9.1. Die ersten Sterne im Universum
Unser Wissen über die allerersten Sterne im Universum basiert ausschließlich auf aufwendigen Computersimulationen. Das ist oft unbefriedigend, aber die Lebensdauer der ersten Sterne war so extrem kurz, dass sie schon bald nach ihrer Bildung durch enorme Explosionen wieder erloschen. Diese ersten Objekte kamen und gingen sehr schnell – was sie jeder Art von Beobachtung unzugänglich macht. Selbst mit Weltraumteleskopen ist es nicht möglich, im hochrotverschobenen Universum so weit in die Vergangenheit zu schauen. Dennoch liefern die Computermodelle faszinierende Details über unsere kosmischen Ur-Vorfahren und deren Existenz, so dass wir auch ohne Beobachtungen ein gutes Verständnis für die grundlegenden physikalischen Prozesse haben, die das frühe Universum beherrschten.
Etwa 300 Millionen Jahre nach dem Urknall bildeten sich diese ersten Objekte aus primordialen Gaswolken von ca. einer Million Sonnenmassen, die sich unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenballten. Das Hauptproblem bei der Sternbildung ist, dass das Gas kühl genug sein muss, um zu verklumpen. Jeder, der schon mal sein Fahrrad aufgepumpt hat, weiß was passiert, wenn man Gas komprimiert: Die Luftpumpe wird warm. Genauso erhitzt sich auch eine kollabierende Gaswolke, wenn sie nicht irgendwie Wärme abgeben kann. Bei der Verdichtung heizt sich die Gaswolke zunächst also auf über 1000 Grad Kelvin auf. Um Klumpen zu bilden, aus denen (Proto-)Sterne entstehen können, muss das Gas aber kühler als etwa 200 Grad Kelvin sein (siehe Kapitel 4).
Heutzutage ist das Gas, aus dem Sterne entstehen, sehr viel kälter als dieser Grenzwert, nämlich ca. 10 Grad Kelvin. Denn im heutigen Universum kühlt heißes Gas dadurch ab, dass die sich schnell bewegenden Gasatome bei Zusammenstößen angeregt werden, d.h., ein Teil ihrer Bewegungsenergie wird in innere Energie des Atoms umgewandelt. Diese Anregungsenergie wird von den Atomen nach einiger Zeit durch Photonen abgestrahlt. Je schwerer das Element, desto mehr Elektronen besitzt das Atom, desto mehr Möglichkeiten für innere Anregung und Abstrahlung ergeben sich. Im kühleren Gas bilden sich dann Moleküle, bei denen dieser Kühlungsmechanismus aus Stoßanregung und Abstrahlung noch viel effizienter funktioniert.
Aber im frühen Universum konnten diese niedrigen Temperaturen noch nicht erreicht werden. Grund dafür ist, dass in der primordialen Materie, die aus Wasserstoff und Helium sowie aus Spuren von Lithium bestand, noch keinerlei Metalle oder interstellarer Staub vorhanden waren, die einen Kühlungseffekt auf das Gas hätten ausüben können. Das Wasserstoffatom besitzt nur ein, das Heliumatom nur zwei, das Lithiumatom nur drei Elektronen. Die Möglichkeiten, diese Atome durch Stöße innerlich anzuregen, sind also sehr begrenzt. Die einzige Möglichkeit bestand in der Bildung von ersten Wasserstoffmolekülen, H2, aus einzelnen Wasserstoffatomen. Der molekulare Wasserstoff konnte die aufgeheizte Gaswolke in den heißesten inneren Gebieten so immerhin langsam bis auf ca. 200 Grad Kelvin herunterkühlen. Die Kühlung erfolgte dabei durch die Kollisionen von jeweils zwei Wasserstoffatomen und der darauf folgenden Abgabe von energiearmer Infrarotstrahlung.
