Sie üben eine besondere Faszination aus. Hunderttausende, dicht gepackte Sterne machen Kugelsternhaufen nicht nur im Amateurteleskop zu einem beeindruckenden Anblick, auch die Astrophysik beschäftigt sich intensiv mit ihnen. So galten sie einst als relativ simple Ansammlungen gleich alter Sterne mit mehr oder weniger gleicher chemischer Zusammensetzung. Heute weiß man: Kugelsternhaufen enthalten nicht eine einzige, sondern multiple Sternpopulationen – von denen die meisten nur dort vorkommen und nach gängigen Theorien der Sternentwicklung eigentlich gar nicht erst entstehen dürften!

Rätselhaftes Spektrum

Bereits Anfang der 1970er-Jahre fand man in Kugelsternhaufen Sterne mit seltsamen Häufigkeiten einiger bestimmter, verhältnismäßig leichter Elemente wie Stickstoff, Sauerstoff, Kohlenstoff, Natrium, Aluminium oder Magnesium. Die ersten dieser Ausreißer waren allesamt AGB-Sterne (englisch: asymptotic giant branch stars), also Rote Riesen fortgeschrittenen Alters. Sie besitzen tiefe Konvektionszonen, durch die Material aus der Fusionszone in ihrem Inneren bis in die Fotosphäre gelangen kann. Ihre außergewöhnliche chemische Signatur ließ sich dadurch noch verhältnismäßig einfach erklären.

Doch Anfang der 2000er-Jahre wurden ähnliche Anomalien auch bei Hauptreihensternen gefunden. Deren Konvektionszonen reichen – wie bei der Sonne – für eine Durchmischung nicht tief genug ins Sterninnere hinein. Es muss also noch einen weiteren Mechanismus geben, der Sterne mit diesen Stoffen anreichert.

Ein Schlaglicht auf das Problem lieferte schließlich das Weltraumteleskop Hubble. Im Rahmen des Legacy Survey of Galactic Globular Clusters untersuchte ein Team um Antonino Milone und Giampaolo Piotto von der Universität Padua im Jahr 2016 die Sternpopulationen von 57 Kugelsternhaufen im Milchstraßensystem. Dabei nutzte die Gruppe, dass die Absorptionslinien verschiedener Elemente und Moleküle die Helligkeit eines Sterns in bestimmten Wellenlängen verändern. Durch entsprechend ausgewählte Filter erscheint ein Stern daher heller oder dunkler – je nachdem, welche Substanzen wie häufig vorhanden sind. Helium hinterlässt seine Spuren im sichtbaren Bereich des Spektrums; Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff sowie Aluminium, Natrium und Magnesium hingegen zeigen sich vor allem im Ultraviolett.

Trägt man die Helligkeiten der Haufensterne gegen ihren Farbindex auf, also gegen die Differenz der Helligkeit eines Sterns in einem kurzwelligen und einem langwelligen Filter, dann treten je nach Filterkombination unterschiedliche Populationen als getrennte Gruppen hervor. Noch genauer wird die Analyse, wenn man die Farbindizes zweier unterschiedlich gefilterter Diagramme gegeneinander aufträgt. Eine solche Darstellung nennen Astronomen ein Pseudo-Farbe-Farbe-Diagramm (siehe »Chromosomenkarte von 47 Tuc«). Es enthält die volle Information über die multiplen Sternpopulationen – ähnlich einer biologischen Genomkarte, welche die vollständige Information eines Lebewesens abbildet. Die Forscher bezeichnen es daher auch als »Chromosomenkarte« eines Kugelsternhaufens. Eine Übersichtsarbeit zu den Sternpopulationen veröffentlichte ein Team um Milone im Jahr 2022 im Fachjournal »Universe« des Multidisciplinary Digital Publishing Institute (MDPI).

