Unter den Milliarden von Sternen, die den Kosmos bevölkern, bewahren einige die chemische Signatur uralter Zeiten, lange bevor schwere Elemente in Fülle entstanden.
Die ersten nach dem Urknall geborenen Sterne bestanden fast ausschließlich aus Wasserstoff und Helium mit winzigen Spuren von Lithium. Diese urzeitlichen Riesen setzten am Ende ihres Lebens die ersten durch Kernfusion in ihrem Inneren erzeugten schwereren Elemente im Weltraum frei. Dieses Material diente anschließend als Rohstoff für die folgenden Sterngenerationen, die ihrerseits das interstellare Medium allmählich anreicherten.
Heute enthalten die meisten Sterne eine Mischung von Elementen, aber einige extrem seltene bewahren noch immer die chemische Zusammensetzung der Ursprünge.
Ein Team unter der Leitung von Alexander Ji von der Universität Chicago hat identifiziert, was der ursprünglichste jemals entdeckte Stern sein könnte. Der Rote Riese mit der Bezeichnung SDSS J0715-7334 weist einen außerordentlich geringen Metallgehalt auf, also an Elementen, die schwerer als Helium sind. Seine Gesamtmetallizität, bezeichnet mit dem Buchstaben Z, liegt unter 7,8 × 10⁻⁷, was etwa halb so viel ist wie der vorherige Rekord des Sterns J1029+1729. Dieser Wert ist auch mehr als zehnmal niedriger als der des bisher eisenärmsten bekannten Sterns.
Was diese Entdeckung besonders bemerkenswert macht, ist das auffällige Fehlen von Kohlenstoff in seiner Zusammensetzung. Im Gegensatz zu anderen sehr metallarmen Sternen, die normalerweise signifikante Mengen an Kohlenstoff bewahren, zeigt SDSS J0715-7334 ein außergewöhnlich reduziertes chemisches Profil. Die Forscher schätzen, dass diese Konfiguration der Signatur eines Sterns der Population III entspricht, jener ersten Sterne des Universums, die niemals schwere Elemente eingebaut haben.
Die kinematische Analyse anhand von Daten des Satelliten Gaia ermöglichte es, die bewegte Geschichte dieses Sterns nachzuvollziehen. Die Forscher bestimmten, dass er ursprünglich aus der Großen Magellanschen Wolke stammt, einer Satellitengalaxie der Milchstraße, bevor er von unserer Galaxie eingefangen wurde. Seine entfernte Umlaufbahn im galaktischen Halo bewahrte seine Oberfläche vor jeglicher Kontamination durch das interstellare Medium und bot Astronomen eine besonders reine Probe für ihre Studien.
Rekonstruierte Umlaufbahn des urtümlichen Sterns (SDSS J0715-7334) im galaktischen Halo mit der der Großen Magellanschen Wolke (LMC).
Bildnachweis: Mission Gaia/ESA
Diese Entdeckung beleuchtet auch die Kühlmechanismen urtümlicher Gaswolken. SDSS J0715-7334 stellt nur den zweiten identifizierten Stern unterhalb der Feinstrukturkühlschwelle dar, einem Phänomen, bei dem schwere Elemente die Kühlung von Gaswolken erleichtern. Die Arbeiten deuten darauf hin, dass Kühlung durch kosmischen Staub notwendig ist, um die Bildung von Sternen mit so geringer Metallizität zu ermöglichen, ein Prozess, der auch in anderen Galaxien jenseits der unseren stattfinden könnte.
Sterne der Population III
Sterne der Population III repräsentieren die erste Generation von Sternen, die sich nach dem Urknall bildeten. Sie entstanden ausschließlich aus den ursprünglichen Elementen: Wasserstoff, Helium und Spuren von Lithium. Diese kosmischen Riesen, die viel massereicher waren als heutige Sterne, spielten eine grundlegende Rolle bei der chemischen Anreicherung des Universums.
Ihre kurze Lebensdauer von nur wenigen Millionen Jahren endete mit kataklysmischen Explosionen als Supernovae. Diese gewaltsamen Ereignisse streuten die ersten in ihren Kernen synthetisierten schweren Elemente wie Kohlenstoff, Sauerstoff und Eisen im Weltraum. Dieses neu gebildete Material diente anschließend als Grundlage für die folgenden Sterngenerationen.
Der direkte Nachweis von Sternen der Population III bleibt ein Hauptziel der modernen Astronomie. Ihre Erforschung würde es ermöglichen, die physikalischen Bedingungen im jungen Universum und die Bildungsmechanismen der ersten kosmischen Strukturen zu verstehen. Extrem metallarme Sterne wie SDSS J0715-7334 bieten wertvolle Hinweise auf diese verschwundenen stellaren Vorfahren.
Theoretische Modelle sagen voraus, dass diese urtümlichen Sterne beträchtliche Massen von bis zu mehreren hundert Sonnenmassen erreichen konnten. Ihre intensive Strahlung trug wahrscheinlich zur Reionisation des Universums bei, einem entscheidenden Prozess in der kosmischen Geschichte, der neutrales Gas in ionisiertes Plasma umwandelte.
Die stellare Metallizität
Die Metallizität eines Sterns misst seinen Gehalt an Elementen, die schwerer als Helium sind, in der Astronomie gemeinhin als Metalle bezeichnet. Diese Größe, oft mit Z bezeichnet, repräsentiert den Massenanteil des Sterns, der aus diesen Elementen besteht. Sie dient als wertvoller Indikator, um Sterne zu datieren und die chemische Geschichte unserer Galaxie nachzuvollziehen.
Astronomen bestimmen die Metallizität durch Analyse des Lichtspektrums von Sternen. Jedes chemische Element absorbiert oder emittiert Licht bei spezifischen Wellenlängen und erzeugt so eine einzigartige spektrale Signatur. Durch Messung der Intensität dieser Spektrallinien können Forscher die Häufigkeit der verschiedenen in der Sternatmosphäre vorhandenen Elemente genau quantifizieren.
Unsere Sonne mit einer Metallizität von etwa 0,02 repräsentiert einen relativ jungen und angereicherten Stern der Population I. Im Vergleich dazu weisen die ältesten Sterne der Milchstraße Metallizitäten auf, die bis zu 10⁻⁶ sinken können, also ein Millionstel dessen der Sonne. Diese extrem niedrigen Werte zeugen von ihrer Entstehung in einem Universum, das noch arm an schweren Elementen war.
Die Erforschung von Sternen mit sehr geringer Metallizität ermöglicht es, die chemische Evolution der Galaxie zu rekonstruieren. Jede Sterngeneration reichert das interstellare Medium an und schafft eine chronologische Progression, die in der chemischen Zusammensetzung der Sterne sichtbar ist. Dieser Ansatz, ähnlich der Untersuchung geologischer Schichten, bietet ein einzigartiges Fenster in die kosmische Geschichte.
Quelle: arXiv