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Unsere Welt zu verstehen:  Sternpopulationen Gehalt



 Beitrag 0-148
 
 

 
Warum Sternpopulationen?

Je später ein Stern geboren wird, desto größer ist sein anfänglicher Gehalt an "Metallen"

 
 
Zur Erinnerung: Astrophysiker verstehen unter "Metallen" alle Elemente, die schwerer sind als Helium.
 
Zudem unterscheiden sie 3 Sternpopulationen: Die Populationen III, II und I.
 
Sterne der Population III sind die besonders früh entstandenen. Da es damals aber im All noch keine "Metalle" gab (sie bilden sich ja erst, wenn Sterne beginnen zu sterben), sind junge Population-III-Sterne riesige Wasserstoffwolken, die nur leicht mit Helium gemischt sind, aber schnell zu einer Brutstätte für Helium werden.
 
Ihrer gewaltigen Größe wegen haben sie viel Masse. Dies aber bedeutet, dass sie nur kurzes Leben haben können, denn da die Gravitation sie schnell und stark komprimiert, beginnen sie schon früh, auch "Metalle" zu erbrüten.
 
Wie in Beitrag 0-147 beschrieben, beginnt der Todeskampf eines Sternes, sobald der Wasserstoffvorrat in seinem Kern zur Neige geht. Bei Population-III-Sternen ist das schon früh der Fall, denn je größer ein Stern ist, desto stärker drückt die Last seines Gewichts gegen sein Inneres, desto heißer wird es dort, desto höher ist deswegen seine Fusionsrate, desto stärker strahlt er, und desto früher ist sein Kernbrennstoff verbraucht.
 
Eben weil er so stark strahlt, werden in seiner Umgebung vorhandene Heliumatome oft wieder in Wasserstoffatome zerlegt, so dass die Wahrscheinlichkeit, dass sich nahe ihm ein anderer so großer Stern bildet, sinkt: Population-III-Sterne sind Platzhirsche; was sie nicht aufzusaugen in der Lage sind, wird durch sie zerstört.
 
 
Ein Stern mit etwa 200-Sonnenmassen ist ein recht typischer Population-III-Stern und gehört als solcher definitiv zu den größten und kurzlebigsten Sternen überhaupt. Sein Wasserstoffvorrat wird schon nach etwa 450 Mio. Jahren verbraucht sein, so dass sich dann
 
  • seine erste Schale auszubilden beginnt,
     
  • und die Hülle des sterbenden Sterns beginnt, sich auszudehnen.

Aber noch nicht einmal 100 000 Jahre kann dieser Stern von seinem Heliumvorrat zehren.
 
Wenn dann aber im Kern das Heliumbrennen einsetzt, schießt seine ohnehin schon hohe Temperatur nochmals sprunghaft nach oben, der Stern setzt dann ungeheuere Mengen von Energie frei: Er bläht sich auf zu einem roten Unter-Riesen und schließlich zu einem roten Riesen.
 
Die Leuchtkraft der Population-III-Sterne dürfte bis zu 100 Mio. mal größer gewesen sein als die unserer Sonne.
 
Eine Gesamtmasse von etwa 200 Sonnenmassen vorausgesetzt, strahlt er vor allem UV-Licht ab und hat einen 30 bis 50 mal größeren Durchmesser als unsere Sonne.
 
Sein Leben aber läuft wie im Zeitraffer ab: Sein eigenes Gewicht presst ihn gnadenlos zusammen, und in seiner Verzweiflung produziert er schnell zunehmend schwerere Elemente, die — wenn er schließlich als Supernova explodiert — weit ins All hinausgetragen werden.
 
Dies wiederum führt dazu, dass von nun an sich im Raum neu zusammenballende Gaswolken auch zunehmend Sternenstaub bestehend aus schwereren Elementen enthalten, und so kommt es zunehmend auch zur Geburt kleinerer (sog. Population-II-Sterne) und schließlich sogar zur Geburt der noch viel kleineren Population-I-Sterne, wie etwa unserer Sonne.
 
Je kleiner neu entstehende Sterne sind, desto weniger stark drückt ihr eigenes Gewicht sie zusammen, und desto länger werden sie leben. So also kommt es, dass unsere Sonne hoffen kann, etwa 10 Mrd. Jahre alt zu werden.
 
 
Nebenbei noch:
 
Menschliche Astronomen kennen keinen einzigen Population-III-Stern. Das aber ist kein Wunder, da keiner von ihnen sehr alt wurde.

 
 
 
Quelle: Daniela Leitner: Als das Licht laufen lernte (Bertelsmann 2013, Seite 538-549)


 


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