„We are stardust”, sang Joni Mitchell 1970 in ihrem Pop-Song „ Woodstock”. Tatsächlich sind die Atome fast aller chemischen Elemente, aus denen wir und die Erde bestehen, irgendwann im Inneren von Sternen durch nukleare Prozesse erzeugt worden. Später wurden diese Elemente – erst durch Sternwinde, dann durch gewaltige Supernova-Explosionen – an das interstellare Medium abgegeben. Dieser Name bezeichnet die Materie zwischen den Sternen in unserer Milchstraße und in anderen Galaxien. Aus dieser Materie hat sich dann vor etwa 4,6 Milliarden Jahren unser eigenes Sonnensystem mit seinen Planeten gebildet. So erzeugt jede Sterngeneration aufs Neue Elemente von Kohlenstoff bis Uran und gibt einen Großteil davon wieder ab. Ein Rest bleibt allerdings in den Endstadien der Sterne auf ewig gefangen – in Weißen Zwergen, Neutronensternen oder Schwarzen Löchern. Jede neue Sterngeneration entsteht deshalb aus Materie, die mehr dieser Elemente enthält als die vorherige. Das ist der kosmische Materiekreislauf, der sich in jeder Galaxie abspielt. Eine Ausnahme sind die beiden leichtesten Elemente, Wasserstoff und Helium: Sie existierten schon, bevor der erste Stern im Universum entstand. Die beiden wurden zusammen mit winzigen Spuren von Lithium, dem drittleichtesten Element, im Urknall erzeugt.

Diese „primordiale Nukleosynthese” verstehen Astrophysiker bereits sehr gut. Sie ist eine der Hauptsäulen der modernen Kosmologie, derzufolge wir in einem expandierenden Universum leben, das vor knapp 14 Milliarden Jahren im Urknall seinen Anfang hatte. Schon wenige Minuten danach, als die Temperatur auf „nur” 100 Millionen Grad Celsius abgesunken war, bestand die Materie zu etwa 76 Prozent aus Wasserstoff und zu etwa 24 Prozent aus Helium. Alle anderen Elemente entstanden erst später durch Kernfusion im Sterninneren aus diesen beiden primordialen Elementen. Astronomen bezeichnen solche schwereren Elemente – unter Missachtung der normalen physikalischen und chemischen Gewohnhei- ten – gerne als „Metalle”.

In unserer Sonne machen diese Metalle etwa 2 Prozent der gesamten Masse aus. Der Wasserstoff- und Helium-Gehalt betrug anfänglich etwa 70 Prozent beziehungsweise 28 Prozent. Derzeit steckt die Sonne noch in ihrer ersten Brennphase, in der Wasserstoff zu Helium fusioniert wird (bild der wissenschaft 11/2000, „Feurige Apokalypse”). Das Massenverhältnis im Sonnenzentrum beträgt etwa 35 zu 63 Prozent. Später wird die Sonne Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff fusionieren. Schwerere Elemente wie Eisen wird sie aber nie zustande bringen. Das schaffen nur Sterne mit mindestens dem Zehnfachen der Sonnenmasse. Mit ihrem Metallgehalt von 2 Prozent und ihrem Alter von 4,6 Milliarden Jahren ist unsere Sonne typisch für die relativ junge „Population I”, die man vor allem in der Scheibe der Milchstraße findet. Diese Sterne sind jünger als etwa neun Milliarden Jahre. Es gibt nur wenige Sterne, die noch mehr Metalle haben. Der maximale Anteil liegt wohl bei 4 Prozent.

Um die Scheibe herum, in einem kugelförmigen Halo, befinden sich die Sterne der Population II. Sie sind deutlich älter, bis zu 13 Milliarden Jahre. Ihr typischer Metallgehalt beträgt ein Hundertstel des solaren Werts. Diese Sterne sind in der Frühphase der Entwicklung unserer Milchstraße entstanden, als es erst wenige Metalle gab. In anderen Galaxien sehen die Verhältnisse ähnlich aus.