Diese Temperatursenkung führte zu einem geringeren Druck innerhalb der primordialen Wolke und damit zu einer Verdichtung des Gases. Der Prozess endete, als sich der Gasklumpen im Gleichgewicht zwischen dem nach außen drückenden Gasdruck und der nach innen gerichteten Gravitationskraft befand. Aus diesem Klumpen konnte sich endlich ein massereicher Protostern bilden. Aufgrund der unzureichenden Kühlungsmechanismen konnten im frühen Universum also nur große und extrem massereiche Gaswolken unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren. Dementsprechend besaßen diese allerersten Sterne bis zu hundert Sonnenmassen. Massearme Sterne wie die Sonne konnten aus diesen Riesenwolken nicht gebildet werden.
Aufgrund ihrer enormen Massen und der besonderen, primordialen Zusammensetzung hatten diese ersten Lichtquellen eine besonders große Leuchtkraft von 1 Million Sonnenleuchtkräften und extrem hohe Oberflächentemperaturen von 100 000 Grad Kelvin. Zum Vergleich: Der metallreiche Population-I-Stern Sonne hat eine Oberflächentemperatur von »nur« 5750 Grad Kelvin, was etwa 5500 Grad C entspricht. Aufgrund dieser riesigen Leuchtkraft war die Existenz dieser Population-III-Sterne auf ein, astronomisch gesehen, sehr kurzes Leben von nur wenigen Millionen Jahren begrenzt.
In ihrem Inneren waren diese ersten Sterne sogar 100 Millionen Grad heiß, was dem fast Zehnfachen der Zentraltemperatur der Sonne entspricht. Das Licht der heißen Riesen war vor allem energiereiches, ultraviolettes Licht, das begann, das neutrale Gas aus Wasserstoff und Helium in der Sternumgebung aufzuheizen und dort die Atome zu ionisieren. Die Existenz von ionisiertem Gas veränderte die Bedingungen für Sternentstehung im Universum in ganz dramatischer Weise.
Ausgeklügelte kosmologische Simulationen, die diese Prozesse modellieren, haben gezeigt, dass die ersten Sterne im Mittel hundertmal schwerer als die Sonne waren und dass wahrscheinlich sogar einige noch wesentlich massereichere Exemplare entstanden. Darüber hinaus kann angenommen werden, dass sich auch einige Sterne mit »nur« 10 bis 50 Sonnenmassen bildeten.
Wie viele schwerere und leichtere Sterne in der ersten Sterngeneration entstanden sind, ist nach wie vor unbekannt. Die verschiedenen Kühlungsmechanismen im Gas spielen für die finale Sternmasse eine zentrale Rolle, auch wenn diese alleinige Tatsache noch lange keine Antwort liefern kann. Die Frage nach der relativen Verteilung der Sternmassen ist aber ungeheuer wichtig. Sie zählt sogar zu den wichtigsten Fragestellungen der modernen Kosmologie, da das Wissen um diese Massenverteilung bei vielen verschiedenen astrophysikalischen Aspekten von Bedeutung ist.
Trotzdem ist in diesem Zusammenhang ein fundamentales Ergebnis, dass noch keine massearmen Sterne wie die Sonne gebildet werden konnten. Die massereichen »Bewohner« des frühen Universums unterscheiden sich grundlegend von den massearmen Sternen, die das Universum heute bevölkern. Das steht in starkem Kontrast zur heutigen Massenverteilung der Sterne. Denn im Einklang mit den Beobachtungen gilt folgende Faustregel: Je masseärmer ein Stern ist, desto häufiger gibt es seinesgleichen im Universum. Die Fliegengewichte mit weniger als einer Sonnenmasse dominieren das Universum bei weitem. Dahingegen gibt es Sterne mit 10 oder mehr Sonnenmassen heute nur sehr selten. Bei Sternen mit mehr als 100 Sonnenmassen ist unklar, ob solche Schwergewichte überhaupt noch gebildet werden können. Einige Entdeckungen von gigantischen Supernovaexplosionen in den letzten Jahren deuten aber darauf hin, dass wohl doch noch ab und zu einzelne dieser Riesen gebildet werden.
