Die Urzeit des Universums

Wann und wie das genau geschah, ist nur unzureichend bekannt. Fest steht, dass die Sternbildungsrate in der Frühzeit des Universums, etwa zwei bis drei Milliarden Jahre nach dem Urknall, am größten war. Seither hat sie ständig abgenommen. Die meisten Sterne in der – vielleicht ewigen – Geschichte des Universums sind also bereits entstanden. Und viele davon sind längst wieder verschwunden: Sie wurden förmlich zerrissen bei ungeheuer brachialen, als Super- und Hypernovae bezeichneten Sternexplosionen.

Die Sternbildung im Fokus

Auch gegenwärtig formen sich noch neue Sterne. Dies kann das JWST viel detaillierter erkunden als in den riesigen Distanzen. So hat das über 100-köpfige internationale PHANGS-Forschungsteam (Physics at High Angular resolution in Nearby Galaxies) 19 Spiralgalaxien unterschiedlichen Typs ausgewählt, die aufschlussreiche Informationen über den Lebenszyklus der Sterne versprechen. Alle diese Galaxien, darunter M 74, IC 5332 und NGC 7496, sind relativ nahe – bis zu 65 Millionen Lichtjahre entfernt – und erscheinen in den bisherigen Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops und der erdgebundenen Observatorien weitgehend gleichförmig.

„Mit dem JWST sehen wir nun Strukturen selbst auf kleinen Skalen“, berichtet Teamleiterin Janice Lee von der University of Arizona in Tucson. „Wir können junge Sternentstehungsregionen in diesen Galaxien erkennen.“ Nun lässt sich messen, wie groß, schwer und alt die Sternhaufen sind und wie sich Gas und Staub in den Geburtswolken zusammensetzen. Die ersten Forschungsergebnisse sind in 21 Artikeln einer Spezialausgabe der Astrophysical Journal Letters im Februar 2023 erschienen.

Die spektakulären Webb-Aufnahmen zeigen, dass die Galaxien von glühenden Gas- und Staub-Filamenten durchzogen sind, in denen es im interstellaren Medium von dunklen Hohlräumen nur so zu wimmeln scheint. Sie wurden durch die energiereiche Strahlung junger Sterne erzeugt, die sich einst in den Zentren der Blasen befanden. Als diese Sterne dann ausgebrannt waren und als Supernovae barsten, drückte die Wucht der Explosion das Gas noch weiter weg. Mancherorts sind kleinere Hohlräume an den Rändern der größeren zu erkennen: Hier haben sich aus den komprimierten und kollidierenden Gasmassen erneut Sterne gebildet, die wiederum ihre Umgebung beeinflussen.

Auch gleichsam vor unserer kosmischen Haustür können Astronomen die Entstehung neuer Sterne verfolgen: in der Kleinen Magellanschen Wolke. Dort gibt es den etwa 200 Lichtjahre großen Sternhaufen NGC 346 in einem markanten Emissionsnebel, in dem mangels schwererer Elemente noch Verhältnisse herrschen wie anderswo vor gut zehn Milliarden Jahren, als die Sternbildung im Universum ihren Höhepunkt erreichte.

„Freilich besaß eine Galaxie damals nicht einen einzigen Nebel wie NGC 346, sondern Tausende davon“, betont Margaret Meixner von der Universities Space Research Association in Columbia, Maryland, die dieses JWST-Projekt geleitet hat. Frühere Studien von NGC 346 haben sich auf Protosterne mit mehr als fünf Sonnenmassen konzentriert. „Mit dem Webb-Teleskop können wir nun auch Leichtgewichte inspizieren, mit Massen von nur einem Zehntel der Sonne, und herausfinden, wie ihre Bildung bei diesen Verhältnissen mit wenigen schweren Elementen verlief“, sagt Olivia Jones vom Royal Observatory Edinburgh in Schottland.

Die Protosterne verleiben sich Gas und Staub aus Molekülwolken in der Nähe ein, die in den JWST-Aufnahmen als bandförmige Strukturen erscheinen. Die Materie sammelt sich in Akkretionsscheiben um die Protosterne. Das Webb-Teleskop konnte nun erstmals Staub in diesen Scheiben nachweisen. „Wir sehen die Bausteine nicht nur von Sternen, sondern möglicherweise auch von Planeten“, freut sich Teammitglied Guido De Marchi von der ESA im niederländischen Noordwijk.

