Letztes Wochenende hatte ich das Vergnügen, ein Observatorium zu besuchen, wo es eine Reihe von Vorträgen gab, um die Tatsache zu vertuschen, dass es zu viel Wolkendecke gab, um überhaupt viel zu beobachten.
Einer dieser Vorträge befasste sich mit den Lebenszyklen von Sternen, bei denen es hauptsächlich um Wasserstoff und Helium geht.
Aus Neugier habe ich die Frage gestellt
Wie alt ist die Materie, die uns ausmacht und woher kommt sie?
Das „wo“ wird von Nukleosynthese abgedeckt , aber das „wie alt“ wurde mit „vielleicht 2-3 Sonnenleben“ abgetan.
Lässt sich das Alter der Materie, aus der die Akkretionsscheibe unseres Sonnensystems besteht, genauer abschätzen? Oder ist es unwahrscheinlich, dass die wahrscheinliche Quelle der beteiligten Supernova/Kollisionen bekannt ist?
Das Material (schwerer als Helium), aus dem das Sonnensystem besteht, wurde in Millionen, wenn nicht Hunderten von Millionen von Sternen hergestellt, die in den etwa 7 Milliarden Jahren zwischen der Entstehung der Galaxie und der Geburt der Sonne lebten und starben. Dieses Material wurde im interstellaren Medium gründlich vermischt und so entstehen die schwereren Elemente aus unzähligen Einzelsternen unterschiedlichen Alters. Sie können etwas Wahrscheinlichkeitstheoretisches sagen, basierend auf dem, was wir über den Aufbau der chemischen Anreicherung in unserer Galaxis wissen.
Beginnend mit Wasserstoff - die überwiegende Mehrheit des Wasserstoffs ist ursprünglich. Das heißt, es war nicht in einem anderen Stern.
Der Kohlenstoff im Sonnensystem wird in einer Vielzahl von Sternen hergestellt. Einige werden von massereichen Sternen stammen und entweder bei ihrer Explosion als Supernovae oder durch Winde von ihren Oberflächen während der Wolf-Rayet-Phase zerstreut werden; Einige werden in asymptotischen Riesenaststernen mit geringerer Masse hergestellt und in ihren Winden ausgestoßen worden sein. Die Unterscheidung ist wichtig – massereiche Sterne bereichern die Galaxie sehr schnell (siehe unten, wenn es um Sauerstoff geht), kurz vor Beginn des Lebens der Galaxie, lange bevor die Sonne geboren wurde. Die Anreicherungsrate durch Supernovae und massereiche Sterne schwächte sich später deutlich ab. Andererseits dauert die Anreicherung durch masseärmere Sterne aufgrund ihrer längeren Lebensdauer länger. Somit wird der Kohlenstoff im Sonnensystem eine Altersspanne von etwa 13 Milliarden (die ältesten Sterne in der Galaxie) bis zum Alter der Sonne haben.
Elemente wie Sauerstoff, Phosphor, Magnesium, Schwefel und Silizium werden hauptsächlich von massereichen Sternen und Supernovae hergestellt und verbreitet. Diese dürften am älteren Ende der oben diskutierten Bandbreite angesiedelt sein. Auf der anderen Seite wird Stickstoff auch in einer Mischung aus Sternen mit hoher und niedriger Masse mit entsprechender Altersspanne hergestellt.
Eisen und Nickel werden hauptsächlich durch Typ-Ia-Supernovae in das interstellare Medium dispergiert. Das sind explodierende Weiße Zwerge, die wiederum die Überbleibsel von vergleichsweise langlebigen Sternen mit etwa ein paar Sonnenmassen sind. Höchstwahrscheinlich wurden diese Elemente nicht lange vor der Geburt der Sonne hergestellt.
Siehe auch Elternsterne unserer Sonne – Wo sind ihre Überreste? und Wie kann es 1.000 stellare Vorfahren vor unserer Sonne geben?
Eine eher technische Beschreibung dieser differenziellen Anreicherungsgeschichte findet sich in Pippino & Matteucci (2008) .
Karl Witthöft
AtmosphericPrisonEscape