Vor 75 Jahren teilte der deutsche Astronom Walter Baade die Sterne in zwei Populationen. Nach der dritten und ältesten wird noch heute gefahndet.
Wäre es nach seinem Vater gegangen, hätte Walter Baade, geboren am 24. März 1893 in Schröttinghausen, Theologie studiert. Doch im Gymnasium packte ihn die Liebe zur Astronomie. Nach dem Studium erwarb er die Doktorwürde bei Johannes Hartmann, der in Walters Geburtsjahr an der Wiener Kuffner-Sternwarte assistiert hatte. 1919 wurde Baade dann selbst Assistent - an der Hamburger Sternwarte. Rasch entdeckte er dort mehrere Kleinplaneten: Die Westphalia taufte er nach seiner einstigen Heimat, den Hidalgo nach dem mexikanischen Nationalhelden und die Muschi nach dem Kosenamen seiner Gattin Johanna.
1931 erhielt Baade eine Anstellung am Mt. Wilson Observatorium in Kalifornien. Die Hamburger Kollegen wollten ihn zurück, boten ihm sogar die Direktorenstelle an. Doch der Deutsche wusste: Hier in den USA würden ihm leistungsfähigere Teleskope zur Verfügung stehen. Er blieb. Während des Kriegs zogen die US-Streitkräfte auch Astronomen ein. Nicht aber Baade: Er galt als Ausländer aus einem Feindesland.
Als das nahe gelegene Los Angeles aus Furcht vor einem Angriff verdunkelt wurde, herrschten auf dem Mount Wilson beste Beobachtungsbedingungen. So konnte ausgerechnet Baade das 2,5-Meter-Teleskop voll ausreizen; es war das größte Teleskop der Welt.
Eisen im Regenbogen
1944 bemerkte er: Die Sterne auf seinen Fotoplatten ließen sich in zwei Gruppen teilen. Jene der Population I halten sich in den noch gasreichen Spiralarmen der Milchstraße auf. Sie sind relativ jung; auch unsere Sonne zählt dazu. Die flache Sternenscheibe ist in einem riesigen, kugelförmigen Halo eingebettet; darin dominieren die alten Sterne der Popula-
tion II.
Ein Prisma oder Beugungsgitter zerlegt das Sternenlicht in ein Regenbogenband: Zwischen dem blauen und dem roten Ende dieses Spektrums fallen feine, dunkle Linien auf: Chemische Elemente in den Sternatmosphären stehlen das Licht bestimmter Wellenlängen. Die Linien sind für den jeweiligen Lichtdieb typisch - ähnlich wie Fingerabdrücke bei Menschen. Sie verraten, welche Elemente in den Sternatmosphären stecken. Mit etwas größerem Aufwand lassen sich auch deren Häufigkeiten bestimmen. Man drückt sie gern im Verhältnis zum alles dominierenden Wasserstoff aus. Besonders leicht sind die vielen dunklen Linien des Eisens nachzuweisen.
Alle Elemente, die schwerer sind als Wasserstoff oder Helium, werden von den stellaren Spek-tralanalytikern "Metalle" genannt. Das ist so eigenwillig, dass wir dieses Wort hier immer in Anführungszeichen setzen. Den jungen Sternen der Population I (kurz: "Pop I") sind diese "Metalle" deutlich beigemischt. Bei den wesentlich früher entstandenen Vertretern der Population II ist der "Metallgehalt" bescheidener. Das Universum reichert sich also immer mehr mit schweren Elementen an. Wer ist dafür verantwortlich? Es sind die Sterne selbst!
Alchemisten versuchten vergeblich, chemische Elemente in andere umzuwandeln. Die erwähnten Pop-I- und Pop-II- Sterne machen das mit links. Vor allem die Anfangsmasse bestimmt, wie hell und wie lang ein Stern strahlt, wie er endet, welche Elemente er schmiedet und wie er diese freisetzt. Ein Stern von Sonnenformat verschmilzt in seinem Innersten Wasserstoff zu Helium. Aus Helium werden später Kohlenstoff und Sauerstoff aufgebaut. Schlussendlich stößt eine solche Sonne ihre Gashülle ab und spendet dem Kosmos auf diese Weise ihre "Metalle".
