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STERNENTWICKLUNG: Der Stammbaum der Sterne


Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 11/2019 vom 18.10.2019

Aus einer riesigen Molekülwolke entstehen viele Sterne. Die ursprüngliche chemische Zusammensetzung der Wolke ist in den Sternatmosphären ein Leben lang gespeichert. Ist die individuelle Zusammensetzung der Atmosphäre eine Art DNA des Sterns? Bei diesem spannenden Ansatz wandeln Astronomen auf den Spuren von Charles Darwin und können so die Entwicklung von Sternen in einem Stammbaum anordnen.


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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 11/2019

Dieses großräumige Panorama des Carina-Nebels – einer Himmelsregion, in der viele Sterne entstehen – befindet sich am Südsternhimmel. Das Bild wurde mit der HAWK-I-Kamera am Very Large Telescope der ESO im ...

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... Infrarotlicht aufgenommen. Es zeigt vor dem spektakulären Hintergrund einer himmlischen Landschaft aus Gas, Staub und jungen Sternen zahlreiche nie gesehene Details.


ESO/T. Preibisch (https://www.eso.org/public/germany/images/eso1208a/) / CC BY 4.0 (creativecommons.org/licenses/by/4.0/legalcode)

IN KÜRZE

■ In den äußeren Hüllen von Sternen ist ein individueller chemischer Fingerabdruck kodiert.

■ Hier wird eine neue interdisziplinäre Methode vorgestellt, um den Verwandtschaftsgrad, das Alter und die Zukunft von Sternen zu bestimmen.

■ Das Verfahren ist so innovativ, dass es mit einem Forschungspreis geadelt wurde.

Wenn sich Menschen einfache Fragen stellen und sie dabei verschiedenen Fachrichtungen oder Anschauungen angehören, entstehen nicht selten interdisziplinäre Ansätze, um Antworten zu finden. So war die amerikanische Kunsthistorikerin Katherine Reinhart der University of Cambridge in Großbritannien daran interessiert, welchen Einfluss die grafische Darstellung wissenschaftlicher Ergebnisse auf deren Weitergabe und Verteilung hat (siehe Bild S. 33). Insbesondere wollte sie wissen, welche Visualisierungtechniken die frühe Royal Society anwandte und welche Bilder für deren Mitglieder zugänglich waren. Reinharts weitere Motivation bestand darin herauszufinden, wer diese Bilder herstellte und wie sie benutzt wurden. Auf der Suche nach Antworten, fuhr sie einmal wöchentlich von Cambridge nach London, um Bilder und Zeichnungen aus den ersten 50 Jahren der Royal Society – von 1660 bis 1710 – zu studieren. Eine Zusammenstellung der Arbeiten ihres Teams wurde in der Ausstellung »Science made Visible: Drawings, Prints, Objects« (AH/M001938/1) in London von Juli bis November 2018 präsentiert.

Um ihre Ergebnisse in einen Kontext zur modernen Praxis zu setzen, fragte sich Reinhart, welche Visualisierungsmethoden auch heute noch Anwendung finden und welche der Illustrationen weiterhin von Wissenschaftlern genutzt werden. Daraufhin organisierte sie im King’s College Cambridge ein Treffen unter dem Titel »Die Rolle der Visualisierung in den Wissenschaften«. Zu dieser Debatte lud die Kunsthistorikerin verschiedene Mitglieder des College ein, welche alle in verschiedenen Forschungsfeldern arbeiteten, um gemeinsam das Thema des Treffens zu erörtern. Zur Anregung von Diskussionen, bat sie einige der eingeladenen Wissenschaftler einen kleinen Vortrag zu halten. Sie sollten ihre Visualisierungstechniken vorstellen, die sie in ihrer wissenschaftlichen Arbeit nutzen. Unter den Eingeladenen waren der britische Anthropologe Rob Foley von der University of Cambridge und die deutsch-chilenische Astronomin Paula Jofré von der Universidad Diego Portales in Santiago de Chile, die zu jener Zeit wissenschaftliche Mitarbeiterin am Institut für Astronomie der University of Cambridge war.

In seinem Vortrag vertrat Foley die Meinung, dass phylogenetische Stammbäume zu den besten Werkzeugen gehören, um die Entwicklung eines beliebigen Prozesses zu studieren. Dabei bezeichnet die Phylogenetik die Abstammungslehre. Um seine Behauptung zu stützen, zeigte Foley einige Beispiele für Stammbäume. Das klassische Beispiel dafür ist der darwinsche Baum des Lebens. Jofré war begeistert, ist doch ihr Forschungsfeld die Entstehung und Entwicklung des Milchstraßensystems. Ihr fiel auf, dass solche Stammbäume in ihrem Forschungsgebiet bisher noch nicht eingesetzt wurden.