Da die Nukleosyntheseprozesse im Sterninneren ohne Metalle weniger effizient waren, musste ein solcher Stern heißer und somit kompakter sein als ein metallreicher Stern gleicher Masse. So hatten sie einen Radius von nur 5 Sonnenradien bei hundertfacher Sonnenmasse. Nur wenn ein Stern heiß genug ist, wird genügend Gas- und Strahlungsdruck aufgebaut, um dem Schwerkraftkollaps durch die eigene Masse zu entgehen. Diese Effekte führten dazu, dass der gesamte stellare Brennstoff enorm schnell aufgebraucht wurde. Die Sternentwicklung mit den verschiedenen Brennphasen verlief deswegen in Rekordzeit. Schon nach wenigen Millionen Jahren explodierten die massereichen, aber metallarmen Riesen wieder als Kern-Kollaps-Supernovae. So kam es im jungen Universum zur ersten Anreicherung des interstellaren Mediums mit schweren Elementen, die zuvor im Sterninneren produziert wurden. Diese ersten Metalle veränderten natürlich auch die Entstehungsbedingungen für die nächsten Sterngenerationen.
Verschiedene Simulationen von solchen Supernovaexplosionen haben gezeigt, dass bei Sternen von etwa 25 bis 140 Sonnenmassen die inneren Teile der Sternhülle von der Schockwelle nicht weit genug ins All geschleudert werden, um das interstellare Medium mit den neuen Metallen anzureichern. Deswegen stürzt diese Materie nach kurzer Zeit wieder auf das Zentrum zurück. Da sich während der Explosion dort ein Schwarzes Loch gebildet hat, fällt die Materie also direkt in das Schwarze Loch und wird dem Materiekreislauf und somit der chemischen Entwicklung entzogen.
Sterne mit Massen zwischen 140 und 260 Sonnenmassen explodieren angeblich in noch energiereicheren Explosionen, den sogenannten Paar-Instabilitäts-Supernovae, bei der riesige Mengen von Elektronen und Positronen aus der Bestrahlung von Atomkernen mit Gammastrahlung im Kern des Sterns entstehen. Der dadurch entstehende Druckverlust führt zusammen mit der enormen Masse und Temperatur des Sterns dazu, dass die letzten Brennphasen eines solchen Sterns besonders schnell ablaufen. So kommt es nicht zu einem Kern-Kollaps, sondern zu einer unkontrollierten Kernfusion, die in einer Explosion des Sterns endet. Dieses Ereignis ist so extrem, dass sich dabei kein kompakter Überrest wie z.B. ein Schwarzes Loch bilden kann. Der Stern wird stattdessen vollständig zerrissen. Diese theoretisch vorhergesagte Art von Supernova soll zu einer enormen Metallanreicherung des interstellaren Mediums in der Umgebung der Explosion führen. Der spezielle Explosionsmechanismus hat aber zur Folge, dass keine Elemente schwerer als Zink hergestellt werden können. Weiterhin werden die leichteren Elemente in anderen Verhältnissen synthetisiert als in den normalen Kern-Kollaps-Supernovaexplosionen der Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen.
Schließlich soll es noch Sterne mit mehr als 260 Sonnenmassen gegeben haben. Diese super-massereichen Giganten sind so schwer, dass der ganze Stern bei seiner Explosion komplett in ein Schwarzes Loch zusammenstürzt und keinerlei Metalle an das ihn umgebende Medium abgibt. Diese Objekte tragen deswegen auch nicht zur chemischen Entwicklung bei, falls sie jemals existierten.
Da es ungewiss ist, welche Massenverteilung den ersten Sternen zugrunde lag, ist es sehr schwierig abzuschätzen, welche Mengen von den Metallen synthetisiert und welche Anteile davon tatsächlich in das interstellare Medium gelangten oder stattdessen in einem Schwarzen Loch verschwanden. Diese Frage ist Gegenstand der aktuellen Forschung. Aufwendige Modelle zur Elementnukleosynthese in Kern-Kollaps-Supernovae von Population-III-Sternen liefern nur ungefähre Antworten, denn diese Vorgänge sind ungeheuer komplex und somit eine Herausforderung nicht nur für unser Verständnis der Nukleosynthese und der Supernovaexplosionen, sondern auch für die Computerressourcen, mit denen diese Modelle gerechnet werden müssen. Darüber hinaus sind die Details des Explosionsmechanismus sehr schwierig zu modellieren und müssen deswegen approximiert werden. Dennoch haben Vergleiche der Elementhäufigkeiten der Supernovaexplosionen mit denen der metallärmsten Sterne schon zu vielen wichtigen Erkenntnissen geführt. Einige Beispiele werden in Kapitel 9.3 weiter ausgeführt.