Dank dieser Beobachtungen weiß man heute: Praktisch alle Kugelsternhaufen enthalten Sterne zweier unterschiedlicher Gruppen. Da sind zunächst diejenigen der sogenannten Population 1, kurz P1. Sie weisen die gleichen Elementhäufigkeiten wie Feldsterne im galaktischen Halo auf. Letztere driften einzeln durch den interstellaren Raum unserer Heimatgalaxis, ohne einem Haufen anzugehören. Die P1-Sterne repräsentieren die ursprüngliche (primordiale) chemische Zusammensetzung; sie sind sauerstoff- und kohlenstoffreich, aber natriumarm.

Population-2-Sterne zeigen dagegen geringere Anteile an Kohlenstoff und Sauerstoff. Besonders auffällig ist eine Antikorrelation mit Stickstoff – dessen Häufigkeit ist erhöht. Außerdem enthalten P2-Sterne im Vergleich zu denjenigen der Population 1 mal mehr, mal weniger Helium, Aluminium, Magnesium oder Natrium.

Heißer Wasserstoff

Die genauen Häufigkeiten dieser Elemente schwanken zwar zwischen den Populationen verschiedener Kugelsternhaufen, doch die Summe aus Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O) ist stets konstant. Ein solches Muster ist ein eindeutiges Anzeichen für den sogenannten CNO-Zyklus. Dieser gehört neben dem Prozess der Proton-Proton-Kette zu den wichtigsten Mechanismen bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Der CNO-Zyklus dominiert in Sternen, die massereicher und damit heißer sind als unsere Sonne und bereits seit ihrer Geburt geringe Mengen schwererer Elemente erhalten haben. Dabei wirken Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Katalysatoren. Sie werden nicht verbraucht – daher die konstante Summe. Weil aber jeder Schritt in der CNO-Kette mit einer anderen Geschwindigkeit abläuft, kommt es zu Anhäufungen und Verknappungen der einzelnen Elemente. Genauer: Es kommt zu einem – im Vergleich zu Kohlenstoff und Sauerstoff – hohen Stickstoffanteil. Genau das beobachtet man in P2-Sternen.

Erreicht der Kern eines Sterns zudem eine Temperatur von 40 bis 60 Millionen Kelvin, setzen erweiterte Versionen des CNO-Prozesses ein: die Neon-Natrium-Kette (Ne-Na-Kette) und die Magnesium-Aluminium-Kette (Mg-Al-Kette). Beobachtungen zeigen, dass diese Ketten tatsächlich eine Rolle spielen: Wenn ein P2-Stern beispielsweise viel Aluminium enthält, weist er tendenziell weniger Magnesium auf (siehe »Metall-Antikorrelationen«). Genau das entspricht den Erwartungen für die Kernfusion von Wasserstoff bei hohen Temperaturen, nicht jedoch für die Fusion von Helium, Kohlenstoff oder Sauerstoff.

Es gibt nur ein Problem: Bis auf wenige Ausnahmen besitzen die meisten Population-2-Sterne in heutigen Kugelsternhaufen viel zu wenig Masse, um den CNO-Prozess in ihrem Inneren zu betreiben. Sie fusionieren ihren Wasserstoff, wie unsere Sonne, bei »moderaten« Kerntemperaturen von 15 bis 20 Millionen Grad. Hier ist die bereits erwähnte Proton-Proton-Kette der vorherrschende Prozess, der ohne Katalysatoren auskommt. P2-Sterne haben ihre seltsamen Elementhäufigkeiten also nicht selbst erzeugt. Stattdessen müssen diese Elemente bereits in den Gaswolken vorhanden gewesen sein, aus denen sich die Sterne gebildet haben – vor mehr als zehn Milliarden Jahren! Aber wie kamen sie dorthin?

Supernovae müssen draußen bleiben

Auf den ersten Blick scheint die Lösung einfach zu sein. Die betreffenden Elemente müssen kurz nach der Bildung der Kugelsternhaufen in massereichen Sternen erbrütet worden sein. Solche Sterne, mit etwa 10 oder 20 Sonnenmassen, entwickeln sich rasant und explodieren an ihrem Lebensende in einer Kernkollaps-Supernova, wobei sie einen großen Teil ihres Materials an die Umgebung zurückgeben. Aus ihrer »Asche« bildet sich dann eine neue Generation von Sternen mit leicht veränderter Elementzusammensetzung. Auf ähnliche Weise verläuft die chemische Entwicklung von Sternen im gesamten Milchstraßensystem.

