Wenn man ein Universum aus Wasserstoff und Helium nimmt und es etwa 13 Milliarden Jahre lang schmoren lässt, erhält man uns. Wir sind die Nachkommen der Urelemente. Wir sind der abgeworfene Staub der ersten Sterne und vieler Generationen von Sternen danach. Unsere Suche nach den ersten Sternen des Kosmos ist also eine Suche nach unserer eigenen Geschichte. Obwohl wir das Licht dieser ersten Sterne noch nicht eingefangen haben, könnten sich einige ihrer direkten Nachkommen in unserer eigenen Galaxie befinden.
Die ersten Sterne waren riesig. Ohne schwerere Elemente, die sie beschweren könnten, müssten sie etwa 300-mal so groß sein wie unsere Sonne, um in ihrem Kern eine Kernfusion auszulösen. Aufgrund ihrer Größe durchliefen sie ihre Fusionszyklen ziemlich schnell und lebten sehr kurz.
Aber die Supernova-Explosionen, die ihren Tod signalisierten, zerstreuten schwerere Elemente wie Kohlenstoff und Eisen, aus denen sich neue Sterne bildeten. Auch große Sterne der zweiten Generation starben als Supernovae und zerstreuten noch mehr schwere Elemente. Infolgedessen enthielt jede Sterngeneration mehr und mehr dieser Elemente. Im Fachjargon der Astronomie sagen wir, dass jede Generation eine höhere Metallizität aufweist.
Natürlich kann unklar sein, welcher Generation ein Stern angehört. Offensichtlich sind die allerersten Sterne, die vollständig aus ursprünglichem Wasserstoff und Helium entstanden sind, Sterne der ersten Generation, und Sterne, die vollständig aus den Überresten der ersten Generation entstanden sind, sind echte Sterne der zweiten Generation. Aber Sterne entstehen in ganz unterschiedlichen Größen, daher ist es sehr wahrscheinlich, dass einige massereiche Sterne der zweiten Generation vor einigen der kleineren Sterne der ersten Generation zur Supernova wurden.
Viele frühe Sterne könnten größtenteils aus Material der ersten Generation mit einem Hauch von Staub der zweiten Generation entstanden sein, während andere hauptsächlich aus Sternen der zweiten Generation mit einer Prise Erbe der ersten Generation entstanden sind. Sterne wie unsere Sonne sind wahrscheinlich eine Mischung aus Material aus mehreren Generationen.
Bei modernen Sternen versuchen wir nicht, ihre Generation zu bestimmen, sondern kategorisieren sie anhand ihrer Metallizität in Populationen. Als Metallizität eines Sterns wird das Verhältnis von Eisen zu Helium bezeichnet [Fe/He] im logarithmischen Maßstab. Sterne der Population I haben eine [Fe/He] von mindestens -1, was bedeutet, dass sie 10 % oder mehr des Eisenanteils der Sonne haben. Sterne der Population II haben eine [Fe/He] von weniger als -1. Die dritte Kategorie, Population III, ist echten Sternen der ersten Generation vorbehalten.
In der Milchstraße sind die meisten Sterne in der galaktischen Ebene Sterne der Population I wie die Sonne. Sie entstanden viel später in der Geschichte unserer Galaxie und sind jünger und enthalten mehr Metalle. Ältere Sterne der Population II befinden sich im Allgemeinen im Halo, der unsere Galaxie umgibt, oder in den alten Kugelsternhaufen, die die Milchstraße umkreisen. Das macht Sinn, da ältere Sterne mehr Zeit hatten, aus der galaktischen Ebene herauszudriften. Angesichts der Entwicklung unserer Galaxie ist es sehr wahrscheinlich, dass einige der Sterne der Population II in unserem Halo tatsächlich Sterne der zweiten Generation sind. Aber wie können wir sie von anderen alten Sternen unterscheiden?
Das ist das Ziel einer neuen Studie, die am veröffentlicht wurde arXiv Preprint-Server. Dabei werden sowohl Beobachtungen entfernter Quasare als auch Simulationen von Sternen der Population III untersucht, um die Metallizität von echten Sternen der zweiten Generation zu bestimmen. Die Autoren fanden heraus, dass Sterne der zweiten Generation im Halo der Milchstraße zwar selten wären, einige dort jedoch lauern könnten. Der Schlüssel zu ihrer Identifizierung ist nicht ihr Eisengehalt im Vergleich zu Helium, sondern [Fe/He]sondern vielmehr die Verhältnisse von Kohlenstoff und Magnesium zu Eisen, [C/Fe] Und [Mg/Fe].
Kohlenstoff entsteht in Sternen im Rahmen des CNO-Zyklus, dem Fusionszyklus der zweiten Ebene nach der Wasserstoffverbrennung. Magnesium ist ein Produkt einer dreistufigen Fusion von Kohlenstoff mit Helium. Viele Sterne der ersten Generation explodierten als Supernovae mit hoher Energie, einige explodierten jedoch mit geringerer Energie. Diese Supernovae mit niedriger Energie würden Elemente wie Kohlenstoff und Magnesium abstoßen, aber nicht viel Eisen. Also Sterne mit einem außergewöhnlich hohen Wert [C/Fe] Verhältnis, das wahrscheinlich aus dem Restmaterial eines einzelnen Sterns der ersten Generation entstanden ist. Je niedriger die [C/Fe] Verhältnis, desto wahrscheinlicher ist es, dass sich ein Stern der Population II aus Sternen der ersten und zweiten Generation bildet.
Es scheint also, dass der Schlüssel darin liegt, nach Halosternen zu suchen [C/Fe] > 2,5. Wir haben noch keine solchen Sterne gefunden, aber da immer mehr Himmelsuntersuchungen online gehen, ist dies wahrscheinlich nur eine Frage der Zeit. Wir müssen immer noch die am weitesten entfernten Galaxien absuchen, um einen Stern der ersten Generation zu finden, aber vielleicht finden wir bald eines ihrer Kinder viel näher an unserem Zuhause.
Mehr Informationen:
Irene Vanni et al., Charakterisierung der wahren Nachkommen der ersten Sterne, arXiv (2023). DOI: 10.48550/arxiv.2309.07958