Massereichere Sterne fusionieren auch Sauerstoff- und später Siliziumkerne. In ihren aufgeblähten Hüllen verwandeln sich Elemente außerdem in solche mit der nächsthöheren Ordnungszahl - durch den "langsamen" Einfang von Neutronen und anschließendem Betazerfall. Im Spätstadium von starken Sternwinden geplagt, blasen diese Sterne ihren Elementenschatz teilweise schon zu Lebzeiten ins All.
Ein Stern ab acht Sonnenmassen schmiedet sogar Eisen. Dann bricht die Hülle über dem ehernen Herzen ein. Es kommt zu einer gleißenden, weithin sichtbaren Supernova-Explosion. Bei sehr hohen Temperaturen kreiert "rascher" Neutroneneinfang jetzt noch schwerere Elemente. Die Explosion jagt bestimmte "Metalle" ins All, andere stürzen zurück zum Sternenkern: Der kollabiert zu einem ultradichten Neutronenstern.
Kollidieren zwei solche Neutronensterne miteinander, läuft die Bildung schwerer Elemente noch effizienter ab. Bei Sternen ab 25 Sonnenmassen bleibt aber kein Neutronenstern zurück, sondern ein Schwarzes Loch. Sterngiganten mit 130 bis 250 Sonnenmassen hinterlassen weder das eine noch das andere: Es zerreißt sie komplett. Dabei strahlen sie als Hypernovae auf; diese übertreffen sogar Supernovae an Glanz. Bevor die ersten, noch "metallarmen" Pop-II-Sterne ins Leben traten, muss es eine an "Metallen" völlig freie Population III gegeben haben. Diese bisher unentdeckten, hypothetischen Ursterne setzten die chemische Entwicklung des Universums in Gang.
Wichtige Kühlmittel
Minuten nach dem Urknall vor 13,8 Milliarden Jahren existierte nur Wasserstoff. Damals war das gesamte Universum ein einziger, heißer Fusionsreaktor. In der Gluthölle verschmolz der Wasserstoff teilweise zu Helium. Zusammenstöße mehrerer Heliumkerne brachten eine Prise Lithium in die Welt. Andere Elemente existierten nicht. Auch keine Sterne.
Sterne entstehen aus weiten Wolken aus Wasserstoff und Helium. Die eigene Schwerkraft regt diese Wolken an, sich zu verdichten. Dabei erhitzen sie sich wie die Luft in der Fahrradpumpe.
Gäbe es kein Kühlmittel, würden sie unverrichteter Dinge wieder auseinandertreiben - ohne einen Stern zu formen. Zum Glück bildete ein winziger Bruchteil der Wasserstoffatome Moleküle. Diese strahlten die Wärme im Infrarot ab und senkten die Temperatur in den Wolkenzentren.
Andere Kühlmittel standen damals, ein paar Hundert Millionen Jahre nach dem Urknall, noch nicht zur Verfügung. Deshalb kollabierten nur äußerst massereiche Wolken. Die Pop-III-Sterne gerieten zu wahren Giganten - mit vielleicht an die 100 Sonnenmassen im Durchschnitt. Hätte es unsere Sonne damals schon gegeben, wäre sie von diesen allervordersten Sternen jeweils mehrere Millionen Mal an Leuchtkraft übertroffen worden.
Rasch rotierend, werden solche Titanen beständig Materie ins All geschleudert haben: darunter Elemente, die sie zum ersten Mal erschaffen hatten. Diese Kraftprotze endeten schon nach hunderttausenden Jahren in gigantischen Explosionen - als Supernovae oder als noch viel gleißendere Hypernovae.
