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GESCHICHTE/077: Das Alter der Sterne (uni.kurier.magazin - Uni Erlangen)


uni.kurier.magazin - 110/September 2009
Wissenschaftsmagazin der Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg

Das Alter der Sterne
Wie unser Universum datiert werden konnte

Von Ulrich Heber


Unser heutiges astronomisches Weltbild stützt sich auf die von Edwin Hubble entdeckte Galaxienflucht (1) und die allgemeine Relativitätstheorie. Nachdem Einstein seine neue Theorie der Gravitation ausgearbeitet hatte, wendete er sie auf das Universum an, konnte aber keine stationäre Lösung finden. Da für ihn wie wohl für die meisten Zeitgenossen das Weltall ewigwährend und unendlich ausgedehnt sein musste, sah er sich gezwungen, eine weitere Größe, die kosmologische Konstante Λ, einzuführen. Zwar physikalisch nicht begründbar, erlaubte sie ihm aber, ein stationäres Modell des Universums zu konstruieren.

Hubble entdeckte etwa ein Jahrzehnt später die Galaxienflucht. Die Geschwindigkeit, mit der sich eine Lichtquelle relativ zum Beobachter bewegt, lässt sich mit Hilfe des Dopplergesetzes bestimmen. Bewegt die Quelle sich vom Beobachter fort, so wird das Licht rötlicher, bewegt sie sich auf den Beobachter zu, so wird es bläulicher. Wir sprechen von Blau- bzw. Rotverschiebung. Die Rotverschiebung ist um so größer, je größer die Geschwindigkeit ist. Anhand des spektralzerlegten Lichtes einer Galaxis lässt sich deren Rotverschiebung und damit deren Geschwindigkeit relativ leicht bestimmen. Hubble fand, dass Galaxien sich um so schneller von uns wegbewegen, je weiter sie entfernt sind. Der Proportionalitätsfaktor trägt heute zu seinen Ehren den Namen Hubble-Konstante, abgekürzt H0.

Als Einstein von dieser Entdeckung erfuhr, erkannte er seine kosmologische Konstante als "die größte Eselei seines Lebens". Doch nachdem sie einmal in die Kosmologie eingeführt war, existiert Einsteins Konstante weiter und erlebt heute eine Renaissance.

Das Hubblesche Gesetz legt nahe, dass das Universum vor langer Zeit einmal winzig klein gewesen sein muss, sozusagen aus einem Punkt hervorgegangen ist. Diesen Entstehungsprozess nennen wir den Urknall. Nimmt man an, dass die Expansionsgeschwindigkeit des Weltalls konstant ist, so lässt sich das Weltalter als Kehrwert der Hubblekonstanten berechnen.

Andererseits lässt sich das Alter eingrenzen, in dem man das Alter der ältesten Sterne bestimmt, denn die ersten Sterne können erst nach dem Urknall entstanden sein. So selbstverständlich dies ist, so wenig wurde es lange Zeit durch Beobachtungen bestätigt. Vielmehr ergaben die Untersuchungen der ältesten Sterne, dass die Milchstraße ca. 18 Milliarden Jahre alt sein müsste, während das Expansionsalter mit ca. 10 Milliarden Jahren deutlich niedriger zu sein schien, die ältesten Sterne also älter als das Universum wären. 50 Jahre lang haben sich Kosmologen und Stellarastronomen nicht auf das Weltalter einigen können.


H0, Ω, Λ: Drei Zahlen beschreiben den Kosmos

Doch wird die Expansion des Universums nicht nur durch die Hubblekonstante H0 und die kosmologische Konstante Λ bestimmt. Die gegenseitige Anziehung zwischen zwei Massen, z.B. zwischen zwei Galaxien, führt zu einer Abbremsung der Expansion des Universums, d.h. je höher die Massendichte, desto größer wird die Abbremsung sein. Dies wird durch den Dichteparameter Ω beschrieben. Mathematische Lösungen der Einsteinschen Feldgleichungen gelangen in den zwanziger Jahren des letzten Jahrhunderts unabhängig voneinander dem russischen Physiker Alexander Friedmann und dem belgischen Theologen und Astronomen George Lemaitre. Ihre mathematischen Weltmodelle bilden bis heute die Grundlage der Kosmologie als der Wissenschaft von der Entwicklung des Kosmos als Ganzem. Kosmologie ist also die Suche nach drei Zahlen: H0, Ω und Λ.

