Sternengeschichten   /     Sternengeschichten Folge 524: Das Geheimnis der Barium-Sterne

Description

Barium-Sterne, sind Sterne, die mehr haben, als sie haben sollten. N├Ąmlich Barium und wo sie das herhaben, war lange Zeit r├Ątselhaft. Wie die L├Âsung des R├Ątsels aussieht erfahrt in der neuen Folge der Sternengeschichten. Wer den Podcast finanziell unterst├╝tzen m├Âchte, kann das hier tun: Mit PayPal (https://www.paypal.me/florianfreistetter), Patreon (https://www.patreon.com/sternengeschichten) oder Steady (https://steadyhq.com/sternengeschichten)

Subtitle
Gibt's nicht gibt's nicht.
Duration
617
Publishing date
2022-12-09 06:00
Link
https://sternengeschichten.podigee.io/524-sternengeschichten-folge-524-das-geheimnis-der-barium-sterne
Contributors
  Florian Freistetter
author  
Enclosures
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audio/mpeg

Shownotes

Gibt's nicht gibt's nicht.

Sternengeschichten Folge 524: Das Geheimnis der Barium-Sterne

Im Sternbild Steinbock findet man einen durchschnittlich hellen Stern; mit blo├čem Auge kann man ihn halbwegs gut sehen. Er ist 386 Lichtjahre weit weg und tr├Ągt die offizielle Bezeichnung "Zeta Capricorni". 1897 hat die Astronomin Antonia Maury dort die Existenz des chemischen Elements Barium nachgewiesen. Das ist an sich erstmal nicht au├čergew├Âhnlich; so wie die meisten anderen chemischen Elemente wird auch Barium in Sternen produziert. In diesem Fall nicht durch die normale Kernfusion, durch die zum Beispiel im Inneren der Sterne Wasserstoff zu Helium wird, sondern durch den sogenannten s-Prozess. Davon habe ich in Folge 412 ausf├╝hrlich erz├Ąhlt; es geht dabei um Vorg├Ąnge, die in Sternen ablaufen, die sich schon dem Ende ihres Lebens n├Ąhern. Diese alten Sterne haben den Wasserstoff in ihrem Kern schon verbraucht. Sie fusionieren dann das Helium, das sich dort angesammelt hat, wodurch es ein wenig hei├čer wird. Das f├╝hrt dazu, dass nun auch in den ├Ąu├čeren Schichten des Sterns, wo noch genug Wasserstoff vorhanden ist, die n├Âtigen Temperaturen f├╝r eine Kernfusion erreicht werden. Diesen Vorgang nennt man "Schalenbrennen", weil sich im Laufe der Zeit quasi unterschiedliche Fusionsprozesse in Schalen um den Kern anordnen. Ist n├Ąmlich das Helium im Kern auch verbraucht, setzten weitere Fusionsprozesse ein, die die bei der Heliumfusion entstandenen Elemente nutzen, und zum Beispiel Kohlenstoff oder Sauerstoff fusionieren. Wodurch es nochmal hei├čer wird und das Helium in den ├Ąu├čeren Schichten fusionieren kann und der Wasserstoff in den noch weiter liegenden Schichten. Und so weiter - am Ende kriegt man einen Stern, bei dem in jeder Schicht unterschiedliche Fusionsreaktionen ablaufen; je nach Temperatur die erreicht werden kann und die h├Ąngt davon ab, welche Masse der Stern hat - je mehr Masse, desto hei├čer.

F├╝r den s-Prozess ist aber nur wichtig, dass bei vielen dieser Reaktionen Neutronen entstehen. Das sind die elektrisch ungeladenen Bauteile des Atomkerns und die k├Ânnen nun auf die Atomkerne treffen, die sonst noch so im Stern rumliegen. Wenn sich aber zu viele Neutronen an einen Atomkern anlagern, dann wird er instabil. Er zerf├Ąllt und bei diesem Zerfall k├Ânnen wieder neue Elemente entstehen; Elemente wie Barium die bei den normalen Kernfusionsprozessen nicht gebildet werden k├Ânnen.