Im Allgemeinen enden Vortragsreihen wie diejenige am King’s College mit einer gemeinsamen Wein- und Käsezeremonie. Währenddessen tragen die Teilnehmer die traditionellen Roben des College. So wird dort oft den ganzen Abend lang über diverse Themen gesprochen.

Jofré suchte den Kontakt zu Foley und fragte: »Ist es möglich, einen phylogenetischen Stammbaum für Sterne zu erstellen? «. Der Anthropologe zögerte bei seiner Antwort, weil ihm nicht klar war, ob Sterne in einem »genetischen« Sinn miteinander verwandt sein könnten. Das Abendessen, die anschließenden Zeremonien sowie ein abschließendes Teetrinken ließen der Astronomin genügend Zeit, dem Anthropologen zu erklären, dass Sterne gewissermaßen ein Äquivalent zu einer DNA haben und somit eine »genetische Verwandtschaft « betrachtet werden könnte. Auf diesen Abend folgten weitere Gespräche im College und in den Instituten der Beteiligten. Dabei nahm die Idee der phylogenetischen Stammbäume der Sterne immer konkretere Formen an.

Der erste Stammbaum für eine überschaubare Gruppe von Sternen erschien im Jahr 2017 in der Fachzeitung »Monthly Notices of the Royal Astronomical Society «. Ein Jahr später wurde diese neue Idee von den Juroren der Zeitschrift »Science News«, welche alljährlich revolutionäre Ideen junger Wissenschaftler unter 40 Jahren prämiert, als eine der zehn bedeutendsten Ideen im Jahr 2018 ausgezeichnet.

Was ist »stellare DNA«?

Fast alle chemischen Elemente unseres Körpers und jene um uns herum wurden irgendwann in Sternen gebildet. Ein Stern ist geboren, wenn er zu leuchten beginnt. Diese Strahlung wird von der Verschmelzung von Atomkernen in seinem Inneren erzeugt. Durch diesen Kernfusionsprozess wandeln sich leichte Elemente wie Wasserstoff und Helium in schwerere Elemente wie Kohlenstoff und Sauerstoff um. Im Urknall wurden nur die leichtesten Elemente Wasserstoff, Deuterium, Helium, Lithium und Beryllium gebildet. Durch das schnelle Abkühlen des Universums infolge der kosmischen Expansion konnten hingegen keine schwereren Elemente als diese entstehen. Das geschah erst viel später im Lauf der kosmischen Entwicklung im Inneren von Sternen, einige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall.

Die ersten Sterne entstanden in der »Ursuppe« des Urknalls, das heißt dort fielen einzelne Gebiete auf Grund der Eigengravitation der Materie in sich zusammen. In der Folge heizten sie sich auf und bildeten die ersten Sterne, die von Astronomen der Population III zugeordnet werden. Dabei verschmolzen vier Wasserstoffatome im Zentrum des Sterns zu einem Heliumkern. Als der Wasserstoff im Zentrum des Sterns verbraucht war, kontrahierte dieser ein wenig und seine Zentraltemperatur stieg etwas an. Daraufhin begann nun die nächste Stufe zu zünden und drei Heliumatome fusionierten zu Kohlenstoff. Dieser Prozess des Verbrennens, Kontrahierens und Wiederaufheizens setzte sich nun unter der Bildung von Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff und Silizium fort. Dabei wurde der Kern des Sterns schwerer, und es fanden mehr Kernfusionsprozesse zeitgleich und in verschiedenen Sternschalen statt. Das schwerste Element, das durch diese Fusionsreaktionskette entstehen kann, ist Eisen. Ob sich Eisen im Sterninneren bilden kann, hängt davon ab, wie schwer der Stern ist. Es gibt Sterne, deren Masse nicht ausreicht, um Eisen zu produzieren – zum Beispiel unsere Sonne. Nur Sterne ab ungefähr acht Sonnenmassen schaffen die Herstellung von Eisen.