Einen Meilenstein in der modernen Kosmologie ergab die Untersuchung von Supernovae. Sie zählen zu den spektakulären Ereignissen am Himmel. Plötzlich taucht ein neuer Stern am Firmament auf, um nach Wochen oder Monaten langsam wieder zu verschwinden. Dieses Phänomen ist sehr, sehr selten. In unserer Milchstraße wurde es das letzte Mal 1604 vom berühmten Astronomen Johannes Kepler beobachtet. Da es aber sehr viele Galaxien wie unsere Milchstraße gibt, lassen sich Supernova dennoch häufig finden, wenn man nur genügend Galaxien überwacht. Heute wissen wir, dass eine Supernova durch die Explosion eines Sternes ausgelöst wird. Eine Supernova kann für kurze Zeit ihre Muttergalaxie überstrahlen, d.h. heller leuchten als die 100 Milliarden Sterne, aus denen die Galaxie besteht. Die ausgeschleuderte Materie kann noch für Jahrtausende als nebelhaftes Gebilde sichtbar bleiben.

Supernovae können anhand ihrer Lichtkurven und Spektren klassifiziert werden. Dabei erweist sich eine Unterklasse, der sogenannte Typ Ia, als besonders interessant. Bei diesen Supernovae ist die maximale Helligkeit von Fall zu Fall gleich, was sie zu idealen Maßstäben zur Vermessung des Universums macht. Wir können sie als sogenannte Standardkerzen betrachten. Verdoppelt man nämlich den Abstand einer Standardkerze, so wird deren Helligkeit auf ein Viertel absinken. Den relativen Abstand erhalten wir, in dem wir die scheinbare Maximalhelligkeit einer Supernova in einer fernen Galaxis mit der einer Supernova in einer nahegelegenen Galaxis vergleichen. Konnte die Entfernung der nahen Galaxis bereits mit einer anderen Methode bestimmt werden, so folgt aus dem Helligkeitsverhältnis die Entfernung der fernen Galaxis.

Aufgrund ihrer sehr hohen Energieerzeugung können wir Supernovae auch in weit entfernten Galaxien nachweisen. Mitte der neunziger Jahre haben zwei Forschergruppen unabhängig voneinander mit der systematischen Durchmusterung von fernen Galaxien begonnen, um nach Typ Ia Supernovae zu suchen. Das Ziel dieses Unterfangens ist es, das Universum in den größtmöglichen Entfernungen zu vermessen. Eine sorgfältige statistische Analyse ergab zur großen Überraschung vieler Astrophysiker, dass nur Weltmodelle mit Einsteinkonstante größer als Null die Beobachtungen der Typ Ia Supernovae reproduzieren können.

Damit erweist sich Einsteins Postulat einer kosmischen Konstante doch noch als sinnvoll, wenn auch mit einem ganz anderen Hintergrund als von Einstein gedacht. Während Einstein sie eingeführt hat, um ein stationäres Universum erklären zu können, bedeutet das neue Ergebnis, dass das Universum sich nicht nur auf ewig ausdehnt, sondern sogar seine Expansion beschleunigt wird. Was aber verursacht diese Beschleunigung? Dies ist ein neues Rätsel, das zu lösen noch großer Anstrengungen bedarf. Die Forscher haben ihre Unkenntnis vorerst durch den Begriff "dunkle Energie" kaschiert.


Das "Echo des Urknalls"

Die Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung Ende der 1960er Jahre bedeutete den Durchbruch für das Urknallmodell.

Der russisch-amerikanische Physiker George Gamov erkannte schon in den vierziger Jahren des letzten Jahrhunderts, dass in dem unvorstellbar heißen Plasma auch Strahlung entstehen sollte, die etwa 300.000 Jahre nach dem Urknall freigesetzt und bis zum heutigen Tag beobachtbar sein würde. Dabei handelt es sich sozusagen um das "Echo des Urknalls". Es stellt das früheste Ereignis im Universum dar, das der direkten Beobachtung zugänglich ist. Allerdings handelt es sich nicht um sichtbares Licht, sondern um Mikrowellenstrahlung.