Soweit, so klar. Wenn Zeta Capricorni Barium enth├Ąlt, dann muss es sich um einen ausreichend gro├čen Stern am Ende seines Lebens handeln, wo genau dieser s-Prozess abl├Ąuft. Aber wenn das so w├Ąre, dann w├╝rde ich mich ja nicht damit aufhalten, eine Sternengeschichten-Folge dazu aufzunehmen. Zeta Capricorni ist tats├Ąchlich ein gro├čer Stern, aber keiner, der sich schon so weit dem Ende seines Leben gen├Ąhert h├Ątte, dass dort der s-Prozess ablaufen k├Ânnte. Eigentlich d├╝rfte es dort also kein Barium geben. Der Natur ist es aber ziemlich egal, was wir glauben, dass dort passieren d├╝rfte. Dort passiert, was passiert und wenn wir etwas beobachten von dem wir denken, dass es nicht beobachtbar sein d├╝rfte, dann hei├čt das nur, dass wir etwas falsch verstanden haben.

Dass Zeta Capricorni kein seltsamer Einzelfall ist, haben die beiden amerikanischen Astronomen William Bidelman und Philip Keenan im Jahr 1951 erkannt. In einer Arbeit mit dem etwas technischen Titel "Die Ba II Sterne" haben sie eine ganze Gruppe von Sternen identifiziert, die vergleichsweise viel Barium enthalten, aber aufgrund ihrer Entwicklung eigentlich nicht enthalten sollten. Sie waren aber nicht in der Lage zu erkl├Ąren, was der Grund f├╝r die Existenz dieser Barium-Sterne ist. Man brauchte mehr Daten und die wurden im Laufe der Zeit auch gesammelt.

Schauen wir wieder auf Zeta Capricorni: Im Jahr 1980 fand die in Deutschland geborene amerikanische Astronomin Erika B├Âhm-Vitense heraus, dass Zeta Capricorni einen Partner hat. Eine wei├čen Zwerg, ungef├Ąhr so schwer wie die Sonne und beide kreisen mit einer Periode von 6,5 Jahren umeinander. Auch das ist an sich noch nicht besonders; interessant wurde es aber, als man rausfand, dass alle Barium-Sterne Teil eines Doppelsternsystems sind, sehr oft mit einem wei├čen Zwerg als Partner wie bei Zeta Capricorni und das kann eigentlich kein Zufall sein.

Ein wei├čer Zwerg ist ein Stern, der sein Leben schon beendet hat. Soll hei├čen: Ein Stern, bei dem die Fusionsprozesse aufgeh├Ârt haben und der in den letzen Phasen seines Lebens seine ├Ąu├čeren Schichten ins All gepustet hat, so dass nur noch der hei├če und extrem dichte Kern ├╝brig geblieben ist. Oder anders gesagt: Der wei├če Zwerg hat die Phase mit dem Schalenbrennen und dem s-Prozess schon hinter sich. Er hatte also die n├Âtige Zeit, um Elemente wie Barium zu produzieren. Die beh├Ąlt er aber nicht einfach so f├╝r sich. Ich hab vorhin gesagt, dass ein wei├čer Zwerg seine ├Ąu├čeren Schichten ins All gepustet hat. In diese Phase m├╝ssen wir jetzt nochmal genau schauen. Beim Schalenbrennen werden ja diese ├Ąu├čeren Schichten deutlich hei├čer als sie es vorher waren. Der Stern dehnt sich also massiv aus. Er wird zu einem roten Riesenstern und wenn er allein im All ist, passiert erstmal nichts weiter. Irgendwann kann er seine ├Ąu├čeren Schichten mit seiner eigenen Gravitationskraft nicht mehr festhalten und das ganze Zeug verfl├╝chtigt sich in den Weltraum hinaus. Ist aber ein zweiter Stern ausreichend nahe, dann kann ein Teil des Materials von ihm angezogen und eingefangen werden. Oder andes gesagt: Der noch aktive Stern schnappt sich ein paar der chemischen Elemente, die er eigentlich noch gar nicht besitzen d├╝rfte.