Entstehung schwerer Elemente

Chemische Elemente werden nicht nur im Urknall und durch kosmische Strahlung, sondern hauptsächlich in Sternen gebildet. Im Periodensystem der Elemente erhalten die unterschiedlichen Bildungsprozesse verschiedene Farben (siehe Bild rechts). Man beachte, dass einige Elemente durch mehr als einen Prozess gebildet werden können; ihr Symbol bekommt in der Grafik mehr als eine Farbe.

Die Explosion eines massereichen Sterns beeinflusst die nuklearen Prozesse in allen Schalen des Sternkerns. Insbesondere werden so hauptsächlich Alpha-Elemente, also Elemente, die Alphateilchen (Heliumkerne) einfangen, erzeugt. Die dabei freigesetzten Neutronen bilden durch schnellen Neutroneneinfang (r-Prozess) Elemente, die schwerer als Eisen sind.

Explodierende Weiße Zwerge finden Astronomen häufig in Doppelsternsystemen. Einige von ihnen ziehen durch ihre Gravitation Material von ihren Partnern ab, so dass der Zwerg instabil wird und explodiert. Während dieser Explosion – einer Supernova vom Typ Ia – werden hauptsächlich eisenartige Elemente erzeugt. Die Häufigkeit dieser Elemente ist so hoch, das man explodierende Weiße Zwerge als eine der wichtigsten »Eisenfabriken« ansieht, die das Universum zu bieten hat.

Wenn leichte Sterne zu Überriesen werden, dann zeigen sie radiale thermisch-veränderliche Schwingungen im Inneren. Während dieser Schwingungen kommen Neutronen in den inneren Schalen ihrer Atmosphären frei. Die so freigesetzten Neutronen werden langsam von Atomkernen in einer Schale unterhalb der Sternatmosphäre eingefangen (s-Prozess) und bilden schwere chemische Elemente. Starke stellare Winde vom Stern befördern diese neu entstandenen Elemente in das interstellare Medium. Es steht dann für die nächste Sterngeneration zur Verfügung.

Während der Verschmelzung von Neutronensternen werden freie Neutronen schnell eingefangen und sehr schwere Elemente – darunter Gold und Platin – schnell erzeugt. Dies passiert in einer extrem energiereichen Kilonova, die bereits durch Gravitationswellen mit den LIGO-Virgo-Detektoren gemessen wurde (siehe SuW 12/2017, S. 24). Die Nukleosynthese der Elemente ist so effizient, dass ein solcher Verschmelzungsprozess eine gesamte Galaxie mit r-Prozess-Elementen anreichern kann.

Das King’s College an der University of Cambridge wurde 1441 von König Heinrich VI. gegründet. Im Vordergrund befindet sich die rund 500 Jahre alte Kapelle des College, die im Stil gotischer Architektur gebaut wurde.


Poohz / Getty Images / iStock

Das im Sterninneren gebildete Eisen kann durch Kernfusion nicht mehr zu schwereren Elementen verschmolzen werden, da Eisen die höchste Bindungsenergie pro Kernteilchen hat. Weil in der Folge im Sterninneren nichts mehr fusioniert wird, entsteht weniger Strahlung, die durch ihren Druck dem Eigengewicht des Sterns standhalten könnte. Somit wird der Kern des Sterns zusammengedrückt und explodiert infolge von Reaktionen mit Neutrinos im weiteren Verlauf in einer Supernova, wobei riesige Mengen von Energie, Neutronen und Neutrinos frei werden (siehe SuW 11/2018, S. 26). Die Neutronen werden schnell von anderen Atomkernen eingefangen, die während der Supernova- Explosion entstanden. Dies erzeugt schwerere Elemente als Eisen. Neben dem hier beschriebenen Szenario einer Kernkollapssupernova gibt es weitere astrophysikalische Prozesse, die das interstellare Medium mit schweren Elementen anreichern (siehe Kasten unten).

Nach der Explosion des ursprünglichen Sterns verbleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch sowie das Sternmaterial, welches in den interstellaren Raum geschleudert wurde. Das durch die Supernova-Explosion ausgeworfene Material reichert somit die Umgebung des ursprünglichen Sterns um diejenigen Elemente an, die während des Lebens des Sterns und der Supernova erzeugt wurden. Schlussendlich wird das mit neuen Elementen angereichte Gas wieder kondensieren und fragmentieren, wobei sich neue Sterne bilden können (siehe Kasten S. 34). Diese Sterne gehören einer neuen Generation an, da die Zusammensetzung des interstellaren Gases nun eine andere ist als die des Urgases. Insbesondere enthalten die neuen Sterne mehr »Metalle « – das sind gemäß Jargon der Astronomen chemische Elemente schwerer als Helium. Der soeben beschriebene Prozess setzt sich weiter fort, und das interstellare Medium wird dank der massereicheren Sterne dieser Sterngeneration immer weiter mit schwereren Elementen als Eisen angereichert.

