Weekly Science Update – Übersetzt von Harald Horneff
Stetig bilden sich neue Sterne in den Wolken aus Gas und Staub unserer Galaxis. Astronomen überall auf der Welt, die die Entstehung der Sterne beobachten, verstehen sehr gut (wenn auch nicht vollständig), wie und warum es dazu kommt. Die Entstehungsgebiete sind indes reich an Elementen wie Kohlenstoff und Sauerstoff, deren Eigenschaften den Bildungsprozeß fördern. Jedoch existierten diese Elemente im frühen Universum nicht – nur Wasserstoff und Helium (und Spuren einiger anderer Elemente) wurden in den Abläufen kurz nach dem Urknall erzeugt. Alle anderen Elemente in unserer Welt wurden in den Schmelzöfen der Sterne hergestellt und später durch Supernovae oder Winde in den Raum geschleudert. Wie konnte dann allerdings die erste Sterngeneration ohne diese hilfreichen Elemente entstehen? Auf diese grundlegende Frage eine Antwort zu finden ist lange Zeit ein Ziel der Astronomie gewesen, doch die ersten Sterne – wie auch immer sie entstanden – müssen vor so langer Zeit existiert haben und so weit entfernt sein, daß die Beobachtung solch eines Sterns für die heutige Technologie außer Frage steht.
Allerdings haben theoretische Modelle über die ersten Sterne, die man mit Hilfe von komplexen Computersimulationen entworfen hat, beachtliche Fortschritte bei der Beantwortung der Frage nach ihrer Entstehung gemacht. Die Simulationen zeigen, daß die ersten Sterne, die nur Wasserstoff und Helium enthalten konnten, sehr viel massereicher als unsere Sonne sein mußten, unter Umständen 100-mal massereicher oder noch mehr. Nur dann konnte der Schwerkraftkollaps zur nuklearen Zündung führen.
Naoki Yoshida, Kazuyuki Omukai und Lars Hernquist haben eine neue Arbeit in der Zeitschrift Science vom 01. August 2008 veröffentlicht, in der solche Simulationen auf ein neues Niveau an Präzision gehoben werden. Die neuen Berechnungen beginnen mit einer grundlegenden Aussage über die Verteilung von Materie nach dem Urknall und verfolgen die Entwicklung der ersten Materieklumpen auf räumlichen Abmessungen, die über Hunderttausende von Lichtjahren bis zu einem kleinen Bruchteil eines Sternradius reichen; ein stattlicher Wertebereich, der sich über eine Größenordnung von ungefähr 10 Billionen erstreckt und das erste Mal, daß Berechnungen so detailreich sind. Auch folgen die Berechnungen der ständig wachsenden Dichte des Materials und dies sogar über einen noch weiteren Bereich, ein Faktor von nahezu Milliarde Billion, vom diffusen Gas bis zu dem Punkt, an dem die stellare Zündung unmittelbar bevorsteht.
Die Ergebnisse der drei Wissenschaftler zeigen, daß die ersten Anzeichen stellaren Verhaltens schon auftreten können, wenn diese Protosterne viel masseärmer als unsere Sonne sind (nur 1% der Sonnenmasse). Diese Objekte können dann als Keime dienen, auf die zusätzliches Material fällt, um fortentwickeltere und viel massereichere Sterne hervorzubringen. Allem Anschein nach können sich diese kleinen Protosterne zum Teil bilden, weil sich scheibenähnliche Strukturen entwickeln, die erlauben, daß solch geringe Massen entstehen. Im Gegensatz dazu endet ein rein kugelförmiger Kollaps in viel größeren Protosternen. Die Resultate sind ein wichtiger Fortschritt in unserem Verständnis über die Natur der allerersten Sterne und wie sie sich aus den kleinen Dichteschwankungen entwickeln, die einige Hundert Millionen Jahre nach dem Urknall noch vorhanden waren.