Wenn die „Metalle” nur in Sternen erzeugt werden und im Lauf der Zeit immer neue Sterngenerationen aus Materie mit immer mehr Metallen entstanden sind, muss es eine erste Generation von Sternen gegeben haben, die sich direkt aus primordialer Materie – also ohne schwerere Elemente – gebildet hat. Damit begann der kosmische Materiekreislauf. Diese erste Generation bezeichnen die Astronomen als Population III – oder auch einfach als „Erste Sterne”. Die Frage, die viele Astronomen zur Zeit beschäftigt, lautet: Wo lässt sich diese Population III beobachten (bild der wissenschaft 10/ 2003, „Sterne – Die Pioniere des Lichts”)?

Warum sind die Ersten Sterne so interessant? Astrophysiker haben mittlerweile eine ziemlich genaue Vorstellung davon, wie sich das Universum seit dem Urknall bis heute entwickelt hat. Es fehlen nur wenige Stationen – vor allem der Beginn der Entwicklung der Galaxien und Sterne. Wie wurde aus einer ziemlich homogenen, unstrukturierten Materiesuppe das gegenwärtige Universum?

Inzwischen sind die Beobachtungstechniken gut genug, um bis fast ans Ende dieses „Dunklen Zeitalters” vor über elf Milliarden Jahren zu spähen (bild der wissenschaft 6/2004, „Weltrekord im Weitblick”), in dem die Ersten Sterne aufgeflammt sind. Außerdem ist es für das Verständnis der Entwicklung unserer Galaxis wichtig, mögliche Überlebende der Ersten Sterne in der Milchstraße zu finden.

Aus diesen Gründen suchen Astronomen seit rund 20 Jahren nach den metallärmsten – oder besser noch: nach gänzlich metallfreien – Sternen in unserer Milchstraße. Sie verwenden spezielle Methoden, um bei umfangreichen Durchmusterungen des Himmels effektiv Kandidaten zu finden, die möglichst metallarm sind. Die Verfahren beruhen auf der Tatsache, dass die Spektren des Lichts der Sterne Absorptionslinien enthalten, deren Stärke von der Menge der einzelnen chemischen Elemente abhängt. Metallarme Sterne sollten also nur ganz schwache Linien haben.

Um solche Kandidaten rasch aufzuspüren, muss man das Gesamtspektrum des Sterns sehr genau aufnehmen und analysieren. Dabei wird die Metall-armut zum Nachteil: Da die Linien so schwach sind, braucht man für genaue Auskünfte die größten Teleskope, zum Beispiel das Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte ESO in Chile oder das Keck-Teleskop auf Hawaii.

Tatsächlich wurden über die Jahre einige Tausend Kandidaten gefunden, aber nur ein paar Dutzend im Detail analysiert. Das Ergebnis: In unserer Milchstraße gibt es nur wenige Sterne, die ein Tausendstel des Eisengehalts der Sonne aufweisen, und damit nochmals um einen Faktor 10 metallärmer sind als Sterne der Population II. Üblicherweise sind alle anderen Elemente wiederum ein Tausendstel seltener. Die Resultate haben bislang enttäuscht, denn die aufgespürten „extrem metallarmen Sterne” sind noch weit von der Population III entfernt.

Im Herbst 2002 gab es allerdings eine Sensation: Beim Hamburg-ESO Survey, mit dem vor allem Quasare gesucht werden, konzentrierte sich eine Gruppe von Astronomen aus Deutschland, Schweden, den USA, Australien und weiteren Ländern unter anderem auf metallarme Sterne. Unter der Leitung von Norbert Christlieb von der Hamburger Sternwarte wurde ein Objekt mit dem Namen HE0107–5240 zunächst mit australischen Teleskopen und dann mit dem Spektrographen am VLT genauer analysiert (HE steht für Hamburg/ESO Survey, die Zahl für die ungefähre Position am Himmel). Dazu war es notwendig, das Spektrum sechs Stunden lang aufzunehmen. Das Ergebnis: Dieser 36 000 Lichtjahre entfernte Stern im Sternbild Phönix hat nur 0,000 005-mal so viele Eisen-Atome pro Wasserstoff-Atom wie die Sonne und damit 30-mal weniger als die bisherigen Rekordhalter und 100-mal weniger als die üblichen metallärmsten Sterne. Damit ist HE0107–5240 mit weitem Abstand das Objekt, das einem „Ersten Stern” am nächsten kommt. Norbert Christlieb mailte während der Analyse des Spektrums an zwei Kollegen in den USA und in Australien: „Stellt euch auf einen Anruf von mir ein. Ich halte es in meinem Büro nicht alleine aus!”