Der Unterschied zwischen der Ur- und Folgegeneration der Sterne gestattet weitreichende Schlussfolgerungen für die galaktische Astronomie: Da die zweite Sterngeneration mit Metallen angereicherte Materie enthält, können sich in der Folge masseärmere Sterne bilden, weil das metallreichere Gas nun effizienter und schneller abkühlen kann. Dieser Effekt ist ganz ähnlich wie bei einer heißen Hühnersuppe, die durch Hineinlegen eines Metalllöffels etwas abkühlt. Demzufolge tauchen ab der zweiten Generation nicht nur massereiche Sterne auf, die das interstellare Medium weiter mit Metallen anreichern, sondern auch masseärmere Sterne. Diese leichteren Sterne verbrennen Wasserstoff in ihren Kernen allerdings sehr langsam. So haben zum Beispiel Sterne, die leichter als die Sonne und sehr alt sind, ihren Wasserstoffvorrat bis jetzt immer noch nicht aufgebraucht. Solche massearmen Sterne aus jeder Sterngeneration können nun dazu benutzt werden, die einzelnen Sterngenerationen zu studieren.

Die erste Sterngeneration wurde in unserer Milchstraße vor etwa 13 Milliarden Jahren geboren. Seitdem sind etwa 50 Sterngenerationen vergangen, bis die Sonne und ihre Geschwister entstanden.

Die massereicheren Geschwister der Sonne sind bereits »verstorben« und haben dabei die Saat für 50 weitere Sterngenerationen verstreut. Jede dieser Generationen enthält massearme Sterne wie die Sonne, deren Leuchten durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium gespeist wird.

Die Atmosphären dieser Sterne enthalten immer noch die chemische Zusammensetzung des Gases, aus denen sie sich einst bildeten. Da die chemische Zusammensetzung von Generation zu Generation auf Grund des Metallanteils verschieden ist, kann man die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre als die »DNA« eines Sterns betrachten. Die Messung des Anteils der chemischen Elemente in diesen Sternen, gemeinsam mit deren Alters- und Standortbestimmung, bezeichnen Astronomen als galaktische Archäologie, deren Ziel es ist, die Entwicklung der Milchstraße zu rekonstruieren.

Welche Elemente sich in den Sternatmosphären befinden, wird in einer Spektralanalyse des Sternenlichts gemessen. Die Anzahl der Astronomen, die auf diesem Forschungsgebiet arbeiten, ist ziemlich groß. Heutzutage ist die Beobachtung von Sternspektren eine Industrie geworden: Es gibt Millionen Spektren, unter anderem vom ESA-Satelliten Gaia (siehe SuW 10/2016, S. 32). Dessen Daten haben jedoch auf Grund des kleinen Spektrografen eine recht geringe Auflösung. Daher liefern erdgebundene Beobachungskampagnen mit höherer spektraler Auflösung wie APOGEE, RAVE, GALAH und Gaia-ESO zusätzliche Spektren.

Wie man einen Stammbaum der Sterne baut

Die chemische Zusammensetzung variiert von Sterngeneration zu Sterngeneration. Wie bereits angesprochen, kann man sie als eine Art DNA auffassen, weil eine jüngere Sterngeneration ihre chemische Zusammensetzung von der älteren Generation aufnimmt, gewissermaßen erbt. Auf Grund dieses Vererbungsmechanismusses ist es möglich, einen Stammbaum von Sternen zu erstellen.

Geburt von Protosternen in einer Gaswolke

Diese Aufnahme des Weltraumteleskops Hubble zeigt das Sternentstehungsgebiet Messier 42 im Orionnebel in einer Entfernung von 1400 Lichtjahren. In den vier hellen Objekten illuminiert ein junger Stern die nahe protoplanetare Scheibe. Im schwarzen Objekt rechts ist die Scheibe weiter außen, und der kalte Staub hebt sich als dunkle Scheibe vom Hintergrund ab.