Neuere Computersimulationen berücksichtigen Rückkopplungseffekte im Gas einer sich verdichtenden, völlig "metallfreien" Wasserstoffwolke. Demnach mag jede einen Stern schwer wie eine Million Sonnen geformt haben - oder viele Sterne mit jeweils wenigen Dutzend Sonnenmassen. Lässt man die sterngebärenden Wolken stärker fragmentieren, wären auch kleinere Sonnen möglich. Kühle, rote Zwergsterne, um einiges masseärmer als unsere Sonne, sollen aber nicht zur Population III gehört haben. Schade: Denn diese lichtschwachen Gnome gehen extrem sparsam mit ihren Ressourcen um. Nur sie würden immer noch existieren.
Die Ursterne "verschmutzten" das All erstmals mit "Metallen" und legten diese ihren Nachfolgern in die Wiege. Die neuen Elemente, darunter Sauerstoff und Kohlenstoff, kühlten dahintreibende Gaswolken nun sehr viel besser. Diese verdichteten sich jetzt rascher zu Sternen; die Kernfusion setzte früher ein. Die daraus resultierende Strahlung verblies das noch ungenutzte Gas im Außenbereich der Wolken.
Die frühesten Pop-II-Sterne waren daher schon deutlich kleiner, aber auch zahlreicher als ihre Vorgänger. Die genaue Rezeptur ihrer minimalen "metallischen" Beimengungen erlaubt Rückschlüsse auf die Eigenschaften der "metallspendenden" Pop- III-Sterne: Die Kinder geben Auskunft über ihre verstorbenen
Eltern.
Zeitmaschine Teleskop
Vor wenigen Wochen wurde die Entdeckung eines Sterns verlautbart, der mehr als jeder andere an Eisenmangel leidet. Er steckt im Halo unserer Milchstraße, 35.000 Lichtjahre entfernt. Er besitzt 1,6 Millionen Mal weniger "Metalle" als unsere Sonne und gilt als frühester bekannter Pop- II-Stern. Vermutlich wurde er bereits einige Hundert Millionen Jahre nach dem Urknall geboren, also nur ganz kurz nach der Pop- III-Ära.
Das Verhältnis der Elemente Kohlenstoff, Kalzium, Magnesium, Titan, Strontium oder Barium zum Eisen deutet es bereits an: Für diesen Stern spendete keine Hyper-, sondern bloß eine Supernova die "Metalle". Sollte dieser Fall typisch sein, wären die altvordersten Sterne keine Kolosse von hundertfacher Sonnenmasse gewesen; sie hätten unsere Sonne bloß ein Dutzend Mal übertroffen.
Übergewicht ist fatal im All. Je mehr Masse ein Stern an sich rafft, desto mehr Strahlung muss er im Inneren erzeugen. Nur so kann er dem Druck der schweren Gashülle Paroli bieten. Große Sterne verzehren sich daher rasch. Unsere Sonne "lebt" elf Milliarden Jahre, ein Stern von zehnfacher Masse nur 35 Jahrmillionen lang. Deshalb sind die schweren Ursterne längst verloschen; die Suche nach ihnen wäre somit aussichtslos.
Doch Halt: Das Licht besitzt eine endliche Geschwindigkeit. Es braucht Zeit, um uns zu erreichen. Je weiter Astronomen ins All hinaus schauen, umso frühere Epochen sehen sie. Ihre Teleskope sind also auch Zeitmaschinen. Allerdings verliert das Licht während der langen Reise an Kraft. Um möglichst viel davon "einzutrichtern", gieren die Himmelskundler nach immer größeren Teleskopspiegeln.
Sie setzen außerdem auf das James-Webb-Weltraumteleskop. Es soll im Jahr 2021 starten. Sehr weit in die Vergangenheit zurückblickend, mag es vielleicht einzelne Pop-III-Sterne erspähen - falls sie tatsächlich Recken von Millionen Sonnenmassen waren und mit Licht geradezu protzten. Andernfalls ließen sich bestenfalls die letzten Atemzüge von Pop-III-Sternen einfangen - als diese hell als Hyper- oder wenigstens als Supernovae aufstrahlten.
Christian Pinter, geboren 1959, lebt als Fachjournalist in Wien und schreibt seit 1991 über astronomische Themen im "extra". Internet: www.himmelszelt.at