Die Asche der allerersten Sterne

Das Universum war gerade einmal 100 Millionen Jahre alt, als bereits die ersten Sterne aufflackerten. Schon sehr früh verstärkte die Dunkle Materie Inhomogenitäten in der Struktur des Weltalls so, dass es Bereiche mit einer höheren Konzentration an Wasserstoff gab. Der ballte sich zusammen, und wie es heute noch geschieht, entstand ein Stern. Mit unserer Sonne sind diese allerersten kosmischen Leuchtfeuer, die man heute als »Population III« bezeichnet, kaum vergleichbar. Sie müssen vor allem aus Wasserstoff und Helium bestanden haben – schon deshalb, weil es im frühen Universum gar keine anderen Elemente gab. Daran sollten diese Sterne auch zu erkennen sein – das Spektrum eines Sterns verrät uns seinen Aufbau. Demgegenüber bestehen etwa 1,8 Prozent der Masse unserer Sonne aus schweren Elementen. Wegen der geringeren Masse der Bestandteile musste ein Stern der Population III jedoch viel größer sein als die Sonne – man schätzt, dass die frühen Sterne wenigstens 100 Sonnenmassen wogen. Sie brannten schnell und heiß und dürften deshalb inzwischen längst in einer Supernova vergangen sein. Trotzdem ist es möglich, sie zu beobachten: In weit entfernten Galaxien, deren Licht so lange zu uns braucht, dass wir tief in die Vergangenheit blicken können. Das hoffen jedenfalls die Astronomen, denn bisher war ihre Suche nicht erfolgreich.

Spuren der Population III findet man aber auch anderswo. Bei der Analyse eines der am weitesten entfernten bekannten Quasare mit dem Gemini-Nord-Teleskop glauben Astronomen nun, die Überreste der Explosion eines Sterns der ersten Generation identifiziert zu haben. Mithilfe einer neuen Methode zur Bestimmung der chemischen Elemente in den Wolken, die den Quasar umgeben, stellten sie eine höchst ungewöhnliche Zusammensetzung fest – das Material enthielt mehr als zehnmal so viel Eisen wie Magnesium, verglichen mit dem Verhältnis dieser Elemente in unserer Sonne. Die Wissenschaftler glauben, dass die wahrscheinlichste Erklärung für diese auffällige Eigenschaft darin besteht, dass das Material von einem Stern der ersten Generation zurückgelassen wurde, der als paarinstabile Supernova explodierte. Diese bemerkenswert starken Versionen von Supernova-Explosionen wurden noch nie beobachtet, aber es wird angenommen, dass sie das Leben von gigantischen Sternen mit einer Masse zwischen 150 und 250 Mal so groß wie die der Sonne beenden.

Paarinstabile Supernovaexplosionen entstehen, wenn sich Photonen im Zentrum eines Sterns spontan in Elektronen und Positronen verwandeln – das positiv geladene Antimaterie-Gegenstück zum Elektron. Durch diese Umwandlung verringert sich der Strahlungsdruck im Inneren des Sterns, so dass die Schwerkraft überwunden werden kann und es zum Kollaps und zur anschließenden Explosion kommt. Im Gegensatz zu anderen Supernovae hinterlassen diese dramatischen Ereignisse keine stellaren Überreste, wie etwa einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch, sondern schleudern ihr gesamtes Material in die Umgebung. Es gibt nur zwei Möglichkeiten, Beweise für diese Ereignisse zu finden. Die erste besteht darin, eine paarinstabile Supernova zu erwischen, wenn sie sich ereignet, was ein höchst unwahrscheinlicher Zufall ist. Die andere Möglichkeit besteht darin, ihre chemische Signatur anhand des Materials zu identifizieren, das sie in den interstellaren Raum schleudern. Für ihre Forschung untersuchten die Astronomen die Ergebnisse einer früheren Beobachtung. Ein Spektrograf zerlegt das von Himmelsobjekten ausgesandte Licht in seine einzelnen Wellenlängen, die Aufschluss darüber geben, welche Elemente die Objekte enthalten. Die Ableitung der Mengen der einzelnen Elemente ist jedoch ein schwieriges Unterfangen, da die Helligkeit einer Linie in einem Spektrum noch von vielen anderen Faktoren als nur der Häufigkeit des Elements abhängt.