C.R. O’Dell/Rice University NASA/ESA (https://www.spacetelescope.org/images/opo9424b/) / CC BY 4.0 (creativecommons.org/licenses/by/4.0/legalcode)

Sterne bilden sich in interstellaren Gaswolken (siehe Bild S. 30). Ist der Druck in der Wolke kleiner als der wirkende Gravitationsdruck, so kollabiert die Wolke und ein Protostern bildet sich. Die Bedingungen, unter denen eine Gaswolke instabil wird, wurden erstmals von dem englischen Physiker und Astronomen James Jeans (1877 – 1946) untersucht. Er betrachtete Störungen einer kugelförmigen Gaswolke mit homogener Massendichte.

Im Inneren der kugeligen Wolke stellt sich ein Gleichgewicht aus Gasdruck, der die Wolke vergrößert, und Gravitationsdruck, der die Wolke verkleinert, ein. Dabei ist die Atomzahl pro Gasteilchen m, die Temperatur T und die mittlere Massendichte r der Wolke gegeben. Das Gas lässt sich als ideales Gas beschreiben. Dann folgt aus der Gleichgewichtsbedingung die Beziehung (zur näheren Herleitung siehe zum Beispiel Böhm-Vitense in den Literaturhinweisen) M  m-3/2 (T ––––– 100 K)3/2 (r –––––––––– 10-24 g/cm3)-1/2  104 MA  MJeans für die Masse M der Gaswolke, unter der sie kollabiert. MA bezeichnet die Sonnenmasse. Ist die über ein Gebiet gemittelte Masse in einer Gaswolke größer als die Jeans-Masse MJeans, so kollabiert sie in diesem Gebiet (siehe auch »Zum Nachdenken« auf S. 28 in diesem Heft). Die Zeitskala t, in der eine Gaswolke gemäß des Jeans-Kriteriums in sich zusammenstürzt, ist durch t  (G r)–1/2 gegeben, was der Zeitskala des freien Falls entspricht.

Unter Benutzung typischer Werte für interstellare Wolken (Atomzahl pro Gasteilchen m = 1, Dichte r  10–24 g cm–3 und Temperatur T  100 K) besagt die oben dargestellte Gleichung, dass sich keine Sterne im Massenbereich von 1 bis 10 MA bilden könnten. Als Grund, dass sonnenähnliche Sterne dennoch entstehen, nehmen Astrophysiker an, dass eine nach dem Jeans-Kriterium instabile und kollabierende Gaswolke fragmentiert, das heißt in kleinere Teile zerbricht. Diese Fragmentation stellen sie sich so vor, dass es in der kollabierenden Gaswolke Bereiche gibt, die selbst instabil werden und schneller kollabieren, als es durch die Zeitskala t vorgegebenen ist. Das geschieht lokal an Orten höherer Dichte.

Ändert sich die Temperatur der Gaswolke während des Kollapses nicht – das heißt, dass der Kollaps isotherm ist – so zeigt sich, dass die kritische Jeans-Masse kleiner werden kann, als in obiger Gleichung abgeschätzt wurde. Dies erlaubt dann, dass eine Gaswolke in Fragmente zerfällt, die unabhängig voneinander kollabieren. Der Endpunkt dieses Fragmentationsprozesses ist erreicht, wenn die Opazität (Lichtundurchlässigkeit) der Gasfragmente jene so weit kühlt, dass die Annahme eines isothermen Kollapses nicht mehr gilt. Eine neue Abschätzung zeigt dann, dass die letzten Fragmente, die sich bilden können, etwa Sonnenmasse haben. In einer Wolke werden also Sterne wegen gleichzeitiger Fragmentation zur selben Zeit geboren. Deshalb beobachten Astronomen junge Sterne mit gleicher chemischer Zusammensetzung oft in Molekülwolken (siehe Bild oben).

Die alten Zivilisationen der Anden identifizierten die dunklen Flecken im unten fotografierten Milchstraßenband mit Tierfiguren, welche sie zur Orientierung nutzten. Vor diesem Milchstraßenpanorama ist die Kuppel des 3,6-Meter-Teleskops der ESO zu sehen, an welchem der Hochpräzisionsspektrograf HARPS angeschlossen ist.