In der Milchstraße hat das Webb-Teleskop ebenfalls einige stellare Brutstätten im Visier. Beispielsweise treten in Infrarotaufnahmen die berühmten Dunkelwolken im Adler-Nebel anders hervor als in den bereits zum Klassiker avancierten Fotos des Hubble-Weltraumteleskops im sichtbaren Licht. In diesen zuweilen als „Säulen der Schöpfung“ bezeichneten fingerartigen Staubmassen stecken junge Sterne und Protosterne, die erst vor wenigen Millionen Jahren ihre Kernfusion gezündet haben oder in ihrer Entwicklung noch gar nicht so weit sind.

Populationen I bis III

Die Gestirne einst und heute können sich freilich drastisch unterscheiden. Bereits 1944 hat der Astronom Walter Baade zwei Klassen definiert (wie schon 1926 Jan Oort, worauf Baade gleich verwies). Sie sind als Population I und II geläufig – auch heute noch, obwohl es in mancher Hinsicht aufschlussreicher ist, die Sterne nach ihrem Herkunftsort zu charakterisieren: ob sie sich im bauchigen Zentralbereich (Bulge) einer Galaxie befinden oder in der dünnen beziehungsweise dicken Scheibe oder in der Außenhülle (Halo).

Sterne der Population I, zu der unsere Sonne und die meisten ihrer Nachbarn zählen, enthalten relativ viele Elemente schwerer als Helium. Sie kommen hauptsächlich in der dünnen Scheibe, aber auch im Bulge vor. Im Bulge besitzen sie weniger sehr schwere Elemente wie Eisen und Nickel. Sie sind deshalb früher entstanden als die Scheibensterne, in die nicht nur Elemente aus Supernovae vom Typ II gelangten (Kernkollaps-Explosionen kurzlebiger massereicher Sterne), sondern auch vom Typ Ia (Explosionen alter Weißer Zwerge in einem Doppelsystem). Die Scheibensterne formten sich frühestens eine Milliarde Jahre nach der ersten Sternbildung in einer Galaxie.

Sterne der Population II kommen hauptsächlich im Bulge und Halo einer Galaxie sowie in Kugelsternhaufen vor. Sie bildeten sich meist vor der Population I und haben hauptsächlich Kohlenstoff und Sauerstoff als schwere Elemente. In der Hülle der Sterne wurden sie nicht von diesen selbst erbrütet, sondern überwiegend als Mitgift bei der Sternentstehung eingelagert. Sie stammen aus dem furiosen Finale der Sterne der allerersten Generation einer Galaxie, die als Supernovae vom Typ II explodierten.

Diese Himmelskörper haben Astronomen 1978 als eine dritte Klasse definiert und Population III genannt. Deren Mitglieder sind vollständig aus den primordialen, das heißt schon in den ersten Minuten nach dem Urknall entstandenen leichten Elementen zusammengesetzt: Wasserstoff und Helium mit winzigen Spuren von Lithium und Beryllium. Bei der Kernfusion in ihrem Inneren wurden erstmals schwerere Elemente im All erbrütet, die dann auch in das Ausgangsmaterial für die Population II gelangt sind.

Schwierige Suche

Trotz intensiver Suche haben Astronomen noch keinen einzigen dieser Ursterne aufspüren können. Manche halten dies sogar für unmöglich – und dafür sprechen mehrere Gründe, die sich nicht einmal alle wechselseitig ausschließen.

Trotzdem erscheint die kosmische Spurensuche nicht völlig aussichtslos. Mit dem James Webb Space Telescope können Astronomen nun in die Urzeit des Universums spähen, in der die Population III die Finsternis zu erhellen begann – ein Vorgang, der zu den wichtigsten in der Geschichte des Weltalls zählt.

Monströse Supersterne

Mike Norman bezeichnet die Fahndung nach den Ursternen als „eine der heißesten Fragen überhaupt“. Und das meint der Physiker an der University of California in San Diego nicht nur metaphorisch. Denn die Bildung der ersten Sterne lief anders ab als bei späteren Generationen und schuf monströse Objekte hinsichtlich ihrer Größe und Hitze.

