SG_LogoDas ist die Transkription einer Folge meines Sternengeschichten-Podcasts. Die Folge gibt es auch als MP3-Download und YouTube-Video.

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Sternengeschichten Folge 337: Metallizität

Die Astronomie macht die Chemie einfach. Während es dort ein ganzes Periodensystem mit über 100 verschiedenen chemischen Elementen gibt, hat die Astronomie nur drei: Wasserstoff, Helium und Metalle. Das ist natürlich nicht ganz ernst gemeint; natürlich kennt auch die Astronomie alle unterschiedlichen Elemente und untersucht ihr Vorkommen und ihre Auswirkungen in den Himmelskörpern im Detail. Aber sie hat eben auch einen sehr viel umfassenderen Blick auf das Universum. Und das besteht eben fast komplett aus Wasserstoff und Helium. Diese beiden simpelsten chemischen Elemente sind vor 13,8 Milliarden Jahren direkt beim Urknall entstanden. Nur diese beiden, sonst gab es damals nichts. Gut, da waren noch minimale Spuren von Lithium und Beryllium; nach Wasserstoff und Helium die beiden nächst simpleren Elemente. Aber die sind beim Urknall nur in so enorm geringen Mengen entstanden, dass man sie eigentlich vernachlässigen kann.

Viel zu kompliziert für die Astronomie! (Bild: gemeinfrei)

All die anderen chemischen Elemente, der Kohlenstoff aus dem wir bestehen, der Sauerstoff den wir atmen oder das Silicium das einen großen Teil der Erde ausmacht: All das musste erst im Inneren der Sterne durch Kernfusion entstehen. Das ist ein langsamer Prozess bei dem selbst in den 13,8 Milliarden Jahren in dem es das Universum gibt kaum relevante Mengen zusammen gekommen sind. Wir leben auf einem Himmelskörper, der hauptsächlich aus solchen schweren Elementen besteht und deswegen kommt es uns nicht so vor. Aber die Sterne, die großen Gasplaneten, die kosmischen Wolken, der ganze Kleinkram der sich zwischen den Sternen und den Galaxien befindet – all das ist fast nur Wasserstoff und Helium. Und weil eben in kosmischen Maßstäben der ganze Rest neben Wasserstoff und Helium so wenig ist, hat man ihn in der Astronomie zu den “Metallen” zusammengefasst.

Die Chemikerinnen und Chemiker werden da natürlich die Hände über dem Kopf zusammenschlagen. Hier hat das Wort “Metall” eine ganz spezielle Bedeutung und Elemente wie Kohlenstoff, Sauerstoff oder Stickstoff sind alles andere als Metalle. Es ist nicht mehr ganz klar rekonstruierbar, warum die Astronomie hier diesen eigentlich falschen Begriff gewählt hat. Vermutlich hat es damit zu tun, dass man anfangs nicht genau wusste, woraus die Sterne bestehen. Als man das erste Mal in der Lage war, aus der Beobachtung der Spektrallinien im Licht der Sterne auf ihre chemische Zusammensetzung zu schließen, sah man dort Linien, die von Eisen verursacht worden sind. Man ging auch davon aus, dass Eisen einen großen Bestandteil der Sterne ausmacht, wie ich in Folge 248 der Sternengeschichten erzählt habe. Vielleicht hat man damals diese auf Eisen hindeutenden Spektrallinien als “Metalllinien” bezeichnet und diesen Begriff dann später für alle Elemente außer Wasserstoff und Helium übernommen.

So oder so: Heute ist die “Metallizität” ein astronomischer Fachbegriff geworden und das gleiche gilt für die astronomische Bedeutung des Wortes “Metalle”. Wenn man also hier von ihnen spricht, dann meint man damit die Menge an Elementen in der Zusammensetzung eines Sterns, die weder Wasserstoff noch Helium sind. Angegeben werden die Mengen durch die drei Großbuchstaben X, Y und Z. X ist dabei der prozentuale Anteil an Wasserstoff, Y der von Helium und Z der ganze Rest. Die Summe der drei Zahlen muss also immer 100 Prozent ergeben. Bei der Sonne beträgt der Anteil an Wasserstoff an der Masse zum Beispiel 73,8 Prozent, der von Helium 24,9 und der der Metalle 1,3 Prozent.