ESO/S. Brunier (https://www.eso.org/public/images/360-cm-la-silla-cc/) / CC BY 4.0 (creativecommons.org/licenses/by/4.0/legalcode)

Verglichen mit vielen anderen Forschungsgebieten hat die galaktische Archäologie ein spezielles Problem: Es gibt zu viele Daten! In der Mission Gaia werden Milliarden von Sternparallaxen und Eigenbewegungen gemessen, die es uns erlauben, die Bewegungen von Sternen mit großer Genauigkeit zu verfolgen. Für einen Teil dieser Daten verfügen die Astronomen über hoch aufgelöste Spektren. Ingesamt gibt es etwa drei Millionen Spektren, welche von den oben erwähnten Beobachungskampagnen bereit gestellt werden. In dieser Zahl sind jedoch nicht diejenigen Spektren enthalten, welche in individuellen Beobachtungen von Astronomen aufgenommen wurden und in öffentlichen Katalogen wie dem Virtual Observatory oder dem ESO-Archiv zugänglich sind. Somit ist wegen der hohen Anzahl die Auswahl, welche Spektren für die Rekonstruktion eines Stammbaumes benutzt werden, eine ziemlich große Herausforderung. Zur Vereinfachung wurde daher nur eine kleine Anzahl von Sternen ausgewählt, um einen ersten Stammbaum zu generieren. Diese Probe bestand aber aus sehr hochwertigen und bestens aufgelösten Sternspektren.

In der Sprache der Phylogenetik bezeichnet man die Objekte der Probe, aus welcher ein genetischer Stammbaum gebildet wird, als Taxa. In unserem Fall sind die Taxa die Sterne. Die kleine, aber klar definierte Probe hat den Vorteil, dass die Forscher auf diese Art genau verstehen, wie ein Stammbaum rekonstruiert wird, ohne dass sie sich um Probleme wie Datenvisualisierung, Computerrechenzeit und Ungenauigkeiten in der Bestimmung der chemischen Häufigkeiten kümmern müssten.

Die Probe bestand nun aus 22 Sternen, deren Spektren mit dem ESO-Instrument HARPS auf La Silla in Chile aufgenommen wurden (siehe Bild unten). HARPS ist ein optischer Spektrograf mit sehr hoher spektraler Auflösung und einem großen Wellenlängenbereich. Die 22 Sterne wurden ausgewählt, weil ihre Atmosphären derjenigen der Sonne sehr ähneln. Dieser Sachverhalt erlaubt eine differenzielle Analyse der Sternspektren bezüglich des Sonnenspektrums, das heißt, vom Sternspektrum wird das Sonnenspektrum abgezogen, so dass Unterschiede sofort zutage treten. Dieses Vorgehen erhöht signifikant die Genauigkeit der zu erwartenden Resultate, da das Sonnenspektrum sehr genau untersucht und das am besten bekannte Sternspektrum ist. Poul Erik Nissen, ein emeritierter Professor von der Aarhus Universität in Dänemark und weltführender Experte in Hochpräzisionsspektroskopie, hat die Spektralanalyse der Probe durchgeführt. Er bestimmte die chemischen Häufigkeiten von 17 chemischen Elementen in den Sternatmosphären und ebenso das Alter aller Sterne der Probe. Diese Werte wurden von Kollegen als die derzeit am genauesten Gemessenen bestätigt.

Die 17 chemischen Elemente wurden als »Stern-DNA« ausgewählt. Eine Matrix aus 22 Zeilen und 22 Spalten bildet die differenzielle Abweichung der chemischen Zusammensetzung in den 17 Elementen der 22 Sterne bezüglich der Sonne und untereinander ab. Diese Differenzmatrix ist der Eingabeparameter für die Software MEGA, die hauptsächlich in der Biologie verwendet wird. MEGA beruht auf dem Neighbor-Joinining-Algorithmus, welcher Datensätze so miteinander vergleicht, dass genetisch ähnliche Taxa einander zugeordnet werden. Weil die chemischen Elemente nur bis auf einen Fehler genau bestimmt werden können, ist die Stern-DNA ein kontinuierlicher Datensatz, denn sie besteht in unserem Fall aus den Elementhäufigkeiten. Diese sind kontinuierlich, weil die Häufigkeit eines Elements X im Allgemeinen auf diejenige von Eisen (Fe) normiert wird und diese relative Elementhäufigkeit [X/Fe] eine beliebige Zahl zwischen null und eins annehmen kann.