Zwei Mitautoren der Analyse, Yuzuru Yoshii und Hiroaki Sameshima von der Universität Tokio, haben dieses Problem in Angriff genommen, indem sie eine Methode entwickelt haben, bei der die Intensität der Wellenlängen in einem Quasarspektrum verwendet wird, um die Häufigkeit der dort vorhandenen Elemente zu schätzen. Bei der Analyse des Quasarspektrums mit dieser Methode entdeckten sie und ihre Kollegen das auffallend niedrige Magnesium-Eisen-Verhältnis. “Es war für mich offensichtlich, dass es sich bei dem Supernova-Kandidaten um eine paarinstabile Supernova eines Sterns der Population III handeln würde, bei der der gesamte Stern explodiert, ohne einen Überrest zu hinterlassen”, so Yoshii. “Ich war erfreut und etwas überrascht, dass eine paarinstabile Supernova eines Sterns mit einer Masse, die etwa 300 Mal so groß ist wie die der Sonne, ein Verhältnis von Magnesium zu Eisen liefert, das mit dem niedrigen Wert übereinstimmt, den wir für den Quasar abgeleitet haben.”

Die Suche nach chemischen Beweisen für eine frühere Generation von massereichen Populations-III-Sternen haben andere Forschende bereits unter den Sternen im Halo der Milchstraße durchgeführt, und 2014 wurde zumindest eine vorläufige Identifizierung vorgestellt. Yoshii und seine Kollegen sind jedoch der Meinung, dass das neue Ergebnis die deutlichste Signatur einer paarinstabilen Supernova liefert, die auf dem extrem niedrigen Magnesium-Eisen-Häufigkeitsverhältnis in diesem Quasar beruht. Wenn es sich tatsächlich um einen der ersten Sterne und um die Überreste einer paarinstabilen Supernova handelt, wird diese Entdeckung dazu beitragen, unser Bild davon zu vervollständigen, wie sich die Materie im Universum zu dem entwickelt hat, was sie heute ist, einschließlich uns. Um diese Interpretation gründlicher zu testen, sind viele weitere Beobachtungen erforderlich, um zu sehen, ob andere Objekte ähnliche Merkmale aufweisen.

Diese künstlerische Darstellung zeigt ein Feld von Sternen der Population III, wie sie nur 100 Millionen Jahre nach dem Urknall erschienen wären. (Bild: NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva/Spaceengine)

One Comment

  • DIE WELT DER STERNE

    Deklination und Rektaszension
    bestimmen die Sternposition.
    Die Parallaxe indessen
    hilft uns beim Entfernung messen.

    Mehr Erkenntnisse bringt uns dann
    das Hertzsprung-Russel Diagramm.
    Der Sterne Aufbau und Wesen
    an der Stellung abzulesen.

    Wir sehen Sterne blau und rot,
    neugeboren, auch kurz vorm Tod;
    oder uns’rer Sonne ähnlich,
    mittelalt und leuchtend gelblich.

    Da gibt es Riesen und Zwerge
    verschiedenster Leuchtstärke;
    Solisten und Mehrfachsterne,
    recht nah und in weiter Ferne.

    All dieser Sonnen Profession
    ist im Innern die Kernfusion.
    Eruption und Protuberanz
    sind nur oberflächlicher Tanz.

    Sternenheimat sind Galaxien,
    die mit ihnen durchs Weltall zieh’n.
    Meist von Planeten umgeben,
    gibt’s ohne Sterne kein Leben.

    Die Sterne sind bis zum Ende
    Geburtsort der Elemente.
    Nach dem Eisen ist damit Schluss,
    von den Sternen ein letzter Gruß.

    Für Elemente superschwer
    muss eine Supernova her.
    Der Mensch, ein Kind der Sterne,
    betrachtet’s aus der Ferne.

    Rainer Kirmse , Altenburg

    Herzliche Grüße aus Thüringen

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BrandonQMorris
  • BrandonQMorris
  • Brandon Q. Morris, 54, ist Physiker und beschäftigt sich beruflich und privat schon lange mit den spannenden Phänomenen des Alls. So ist er für den redaktionellen Teil eines Weltraum-Magazins verantwortlich und hat mehrere populärwissenschaftliche Bücher über Weltraum-Themen geschrieben. Er wäre gern Astronaut geworden, musste aber aus verschiedenen Gründen auf der Erde bleiben. Ihn fasziniert besonders das „was wäre, wenn“. Sein Ehrgeiz ist es deshalb, spannende Science-Fiction-Geschichten zu erzählen, die genau so passieren könnten – und vielleicht auch irgendwann Realität werden.