Ein Wald aus Metall!! (Bild: NASA/JPL-Caltech)

Mit “Metallizität” wird im allgemeinen die Menge an Eisen gemeint, die ein Stern enthält. Eisen lässt sich in den Spektrallinien am leichtesten nachweisen und dient deswegen quasi als Marker für alle anderen Metalle. Die Mengenangaben bezieht man dabei normalerweise auf die Sonne. Man teilt die Anzahl der Eisenatome eines Sterns durch die seiner Wasserstoffatome (die man natürlich nicht einzeln abzählt sondern aus den Messungen der Spektrallinien berechnet) und nimmt davon den Logarithmus. Das gleiche macht man für die Sonne und die Differenz beider Zahlen ist die Metallizität. Man kann das ganze natürlich auch anders und weniger kompliziert definieren, aber so hat es sich eben im Laufe der Zeit eingebürgert.

Mit dieser Methode kriegt man auf jeden Fall für die Sonne eine Metallizität von Null. Sterne die relativ gesehen mehr Eisen enthalten als die Sonne haben eine positive Metallizität und Sterne mit weniger Eisen eine negative Metallizität. Das ist deswegen eine recht praktische Definition, weil aus der Metallizität direkt das Alter eines Sterns folgt. Beziehungsweise nicht unbedingt das exakte Alter, aber die “Generation” zu der ein Stern gehört.

Als nach dem Urknall die allerersten Sterne im Universum entstanden sind, gab es ja noch nichts außer Wasserstoff und Helium. Die ersten Sterne konnten also nur aus diesen beiden Elementen entstehen. In ihrem Inneren fusionierten sie aber schon die ersten neuen, schwereren Elemente; die ersten Metalle im astronomischen Sinn. Als die Sterne dann am Ende ihres Lebens bei großen Explosionen all ihr Material durchs Universum schleuderten, reicherten sich die Metalle in den großen kosmischen Wolken an, aus denen bis dahin noch keine Sterne entstanden sind. Diese zweite Generation von Sternen hatte also von Anfang an schon ein paar Metalle mit dabei und reicherten nach ihrem explosiven Tod die noch vorhandenen kosmischen Wolken mit noch mehr frisch erzeugten Metallen an. Weswegen die dritte Generation an Sternen noch mehr Metalle enthält als die zweite oder die erste.

Diese Generationen nennt man in der Astronomie “Population”. Die Sonne gehört zur “Population I”, was ein wenig verwirrend ist, da die älteren Sterne der vorhergehenden Generation mit “Population II” und die allerersten Sterne des Universums in der allerersten Generation “Population III” genannt werden. Aber auf jeden Fall ist damit klar, dass Sterne mit einer deutlich geringeren, also negativen Metallizität zur Population II gehören müssen. Sterne der Population III hätten nach der Definition eine Metallizität die sich der negativen Seite der Unendlichkeit nähert. Sie enthalten keinerlei Eisen und der Logarithmus von 0 ist nicht definiert, weil das Ergebnis eine um so größere negative Zahl ist, je weiter man sich der Null nähert. Das ist aber momentan auch egal, weil wir sowieso kaum eine Chance haben, einen dieser allerersten Sterne zu beobachten. Sie sind kurz nach dem Urknall entstanden und haben nur für sehr kurze Zeit existiert. Ihr letztes Licht haben sie vor mehr als 13 Milliarden Jahren ins All geschickt und so weit müssten wir auch hinaus in den Kosmos blicken, um es sehen zu können. Das ist bis jetzt noch nicht gelungen und wird uns mit unseren technischen Möglichkeiten auch so schnell nicht gelingen.

Aber Sterne mit sehr geringer Metallizität die FAST keine Metalle enthalten haben wir schon gefunden. Da ist zum Beispiel der Stern mit der schönen Bezeichnung SMSS J031300.36-670839.3 oder kurz “SM0313”. Der ist 6000 Lichtjahre von der Erde entfernt und mit einem Alter von 13,6 Milliarden Jahren einer der ältesten Sterne die wir bis jetzt beobachtet haben. Seine Metallizität ist geringer als -7,4 was bedeutet, dass er weniger als ein Zehnmillionstel der Menge an Eisen enthält die in unserer Sonne zu finden ist. Er muss daher einer der ersten Sterne der Population II gewesen sein, die vor langer Zeit entstanden sind.

