Ein Vortrag von Professor B. Baschek

Mit freundlicher Genehmigung von Herrn Professor Bodo Baschek, einigen vermutlich als Ko-Autor des guten Buchs "Das Neue Universum" mit Professor Unsöld bekannt, gebe ich hier einen von ihm am 17.12.1999 in Stuttgart gehaltenen Vortrag wieder. Dieser Artikel entstand aus meiner Mitschrift, für eventuelle Fehler bitte ich sowohl die Leser als auch Professor Baschek um Nachsicht! Der genaue Titel war:
 

Die Entstehung der Elemente und die frühesten Sterne

Hubble Deep Field - 128 kByte gross...
Aufnahme des Hubble Space Telescope, Copyright ST Sc I (Space Telescope Science Institute)
 

Einführung

Das bekannte Hubble Deep Field zeigt viele blaue Galaxien zu einem frühen Entwicklungszeitpunkt. Daraus kann man auf O- und B- Sterne in diesen schliessen.

Die Anfänge der Astrophysik: Kirchhoff fand 1859 das nach ihm benannte Strahlungsgesetz, nach dem bei gegebener Temperatur und Wellenlänge die spezifische Ausstrahlung sowie die Absorption jedes Körpers gleich dem Absorptionsgrad multipliziert mit der spezifischen Ausstrahlung eines (perfekt absorbierenden und emittierenden) schwarzen Körpers ist.

Max Planck quantifizierte 1900 die spektrale Strahlungsdichte mit der nach ihm benannten Formel:

rho(f, T) df = (4h*pi*f3/c3)(ehf/kT - 1)-1df

Integration über alle Wellenlängen (NICHT über die Frequenzen f!) ergibt mittels eines etwas widerlichen Integrals das Stefan-Boltzmann-Gesetz der spezifischen Ausstrahlung R:

R = sigma * T4

d.h. diese hängt von der vierten (!) Potenz der absoluten Temperatur (in Kelvin) ab (einer der Gründe für die enormen Leuchtkraftunterschiede der Sterne).

Im Rahmen seiner Relativitätstheorien fand Einstein 1905 bzw. 1915 die korrekte Formel für die Rotverschiebung (und Blauverschiebung), die etwas von der von Schall abweicht bzw. völlig neu ist (Gravitationsrotverschiebung und kosmologische Rotverschiebung).

Mittels spektroskopischer Untersuchungen wurden daraufhin Rubidium und Strontium auf der Erde und sogar Helium in der Sonne gefunden, nachdem Kirchhoffs Spektralanalyse systematisch eingesetzt wurde. 

Im 20. Jahrhundert begann dann auch die quantitative Spektroskopie, um Elementhäufigkeiten zu bestimmen.

1928 beschrieb Eddington den gravitationell/gasdynamischen Aufbau der Sterne

1929 führte Russell die erste quantitative Spektralanalyse der Sonne durch

1938 fanden Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker den nach ihnen benannten CNO-Zyklus als eine Quelle von (Fusions-)energie der Sterne

1941/44 hat Unsoeld die erste quantitative Spektralanalyse eines heißen Sterns (Tau Scorpii) vorgenommen

1952 wurde das bereits 1937 im Labor hergestellte, radioaktive Element Technetium auch in S-Sternen spektroskopisch nach gewiesen. Aufgrund seiner nach astronomischen Maßstäben kurzen Halbwertszeit muss dieses in relativ kurzer Zeit aus dem zentralen Entstehungsbereich mittels mehr oder weniger chaotischer Transportvorgänge in die Photosphäre (sichtbare Sonnenatmosphäre) verbracht werden.
 

Elemententstehung

Im Urknall wurden nur (schwerer) Wasserstoff, Helium und Lithium erzeugt, dagegen keine Elemente mit Ordnungszahl Z > 6.

Das liegt am Flaschenhals der möglichen Fusionsreaktionen bei atomaren Massen A von 5 und 8, der nur per 3Alpha-Prozessen später überwunden werden konnte (s.u.).

Inzwischen ist erwiesen, dass bereits Galaxien mit Rotverschiebungen bis ca. z=6 aus Sternen bestanden (eine solch hohe kosmologische Rotverschiebung bedingt bekanntlich immer einen entsprechend weiten Blick zurück in die Vergangenheit).
 