Doch dieser Generationenprozess funktioniert in Kugelsternhaufen nicht. Zum einen würden die heißen, massereichen P1-Sterne das restliche Gas aus dem Sternhaufen fortblasen, noch ehe sie zu Supernovae würden. Beobachtungen zeigen aber, dass P2-Sterne nur zu einem geringen Teil aus angereichertem Material bestehen. Es ist, als wäre es dem Gas, aus dem sie entstanden sind, beigemischt worden. Anders gesagt: P2-Sterne müssen praktisch gleichzeitig mit P1-Sternen entstanden sein – allenfalls wenige Millionen Jahre zeitversetzt.

Außerdem haben P1- und P2-Sterne in nahezu jedem untersuchten Kugelsternhaufen die gleiche Konzentration an Eisen (Fe). Mit dem Verhältnis von Eisen zu Wasserstoff [Fe/H] bezeichnet man üblicherweise die »Metallizität« eines Sterns – und bestimmt damit seine Zugehörigkeit zu einer Sterngeneration. Eisen ist das Endprodukt der Entwicklung massereicher Sterne: Explodiert ein solcher Stern, wird es massenhaft in den umgebenden Weltraum ausgeschüttet. Ändert sich der Eisengehalt zwischen den Populationen nicht wesentlich, kann das nur bedeuten, dass Supernova-Explosionen bei der Trennung der beiden Populationen keine Rolle gespielt haben!

Exotische Kandidaten

P2-Sterne müssen also mit leichten Elementen angereichertes Material von anderen Sternen übernommen haben – und das ganz zu Anfang der Entstehung des Haufens, bevor Sternwinde überschüssiges Gas fortblasen und Supernovae ihre Umgebung mit Eisen kontaminieren konnten. Die »Spendersterne« müssen heiß genug gewesen sein, um Wasserstoff über den CNO-Zyklus und dessen Nebenzyklen zu Helium zu fusionieren. Und sie müssen das entstandene Material schnell aus ihrem Inneren an die Oberfläche und von dort in den sie umgebenden, sich bildenden Sternhaufen geliefert haben. Dort konnte es sich mit dem ursprünglichen Gas vermischen und zu P2-Sternen zusammenballen. Was können das für Sterne gewesen sein? Genau weiß das niemand. Aber es gibt einige Ideen.

Die bereits angesprochenen AGB-Sterne galten lange als aussichtsreiche Kandidaten. Sie bringen zwischen vier und acht Sonnenmassen auf die Waage und haben sich über die Hauptreihe hinaus entwickelt. Ihre Energie gewinnen sie, indem sie Helium zu Kohlenstoff und Wasserstoff zu Helium in überlagerten Hüllen verbrennen, die einen Kern aus hauptsächlich Kohlenstoff und Sauerstoff umgeben. Diese Wasserstoffhüllen, das zeigen Modelle, erreichen die erforderlichen Temperaturen für den CNO-Prozess. AGB-Sterne sind außerdem zu klein, um als Supernova zu explodieren. Das lange Zeit beliebte »AGB-Szenario« geht demnach wie folgt: Zunächst bildet der Sternhaufen eine Generation »normaler« Sterne, die wir als P1 bezeichnen. Einige dieser Sterne erreichen ihre AGB-Phase und geben mit erbrüteten Elementen angereichertes Gas in Form eines Teilchenwinds ab. Das Gas vermischt sich mit dem ursprünglichen Gas des sich bildenden Haufens und bildet so eine zweite Generation von Sternen: P2.

Doch bis ein Stern mit der fünffachen Sonnenmasse sein AGB-Stadium erreicht, vergehen leicht 30 Millionen Jahre. Nicht nur, dass in dieser Zeit noch massereichere Sterne als Supernovae explodiert wären – in 30 Millionen Jahren wäre jedwedes aus der Sternentstehung übrig gebliebene Gas von den Winden der ersten Sterngeneration fortgeblasen worden. Das AGB-Szenario ist viel zu langsam, um die Bildung der Population 2 zu erklären!

