MPA-STARTSEITE 
Zurueck zur Startseite
 

  Aktuelle Forschung :: Juni 2011 Zur Übersicht

Gegenwärtige kosmische Elementhäufigkeiten von massereichen Sternen in der Sonnenumgebung

Unentwickelte massereiche B-Sterne sind ideale Indikatoren für die aktuellen kosmischen Elementhäufigkeiten, da sie ihre ursprüngliche chemische Zusammensetzung beibehalten und nicht weit von ihren Geburtsstätten wegwandern können. Dies unterscheidet sie von alten Sternen wie unserer Sonne. Wissenschaftler vom Max-Planck-Institut für Astrophysik und der Universität Erlangen-Nürnberg haben nun einen Durchbruch bei der spektralen Modellierung dieser Art von Sternen erzielt. Ihre Untersuchungen zeigen, dass die gegenwärtige chemische Zusammensetzung der Materie in unserer galaktischen Nachbarschaft sehr homogen ist. Nutzt man diese neuen Werte für die gegenwärtigen chemischen Häufigkeiten, so hat das interessante Konsequenzen für die Modelle zur Stern- und Galaxienentwicklung.

Abb. 1: Schematische Darstellung der Sonnennachbarschaft bis zu einer Entfernung von etwa 1500 Lichtjahren. Die 29 untersuchten Sterne befinden sich in der Orion-, der Scorpius-Centaurus- und anderen Assoziationen, die hier in blau-weiß gezeigt sind, oder sind Feldsterne in diesem Gebiet. Credit & copyright: Linda Huff & Priscilla C. Frisch.

Abb. 2: Häufigkeitsverteilung unterschiedlicher chemischer Elemente bei den untersuchten B-Sternen (rote Histogramme) und Vergleich mit Daten aus der Literatur (schwarze Histogramme). Die viel engere Verteilung deutet darauf hin, dass die heutige chemische Zusammensetzung der kosmischen Materie in unserer galaktischen Nachbarschaft sehr viel gleichförmiger ist als in allen bisherigen Arbeiten vermutet. Photosphärische und protosolare Häufigkeiten aus einer jüngst durchgeführten Studie von M. Asplund und Kollegen linkPfeil.gif Schminke im strahlenden Antlitz der Sonne sind durch die farbigen Balken dargestellt, deren Größe die Unsicherheit angibt. Diese neuen solaren Werte (z.B. für Kohlenstoff und Stickstoff) sind den Ergebnissen dieser Arbeit ähnlicher als ältere solare Werte.

Abb. 3a: Zeitliche Entwicklung des Kohlenstoff/Sauerstoff- und Stickstoff/Sauerstoff-Verhältnisses, wobei die kosmische Zeitachse durch die langsam ansteigende Sauerstoffhäufigkeit repräsentiert wird. Grüne Symbole stellen langlebige sonnenähnliche Sterne dar, schwarze Symbole B-Sterne aus der Literatur. Die solaren photospärischen Häufigkeiten von Asplund und Kollegen sind durch den roten Kreis markiert.

Abb. 3b: Gleiche Darstellung wie in Abb. 3a, wobei hier die schwarzen Symbole die B-Sterne dieser Arbeit darstellen. Die deutlich kleinere Streuung der Häufigkeitswerte zeigt, wie sehr die spektrale Modellierung der B-Sterne verbessert wurde.

Die Entstehung und Entwicklung aller Objekte im Universum, Galaxien, Sterne, dem interstellaren Gas und Staub, Planetensysteme und sogar des Lebens sind eng mit dem Ursprung und der Entwicklung der chemischen Elemente und damit dem kosmischen Materiekreislauf verbunden. Theorien zu diesen Vorgängen müssen deshalb an bestimmten Referenzwerten für die chemischen Häufigkeiten festgemacht werden; traditionell werden hierfür die Werte der Sonne verwendet. Wenn nun aber die gegenwärtigen Elementhäufigkeiten in der kosmischen Materie von Interesse sind, so stellen B-Sterne bessere Indikatoren dar. Mit ihrer Hilfe kann man die gegenwärtigen Elementhäufigkeiten räumlich genau bestimmen und bekommt damit eine Momentaufnahme der chemischen Zusammensetzung naher Sternentstehungsgebiete. B-Sterne sind auch bessere Häufigkeitsindikatoren als andere Objekte, die mit der Entstehung massereicher Sterne einhergehen: HII-Regionen. In diesen leuchtkräftigen Gasnebeln sind schwere Elemente teilweise unterrepräsentiert, da sie sich an Staubkörnchen anlagern - ein Effekt der schwer quantifizierbar ist.

Nieva und Przybilla haben eine umfassende Studie einiger sorgfältig ausgewählter früher B-Sterne in der Sonnenumgebung durchgeführt, die in Abb. 1 schematisch dargestellt ist. Verschiedene Teleskope auf der Nord- und Südhalbkugel wurden genutzt um qualitativ hochwertige Spektren der Sterne zu erhalten. Diese neuen Daten wurden mit ausgefeilten Modellen untersucht, die Effekte des nichtlokalen thermodynamischen Gleichgewichts berücksichtigen. Durch Einsatz einer selbst-konsistenten Analysemethode konnten die chemischen Häufigkeiten dieser 29 massereichen Sterne dann mit einer beispiellosen Genauigkeit bestimmt werden.