Kernreaktionen

Wasserstoffbrennen läuft Temperatur (T) abhängig ab ca. 107 K ab, benötigt in einer Reaktionsfolge (Proton-Proton-Kette) ca. 109 Jahre (a) - für Sterne von etwa Sonnenmasse -, führt direkt über mehrere Schritte zu Helium 4; der bei etwas höherem T v.a. in heißeren Sternen ablaufende CNO-Zyklus braucht in den einzelnen Schritten ca. 106 bis 108 a, produziert über Katalysatorkerne wie Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff ebenfalls Helium 4, war unmöglich bei den ersten Sternen, da (s.o.) noch kein C, N oder O existierte! Dies hatte eine ganz andere Leuchtkraftfunktion zur Folge, als bei später Entstandenen...

p-p-Kette:

1H + 1H => 2H + e+ + nye
2H + 1H => 3He + gamma
3He + 3He => 4He + 2 1H

CNO-Zyklus:

12C + 1H => 13N + gamma
13N => 13C + e+ + nye
13C + 1H => 14N + gamma
14N + 1H => 15O + gamma
15O => 15N + e+ + nye
15N + 1H => 12C + 4He

(Seitenreaktionen v.a. in der p-p-Kette sind weg gelassen)

Möglich wird Heliumbrennen über den 3-Alpha-Prozess erst ab T = 108 K, eine theoretische Vorhersage von Fred Hoyle aufgrund der Existenz der höheren Elemente wurde im Experiment von Kernphysikern glänzend bestätigt: der auftretende Anregungszustand von Kohlenstoff 12 steht in Resonanz mit dem Energieumsatz der Einfangreaktion von Beryllium 8 und Helium 4, denn sonst wäre die Wahrscheinlichkeit dieser Reaktion (Drei-Teilchen-Prozess!) viel zu klein, um die beobachtete Elementverteilung erklären zu können!

3-alpha-Prozess:

4He + 4He => 8Be + gamma  (verbraucht Energie!)
8Be + 4He => 12C* + gamma  (angeregter Zustand von Kohlenstoff 12)

Folgende Reaktionen sind kurz und heftig, z.B. dauert es von der Kohlenstoffumwandlung per Fusionsprozessen in den dafür ausreichend massereichen Sternen nur ca. 50 a, bis es in Silicium umgewandelt ist; vom Silicium zum Eisen brauchen die massereichsten Sterne dann nur noch einen Tag (!).

Diese Reaktionen laufen zum großen Teil parallel in den verschiedenen Schichten der bis dahin entstandenen "Zwiebelschalen" ab.

 

Sternentwicklung

Die Energiequellen der Sterne sind Gravitation (Kontraktionsphasen) und nuklearer Art (Fusionsprozesse, später teilweise auch n-Einfang und sogar Spaltungsprozesse bei Explosionsvorgängen).

Das Wasserstoffbrennen dauert abhängig von der Anfangsmasse des Sterns zwischen 106 und 1012 a.

Anfangsmassen von bis zu 8 Sonnenmassen führen schliesslich zur Bildung von weißen Zwergen; bei Massen darüber kommt es zu Supernovae (SN) vom Typ II;  Neutronensterne, evtl. auch schwarze Löcher sind dann das Ergebnis.
 

Stern- und Galaxienevolution

Interstellare Materie (ISM) führt zur Sternbildung, diese synthetisieren schwerere Elemente und geben diese i.W. über SNs wieder an das ISM ab.

Die Sternentwicklung besitzt - abhängig von der jeweiligen Anfangsmasse - extrem unterschiedliche Zeitskalen!

Bei Elementen im Periodensystem in der Nähe von Eisen sind die Coulomb-Abstoßungskräfte für Fusionsprozesse durch die vollioniserten, vielfach positiv geladenen Kerne kaum mehr zu überwinden, was zu der immer geringer werdenden Energieausbeute (verglichen mit leichten Kernen) hinzu kommt.

Neutroneneinfang: s-Prozesse (slow) in den Zwiebelschalen von roten Riesen sind gut verstanden und teilweise sogar direkt beobachtet (z.B. FG Sagittae (Sternbild Pfeil)).

Der r-Prozess (rapid) in SNs ist weniger gut verstanden und beobachtet, da sind noch viele Fragen offen (z.B. wurde kürzlich in der Fachpresse diskutiert, ob sogenannte sterile Neutrinos eine mögliche Erklärung für die dabei entstehende bzw. freigesetzte Elementverteilung sind).

Wasserstoffbrennen führt zur Helium-Anreicherung; der CNO-Zyklus außerdem zur Veränderung der Isotop-Häufigkeiten z.B. von C 12 und C 13 zu einem Wert von etwa 4 (im Sonnensystem praktisch ohne CNO-Zyklus in der Sonne: ca. 80).

Der CNO-Zyklus zeigt seine Spuren ab Sternmassen von ca. 25 Sonnenmassen deutlich.

Heliumbrennen erhöht die Häufigkeit von Kohlenstoff 12, dies konnte durch 
Absorptions-Banden in kühleren Sternatmosphären (rote Riesen) nachgewiesen werden.

