Die Strukturentstehung im Universum begann durch den Kollaps der kleinsten Halos Dunkler Materie. Diese sogenannten `Minihalos' hatten eine Masse von ungefähr einer Million Sonnenmassen und sammelten das intergalaktische Gas in ihrer Umgebung ein, das dadurch dichter und heißer wurde. Schließlich wurde im Zentrum dieser Minihalos die Dichte hoch genug, so dass sich molekularer Wasserstoff bilden konnte — das einfachste Molekül im Universum. Durch die Aktivierung interner Freiheitsgrade im Molekül konnte das Gas abkühlen, was zu einem rasanten, gravitativen Kollaps bis hin zu stellaren Dichten führte. Im Endstadium dieser Entwicklung bildete sich ein Protostern, der zwar anfangs nur ein tausendstel der Masse der Sonne hatte, das umliegende Gas aber rasch akkretierte. Der neugeborene Stern wuchs so weiter, bis nach etwa hunderttausend Jahren die Kernfusion in seinem Innern zündete.

Numerische Simulationen fanden bisher wenige Anzeichen für eine Fragmentation in der ersten Phase des Kollapses. Nimmt man an, dass die gesamte akkretierte Materie in einem Minihalo auf den einzelnen Protostern fällt, ergibt sich aus einfachen eindimensionalen Berechnungen, dass Population-III-Sterne ungefähr 100mal massereicher werden als die Sonne. Die extrem große Masse dieser Sterne führt dazu, dass sie wesentlich mehr ionisierende Strahlung emittieren als normale Sterne im heutigen Universum. Dies wirkt sich wiederum auf die 21cm-Hintergrundstrahlung aus und beeinflusst die Reionisation des Universums. Zudem können derart schwere Sterne als extrem energetische Supernovae explodieren, möglicherweise sogar als Paar-Instabilitäts-Supernovae, die den gesamten Stern zerstören und kein Schwarzes Loch zurücklassen.

Kürzlich haben Thomas Greif und seine Kollegen eine neue Simulationsmethode benutzt, um den Kollaps des Gases über einen Zeitraum von tausend Jahren nach der Entstehung des ersten Protosterns zu untersuchen. Die große räumliche und zeitliche Auflösung ihrer Simulation zeigte, dass das Gas sehr schnell in etwa zehn einzelne Protosterne fragmentierte statt ein einzelnes Objekt zu bilden. Da alle diese Protosterne ihre Materie vom gleichen Gas-Reservoir akkretieren, würde sich die typische Masse der Population-III-Sterne auf zehn Sonnenmassen verringern. Im Laufe der weiteren stellaren Entwicklung wäre in diesem Fall eine Explosion als Paar-Instabilitäts-Supernova unwahrscheinlich. Diese Sterne könnten ihr Leben eher als normale Supernova, eventuell mit einem Ausbruch von Gamma-Strahlung, beenden. In Beobachtungen wären diese einfach zu identifizieren und könnten Aufschluss über den Vorläufer-Stern geben.

Ein weiteres interessantes Resultat der Simulation ist, dass Protosterne durch gravitative Wechselwirkungen mit anderen Protosternen aus der zentralen Gaswolke herausgeschleudert werden können. Da dies in einer frühen Phase ihrer Entwicklung passiert, haben diese Sterne eine recht kleine Masse, weniger als eine Sonnenmasse, und könnten somit bis heute überlebt haben. Möglicherweise könnte man sie sogar in unserer Milchstraße finden. Die Entdeckung derartiger metallfreier Sterne würde das Szenario von Thomas Greif und seinen Kollegen bestätigen.

Thomas Greif, Volker Springel, Simon White, Simon Glover, Paul Clark, Rowan Smith, Ralf Klessen, Volker Bromm

Referenzen:

Thomas H. Greif, Volker Springel, Simon D. M. White, Simon C. O. Glover, Paul C. Clark, Rowan J. Smith, Ralf S. Klessen, Volker Bromm: "Simulations on a Moving Mesh: The Clustered Formation of Population III Protostars", submitted to ApJ
http://de.arxiv.org/abs/1101.5491

Paul C. Clark, Simon C. O. Glover, Rowan J. Smith, Thomas H. Greif, Ralf S. Klessen, Volker Bromm: "The Formation and Fragmentation of Disks around Primordial Protostars". Science Express, 3 February 2011, doi: 10.1126/science.1198027