SMSSundsoweiter: Schaut nicht viel gleich… (Bild: NASA/STSCI)

Die Metallizität ist aber nicht nur wichtig, wenn man über das Alter der Sterne Bescheid wissen will. Sie ist auch ein guter Parameter wenn es darum geht herauszufinden wie gut die Chancen stehen, bei einem Stern einen Planeten entdecken zu können. Natürlich bilden sich Planeten wie die Erde aus genau den Metallen die sich neben Wasserstoff und Helium in den großen Wolken befinden aus denen Sterne entstehen. Die Erde besteht zu 35 Prozent aus Eisen, zu 30 Prozent aus Sauerstoff, zu 15 Prozent aus Silicium und zu 13 Prozent aus Magnesium. Dann kommen Nickel, Schwefel, Aluminium, Calcium und Wasserstoff ist da noch lange nirgendwo zu finden. Der ist zwar Teil des Wassers das die Erdoberfläche bedeckt aber insgesamt spielt er keine große Rolle. Und Helium ist auf der Erde so selten, dass wir es das erste Mal bei der Beobachtung der Sonne entdeckt haben, wie ich in Folge 141 der Sternengeschichten erklärt habe. Aber das ist gar nicht das, was gemeint ist, wenn es um die Rolle der Metallizität bei der Planetenentstehung geht.

Teilt man die bisher entdeckten Planeten anderer Sterne nach ihrer Größe in Gruppen ein und betrachtet die Metallizität der Stern, sieht man ein interessantes Phänomen. Sterne mit geringer Metallizität haben eher kleine Planeten von der Größe der Erde während die Sterne mit hoher Metallizität tendenziell eher große Gasplaneten wie Jupiter aufweisen. Das liegt daran, dass die schwereren Elemente in den Gaswolken dabei helfen, dass sich das ganze Material besser und schneller zusammenballen kann. Wie schnell aus dem Material das einen jungen Stern umgibt Planeten entstehen können, hängt davon ab, wie dicht es ist. Je mehr schwere Elemente es enthält, desto dichter ist es und desto schneller klumpt es zusammen. Desto schneller bilden sich also auch die großen Kerne, aus denen große Planeten entstehen können. Nur wenn die schnell genug groß genug werden, haben sie eine Chance die ganzen leichten Wasserstoff- und Heliumatome einzufangen, bevor sie durch die Strahlung des jungen Sterns hinaus ins All gepustet werden. Zusammengefasst: Viele Metalle ergibt große Planeten; wenig Metall ergibt nur kleine Planeten.

Die Astronomie hat den Begriff der Metalle zwar auf eine chemisch höchst inkorrekte Art und Weise verwendet. Aber aus astronomischer Sicht macht die Metallizität sehr viel Sinn und man muss wissen, was damit gemeint ist, wenn man verstehen will wie Sterne funktioniern.

Kommentare (9)

  1. #1 Captain E.
    10. Mai 2019

    Heißt das eigentlich, dass gerade eben entstehende metallreiche Stene fast sicher keine “Erden” produzieren werden, sondern nur “Saturns” und “Jupiters”?

  2. #2 bote19
    10. Mai 2019

    Esgibt ja 34 Eisenisotope. Kann man da auch eine Zuordnung machen, bezüglich der Population ?

  3. #3 pane
    10. Mai 2019

    Was wäre ein Beispiel für einen sehr metallreichen Stern. Also einer mit einer möglichst großen positiven Metallizität. Und dabei kein weißer Zwerg, die haben wohl immer eine extrem große Metallizität.

  4. #4 orinoco
    10. Mai 2019

    Gibt es für die Metallizität auch so etwas wie eine “habitable” Zone? Jupiter ist ja der “Staubsauger” in unserem Sonnensystem, der uns vor allzu starkem Bombardement beschützt. Ein “habitables” Sonnensystem braucht, daher sowohl Gesteinsplaneten von Erdgröße, als auch mindestens einen großen Gasplaneten als “Staubsauger”.

  5. #5 Alderamin
    10. Mai 2019

    @pane

    Was wäre ein Beispiel für einen sehr metallreichen Stern. Also einer mit einer möglichst großen positiven Metallizität. Und dabei kein weißer Zwerg, die haben wohl immer eine extrem große Metallizität.