SuW-Grafik, nach: Jofré P. et al.: Cosmic phylogeny: reconstructing the chemical history of the solar neighbourhood with an evolutionary tree. MNRAS 467, 2017, Fig. 4

Dies ist ein Stammbaum von 21 sonnenähnlichen Sternen sowie unserer Sonne. Der statistisch berechnete Baum legt drei Sternfamilien nahe (blau, grün und orange), die gemeinsame Vorfahren und eine ähnliche Alterskategorie haben. Sechs Sterne konnten keiner Familie zugeordnet werden (grau). Sterne am gleichen Ast haben dieselbe »Urgenetik«. Ein längerer Ast steht für einen höheren Metallreichtum des Sterns, was eine höhere Ziffer am jeweiligen Ast wiedergibt. Die Ziffer folgt aus den Häufigkeiten der 17 Elemente im Stern.

Im Gegensatz dazu ist die DNA in der Biologie nicht kontinuierlich, da nur vier Basen existieren, die mit vier Buchstaben symbolisiert werden. Somit gibt es eine Verteilungsfunktion von Differenzmatrizen der Taxa. Diese Funktion spiegelt den Messfehler in der Stern-DNA, das heißt, in der chemischen Zusammensetzung wider. Jede Differenzmatrix in der Verteilungsfunktion gehört zu einem leicht verschiedenen Sternstammbaum.

Den »wirklichen« Sternstammbaum der 22 Sterne kann man mit Hilfe des Bootstrap-Verfahrens finden. Nach dieser Methode werden einige wenige Datenpunkte aus dem Datensatz entfernt. Danach führen die Wissenschaftler die gleiche statistische Analyse an den veränderten Daten durch. Dieses Vorgehen wiederholen sie mindestens tausendmal. Am Ende vergleichen sie die Resultate der unterschiedlichen Ausgangsdaten miteinander. Konkret heißt das für den vorliegenden Fall, dass die einzelnen Häufigkeiten chemischer Elemente variiert und am Ende die Äste der resultierenden Stammbäume verglichen werden. Die Wissenschaftler müssen nun aus den tausend resultierenden und leicht verschiedenen Stammbäumen, den statistisch wahrscheinlichsten Stammbaum herausfinden. Der gesuchte Sternstammbaum ist derjenige Baum, der nach Anwendung des Bootstrap-Verfahrens am häufigsten vorkommt. Es zeigt sich, dass von tausend Stammbäumen etwas mehr als fünfhundert Stammbäume drei gleiche Äste haben und es sechs Taxa – also Sterne – gibt, die nicht zugeordnet werden können.

Interpretation des ersten Stammbaums der Sterne

Die drei Äste im finalen Stammbaum deuten auf drei Sternfamilien hin (siehe Bild oben). Sechs der 22 Einzelsterne sind nicht mit den drei Familien verwandt. Schaut man sich außerdem das Alter, die Positionen und die Geschwindigkeitsdaten der jeweiligen Sterngenerationen an, so kann man sie der dicken und dünnen Scheibe der Milchstraße und einem Übergangsgebiet zuordnen (siehe Bild S. 37).

Wir stellten auch fest, dass die Länge der einzelnen Äste mit dem Alter der Sterne zusammenhängt. Das demonstriert die Stärke der Stammbaumanalyse, da das Alter gar kein Eingabeparameter war, um den Stammbaum zu bilden.

Interessant sind diejenigen Sterne, die sich dem Übergangsgebiet zuordnen lassen. Diese Sternpopulation könnte ein Produkt eines Akkretionsereignisses im Milchstraßensystem sein. Oder aber es sind Sterne, die von den inneren Teilen unserer Heimatgalaxie in die Sonnenumgebung gewandert sind. Um herauszufinden, welche der beiden Hypothesen richtig ist, ist eine Probe notwendig, die aus weit mehr als nur 22 Sternen besteht. Dabei sollten die Astronomen dann auch mehr als nur 17 chemische Elemente für ihre Analyse betrachten.

ESA; Bearbeitung SuW-Grafik

Diese Grafik zeigt einen Querschnitt unserer Heimatgalaxie. Einige hundert Milliarden Sterne kreisen in der galaktischen Scheibe. Das Zentrum des Milchstraßensystems (Kreuz), in dem ein extrem massereiches Schwarzes Loch sitzt, ist umgeben von einem Sternhaufen, dem »Bulge«. Nach neuen Erkenntnissen schließt sich an den Bulge eine Art Sandwich aus einer dünnen jungen und einer dicken alten Scheibe an, die in der galaktischen Ebene liegen. Unsere Sonne ist Teil der dünnen Scheibe und befindet sich 8,1 Kiloparsec, rund 26 000 Lichtjahre, vom Zentrum der Milchstraße entfernt.

