynamik der frühen Milchstraße. Aber beschreibt die Computersimulation die Entstehung des Milchstraßensystems auch richtig?
Galaktischer Halo aus zerfetzten Zwerggalaxien?
Den kosmologischen Simulationen zu folge entstand speziell der Halo des Milchstraßensystems aus den Sternen auseinandergerissener kleinerer Zwerggalaxien. Wenn sich die übrig gebliebenen Zwerggalaxien nicht durch besondere Eigenschaften auszeichnen, dann sollten ihre Sterne die gleichen chemischen Muster aufweisen wie die Sterne des Halos. Zeigt sich aber ein Unterschied, dann muss man entweder an den ansonsten sehr erfolgreichen Simulationen zweifeln oder die Ursache für eine mögliche Sonderstellung der überlebenden Zwerggalaxien finden. Genau dies untersuchte unsere Arbeitsgruppe kürzlich mit chemischen Analysen einzelner extrem metallarmer Sterne in einigen der leuchtschwächsten Galaxien im Universum, die zuvor im SDSS gefunden worden waren.
Es zeigte sich, dass sich die Elementhäufigkeiten dieser Sterne und ihrer Gegenstücke im Halo zum Verwechseln ähneln. Dies deutet stark darauf hin, dass der Halo der Milchstraße wirklich aus den Sternen ehemaliger Zwerggalaxien zusammengewürfelt wurde, da sich die Sterne wie getrennte Zwillinge verhalten. Eine solche Erkenntnis über die Haloentstehungsphase unserer Galaxie war schon mit nur einer Handvoll metallarmer Sterngreise möglich.
Künftige Beobachtungen von Sternen in weiteren Zwerggalaxien werden diese Erkenntnisse bestätigen oder aufschlussreiche Ausnahmen finden. Wir hoffen dabei, viel über die Entwicklung primitiver Zwerggalaxien zu lernen - nicht zuletzt, weil diese ersten von uns gefundenen metallarmen Sterne andeuten, dass sie womöglich Mitglieder der zweiten Sterngeneration in ihren jeweiligen Systemen sein könnten, und somit direkt von der ersten Generation abstammen würden. Diese Sterne trügen dann den chemischen Fingerabdruck der Population-III-Sternriesen des frühen Universums in sich. Dies ist ja genau das ultimative Ziel der stellaren Archäologie.
Doch bevor sich konkrete Schlüsse über die frühesten Sterngenerationen in Zwerggalaxien ziehen lassen, müssen wir weitere der metallärmsten Sterne in möglichst vielen Zwerggalaxien finden. In den etwas leuchtkräftigeren Zwerggalaxien, die schon seit Jahrzehnten bekannt sind, suchten die Astronomen über lange Zeit hinweg nach extrem metallarmen Sternen. Allerdings konnten sie die seltenen Sterne aufgrund unzureichender Suchmethoden nicht finden.
Jüngst führten neue Analysetechniken aber auch bei diesen etwas massereicheren Zwerggalaxien zum Durchbruch. Sie lieferten den ersten extrem metallarmen Stern in der Sculptor-Zwerggalaxie im Sternbild Bildhauer. Damit sind wir nun auch in der Lage, chemisch primitive, metallarme Sterne nicht nur in den allerschwächsten, sondern auch in etwas leuchtkräftigeren Zwerggalaxien zu finden. Bisher gleichen alle diese Häufigkeitsmuster denen der Halosterne, was somit andeutet, dass der galaktische Halo tatsächlich aus verschiedenen Arten von kleineren und größeren Galaxien gebildet wurde.
Trotz dieser ersten Erfolge bleibt es nach wie vor sehr aufwändig, die chemischen Häufigkeiten einzelner weit entfernter Sterne innerhalb von Zwergalaxien genau zu bestimmen. Tief im galaktischen Halo, ob im Feld oder in Zwerggalaxien, erscheinen diese Sterne mit Helligkeiten von 17 mag und schwächer. Eine detaillierte Häufigkeitsanalyse verlangt ein hoch aufgelöstes Spektrum, das bei diesen geringen Helligkeiten eine ganze Beobachtungsnacht an einem Großteleskop in Anspruch nimmt.
Unsere Arbeit erfordert daher Reisen zum Las-Campanas-Observatorium in Chile. Dort beobachten wir die Sterne der Zwerggalaxien an einem der beiden 6,5-Meter-Magellan-Teleskope mit dem hochauflösenden Echelle-Spektrografen MIKE (Magellan Inamori Kyocera Echelle). In den insgesamt sieben Nächten, die wir für die Weiterführung dieses Projekts zur Verfügung haben, möchten wir eine Handvoll uralter Sterngreise unter die Lupe nehmen. Hoffentlich werden sie uns viel über ihre Heimatgalaxie und die Entstehung der Milchstraße erzählen.