    Kugelsternhaufen sind sehr alt und die Sterne darin enthalten einen Metallanteil von -2 bis -1, also 1/100 bis 1/10 der Metallizität (so spricht der Fachmann) der Sonne. Solche Sterne zählt man zur sogenannten Population II. Die jüngere Sonne zählt zur metallreicheren Population I, und die Sterne in offenen Sternhaufen, den Kinderstuben der Sterne, liegen mit -0,6 bis 0,2 im Bereich zwischen 0,25- und 1,6-facher Metallizität der Sonne (d.h. die Metallizität des Gases in der Milchstraße ist seit der Entstehung der Sonne nur noch wenig angestiegen, davor jedoch enorm […])

    (aus: http://scienceblogs.de/alpha-cephei/2019/03/09/gab-es-den-urknall-wirklich-teil-4-metallizitaet-und-bbn/)

  6. #6 Micha
    Berlin
    11. Mai 2019

    Gut, da waren noch minimale Spuren von Lithium und Beryllium; nach Wasserstoff und Helium die beiden nächst simpleren Elemente. Aber die sind beim Urknall nur in so enorm geringen Mengen entstanden, dass man sie eigentlich vernachlässigen kann.

    Kann man ungefähr sagen, wie groß der Anteil in absoluten Werten dieser anteilsmäßig vernachlässigbaren Elemente nach dem Urknall waren?

    In den Dimensionen des Alls, selbst kurz nach dem Urknall, dürften prozentual winzige Mengen ja dennoch für unsere Alltagsvorstellung unheimlich groß sein.

    Kann man grob sagen, es waren +/- x-Mal die Erdmasse/Sonnenmasse?

  7. #7 UMa
    11. Mai 2019

    @pane:
    Die Alpha Centauri Sterne haben eine Metallizität von [Fe/H]=+0,23. Das ist das 1,7-fache des Eisengehaltes der Sonne.

    Sirius A hat eine Metallizität von etwa [Fe/H]=+0,4 an der Oberfläche. Das 2 bis 3 fache des Eisengehaltes der Sonne. Modellierungen des Sterns deuten aber auf eine Metallizität von nur [Fe/H]=-0,1, dem 0,8-fachen der Sonne im Inneren hin, um die beobachteten Werte von Masse, Radius, effektive Temperatur und Alter zu erhalten. Möglicherweise wurde die Oberfläche von Sirius A von seinem Begleiter Sirius B mit schweren Elementen angereichert, als dieser seine Hüllen abwarf.

    HD12664 A ist einer der metallreichsten Sterne mit Planeten. Er hat eine Metallizität von etwa [Fe/H]=+0,5 oder den 3,3-fachen Eisengehalt der Sonne.

    Im Allgemeinen nimmt die Metallizität mit einem späten Entstehungszeitrum oder mit der Nähe zum galaktischen Zentrum zu. Junge Sterne im Bulge der Milchstraße haben wohl etwa [Fe/H]=+0,5 also etwa den dreifachen Eisengehalt wie die Sonne.

  8. #8 UMa
    11. Mai 2019

    @Micha: Der Verhältnis von Lithium-7 zu Wasserstoff lag wohl bei 1e-10 bis 6e-10. Hier gibt es noch eine nicht erklärte Abweichung von den theoretischen Werten (so 4e-10 bis 6e-10) zu den in heutigen metallarmen Sternen gemessenen Werten (so 1e-10 bis 2e-10). Bei den häufigeren Kernen wie D, He-3, He-4 stimmen die errechneten mit den gemessenen Werten gut überein.

    Für schwere Elemente, schwerer als Massenzahl 8, wie Sauerstoff und Kohlenstoff, lag der Gesamtanteil wohl bei grob 1e-14.

  9. #9 Captain E.
    13. Mai 2019

    @bote19:

    Esgibt ja 34 Eisenisotope. Kann man da auch eine Zuordnung machen, bezüglich der Population ?

    Womöglich sogar noch einige mehr, aber schon von diesen 34 sind gerade einmal vier stabil und zwei instabil mit Halbwertszeiten von einigen (bis vielen) Jahren. Das ganze kurzlebige Zeug muss logischerweise kurz vor einem entsprechenden Nachweis entstanden sein als Teil einer Zerfallsreihe. Da könnte man höchstens zurück rechnen auf die langlebigeren Mutternuklide.