Sie ist in den letzten Jahren durch moderne, hochgenaue Apparaturen sehr genau vermessen worden, insbesondere durch den WMAP Satelliten.

Das wichtigste Ergebnis ist, dass der Materiedichteparameter ΩM der Einsteinparameter ΩΛ zusammengenommen fast genau gleich eins sind (mit einer Genauigkeit von wenigen Prozent). Betrachtet man dieses Ergebnis nun gemeinsam mit den oben beschriebenen Befunden aus der Analyse der Supernovae, so lassen sich die kosmologischen Parameter recht genau bestimmen. Das heutige Konkordanzmodell ergibt für die drei "magischen" Zahlen der Kosmologie:

Hubblekonstante H0 = 72km/s/Mpc,
Materiedichteparameter ΩHM = 0,3
Einsteinparameter ΩΛ = 0,7

Die Tatsache, dass der Einsteinparameter größer als der Dichteparameter ist, bedeutet, dass das Universum heute beschleunigt expandiert. Falls der Einsteinparameter tatsächlich eine Konstante ist, wie von ihm postuliert, wird die Beschleunigung in der Zukunft die Entwicklung dominieren, während sie in der Frühzeit des Universums unbedeutend war. Es ist vielmehr erstaunlich, dass beide Größen in der jetzigen Epoche in etwa gleich groß sind - ein weiteres Rätsel der Kosmologie.


Das Expansionsalter des Weltalls

Eine zentrale Frage der Kosmologie ist, wie lange der Urknall zurückliegt, d.h. wie alt das Universum eigentlich ist. Dies lässt sich anhand des Weltmodells berechnen, in dem man die Expansion des Universums zurückverfolgt. Berücksichtigt man die beschleunigte Expansion, wie sie aus dem Konkordanzmodell folgt, so erhöht sich das Expansionsalter. Aus den Ergebnissen des kosmologischen Supernovaprojekts und der WMAP Untersuchung der kosmischen Hintergrundstrahlung ergibt sich nun ein Weltalter von 13,7 Milliarden Jahren (Spergel et al., 2007).


Das Alter der Sterne

Die ersten Sterne können natürlich erst nach dem Urknall entstanden sein. Daher ist sehr wichtig, das Alter von Sternen genau bestimmen zu können.

Sterne beziehen ihre Energie aus der Kernfusion, d.h. aus dem Verschmelzen von leichteren Atomkernen zu schwereren tief im Sterninnern. Die Energie wird zunächst als hochenergetische Strahlung (sog. Gammastrahlung) frei. Auf dem langen Weg an die Sternoberfläche wandeln sich diese Lichtteilchen in weniger energiereiche um und werden dann als für das menschliche Auge sichtbares Licht abgestrahlt.

Im Innern der Sonne verschmilzt bei etwa 15 Millionen Grad Celsius Wasserstoff zu Helium. In jeder Sekunde werden im Zentrum der Sonne 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 594 Millionen Tonnen Helium umgewandelt - in jeder Sekunde wird aus sechs Millionen Tonnen Materie pure Energie, und das schon seit 4,5 Milliarden Jahren.

Was aus einem Stern wird und wie seine Geschichte verläuft, hängt letztlich nur von seiner Masse ab. Sie entscheidet über ein kurzes oder langes Leben. Unter den verschiedenen Sterntypen finden wir Massen, die von etwa einem Zehntel bis zum ca. Hundertfachen der Sonne reichen. Die Sternentwicklung ist je nach Anfangsmasse sehr unterschiedlich und kann daher hier nicht näher erläutert werden.

Auch die Effizienz des Kernfusionsreaktors ist von der Masse des Sterns abhängig. Da massereiche Sterne im Zentrum heißer sind als massearme, erzeugen sie sehr viel mehr Energie pro Sekunde. So ist die Strahlungsleistung eines Sterns von zehnfacher Masse fast zehntausendfach größer als die der Sonne. Ein massereicher Stern geht also sehr viel verschwenderischer mit seinem Energievorrat um als die Sonne, während Sterne geringerer Masse sparsamer haushalten, dafür allerdings weniger hell scheinen. Daher ist auch die Lebenserwartung der Sterne sehr unterschiedlich. Während der Sonne fast zehn Milliarden Jahre zur Verfügung stehen, bevor der Wasserstoffvorrat für den Fusionsreaktor erschöpft ist, sind es bei zehn Sonnenmassen nur wenige 10 Millionen Jahre.


