Astronomie

Im ersten Abschnitt dieses Kapitels haben wir die dünne Scheibe, die dicke Scheibe und den stellaren Halo beschrieben. Schauen Sie sich den vorherigen Abschnitt noch einmal an und beachten Sie einige der Muster. Junge Sterne liegen in der dünnen Scheibe, sind reich an Metallen und umkreisen das Zentrum der Galaxie mit hoher Geschwindigkeit. Die Sterne im Halo sind alt, enthalten wenig Elemente, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind, und haben stark elliptische Bahnen mit zufälliger Ausrichtung (siehe Abbildung 1). Halo-Sterne können durch die Scheibe und die zentrale Ausbuchtung eintauchen, aber sie verbringen die meiste Zeit weit über oder unter der Ebene der Galaxie. Die Sterne in der dicken Scheibe liegen zwischen diesen beiden Extremen. Sehen wir uns zunächst an, warum Alter und Häufigkeit der schwereren Elemente miteinander korrelieren, und sehen wir dann, was diese Korrelationen über den Ursprung unserer Galaxie aussagen.

Zwei Arten von Sternen

Die Entdeckung, dass es zwei verschiedene Arten von Sternen gibt, wurde erstmals von Walter Baade während des Zweiten Weltkriegs gemacht. Als deutscher Staatsbürger war es Baade nicht erlaubt, Kriegsforschung zu betreiben, wie es viele andere Wissenschaftler in den USA taten, und so konnte er regelmäßig die Mount-Wilson-Teleskope in Südkalifornien nutzen. Seine Beobachtungen wurden durch den dunkleren Himmel begünstigt, der sich aus der kriegsbedingten Verdunkelung von Los Angeles ergab.

Das große Teleskop und der dunkle Himmel ermöglichten es Baade unter anderem, andere Galaxien – Nachbarn unserer Milchstraßengalaxie – genau zu untersuchen. Wir werden andere Galaxien im nächsten Kapitel (Galaxien) besprechen, aber für jetzt wollen wir nur erwähnen, dass die nächstgelegene Galaxie, die unserer eigenen ähnelt (mit einer ähnlichen Scheibe und Spiralstruktur), oft als Andromeda-Galaxie bezeichnet wird, nach dem Sternbild, in dem wir sie finden.

Baade war beeindruckt von der Ähnlichkeit der hauptsächlich rötlichen Sterne im Kernwulst der Andromeda-Galaxie mit denen in den Kugelsternhaufen und dem Halo unserer Galaxie. Er bemerkte auch den Farbunterschied zwischen all diesen Sternen und den blaueren Sternen in den Spiralarmen in der Nähe der Sonne (Abbildung 2). Auf dieser Grundlage bezeichnete er die hellen blauen Sterne in den Spiralarmen als Population I und alle Sterne im Halo und den Kugelsternhaufen als Population II.

Wir wissen jetzt, dass sich die Populationen nicht nur durch ihre Lage in der Galaxie unterscheiden, sondern auch durch ihre chemische Zusammensetzung, ihr Alter und ihre Umlaufbewegungen um das Zentrum der Galaxie. Sterne der Population I sind nur in der Scheibe zu finden und bewegen sich auf nahezu kreisförmigen Bahnen um das galaktische Zentrum. Beispiele sind helle Überriesensterne, Hauptreihensterne mit hoher Leuchtkraft (Spektralklassen O und B), die in den Spiralarmen konzentriert sind, und Mitglieder junger offener Sternhaufen. Interstellare Materie und Molekülwolken finden sich an denselben Orten wie die Sterne der Population I.

Die Sterne der Population II zeigen keine Korrelation mit der Lage der Spiralarme. Diese Objekte sind überall in der Galaxie zu finden. Einige befinden sich in der Scheibe, aber viele andere folgen exzentrischen elliptischen Bahnen, die sie hoch über die galaktische Scheibe in den Halo tragen. Beispiele hierfür sind Sterne, die von planetarischen Nebeln umgeben sind, und RR-Lyrae-Sterne. Die Sterne in Kugelsternhaufen, die sich fast vollständig im Halo der Galaxis befinden, werden ebenfalls der Population II zugeordnet.

Heute wissen wir viel mehr über die Sternentwicklung als die Astronomen in den 1940er Jahren, und wir können das Alter der Sterne bestimmen. Zur Population I gehören Sterne mit einem breiten Altersspektrum. Während einige bis zu 10 Milliarden Jahre alt sind, befinden sich andere noch in der Entstehung. Die Sonne zum Beispiel, die etwa 5 Milliarden Jahre alt ist, ist ein Stern der Population I. Das Gleiche gilt für die massereichen jungen Sterne im Orionnebel, die in den letzten Millionen Jahren entstanden sind. Population II hingegen besteht ausschließlich aus alten Sternen, die sich sehr früh in der Geschichte der Galaxie gebildet haben; ihr Alter liegt typischerweise bei 11 bis 13 Milliarden Jahren.