Die zweite Sensation war, dass die Zahl der Kohlenstoff-Atome pro Eisen-Atom wiederum 10 000-mal höher ist als für Sterne typisch. Und bei Stickstoff liegt eine Überhäufigkeit von immerhin 200 vor. Mit anderen Worten: Zwar sind die schweren Elemente wie Eisen, die nur in massereichen Sternen und Supernovae entstehen, extrem selten, aber die leichten Elemente, die auch in Sternen wie der Sonne erzeugt werden, sind fast so häufig vertreten wie in Population I. Wie kann man das erklären? Ähnliche Anomalien sind zwar auch bei anderen extrem metallarmen Sternen bekannt, doch das Ausmaß in HE0107–5240 bricht alle Rekorde.

Die ungewöhnlichen Elementverhältnisse könnten es ermöglichen, etwas über die Ersten Sterne und ihr seltsames Leben zu erfahren Doch warum eigentlich wurde noch kein Erster Stern gefunden?

Dazu gibt es mehrere Erklärungsversuche. Der erste basiert auf der Tatsache, dass die Lebenserwartung eines Sterns mit zunehmender Masse stark sinkt: Ein Stern mit der 10fachen Masse der Sonne brennt nur etwa ein Tausendstel so lange. Das heißt, dass nur die masseärmsten Sterne der Population III bis heute leuchten könnten. Die massereicheren sind schon lange vergangen – also besonders diejenigen, die auch die schweren Metalle wie Eisen und Nickel erzeugt haben. Da überall im Universum in jeder Sterngeneration weit mehr massearme als massereiche Sterne entstehen, sollten wir eigentlich etliche Population-III-Sterne mit einer Masse von weniger als der der Sonne erwarten. Es sei denn, die Sternentstehung hätte sich bei den Ersten Sternen ganz anders abgespielt.

Tom Abel, gebürtiger Niederbayer und heute Professor an der Stanford University, hat die Entstehung der Ersten Sterne in umfangreichen Computersimulationen untersucht. Und tatsächlich: Aufgrund der fehlenden Metalle lief die Sternentstehung damals wohl ganz anders ab. Es scheinen nur Sterne um 100 Sonnenmassen entstanden zu sein.

Allerdings bleibt es möglich, dass sich außerdem „normale” masseärmere Sterne gebildet haben – wenn nämlich die Winde und Explosionen der supermassereichen, sich sehr schnell entwickelnden Sterne die Materiewolken in ihrer Umgebung entsprechend beeinflusst haben.

Jedenfalls hält Tom Abel die Suche nach den Ersten Sternen in unserer Milchstraße für aussichtslos: „Diese Ersten Sterne sind wie Rockstars – sie leben schnell und sterben früh. In weniger als drei Millionen Jahren sind sie explodiert und haben die für das Leben wichtigen Grundbausteine wie Kohlenstoff und Sauerstoff hinterlassen. Diese Generation war sehr kurzlebig und verschwand wieder, bevor sie eine richtige Galaxie bilden konnte.”

Aber selbst wenn massearme, metallfreie Sterne vor 13 Milliarden Jahren in unserer Milchstraße entstanden sind – würden sie heute noch genauso aussehen wie damals? Wohl kaum. Wenn sich ein Stern so lange durch das sich ständig verändernde interstellare Medium bewegt, muss er einiges davon auffangen. Seine Oberfläche wird unweigerlich mit den Trümmern anderer, jüngerer Sterngenerationen kontaminiert. Abschätzungen deuten darauf hin, dass die bisher bekannten extrem metallarmen Sterne ursprünglich metallfrei waren. Die jetzt beobachteten Metalle würden dann nur in den äußersten Schichten sitzen und wären durch diesen „Verschmutzungseffekt” erklärbar. Damit könnten diese Objekte tatsächlich Erste Sterne sein. Die extreme Kohlenstoff-Überhäufigkeit wie in HE0107–5240 lässt sich dadurch allerdings nicht erklären.