Kugelsternhaufen: Labors für Astronomen

Die ältesten Sterne, die schon bei der Geburt der Milchstraße entstanden sind, finden wir in den sogenannten Kugelsternhaufen im Halo unserer Galaxis. Dies sind dicht gepackte, kugelförmige Ansammlungen von Hunderttausenden von Sternen. Sie stellen ein ideales Labor dar, um die Entwicklung der Sterne zu studieren, denn alle diese Sterne sind praktisch gleichzeitig entstanden und daher heute gleich alt. Außerdem sind Kugelsternhaufen viele Tausend Lichtjahre entfernt, messen aber selbst nur wenige Lichtjahre. Die Sterne stehen also alle in derselben Entfernung zu uns.

Mit Hilfe von Sternentwicklungsmodellen lässt sich das Alter der Kugelsternhaufen bestimmen. Unter verschiedenen Verfahren ist das der Hauptreihenanpassung das genaueste. Die Hauptreihe besteht aus Sternen, die wie unsere Sonne ihre Energie durch Fusion von Wasserstoff zu Helium beziehen. Ist der Wasserstoffvorrat erschöpft, verwandelt sich der Stern in einen Roten Riesen. Diese beiden Sterntypen sind leicht unterscheidbar.

Ferner ist die Hauptreihe eine Sequenz wachsender Masse. Je massereicher ein Stern ist, desto schneller verlässt er die Hauptreihe. Die Masse desjenigen Sterns, bei dem gerade die zentrale Wasserstofffusion erlischt, ist abhängig vom Alter des Sternhaufens - je größer die Masse, desto jünger der Sternhaufen. Die größten Schwierigkeiten dieser Methode liegen in der korrekten physikalischen Modellierung des Sternaufbaus und insbesondere des Energietransports durch Konvektion. Auf diesem Gebiet hat es in den letzten Jahren große Fortschritte gegeben, so dass Altersangaben für Sternhaufen mit einer Genauigkeit von 5% oder besser möglich wurden.


Weiße Zwerge: Die Ältesten leuchten am schwächsten

Weiße Zwerge sind die ausgebrannten Überreste von sonnenähnlichen Sternen. 99% aller Sterne werden ihr Leben als Weißer Zwerg beenden. Sie sind nur etwa erdgroß, besitzen aber die Masse der Sonne. Dementsprechend hoch ist ihre Dichte; ein Fingerhut voll Weißer-Zwerg-Materie wiegt etwa eine Tonne. Sie bestehen überwiegend aus Kohlenstoff, der in den ältesten Objekten in diamantähnlicher Struktur auskristallisieren kann.

Da die Kernfusion bei Weißen Zwergen zum Erliegen gekommen ist, verblassen sie langsam. Ihre Strahlungsleistung wird durch Abkühlung des immer noch sehr heißen Gases im Sterninnern erzeugt. Die Abkühlung läuft sehr langsam ab, so dass das schwache Leuchten der Weißen Zwerge selbst nach vielen Milliarden Jahren noch nachweisbar ist.

Das Auskühlverhalten der Weißen Zwerge lässt sich nutzen, um das Alter einer Sternpopulation zu bestimmen. Der zuallererst entstandene Weiße Zwerg ist heute am weitesten ausgekühlt und daher der am schwächsten leuchtende. In der Sonnenumgebung hat die Suche nach sehr schwach leuchtenden Weißen Zwergen ein Alter von 9 bis 10 Milliarden Jahren ergeben (Knox et al. 1999).

Am besten geeignet sind wiederum Kugelsternhaufen, die allerdings viele Tausend Lichtjahre entfernt sind. Daher ist es sehr schwierig, die Weißen Zwerge dort nachzuweisen. Mit Hilfe von sehr langen Aufnahmen mit dem Hubble Space Telescope gelang es kürzlich amerikanischen Astronomen, die Sequenz der Weißen Zwerge im Kugelsternhaufen NGC 6397 zu vermessen und daraus das Alter zu 11,5 ± 0,5 Milliarden Jahren zu bestimmen.