Alternative Konzepte beruhen auf massereicheren Sternen – und zunehmend exotischeren Szenarien. Je schwerer ein Stern ist, desto schneller entwickelt er sich. Sterne mit 20 bis 50 Sonnenmassen erreichen zudem hohe Kerntemperaturen und produzieren die benötigten Elemente, die man in P2-Sternen findet. Um dieses Material aber innerhalb der Lebenszeit des Sterns an den Sternhaufen abzugeben, muss man sich fantasievolle Mechanismen ausdenken. Ein beliebter Weg geht über die Rotation: Manche massereiche Sterne drehen sich so schnell (englisch: fast-rotating massive stars, FMRS), dass sich Kernmaterial mit dem ihrer äußeren Hüllen vermischt und dann in den Sternhaufen hinausgeschleudert werden könnte. Alternativ könnten sich zwei massereiche Sterne in einem engen Doppelsternsystem gegenseitig Gas entziehen und freisetzen. Solche Szenarien wirken aber konstruiert, und keines der zahlreichen Modelle vermag alle Beobachtungsdaten zu erklären. Um nur ein fundamentales Problem zu nennen: Studien wie die von Piotto und Milone zeigen, dass P2-Sterne in den meisten Sternhaufen zahlreicher sind als P1-Sterne. Das ist kaum erklärbar, wenn man davon ausgeht, dass P2-Sterne durch komplizierte Prozesse entstehen.

Ein neuer Ansatz?

Ein im Sommer 2025 von Mark Gieles und Paolo Padoan von der Universität Barcelona in Spanien veröffentlichter Aufsatz bietet möglicherweise einen Ausweg. Was, wenn bei der Bildung von Kugelsternhaufen sehr viel größere Sterne entstehen?

Alles, was man brauche, seien Sterne mit 500, 1000 oder mehr Sonnenmassen, meint Gieles. »Das Interessante an solchen Sternen ist, dass sie auf ganz natürliche Weise alle Bedingungen erfüllen, die man zur Bildung von P2-Sternen braucht. Bei 250 Sonnenmassen und darüber zünden sämtliche Nebenprozesse des CNO-Zyklus, wie die Ne-Na- und Mg-Al-Kette. Gleichzeitig werden diese Sterne konvektiver«, erklärt der Astronom. Damit würden sie ihr angereichertes Gas auch ohne komplizierte Rotations- oder Doppelsternmechanismen freisetzen. Solche Megasterne oder, wie Gieles und Padoan sie nennen, »extremely massive stars« (EMS) wären darüber hinaus extrem kurzlebig. Sie könnten den restlichen Haufen mit angereichertem Gas füllen, noch ehe sich das primordiale Gas verflüchtigt. P2-Sterne entstünden damit, wie gefordert, praktisch zeitgleich mit der nicht kontaminierten P1-Variante, innerhalb von ein bis höchstens drei Millionen Jahren.

Doch gibt es solche Sterne überhaupt – oder gab es sie vor zehn Milliarden Jahren, als sich die meisten Kugelhaufen der Milchstraße bildeten? Diese Frage ist ungeklärt. Bislang sind nur wenige Sterne mit mehr als 100 Sonnenmassen bekannt. Der derzeitige Rekordhalter, R136a1 in der Großen Magellanschen Wolke, bringt es auf knapp 300 Sonnenmassen. Folgt man jedoch einer Idee, die Gieles’ Büronachbar Paolo Padoan vor wenigen Jahren entwickelt hat, sollten Monstersterne mit 1000 Sonnenmassen unter den Bedingungen entstehender Kugelhaufen geradezu automatisch gebildet werden. Seine Idee: Die maximale Masse, die ein Stern erreichen kann, hängt allein von der Menge des verfügbaren Gases ab.