Gammastrahlen führen zu ISM-Vorgängen wie Bildung von Aluminium 26 (radioaktiv) in SNs.
 

Beobachtungsobjekte/-gebiete

Es wird Alles untersucht! (sehr heterogenes Material) Darunter sind die SNs aufgrund ihrer Helligkeit am Weitesten sichtbar.

Die Elementhäufigkeit epsilonalpha (im Folgenden ea abgekürzt) ist eine relative Größe, z.B. für Eisen:  ea = eFe/eH. Sie wird im Folgenden verwendet wegen der Schwierigkeit, absolute Werte zu bestimmen.

SN reichern über kurzfristige Nukleosynthese neben der Freisetzung bereits vorher fusionierter Elemente das ISM an. 

Eine Schwierigkeit ist, dass Spektren stets aus den dünnen Oberflächenschichten der Sternatmosphären (Photosphäre) stammen... Der Kern, aber auch nicht so tiefe Schichten bleiben damit spektroskopisch meist völlig unzugänglich.

Es erhebt sich nun folgende Frage: ist ea seit Anfang des Sternenlebens in der beobachtbaren Schicht unverändert?

In den meisten Sternen ist sie es, aber nicht in Allen. Verantwortlich für die Ausnahmen sind: 

Anreicherung durch Kernreaktionen und z.B. Konvektion, Hüllenabstoßung (z.B. planetare Nebel), Diffusion, Strahlungsdruck (in sehr heißen Sternen, führt zu sehr turbulenten Vorgängen).

Direkte Beobachtung dieser Abweichungen ist z.B. in SNs und SNRs möglich (SN Remnants, d.h. SN-Überresten).

Die i.a. in der Population I wie unserer Sonne beobachtete Elementverteilung weist neben kernphysikalisch bedingten Besonderheiten (Schalenmodell der Atomkerne, Bevorzugung bestimmter "magischer" Nukleonenzahlen) folgende allgemeine Tendenzen auf: von Wasserstoff und Helium fällt die Häufigkeit mit wachsendem Z und A tendenziell stark ab, aber sie hat Peaks z.B. bei Eisen 56/Nickel und weiteren Nukleonenzahlen wie 50, 82 und 126.

Sternpopulationen in Galaxien: man findet i.W. Population I in der Scheibe und in den Spiralarmen mit Häufigkeiten sehr ähnlich wie in unserer Sonne; Population II hauptsächlich im Halo mit relativen Metallhäufigkeiten (wie üblich: "Metall"= alles, was schwerer ist, als Helium) von 10-4 bis einem Drittel von der der Population I. Bisher konnte keine Population III beobachtet werden (meine persönliche Vermutung: massearme Sterne sind nicht nur schwerer nach zu weisen, sie konnten sich zu Beginn vielleicht noch nicht einmal bilden, und die schwereren haben Ihre Sternentwicklung längst hinter sich gebracht...), die keine Metalle und merklich weniger Helium enthalten.
 

Magellansche Wolken (MCs):

Grosse (LMC):  etwa ein Drittel der solaren ea
Kleine (SMC):  ein Fünftel bis Zehntel der solaren ea

Dort sind "blaue" Kugelhaufen zu sehen, die es im Milchstraßenhalo NICHT gibt. Das belegt andere Entwicklungen in den beiden MCs als in der Galaxis.
 

Abhängigkeit der Elementverteilung vom Alter der Objekte

Die Metallhäufigkeit über dem Alter aufgetragen zeigt Folgendes: es gibt einen "vertikalen Streifen" in der Zeit beachtlich ausgedehnt (ca. 7x108a), in dem die Metallhäufigkeiten zumeist unter den heute beobachteten liegen, die aber sehr unterschiedlich sind. Ab den ca. 7x108 a wechselt dies in einen ebenfalls breiten, "horizontalen" Streifen, der eine wesentlich kleinere, aber dennoch nicht unbedeutende Schwankung der Elementhäufigkeiten zeigt, aber so gut wie keine Abhängigkeit von der Zeit. Man kann zwar theoretisch monotone Kurven in die beiden Streifen legen, aber es hat sich gezeigt, dass so einfache Modellierungen vorne und hinten nicht stimmen! D.h. die Vorgaenge sind komplizierter, als erwartet.

(Anmerkung: nach dem Seminar habe ich Prof. Baschek gefragt, wie es um die kürzlich in der Fachpresse diskutierte Anreicherung mit frischen, NICHT mit Metallen angereicherten Wasserstoffwolken in der Milchstraßenscheibe steht. Er bestätigte den bedeutenden Einfluss dieser permanenten "Verjuengungskur", aber auch, dass es sich nicht gut quantifizieren lässt (bisher), z.B. liefern kleine, lichtschwache und i.a. weniger entwickelte Zwerggalaxien mit kleineren ea's durch galaktischen Kannibalismus größeren wie unserer Galaxis relativ "frischen" Wasserstoff. Nur sind diese kleinerern, wenig entwickelten Galaxien unverändert schwer aus zu machen.)
 