Mithilfe von dreidimensionalen Computersimulationen zeigte Norman zusammen mit drei amerikanischen Kollegen schon 2001, dass die Ursterne kurzlebige Riesen gewesen sein mussten. Denn die primordialen Gaswolken nach dem Urknall waren viel wärmer als die interstellaren Wolken heute und konnten deshalb nicht so leicht unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenstürzen. Deshalb erfolgte die Sternbildung nicht sehr effizient. Gegenwärtig fragmentieren die Wolken und kondensieren zu vielen relativ massearmen Sternen. In der Urzeit hingegen kollabierten die Gasmassen zu einem einzigen Superstern in der Größenordnung von 100 Sonnenmassen oder mehr. Die Materie in der Umgebung wurde sehr schnell akkretiert, mit vielleicht 0,01 Sonnenmassen pro Jahr, bis die Kernfusion im Zentrum zündete und der Strahlungsdruck das weitere Wachstum der gewaltigen Ansammlung stoppte sowie die Bildung anderer Sterne in derselben Wolke verhinderte. „Daher entstand nur ein massereicher Stern pro prägalaktischem Halo“, lautete die Schlussfolgerung der Forscher.

Bernard Carr von der University of Cambridge in England schätzte bereits 1984 zusammen mit zwei amerikanischen Kollegen, dass die Ursterne vielleicht bis zum 100.000-Fachen der Masse unserer Sonne angeschwollen waren. Die größten dieser stellaren Monster hätten unser gesamtes Sonnensystem ausgefüllt und wären von außen als relativ kühle, dünne rötliche Ballung erschienen. Dichtere, leichtere Exemplare leuchteten dagegen bläulich und hatten Oberflächentemperaturen von 50.000 Grad oder mehr – das Zehnfache unserer Sonne.

Die enorme Leuchtkraft der ersten Sterne erklärt – zusammen mit der hohen Sternbildungsrate und dem Materieeinfall in Schwarze Löcher – vermutlich auch, weshalb die Urgalaxien schon so hell waren, dass sie nun vom JWST in gigantischen Entfernungen erspäht werden können. Zudem ionisierte die harte Strahlung der Population III das Gas in weiten Bereichen des Universums und schuf einen neuen Zustand des Alls. Diese sogenannte Reionisierung des kosmischen Wasserstoffs sollen im Bau befindliche Radioteleskope wie das Square Kilometre Array in Südafrika und Westaustralien künftig messen (bild der wissenschaft 2/2009, „Das Ende des Dunklen Zeitalters“.

Die immense Größe der supermassereichen Ursterne bedeutet, dass sie ihren Brennstoff rasch verbraucht haben – je höher die stellare Masse, desto kürzer die Lebensdauer. Daher leuchteten die Sterne der Population III höchstens ein paar Millionen Jahre lang. Und sie bildeten sich auch nur über eine Zeitspanne von wenigen 100 Millionen Jahren nach dem Urknall. Dann hatten sich die Dichtekonzentrationen des primordialen Gases aufgelöst oder waren zu Sternen kollabiert. Diese explodierten alsbald und gaben ihre Trümmermassen wieder in ihre Umgebung ab – als Rohstoff für neue Sterne, angereichert mit schweren Elementen.

In einem bestimmten Massebereich, etwa dem 140- bis 260-Fachen der Sonne, wurden die Sterngiganten wahrscheinlich sogar ohne Überrest zerrissen. Diese sogenannten Paarinstabilität-Supernovae sind rund 100 Mal so hell wie gewöhnliche Kernkollaps-Supernovae. Solche extremen Sternexplosionen könnte das Webb-Teleskop erhaschen. Gleichwohl wird sich dann allenfalls indirekt erschließen lassen, ob hier Ursterne oder aber deren unmittelbare Nachfolger von der kosmischen Bühne abtraten.

Spektrale Signatur

Neben hochempfindlichen Infrarotaufnahmen liefert das James Webb Space Telescope von den fernen Gestirnen auch wertvolle Spektren, die deren Eigenschaften verraten. Und darauf beruht die wohl beste Nachweismöglichkeit für die erste Sterngeneration.

1999 haben Jason Tumlinson und
J. Michael Shull von der University of Colorado in Boulder vorhergesagt, dass sich die Population III anhand einer spezifischen Spektralsignatur identifizieren lässt: Emissionslinien von ionisiertem Helium, das heißt von Helium-Atomen, die jeweils eines ihrer beiden Elektronen verloren haben. Während das andere auf ein tieferes Energieniveau fällt, wird Strahlung freigesetzt. Sie stammt allerdings nicht vom Helium in den Sternen selbst, sondern aus dem Gas in ihrer Umgebung, das sie ionisiert haben.

„Das ist eine relativ einfache Voraussage“, meint Daniel Schaerer von der Universität Genf in der Schweiz, der die Hypothese im Jahr 2002 noch verfeinerte. 2015 hofften er und mehrere Kollegen, eine solche Helium-Emission entdeckt zu haben. Das internationale Team inspizierte mit dem Very Large Telescope in Chile sowie dem Keck-Teleskop auf Hawaii eine ferne Galaxie namens CR7 aus einer Zeit rund 800 Millionen Jahre nach dem Urknall (Rotverschiebung z = 6,6).