Ein anderer vielversprechender Ansatz klingt wie ein Kompromiss zwischen den beiden genannten Möglichkeiten: Eine Population-III-Supernova – also ein sehr massereicher Stern – wäre demnach explodiert und hätte seine Hülle und auch Teile seines Inneren ins All geschleudert. Dieses Material müsste eine spezielle Zusammensetzung haben: viel Kohlenstoff, keinen Stickstoff, viel Sauerstoff und die Elemente ab Eisen in den typischen Verhältnissen wie in der Sonne. Während aber in der normalen „Elementmaschine” sich dieses Material mit dem von anderen Supernovae, mit den Winden leichterer Sterne und mit dem interstellaren Medium zu einer sonnenähnlichen Mixtur vermengt, soll es sich bei HE0107 nur mit dem interstellaren Medium vermischt haben, das zu der Zeit bloß aus Wasserstoff und Helium bestand.

Bei diesem „Rezept” gibt es einige Freiheiten in der Dosierung der Zutaten: zum Beispiel die Masse der Supernova oder die Tiefe, aus der die fortgeschleuderte Materie stammt und das Mischungsverhältnis mit dem jungfräulichen interstellaren Medium. Aus den so erhaltenen Zutaten sollte sofort ein neuer, massearmer Stern entstanden sein. Das war in diesem Fall möglich, da die Materiewolke nicht mehr metallfrei war. Und dieser direkte Abkömmling soll dann ein heute beobachtbarer, extrem metallarmer Stern wie HE0107–5240 sein. Dessen Anfangsmischung war aber nicht diejenige, die jetzt beobachtet wird: Es fehlt der Stickstoff, und die Mischung ist sauerstoffreich. Über Sauerstoff wusste man bei der Entdeckung von HE0107–5240 freilich noch nicht viel.

Berechnungen zur Entwicklung eines Sterns mit dieser Anfangszusammensetzung, einer Masse von 0,8 Sonnenmassen und einem Alter von etwa über 13 Milliarden Jahren zeigen, dass er heute tatsächlich die beobachtete Helligkeit, Oberflächentemperatur und Zusammensetzung von HE0107–5240 hätte. Denn einen Teil des reichlich vorhandenen Kohlenstoffs würde in Stickstoff umgewandelt und an die Oberfläche dringen, wo er sich nachweisen ließe. Die Sauerstoff-Häufigkeit bliebe weitgehend unverändert hoch. Mittlerweile haben weitere Beobachtungen und Analysen gezeigt, dass Sauerstoff tatsächlich angereichert ist. Das Modell stimmt also in vielen Details mit den Eigenschaften von HE0107–5240 überein.

Haben Astronomen damit die Natur dieses außergewöhnlichen Sterns entschlüsselt? Vielleicht – vielleicht aber auch nicht. Denn das Modell funktioniert für andere extrem metallarme Sterne nicht so gut. Dort stimmen die Häufigkeiten schlechter mit den Beobachtungen überein. Deswegen wird es noch eine Weile dauern, bis die Astronomen genau wissen, ob und wie die seltenen Objekte mit den Ersten Sternen verwandt sind. Zur Zeit scheint es, als ob HE0107–5240 zwar nicht selbst ein „Erster Stern” sei, jedoch fast gleichzeitig mit den Ersten Supernovae entstanden sei, und deren Elemente fast in Reinform konserviert habe. Vielleicht ist er ja eine exquisite Probe der Ersten Sterne.

Was die Namensgebung angeht, sind die Astronomen durchaus erfinderisch: HE0107–5240 und andere Sterne dieser Klasse bezeichnen sie schon mal als „Population II 1/2″.

Übrigens: Bei Redaktionsschluss wurde gemunkelt, dass die Astronomen gerade noch einen metallärmeren Stern als HE0107–5240 entdeckt hätten. ■

Dr. ACHIM WEISS ist Wissenschaftler am Max-Planck-Institut für Astrophysik und Privat-Dozent an der Universität München. Er forscht über Aufbau und Struktur massearmer Sterne. Weiss ist der wissenschaftliche Reiseleiter der nächsten bdw-Leserreise nach Chile. Dort führt er durch die beiden Observatorien La Silla und Cerro Paranal. Das VLT auf dem Paranal ist das weltweit leistungsfähigste Lichtteleskopsystem.

Achim Weiss