Anna Frebel ist derzeit als Clay Fellow am Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambrigde, Massachusetts, tätig. Für ihre Studien metallarmer Sterne aus dem Hamburg/ESO-Survey wurde sie mehrfach ausgezeichnet, unter anderem mit dem Ludwig-Biermann-Preis der Astronomischen Gesellschaft im Jahr 2009. Derzeit leitet sie mehrere Projekte, unter anderem zur Identifizierung metallarmer Sterne in verschiedenen Arten von Zwerggalaxien, um diese mit theoretischen Konzepten der frühen Galaxienentwicklung zu verbinden.
Literaturhinweise
Frebel, A.: Auf der Spur der Sterngreise. In: Spektrum der Wissenschaft, 9/2008, S. 24-32.
Frebel, A. et al.: Nucleosynthesis Signatures of the First Stars. In: Nature 434, S. 871-873, 2005.
Frebel, A. et al.: Linking Dwarf Galaxies to the Halo Building Blocks with the most metal-poor star in Sculptor. In: Nature 464, S. 72-75, 2010.
Lisker, Th.: Die Welt der Zwerggalaxien. In: Sterne und Weltraum 6/2010, S. 48-59.
Weblinks zum Thema: www.astronomie-heute.de/artikel/1034404
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Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:
Abb. S. 30-31:
Im Sternengewirr unserer Milchstraße suchen die Astronomen nach alten Sternen, die kaum Elemente schwerer als Helium enthalten. Diese willkommenen Botschafter aus der Entstehungszeit unserer kosmischen Heimat verstecken sich insbesondere im galaktischen Halo sowie in Zwerggalaxien, die viele tausend Mal masseärmer sind als die Magellanschen Wolken (unten rechts im Bild). Neue digitale Himmelsatlanten ermöglichen die Entdeckung solcher leuchtschwachen Sternsysteme im Halo unserer Milchstraße.
Abb. S. 35:
Wenige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall war das »dunkle Zeitalter« beendet, es bildeten sich die ersten Sterne. Die Astronomen bezeichnen sie als »Population III«. Diese massereichen Sterne beendeten ihren Lebensweg schon früh als Supernovae, die das kosmische Gas mit schwereren Elementen anreicherten. Daraus entstanden Sterne einer neuen Generation, der Population II, und noch später die metallreicheren Sterne der Population I.
Abb. S. 37:
Eine Zwerggalaxie ähnlich der Großen Magellanschen Wolke, die eine Galaxie ähnlich unserem Milchstraßensystem umkreist, wird allmählich zerissen. Die vier Bilder aus einer Computersimulation zeigen diesen Vorgang von links nach rechts. Nach rund einer halben Milliarde Jahre ist die Zwerggalaxie schon etwas auseinandergezogen. Nach rund einer Milliarde Jahre ist sie fast gänzlich zerrissen. Weitere 300 Millionen Jahre später umschwirren nur noch riesige Sternströme das Milchstraßensystem, von der Zwerggalaxie ist nichts mehr übrig.
Abb. S. 38:
Verglichen mit dem galaktischen Halo, sind metallarme Sterne in Zwerggalaxien relativ häufig. Die hellen Sterne im Bild oben befinden sich im Vordergrund und gehören zum Halo unserer Galaxis, die blau-gelblichen Sterne gehören zur Sculptor-Zwerggalaxie (Bildmitte). Sie ist die Heimat des extrem metallarmen Sterns S 1020549, der in der Ausschnittvergrößerung links durch einen Pfeil markiert ist.
Abb. S. 39:
Die Untersuchung spektraler Feinheiten metallarmer Sterne erfordert sehr lichtstarke Teleskope. Wesentliche Arbeiten werden mit einem der beiden MagellanTeleskope auf dem 2380 Meter hohen Cerro Las Campanas in Chile durchgeführt, deren Spiegel jeweils 6,5 Meter messen. Das Bild zeigt eines der beiden Teleskopgebäude, welches das Clay-Teleskop beherbergt. Links unten im Bild sind die drei Fenster des Kontrollraums zu sehen.
© 2010 Anna Frebel, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg
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Quelle:
Sterne und Weltraum 7/10 - Juli 2010, Seite 30 - 39
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
Dr. Jakob Staude
Redaktion Sterne und Weltraum:
Max-Planck-Institut für Astronomie
Königstuhl 17, 69117 Heidelberg
Telefon: 06221/52 80, Fax: 06221/52 82 46
Verlag: Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
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Tel.: 06221/912 66 00, Fax: 06221/912 67 51
Internet: www.astronomie-heute.de
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Das Einzelheft kostet 7,90 Euro, das Abonnement 85,20 Euro pro Jahr.
veröffentlicht im Schattenblick zum 8. September 2010