Auch die Zusammensetzung der Sterne lässt sich inzwischen gut bestimmen. Diese beruhen auf Analysen der detaillierten Spektren der Sterne. Nahezu alle Sterne scheinen hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium zu bestehen, aber die Häufigkeit der schwereren Elemente ist unterschiedlich. Bei der Sonne und anderen Sternen der Population I machen die schweren Elemente (die schwerer sind als Wasserstoff und Helium) 1-4 % der gesamten Sternmasse aus. Sterne der Population II im äußeren galaktischen Halo und in Kugelsternhaufen haben einen viel geringeren Gehalt an schweren Elementen – oft weniger als ein Hundertstel der Konzentration in der Sonne und in seltenen Fällen sogar weniger. Der älteste bisher entdeckte Stern der Population II hat zum Beispiel weniger als ein Zehnmillionstel so viel Eisen wie die Sonne.

Wie wir in früheren Kapiteln besprochen haben, entstehen die schweren Elemente tief im Inneren der Sterne. Sie werden den Rohstoffreserven der Galaxis hinzugefügt, wenn Sterne sterben, und ihr Material wird in neue Generationen von Sternen recycelt. So werden im Laufe der Zeit Sterne mit immer größeren Vorräten an schweren Elementen geboren. Sterne der Population II entstanden, als die Häufigkeit von Elementen, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind, noch gering war. Sterne der Population I bildeten sich später, nachdem der Massenverlust durch sterbende Mitglieder der ersten Sterngenerationen das interstellare Medium mit Elementen angereichert hatte, die schwerer als Wasserstoff und Helium waren. Einige bilden sich auch jetzt noch, nachdem weitere Generationen den Vorrat an schwereren Elementen für neue Sterne aufgestockt haben.

Die reale Welt

Abgesehen von seltenen Ausnahmen sollten wir keiner Theorie trauen, die die Welt in nur zwei Kategorien einteilt. Sie können zwar einen Ausgangspunkt für Hypothesen und Experimente bieten, sind aber oft zu stark vereinfacht und müssen im Laufe der Forschung verfeinert werden. Die Vorstellung von zwei Populationen hat dazu beigetragen, unsere ersten Gedanken über die Galaxie zu ordnen, aber wir wissen heute, dass sie nicht alles erklären kann, was wir beobachten. Selbst die verschiedenen Strukturen der Galaxie – Scheibe, Halo, zentrale Ausbuchtung – sind nicht so klar voneinander getrennt, was ihre Lage, ihr Alter und den Gehalt an schweren Elementen der Sterne in ihnen angeht.

Die genaue Definition der Galaxienscheibe hängt davon ab, welche Objekte wir zu ihrer Abgrenzung verwenden, und sie hat keine scharfe Grenze. Die heißesten jungen Sterne und die mit ihnen verbundenen Gas- und Staubwolken befinden sich meist in einer Region von etwa 300 Lichtjahren Dicke. Ältere Sterne bilden eine dickere Scheibe mit einer Dicke von etwa 3000 Lichtjahren. Halo-Sterne halten sich die meiste Zeit hoch über oder unter der Scheibe auf, durchqueren sie aber auf ihren stark elliptischen Bahnen und sind daher manchmal relativ nahe an der Sonne zu finden.

Die höchste Sternendichte findet sich im zentralen Bulge, dem balkenförmigen inneren Bereich der Galaxis. Im Bulge gibt es ein paar heiße, junge Sterne, aber die meisten Bulge-Sterne sind mehr als 10 Milliarden Jahre alt. Doch im Gegensatz zu den Halo-Sternen ähnlichen Alters ist die Häufigkeit schwerer Elemente in den Bulge-Sternen etwa so hoch wie in der Sonne. Warum ist das so?

Astronomen gehen davon aus, dass die Sternentstehung im überfüllten nuklearen Bulge kurz nach der Entstehung der Milchstraßengalaxie sehr schnell erfolgte. Nach einigen Millionen Jahren stieß die erste Generation massereicher und kurzlebiger Sterne dann in Supernova-Explosionen schwere Elemente aus und reicherte so die nachfolgenden Generationen von Sternen an. So begannen selbst Sterne, die sich vor mehr als 10 Milliarden Jahren in der Ausbuchtung bildeten, mit einem guten Vorrat an schweren Elementen.

Das genaue Gegenteil geschah in der Kleinen Magellanschen Wolke, einer kleinen Galaxie in der Nähe der Milchstraße, die von der südlichen Hemisphäre der Erde aus sichtbar ist. Selbst die jüngsten Sterne in dieser Galaxie haben einen Mangel an schweren Elementen. Wir vermuten, dass dies darauf zurückzuführen ist, dass die kleine Galaxie nicht besonders dicht bevölkert ist und die Sternentstehung recht langsam vonstatten ging. Infolgedessen gab es bisher relativ wenige Supernovaexplosionen. Kleinere Galaxien haben auch mehr Mühe, das durch Supernovaexplosionen ausgestoßene Gas zu halten, um es zu recyceln. Galaxien mit geringer Masse üben nur eine bescheidene Gravitationskraft aus, und das von Supernovae ausgestoßene Hochgeschwindigkeitsgas kann leicht aus ihnen entweichen.

Mit welchen Elementen ein Stern ausgestattet ist, hängt also nicht nur davon ab, wann der Stern in der Geschichte seiner Galaxie entstanden ist, sondern auch davon, wie viele Sterne in seinem Teil der Galaxie ihr Leben bereits beendet hatten, als der Stern zur Bildung bereit war.

Glossar

Population I Stern:

ein Stern, der schwere Elemente enthält; typischerweise jung und in der Scheibe zu finden

Stern der Population II:

ein Stern mit sehr geringer Häufigkeit schwerer Elemente; in der gesamten Galaxie zu finden