Ein sehr überraschendes Ergebnis ist, dass die untersuchten Sterne eine sehr große chemische Homogenität aufweisen (mit Unterschieden von nur etwa 10%, siehe Abb. 2). Dieses Ergebnis hängt weder von ihrer Position, ihrer Zugehörigkeit zu einer OB-Assoziation oder ihrem Status als Feldstern, noch von ihrer Temperatur (15000 bis 35000 K), Masse (6 bis 20 Sonnenmassen) oder ihrem Alter (etwa 5 bis 50 Millionen Jahre) ab. Diese große chemische Homogenität passt hervorragend zu Studien der Absorptionslinien im interstellaren Medium, steht aber im Widerspruch zu allen vorherigen Arbeiten über B-Sterne in der galaktischen Nachbarschaft, die bisher Unterschiede um einen Faktor 2 bis 3 in den Elementhäufigkeiten fanden.

Aufgrund dieser Homogenität schlagen Nieva und Przybilla einen gegenwärtigen kosmischen Häufigkeitsstandard (CAS vom englischen "cosmic abundance standard") vor, der auf B-Sternen in der galaktischen Nachbarschaft beruht. Vergleicht man diese Werte mit den ähnlich genauen Werten für die solaren Häufigkeiten, so kann man für einzelne Elemente Ähnlichkeiten oder Unterschiede feststellen, die in vielerlei Hinsicht für die astrophysikalische Forschung von Bedeutung sind. Einige Beispiele werden hier genannt.

Einen entscheidenden Test zur Entwicklung massereicher Sterne haben alle diese Objekte zum ersten Mal erfolgreich bestanden. Bei den jetzt untersuchten B-Sternen folgen die Elementhäufigkeiten von Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff an der Oberfläche sehr genau dem erwarteten nuklearen Pfad, der durch den CNO-Zyklus für die ursprünglichen CAS-Werte vorgegeben wird.

Die CAS-Werte erlauben es auch, die Zusammensetzung des lokalen interstellaren Mediums (ISM) und seiner Entwicklung im Detail zu studieren. Vergleicht man die Häufigkeiten des Gases im ISM mit den CAS-Werten, so kann die Menge an schweren Elementen abgeschätzt werden, die im interstellaren Staub steckt. Außerdem gibt eine derartige Studie auch wichtige Ergebnisse, auf welchen Zeitskalen Metalle ins ISM eingebracht und mit dem vorhandenen Material durchmischt werden.

Da der CAS das gegenwärtige Ende der chemischen Entwicklung in unserer Galaxie darstellt, gibt er höchst genaue Referenzwerte für Modelle der Galaxienentwicklung vor (Abb. 3). Die Fortschritte, die bei der spektralen Modellierung der B-Sterne gemacht wurden, werden in der kleineren Streuung der Häufigkeitswerte deutlich. Frühe B-Sterne werden damit wertvolle Präzisionswerkzeuge für die Astrophysik. Zusammen mit unterschiedlich alten, sonnenähnlichen Sternen passt der CAS somit sehr gut in das gängige Bild der Nukleosynthese auf kosmischen Zeitskalen.

Beim Vergleich des CAS mit Häufigkeiten der Sonne zeigen sich die größten Unterschiede beim C/O-Verhältnis, das um etwa 50% abweicht. Andererseits stimmen CAS und solare Werte für Elemente wie Magnesium, Silizium oder Eisen überraschenderweise überein (siehe Abb. 2). Diese Elemente sollten heute angereichert sein, da die Nukleosynthese seit der Entstehung der Sonne andauert. Dies deutet darauf hin, dass die Sonne und wahrscheinlich auch viele andere alte Sterne der näheren Umgebung sich nicht hier gebildet haben sondern eingewandert sind. Dies unterstützt ein anderes, kürzlich veröffentlichtes Ergebnis von Kollegen am MPA linkPfeil.gif Die Geschichte unserer Milchstraße, dass die Wanderung von Sternen von essentieller Bedeutung für die galaktische Entwicklung ist.


Maria Fernanda Nieva and Norbert Przybilla

Referenzen

Nieva, M. F. and Przybilla, N., "Present-Day Cosmic Abundances. A comprehensive study of nearby early B-type stars and implications for stellar and Galactic evolution", eingereicht bei Astronomy and Astrophysics

Nieva, M. F. and Simon-Diaz, S., 2011, "The chemical composition of the Orion star-forming region. III. C, N, Ne, Mg and Fe abundances in B-type stars revisited", Astronomy and Astrophysics, in Druck


drucken.gif Druckversion topPfeil.gif Top
© 2003—2020, Max-Planck-Gesellschaft, München
Letzte Änderung: 1.6.2011