Radioaktive Isotope: So alt wie das Weltall

Die radioaktiven Elemente Thorium und Uran sind kürzlich in sehr alten Sternen nachgewiesen worden. Die radioaktiven Isotope 232Th und 238U zerfallen sehr langsam, ihre Halbwertszeiten betragen Milliarden von Jahren und sind daher dem Weltalter vergleichbar (die Halbwertszeiten von 232Th und 238U betragen 14 Milliarden bzw. 4,5 Milliarden Jahre). Aus der Abnahme der Häufigkeiten von Uran und Thorium gegenüber denen zu Beginn des Sternenlebens lässt sich direkt das Alter ablesen.

Diese Methode steckt jedoch noch in den Kinderschuhen und konnte bisher erst bei zwei Sternen erfolgreich angewendet werden. Die hauptsächliche Unsicherheit ist die Abschätzung der Ausgangshäufigkeiten. Daher sind die Ergebnisse auch mit großen Unsicherheiten behaftet. Das Alter der beiden bisher untersuchten Sterne wurde zu 14,0 ± 2,4 Milliarden bzw. 13,8 ± 4 Milliarden Jahre bestimmt.

Noch ist die Methode zu ungenau, um mit anderen konkurrieren zu können. Sie besitzt jedoch großes Entwicklungspotential, wenn die Produktion von Uran und Thorium besser verstanden sein wird und die radioaktiven Isotope in weiteren Sternen vermessen sein werden.


Das große Geheimnis: dunkle Energie

Unsere Milchstraße hat sich nicht in einem Zuge gebildet, wie die Datierung verschiedener Sternpopulationen ergeben hat. Die Kugelsternhaufen enthalten mit bis zu 13 Milliarden Jahren die ältesten Sternpopulationen. Die Sterne der galaktischen Scheibe haben sich erst später gebildet, wobei es sogar noch Unterstrukturen verschiedenen Entstehungsalters gibt. Die Sonnenumgebung entstand erst vor 9 bis 10 Milliarden Jahren.

Damit ergibt sich also ein Alter von 13 Milliarden Jahren für die ältesten Sterne und somit für die Milchstraße. Zugleich liefert dies eine untere Grenze für das Weltalter, das ja größer sein muss als das der ältesten Sterne. Da das kosmologische Expansionsalter, nach neuesten Untersuchungen, bei 13,7 Milliarden Jahren liegt, scheint das Altersproblem nunmehr gelöst, allerdings um den Preis der mysteriösen "dunklen Energie", denn ohne eine beschleunigte Expansion des Universums ergäbe sich ein deutlich niedrigeres Weltalter.

Prof. Dr. Ulrich Heber lehrt als Professor an der Dr. Remeis-Sternwarte - Astronomisches Institut der Universität Erlangen-Nürnberg. Darüber hinaus ist er Zweitmitglied am Physikalischen Institut und Mitglied im Erlangen Center for Astroparticle Physics ECAP.


Literaturhinweise und Weblinks:
• Perlmutter S., 2003, Physics Today
   (http://panisse.lbl.gov/PhysicsTodayArticle.pdf)
• Krauss und Chaboyer, 2003, Science 299, 65
• Hansen, B. et al. 2007, ApJ 671 ,380
• Knox et al. 1999, MNRAS 306, 736
• Moehler et al., 2000, A&A 354, L75
• Spergel et al. 2007, ApJS 170, 377


(1) Mit dem Begriff Galaxienflucht wird beschrieben, dass sich alle Galaxien von uns wegzubewegen scheinen. Die allgemeine Relativitätstheorie erklärt dies Phänomen der kosmischen Rotverschiebung als Expansion des Raumes. Es handelt sich also nicht um eine tatsächliche Bewegung der Galaxien, sondern ist darauf zurückzuführen, dass das Universum sich ständig ausdehnt.


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Quelle:
uni.kurier.magazin Nr. 110/September 2009, S. 54-58
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veröffentlicht im Schattenblick zum 18. Februar 2010