Die starke UV-Strahlung der ersten Sterne hatte zur Folge, dass das primordiale Gas teilweise ionisiert wurde. So bildete sich das Molekül HD, welches aus einem Wasserstoff- und einem Deuteriumatom besteht. HD kann Gas weiter bis auf etwa 50–100 Grad Kelvin abkühlen. Aufgrund dieser nun zusätzlichen Kühlung gab es wahrscheinlich eine zweite Generation von potentiell metallfreien Sternen, die aber im Gegensatz zur ersten deutlich masseärmer war. Man nimmt an, dass nun erstmals Sterne mit »nur« 10 Sonnenmassen im Universum aufleuchteten. Massearme Sterne mit weniger als einer Sonnenmasse konnten aber noch immer nicht gebildet werden. Wenn nicht schon die Sterne der ersten Generation, so synthetisierten die Mitglieder dieser zweiten Generation jede Menge an Metallen, die bei zahlreichen Kern-Kollaps-Supernovae an das interstellare Gas abgegeben wurden. Spätestens jetzt war das Universum ein für alle Mal mit schweren Elmenten »verschmutzt«, und es gab keinen Weg mehr zurück.
Aus der Existenz alter, metallarmer Sterne mit weniger als einer Sonnenmasse schließen wir, dass sich massearme Sterne sehr bald nach diesen ersten beiden Generationen gebildet haben müssen. Es muss also eine Übergangsphase im frühen Universum gegeben haben – von den extrem massereichen und daher kurzlebigen ersten Sternen zu massearmen und langlebigen Sternen. Doch wie verlief dieser Übergang?
Die Kühlung der Gaswolke unter 200 Grad Kelvin ist hier von zentraler Bedeutung. Durch aufwendige Berechnungen ist bekannt, dass Kohlenstoff und Sauerstoff besonders gut für die Gaskühlung geeignet sind. Die nur aus Wasserstoff und Helium bestehenden Sterne der ersten und eventuell auch noch der zweiten Generation synthetisierten in ihren fortgeschrittenen Entwicklungsphasen unter anderem auch große Mengen von Kohlenstoff und Sauerstoff. Schon vor der Supernovaexplosion wehten Sternwinde diese Elemente von der Oberfläche in das primordiale Medium hinein. Die darauf folgenden Supernovaexplosionen dieser Sterne taten ein Übriges zur Anreicherung von Kohlenstoff und Sauerstoff im interstellaren Medium. Dies hatte fundamentale Konsequenzen.
Bei der sogenannten Feinstrukturkühlung, z.B. durch Kohlenstoff, regen sich die Atome durch gegenseitige Kollisionen auf ein höheres Energieniveau an. Wenn ein Atom nahe beieinanderliegende Energieniveaus besitzt, spricht man dabei von der »Feinstruktur« des Atoms. Kehren die Atome in ihren Grundzustand zurück, geben sie die freiwerdende Energie in Form eines Photons ab, welches das Gas verlassen kann. Diese vielen Feinstruktur-Energieniveaus sorgen dafür, dass das Gas besonders effizient immer mehr Energie verliert, so dass seine Temperatur rapide absinkt, solange eine Mindestmenge von Kohlenstoff und Sauerstoff im Gas vorhanden ist. So können Temperaturen von weit unter 200 Grad Kelvin erreicht werden, die zu Regionen mit besonders hohen Dichten in der Gaswolke führen. Nur so kann es schließlich zur Entstehung von Sternen kommen, die wesentlich weniger als eine Sonnenmasse besitzen.
