Metall bezeichnet in der Astronomie im Unterschied zur Chemie alle Elemente, die im Periodensystem der Elemente nach Wasserstoff (H) und Helium (He) folgen!

Für den Astronomen ist nicht nur Gold ein Metall, sondern auch Kohlenstoff.

Hoppla!

Die sonderbare Regelung kam deshalb zustande, weil Wasserstoff, Deuterium (schwerer Wasserstoff, D) Helium und Lithium (Li) die mit Abstand häufigsten Elemente im Universum sind. Diese leichten Elemente wurden in der primordialen Nukleosynthese bereits in der Frühphase des Kosmos erzeugt. Alle schwereren Elemente bis zum Element Eisen (Fe) werden erst im Innern von Sternen durch thermonukleare Fusion gebildet. Noch schwerere Elemente oberhalb der Atommasse von Eisen werden erst in den Explosionen massereicher Sterne am Ende ihrer Sternentwicklung, den Supernovae und in Sterngiganten, den Roten Riesen, erzeugt. Hier unterscheidet man verschiedene Einfangprozesse von Nukleonen (Proton und Neutron): den s-Prozess, den r-Prozess und den seltenen p-Prozess.

Nicht-Metalle gab es schon vor den Sternen

Wasserstoff, Helium und Lithium wurden bereits primordial in den Frühphasen des Universums erzeugt. Ursache dafür war der heiße Feuerball, der nach dem Urknall expandierte. In dieser Phase war der Feuerball mit etwa 10⁹ Kelvin so heiß, dass er selbst als riesiger Fusionsreaktor fungierte: die Temperaturen reichten für das Wasserstoff- und Heliumbrennen aus.
'Brennen' ist der zweite Begriff, der abweichend zur Chemie verwendet wird: damit ist nicht etwa eine chemische Reaktion gemeint, an der Sauerstoff beteiligt ist, sondern die Fusion der jeweiligen Spezies.

Die ersten Sterne

Die ersten Sterne, die sich überhaupt im Universum gebildet haben, die Population III, unterschieden sich deutlich von den Sternen der Folgegenerationen. Sie bestanden ausschließlich aus primordialem Material (also H, D, He-3, He-4 Li-7) und konnten deshalb viel massereicher sein. Der Bereich ab 100 Sonnenmassen, der im lokalen Universum nur noch bei Exoten wie η Carinae (Sternbild Schiff) tangiert wird, war für PopIII-Sterne durchaus üblich. In diesem Zusammenhang sprechen die Astronomen häufig von Very Massive Stars (VMS), sehr massereiche Sterne.

Begriff der Metallizität

Eine wichtige Kenngröße in der Stellarphysik ist Metallizität (engl. metallicity) . Es handelt sich dabei um den Metallgehalt pro Einheitsvolumen, wobei 'Metall' wieder astronomisch zu verstehen ist (Elemente schwerer als Helium). An diese Größe gelangen Astronomen recht einfach über die Auswertung von Spektren. Metalle machen sich in Sternspektren als Absorptionslinien bemerkbar. Diese Linien heißen Metalllinien. Die relative Stärke dieser Linien wächst mit der Metallhäufigkeit im Stern. Ein gutes Maß ist der Vergleich der relativen Stärken von der Absorptionslinie von Eisen zu der von Wasserstoff, in der Regel mit [Fe/H] abgekürzt. Dieses Verhältnis wird außerdem logarithmiert. Die Metallizität wird an der Sonne geeicht, d.h. man bezieht [Fe/H] des beobachteten Objekts auf dasjenige der Sonne. So gewinnen die Astronomen die Metallizität in Einheiten der solaren Metallizität (engl. solar metallicity).

Zahlenbeispiele

Ein metallarmes Objekt hat zum Beispiel [Fe/H] = -2, also zwei Hundertstel der solaren Metallizität. Generell gilt die Nomenklatur, dass ein Objekt mit [Fe/H] > als -1 metallreich (engl. metal-rich) und mit [Fe/H] < als -1 metallarm (engl. metal-poor) genannt wird.

Recycling erhöht Metallizität

PopIII-Sterne sind extrem metallarm und weisen Metallizitäten von [Fe/H] < -6 auf, d.h. sie haben weniger als ein Millionstel der solaren Eisenhäufigkeit. Diese Verhältnisse änderten sich mit der schnellen Sternentwicklung der gigantischen PopIII-Sterne: entweder sie gingen am Ende ihrer Entwicklung im Gravitationskollaps mehr oder weniger direkt in stellare Schwarze Löcher (möglicherweise z.T. auch in andere kompakte Objekte) über, oder sie wurden durch die Paarinstabilitäts-Supernova völlig zerrissen. Egal was davon geschah: auf jeden Fall konnte auf diese Weise das interstellare Medium (ISM) mit reprozessiertem Material höherer Metallizität angereichert werden. Es folgten neue Sterngenerationen, die in ihrem heißen Innern weitere schwerere Elemente fusionierten, wenn sie nur genügend heiß waren. Dieser Materiekreislauf erhöhte damit nach und nach die Metallizität des Universums. Diese Elementvielfalt war sicher eine Voraussetzung für die Entstehung komplexen Lebens auf der Erde.

Populationen

Der Begriff der Population für Sterngruppen geht auf den deutschen Astronomen Walter Baade (1893 – 1960) zurück. Population I waren die jüngsten, d.h. zuletzt gebildeten, Sterne und bevölkern vornehmlich die galaktische Scheibe, offene Sternhaufen und die Spiralarme. Population II bezeichnet hingegen die so genannte Halo-Population, also alte Sterne, die im galaktischen Halo sitzen. In diesem Halo, einer sphäroiden Region, die die galaktische Scheibe umhüllt, befinden sich die ältesten Objekte einer Galaxie, die Kugelsternhaufen.
Das ständige Recycling interstellaren Materials und die obigen Definitionen der Populationen lassen sofort erkennen, dass die Metallizität von Population III über II nach I beständig zunahm.