Barium-Sterne wie Zeta Capricorni machen sich also quasi ├Ąlter, als sie es sind und sie erreichen das, weil sie chemische Elemente von ihrem sterbenden Partner bekommen, die sie selbst noch nicht produzieren k├Ânnen. Es ist auch kein Wunder, dass sie uns erst so sp├Ąt aufgefallen sind und wir nicht so viele von ihnen kennen. Zuerst einmal braucht man zwei Sterne, die nicht nur ausreichend nahe beieinander liegen, sondern auch jeweils die richtige Masse haben m├╝ssen. Der eine gerade so viel mehr als der andere, dass er erstens sehr viel fr├╝her mit dem s-Prozess anfangen kann und zweitens auch so viel, dass er das ├╝berhaupt kann (nicht alle Sterne entwickeln sich auf diese Weise). Der Zeitraum, in dem ein Stern Elemente wie Barium produziert ist, im Vergleich mit einem Sternenleben auch recht kurz und wenn der zweite Stern nicht ausreichend viel l├Ąnger lebt als der erste, dann kriegen wir von dem Transfer auch gar nichts mit; dann sehen wir nur zwei wei├če Zwerge, die einander umkreisen. Wenn ├╝berhaupt, denn wir m├╝ssen unter all den Sternen da drau├čen ja noch die richtigen finden. Der Stern muss hell und/oder nahe genug sein, dass wir ├╝berhaupt messen k├Ânnen, dass das Barium drin ist, das nicht drin sein sollte. Und so weiter: Es gibt wenig Barium-Sterne und sie sind schwer zu finden.

Aber wenn man sie gefunden hat und wenn man sie untersuchen kann, dann sind sie ├Ąu├čerst lohnende Beobachtungsziele. Man kann von ihnen einiges ├╝ber die Entwicklung von Sternen und der gesamten Milchstra├če lernen. Zum Beispiel: Damit das im Inneren des Sterns erzeugte Barium ├╝berhaupt zum anderen Stern kommen kann, muss es ja zuerst einmal irgendwie an dessen Oberfl├Ąche gelangen. Die Details sind komplex, aber aus den Beobachtungsdaten der Bariumsterne und theoretischen Modellen zum s-Prozess und der Sternentwicklung kann man berechnen, wie sich das Material im Inneren des sterbenden Sterns durchmischt und wie stark der Sternwind ist, mit dem er das Zeug hinaus ins All pustet. Diese Sternwinde haben aber nat├╝rlich alle Sterne, die sich am Ende ihres Lebens ausdehnen; sie sind eine wichtige Quelle f├╝r die sogenannte interstellare Materie, also das Material das sich zwischen den Sternen befindet. Das ist zwar nicht viel, gar nicht viel, genau genommen, aber ein bisschen was ist schon da und das w├╝rde man gerne verstehen. Die Barium-Sterne erlauben uns, die Prozesse zu studieren, die dazu f├╝hren, dass sterbende Sterne Material hinaus ins All schleudern und damit wissen wir auch mehr ├╝ber die interstellare Materie.

Und mit ausreichend Daten kann man noch mehr Details rauskriegen. Bei Zeta Capricorni hat man zum Beispiel nicht nur Barium gefunden, sondern auch das Element Niob. Das ist aus einem radioaktiven Isotop von Zirkonium entstanden, das wiederum aus den s-Prozessen des ehemaligen Sterns kommt. Wei├č man, wie viel Niob heute noch da ist und kennt man die Rate, mit der das radioaktive Zirkonium zu Niob zerf├Ąllt, kann man ungef├Ąhr absch├Ątzen, wann der Massentransfer zwischen den beiden Sternen stattgefunden hat. Das Resultat: Zeta Capricorni ist erst vor gut 3 Millionen Jahren zum Barium-Stern geworden. Also quasi erst gestern, nach astronomischen Ma├čst├Ąben. Ein Gl├╝ck, das wir rechtzeitig schlau genug geworden sind, ihn zu verstehen.