Um das Konzept der Feinstrukturkühlung zu überprüfen, können extrem metallarme Sterne herangezogen werden, da sie mit aller Wahrscheinlichkeit Sterne der frühesten Generationen darstellen. Wenn tatsächlich Kohlenstoff und Sauerstoff diese Übergangsphase eingeleitet haben, dann sollten die metallärmsten Sterne dies in ihren Elementhäufigkeiten widerspiegeln. Ganz speziell sollten die Kohlenstoff- und Sauerstoffhäufigkeiten dieser Sterne aus dem frühen Universum entweder der kritischen Metallizität entsprechen oder darüber hinausgehen. Geringere Mengen wären nicht erlaubt, da dies bedeuten würde, dass das Gas nicht ausreichend gekühlt wurde, um die Bildung von genau diesen Sternen zu ermöglichen.
In der Tat scheint sich die Feinstrukturkühlungstheorie größtenteils zu bestätigen. Die metallärmsten Sterne haben tatsächlich Kohlenstoff- und Sauerstoffhäufigkeiten, die dem theoretisch vorhergesagten Minimalwert entsprechen oder ihn überschreiten. Darüber hinaus bietet die Idee der Feinstrukturkühlung eine mögliche Erklärung zur Natur vieler metallarmer Sterne. Schon vor mehr als 10 Jahren stellten Astronomen fest, dass fast ein Viertel der metallarmen Sterne, die weniger als ein 1/100stel des solaren Eisens ([Fe/H] < –2,0) aufweisen, kohlenstoffreich sind und mindestens zehnmal so viel Kohlenstoff wie Eisen enthalten. Die drei Sterne mit den niedrigsten Eisenhäufigkeiten besitzen sogar noch viel höhere Kohlenstoffüberhäufigkeiten mit bis zu 2500 Mal mehr als Eisen. Die genauen Ursachen für diese Element-Signaturen sind nach wie vor größtenteils ungeklärt. Dennoch deuten sie darauf hin, dass Kohlenstoff bei der frühen Sternentstehung eine wichtige Rolle gespielt haben muss. Die Feinstrukturkühlungstheorie bietet somit die bisher umfassendste Deutung dieser Beobachtungen.
Dennoch gibt es inzwischen einen ultrametallarmen Stern, dessen Kohlenstoff- und Sauerstoffhäufigkeiten unterhalb des kritischen Werts liegen. Dies weist darauf hin, dass wahrscheinlich nicht alle Sterne in ihren jeweiligen Gaswolken in genau der gleichen Art und Weise gebildet wurden. Denn neben der Feinstrukturkühlung gibt es eine weitere Möglichkeit, primordiales Gas mit Hilfe von interstellaren Staubkörnchen zu kühlen. Dieser Staub besteht vor allem aus Kohlenstoff und Silizium. Aber auch diese Elemente mussten erst einmal in den ersten Sternen synthetisiert werden, um dann in der Schockwelle der Supernova als Staubkörnchen zusammenzukommen. Diese Kühlung funktioniert allerdings nur innerhalb schon verdichteter Gasklumpen. Dort sollten sie aber zur Bildung von Sternen mit weniger als einer Sonnenmasse beitragen können. Die kritische Menge an Staub ist geringer als die von Kohlenstoff und Sauerstoff im Gas, so dass die Existenz von extrem metallarmen Sternen mit sehr geringen Kohlenstoff- und Stauerstoffhäufigkeiten durchaus anhand dieser Theorie erklärt werden kann.
Da die metallärmsten Sterne in ihrer äußeren Gashülle die chemischen Fingerabdrücke der ersten Sterne im Universum aufbewahren, können so wertvolle Informationen über die Existenz und die Eigenschaften der ersten Sterne und ihrer Supernovaexplosionen empirisch gewonnen werden. Diese Arbeit ist eine der zentralen Aufgaben der Stellaren Archäologie, denn sie bietet Astronomen eine einzigartige Möglichkeit, die vorherrschenden chemischen und physikalischen Bedingungen in den frühesten Phasen der Sternentstehung zu erforschen. Diese Details können nicht anderweitig, z.B. mit Objekten aus dem hochrotverschobenen Universum, ergründet werden.