Im Galaxienmaßstab

Die Leuchtkraft L stammt i.W. von den roten und blauen Riesen in ihnen, die Masse m dagegen i.W. von den lichtschwachen roten Zwergen. Das macht die quantitative Analyse nicht gerade einfacher! Weltmodelle (auf Kernphysik und Astrophysik bezogen): die genannten 7x108 a reichen für ca. 350 SN-Generationen in den ersten Galaxien aus. Daher ist die Erklärung der bis dahin mehr oder weniger "komplett" erfolgten Metallanreicherung kein Problem, was den Forscher erleichtert...

Die Sternentstehungsraten sind noch ziemlich umstritten, aber tendenziell ist Folgendes relativ weitgehend von der Mehrheit akzeptiert: es gab bei z von ca. 1 bis 2 ein Maximum derselben, seither hat sie ab genommen, davor mehr oder weniger monoton auf das Maximum zugehend zugenommen. 
 

Die weiteren Beobachtungsergebnisse

Eine Gravitationslinse mit z=0,39 zeigt eine Quelle bei z=1,39 mit OB-Sternen. 

Die ISM in Quasaren zeigt im Spektrum Metalle, beweist damit die bereits stattgefundene Nukleosynthese. 

Der sogenannte Lyman-Alhpa(La)-Forest bei z=3.78 (Bsp.!) beweist ebenfalls die Anwesenheit schwererer Elemente.

Eine Galaxie mit z=3.92 zeigt Absorptionslinien, aber La in Emission(!). Es ist noch nicht geklärt, wie das zustande kommt.

Selbst bei z=5 sind Anzeichen von Metallen feststellbar.

Rotverschiebungsrekorde: z.Zt. ca. 6, dabei ist 5.7 sicher nachgewiesen.

Metalle wurden nun festgestellt bis ca. z
5 in Quasaren
4 in Galaxien
3,5 in La-Forests
 

Erster Teil der Schlussfolgerungen

Die Milchstrasse ist kernchemisch heterogen mit folgenden ea's: Halo >= 10-4, Population I mit 1 (trivial, normiert auf Sonne) und (zentraler) Bulge mit ca. 3.

Aktive Galaxienkerne (AGN, N für nucleus) haben bei 3<= z <=5 ca. ein ea von 10.

Vorläufige Werte für unterschiedliche Galaxiensäulendichten sind:
 
Säulendichte Rotverschiebung ea
hoch z <= 2 0.01 bis 0.5
mittel z = 3 0.01
niedrig 2 <= z <= 3 0.01

 

Zweiter Teil der Schlussfolgerungen

Festgestellt wird ein nur langsames Anwachsen von ea mit der Zeit.

Die Abhängigkeit von der Dichte (s.u.) ist wesentlich stärker. 

Emittelt man erneut ea(Met) gegenüber ea(Met/Sol), dann ergibt sich mit der Dichtenormierung (Dichte/mittlere Dichte - 1) nämlich im Diagramm eine Reihe unterschiedlich hoch liegender Kurven in earel, je nach Dichte, die bezüglich der Zeit t nur eine geringe Steigung haben.

Erste Sterne: bei z von 6 bis 10, evtl. sogar bis z=14 (?).

Die COBE-Daten und andere Beobachtungen haben bisher noch nicht die riesige Lücke zwischen z=10 und z=1000 zu schliessen vermocht, die daher weiter ihrer experimentellen und/oder theoretischen Analyse von welcher Seite auch immer harrt. Denn nur bis z=6 liegen (s.o.) Einzelbeobachtungen vor.

Die allerersten Sterne der hypothetischen Population III dürften mit Massen bis 200 mSol und Metallhäufigkeit 0 als "Hypernovae" das ISM mit Metallen angereichert haben, bis zu einer Metallhäufigkeit von ca. 5x10-4 (ist noch ziemlich unsicher).

Die zusammenfassenden Ergebnisse haben teils ausgesprochen vorläufigen Charakter, es wird nach Prof. Bascheks Meinung voraussichtlich noch ungefähr ein bis zwei Jahrzehnte dauern, bis die oft zeitraubenden systematischen Beobachtungen ein einheitliches, schlüssiges Gesamtbild ergeben werden. Natürlich würde eine glänzende Idee über einen theoretischen Rahmen den Fortschritt sehr beschleunigen.
 

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Fragen und Kommentare an:  stefan.urbat@apastron.lb.shuttle.de

(URL:  http://www.lb.shuttle.de/apastron/asBasch.htm)