Allerdings machte ein britisches Team um Rebecca Bowler, die CR7 2012 entdeckt hatte, Schaerers Hoffnung 2017 zunichte. Infrarotmessungen des Spitzer-Weltraumteleskops ließen auf die Emission ionisierten Sauerstoffs von CR7 schließen. „Das widerlegte ein reines Population-III-Szenario”, sagt Bowler, die inzwischen an der University of Manchester arbeitet. Und eine Forschergruppe um Takatoshi Shibuya von der Universität Tokio in Japan konnte 2018 die ursprüngliche Helium-Emission nicht verifizieren.

Nun hat ein internationales Team um Xin Wang von der Chinesischen Akademie der Wissenschaften in Peking Hinweise auf die Population III in den JWST-Daten gefunden. Noch ist der Artikel allerdings nicht begutachtet und in einer Fachzeitschrift publiziert, geschweige denn durch andere Messungen bestätigt worden.

Wangs Team hat spektroskopische Daten von über 2000 der von JWST inspizierten Galaxien analysiert. Eine namens RXJ2129-z8HeII aus einer Zeit um 620 Millionen Jahre nach dem Urknall (z = 8,2) erregte Aufsehen: Sie ist massearm, jung (nur etwa 200 Millionen Jahre alt) und bildet viele neue Sterne (mit einem Umsatz von etwa zwei Sonnenmassen pro Jahr). Sie sieht zweigeteilt aus, wobei die eine Hälfte die Helium-Signatur aufzuweisen scheint. Könnten sich hier eine Mischung aus Tausenden von Sternen der Populationen III und II befinden? Ist eine derartige Mixtur überhaupt realistisch? Und enthält die zweite, hellere, aber noch nicht genauer spektroskopierte Hälfte sogar noch einen größeren Anteil der Ursterne? „Wir versuchen das mit weiteren JWST-Beobachtungen zu prüfen“, sagt Wang.

Freilich sind auch andere heiße Objekte in der Lage, die Helium-Signatur zu erzeugen: etwa Akkretionsscheiben um Schwarze Löcher. Wangs Team meint diese Alternative ausschließen zu können, weil dann außerdem Signaturen von Elementen wie Sauerstoff, Stickstoff oder Kohlenstoff aufleuchten sollten, die JWST nicht gemessen hat.

Hilfe durch Gravitationslinsen

Selbst wenn Wang Recht hat und RXJ2129-z8HeII der erste Hinweis für Sterne der Population III ist, wäre es kein reines, unvermischtes Indiz. Doch es gibt eine Chance, Ursterne einzeln zu erspähen, isoliert und bevor sie explodieren. Dabei kommt die Natur selbst zu Hilfe: Die Schwerkraft der Galaxien und Galaxienhaufen kann die Strahlung von Hintergrundobjekten gleichsam aufspalten und konzentrieren. Dieser von Albert Einstein vorausgesagte Gravitationslinsen-Effekt wurde schon häufig gemessen (bild der wissenschaft 11/2020, „Das Jahrhundert der Gravitationslinsen“) – inzwischen auch vom JWST. So erscheint die Helligkeit der Galaxie RXJ2129-z8HeII durch den gravitativen Einfluss des Galaxienhaufens RXJ2129.7+0005 im Vordergrund mehr als doppelt so groß.

„Im Prinzip gibt es keine Grenzen für die Lichtverstärkung“, sagt Rogier A. Windhorst von der Arizona State University in Tempe, der diese Suchstrategie 2018 mit seinem Team vorgeschlagen hat. Nun leitet er ein JWST-Projekt, um mithilfe des Gravitationslinsen-Effekts nach den Ursternen zu fahnden. Vielleicht können einzelne Exemplare am Rand schwerer Galaxienhaufen so aufgespürt werden.

Dasselbe Ziel hat ein zweites Projekt unter der Leitung von Eros Vanzella am Nationalen Institut für Astrophysik im italienischen Bologna. Möglicherweise sind die leuchtkräftigen Riesensterne der Population III auch die Ursache für die enorme Helligkeit der Urgalaxien, die JWST entdeckt hat. „Sie leuchten genau in der kosmischen Epoche, in der sich die ersten Sterne gebildet haben müssen“, ist Vanzella überzeugt.