THOMAS MÄDLER promovierte am Max-Planck- Institut für Astrophysik in Garching. Er ist Professor an der Fakultät für Ingenieurswissenschaften und am Núcleo de Astronomía an der Universidad Diego Portales in Santiago de Chile.

Neue Wege in der Wissenschaft

Bereits im Jahr 2002 postulierten Kenneth Freeman und Joss Bland-Hawthorn von der Australian National University, dass sich chemische Elemente als Stern- DNA nutzen lassen. Diese Idee inspirierte viele junge Wissenschaftler auf dem Forschungsgebiet der chemischen Kennzeichnung (engl.: chemical tagging) zu arbeiten. Hierbei werden chemische Elemente dazu verwendet, um den Aufbau des Milchstraßensystems zu studieren. Doch die Forscher können phylogenetische Stammbäume nur benutzen, wenn die Idee der chemischen Kennzeichnung funktioniert. Der Unterschied zwischen der chemischen Kennzeichnung und den Stammbäumen besteht darin, dass in der Kennzeichnung lediglich eine Art kartografische Erfassung der Elementverteilung kombiniert mit der Altersbestimmung der einzelnen Sterne vorgenommen wird. Beim Bau von Sternstammbäumen hingegen wird auch rekonstruiert, welche Sterne zu welcher Sterngeneration gehören. Dies erlaubt zusammen mit den Positionsangaben und Geschwindigkeitsdaten der Sterne herauszufinden, woher – also aus welcher Gaswolke – die einzelnen Sterne im Milchstraßensystem kommen. Das ähnelt einer Analyse der Verteilung und Ausbreitung von Sprachen oder von Tierarten.

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass man mit der Stammbaumanalyse von Sternen nicht nur eine Art Häufungsverteilung der Elemente in bestimmten Sternen erhält, sondern auch etwas über ihre verwandschaftlichen Beziehungen, ihre Entwicklung, ihre Bewegung durch ihre Heimatgalaxie und ihre gemeinsame Geschichte lernen kann.

Prämierte Forschung

Freeman and Jofré trafen sich im Juli 2017 in Potsdam auf der IAU-Konferenz »Rediscovering our Galaxy« wieder. Dort diskutierten sie angeregt die Zusammenhänge zwischen der chemischen Kennzeichnung und phylogenetischer Stammbäume. Überzeugt von ihrer Arbeit, nominierte Freeman die Astronomin Jofré für den Preis Scientist-to-Watch, den die Zeitschrift »Science News« auslobt. Von 60 jungen Wissenschaftlern unter 40 Jahren, welche entweder von Nobelpreisträgern, Mitgliedern der Nationalen Akademie der Wissenschaften der USA oder der Redaktion von Science News vorgeschlagen werden, werden jedes Jahr zehn Wissenschafter ausgewählt, deren Ideen als zukunftsweisend betrachtet werden. Jofré gehörte mit ihrer interdisziplinären Idee der Sternstammbäume zu den zehn Preisträgern.

Darwin war revolutionär, als er alle Lebewesen auf der Erde in einem Lebensstammbaum vereinigte. Wie die Lebewesen auf der Erde, haben Sterne in der Milchstraße ebenfalls Zusammenhänge untereinander. Es ist nur eine Frage der Zeit, wann wir auch den kosmischen Stammbaum der Sterne entschlüsselt haben und somit auch unsere Milchstraße besser verstehen werden.

Literaturhinweise

Bastian, U., Jordan, S.: Eine Milliarde Sternpositionen. Sterne und Weltraum 10/2016, S. 32 – 36

Böhm-Vitense, E.: Introduction to stellar astrophysics, Cambridge University Press (1992)

Freeman, K., Bland-Hawthorn, J.: The New Galaxy: Signatures of Its Formation. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 2002

Jofré, P., et al.: Cosmic phylogeny: reconstructing the chemical history of the solar neighbourhood with an evolutionary tree. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 467, 2017

Langanke, K., Wiescher, M.: Der Ursprung der Elemente. Teil 1: Vom Wasserstoff bis zum Eisen. Sterne und Weltraum 11/2018, S. 26 – 36

Nissen, P. E.: High-precision abundances of elements in solar twin stars. Astronomy & Astrophysics, 579, 2015

Rees, M. J.: Opacity-limited hierarchical fragmentation and the masses of protostars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 176, 1976

Dieser Artikel und Weblinks im Internet:www.sterne-und-weltraum.de/artikel/1675808