Wie erklärt sich die Existenz schwererer Elemente in Sternen der Population I und Sterne der Population II enthalten leichtere Elemente?

Sie vernachlässigen zwei wichtige Tatsachen.

Der erste ist, dass Sterne gegen Ende ihres Lebens einen Großteil ihrer ursprünglichen Masse in das interstellare Medium (ISM) zurückbringen, jetzt jedoch angereichert mit schweren Elementen, die durch Kernreaktionen im Inneren der Sterne selbst erzeugt werden.

Auf diese Weise beginnen jüngere Sterne, die sich aus dem ISM bilden, ihr Leben mit einem größeren Anteil an schweren Elementen als alte Sterne, die früher entstanden sind, als das ISM weniger angereichert war als heute.

Die meisten Sterne geben viel Material an das ISM zurück, mit der einzigen Ausnahme von Sternen mit sehr geringer Masse. Dies geschieht je nach Sternmasse auf unterschiedliche Weise.

1. Sterne schwerer als$8 M_\odot$(das ist das Achtfache der Sonne) zuerst durch starke Winde (im Extremfall, die sogenannten Mira-Variablen, ein schwerer Stern kann 90% seiner Masse abwerfen), dann durch SN-Explosionen an Masse verlieren.

2. Sterne leichter als$8 M_\odot$erleben keine SN-Explosionen und unterliegen geringeren Massenverlustraten, aber sie verlieren immer noch viel Masse.

3. Auch Sterne mit etwa der Masse der Sonne verlieren bei viel schwächeren Winden oder in der sogenannten Planetarischen Nebelphase an Masse auf ihrem Weg zum kleinen Weißen Zwerg. Die PN-Auswürfe sind reich an CNO, wie die fantastischen Farben ihrer Umgebung zeigen.

4. Schließlich verlieren Sterne, die erheblich leichter als die Sonne sind, wenig oder gar keine Masse.

Denken Sie daran, dass all diese Episoden des Massenverlusts auftreten, wenn der Stern alt ist, dh wenn das meiste Material eine Stufe der nuklearen Verbrennung durchlaufen hat (H-> He) oder vielleicht sogar noch mehr (He-> C, N, O, CNO-> Fe,Mn,Mg,...), so dass das in die Gasphase zurückgeführte Material (das ISM) viel reicher an schweren Elementen ist als das, aus dem der Stern entstanden ist.

Es gibt eine zweite Tatsache, die man im Hinterkopf behalten sollte. Da große Sterne Kernbrennstoff viel schneller verbrennen als massearme Sterne (es gibt ein ungefähres Gesetz$L \propto M^4$die Leuchtkraft mit der Sternmasse in Beziehung setzen), leben große Sterne sehr kurz, einige Millionen Jahre, während massearme Sterne, die kurz nach dem Urknall entstanden sind, immer noch hier sind. Wenn Sie also über PopII-Sterne sprechen, sind diese alt: Sie sind vor langer Zeit entstanden (vor 12 bis 7 Milliarden Jahren in unserer Galaxie); Stattdessen sind PopI-Sterne entweder mittelalt (wie die Sonne, 4,5 GYr alt) bis sehr jung (sogar vor nur 1 Million Jahren!).

Das bedeutet, dass Sie bei PopII-Sternen Sterne sehen, die Kernbrennstoff sehr langsam verbrennen und entstanden, als das ISM noch nicht durch das Recycling von Sternmaterial angereichert war. Bei PopI-Sternen sehen Sie stattdessen Sterne, die sich beide kürzlich aus einem angereicherten ISM gebildet haben und die die Produkte ihrer eigenen Kernverbrennung an die Oberfläche bringen. Beide Effekte machen PopI-Sterne viel reicher an schweren Elementen als PopII-Sterne.

Ein kurzer Überblick über die Sternentwicklung kann im folgenden Bild dargestellt werden:

(Von hier heißt es, dass es ursprünglich aus einer Enzyklopädie stammt; klicken Sie hier für ein größeres Bild).

Die schwereren Sterne (oberste Spur) haben sehr kurze Lebenszeiten (einige Millionen Jahre), weil sie im Kern Wasserstoff, Helium, Kohlenstoff+Sauerstoff, ..., Eisenfusion durchlaufen. Sobald eine bestimmte Menge Eisen gebildet ist, explodiert der Stern in einer Kernkollaps-Supernova (Typ II) und etwa 90 % des Sterns werden in einer massiven Explosion weggeschleudert. Diese Materie kehrt mit einer höheren Metallizität (schwerere Elemente) in den Nebel zurück, in dem sie gebildet wurde. Beachten Sie, dass der Überrest des Sterns entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch ist .

Die leichteren Sterne (untere Spur) haben eine sehr lange Lebensdauer (einige Milliarden Jahre), weil sie nicht genug Masse haben, um nach dem Verbrennen von Helium viel von irgendetwas zu bilden. Das Lebensende dieses Sterns ist ein Weißer Zwerg , aber bevor er dort ankommt, tritt er in die Phase des planetarischen Nebels ein, in der er etwa die Hälfte seiner Masse startet (abhängig von anderen Bedingungen, aber dies ist ein "gut genug" Wert). bleibt in der Region, in der es entstanden ist.

Offensichtlich geben beide Sterne einen Teil ihres Materials in die Region zurück , in der sie entstanden sind. Wenn sie Material zurückgeben, die Metallizität ,$Z$, der Region nimmt zu. Diese erhöhte Metallizität verändert die Art der gebildeten Sterne. Sterne der Population I sind Sterne, die in metallreichen Umgebungen entstanden sind (metallreich ist definiert als$Z\sim0.3$), während Sterne der Population II in meist metallarmen Sternen entstanden (wobei metallarm definiert ist als$Z\lesssim0.01$). Daher sind Sterne der Population II zwangsläufig älter als Sterne der Population I, weil die Umgebung, in der sich die Sterne bilden (die Nebel), noch nicht genug Zeit hatte, um mehr Metalle an die Region zu spenden.

Beachten Sie auch, dass es eine mögliche dritte Population von Sternen gibt, die Sterne der Population III genannt werden. Diese sind derzeit unentdeckt, obwohl das kommende James-Webb-Weltraumteleskop in der Lage sein sollte, ihre Überreste zu entdecken. Diese Population von Sternen hat eine Metallizität, die fast null ist,$Z< 10^{-5}$, wie sie sich vermutlich im frühen Universum gebildet haben (also hauptsächlich Wasserstoff mit einer kleinen Menge Helium, Lithium und Beryllium).