Sterne formen sich, wenn Gaswolken unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren. Dazu müssen sich diese Wolken zunächst aus dichten Knoten im interstellaren Medium entwickeln. Solche Dichteschwankungen werden kontinuierlich durch Energiequellen wie Supernovae erzeugt. Diese Phänomene schaffen eher eine unordentliche filamentartige Struktur aus Gas als eine glatte Wolke. »Es ist diese Überschallturbulenz, die dichte Kerne mit einem breiten Spektrum an Massen erzeugt, von denen einige zu Sternen kollabieren«, erklärt Padoan. »In diesem Sinne ist es also die turbulente Strömung, welche die Masse eines Sterns bestimmt, und nicht die Schwerkraft selbst.«

In Padoans Szenario wachsen Sterne so lange, wie sie über die Filamente mit Materie versorgt werden – das heißt, solange Materie verfügbar ist (siehe »Schematische Darstellung der Bildung von Kugelsternhaufen mit Filamenten«). Die Masse der schwersten Sterne in einem bestimmten Sternhaufen wird daher durch die Gesamtmenge des im Sternhaufen verfügbaren Gases bestimmt. Typische Kugelsternhaufen enthalten etwa eine Million Sonnenmassen, und Padoans Berechnungen zeigen, dass diese Gasvorräte zu EMS mit einer Masse von 1000 Sonnenmassen oder mehr führen könnten, selbst wenn man die Verluste durch Sternwinde berücksichtigt.

Die Entstehung von Kugelsternhaufen und ihren Sternpopulationen kann man sich dann so vorstellen: Zuerst bilden sich aus dem Urgas die P1-Sterne unterschiedlichster Masse. Einige von ihnen wachsen zu EMS heran und reichern ihr Inneres durch Wasserstoffverbrennung bei hohen Temperaturen mit den Elementen des CNO-Zyklus an. Gleichzeitig beginnen sie, das angereicherte Gas zu verbreiten; sie »verschmutzen« somit zunehmend den sich weiterhin bildenden Sternhaufen. Das kontaminierte Gas vermischt sich mit dem ursprünglichen Gas, sodass P2-Sterne entstehen, mit ihren heute beobachteten Elementhäufigkeiten. Die beiden Populationen bilden sich also nicht nacheinander als separate Generationen, sondern in einem kontinuierlichen Sternentstehungsprozess, der bis zu drei Millionen Jahre dauert: P1-Sterne bilden sich am Anfang, P2-Sterne am Ende dieses Zeitraums. Diese Idee löst das Problem der zahlenmäßigen Überlegenheit von P2-Sternen. EMS mit 1000 Sonnenmassen wären groß genug, um genauso viele, wenn nicht sogar mehr P2-Sterne mit geringer Masse zu erzeugen als P1-Sterne mit ähnlicher Masse.

Auf der Suche nach Giganten

Gieles’ und Padoans Idee mag verwegen klingen, doch sie ist überprüfbar: Sollte es EMS mit 1000 Sonnenmassen geben, werden sie sich früher oder später zeigen müssen. Interessanterweise hat das James-Webb-Weltraumteleskop kürzlich Galaxien mit hoher Rotverschiebung entdeckt, die verdächtig hohe Stickstoffsignale aufweisen. Hochkonvektive EMS könnten für dieses Signal verantwortlich sein, glaubt Gieles. »Wir sehen auch junge Sternhaufen in nahen Galaxien mit ›Blasen‹, deren Leuchtkraft auf etwa eine Million Sonnenmassen hindeutet«, fügt er hinzu. »Einige von ihnen weisen ebenfalls einen sehr hohen Stickstoffgehalt auf. Das könnte daran liegen, dass dort Sterne mit einer Masse von 1000 Sonnenmassen vorhanden sind.« Gegenwärtige Teleskope können diese Blasen jedoch bislang nicht auflösen – somit ist unklar, ob sie stattdessen aus Dutzenden von Sternen mit individuellen Massen von jeweils ungefähr 100 Sonnenmassen bestehen.

Man sieht junge Sternhaufen in nahen Galaxien; dort könnten Sterne von 1000 Sonnenmassen vorhanden sein.

Gieles’ Hoffnung ruht deshalb auf dem Extremely Large Telescope (ELT) mit seinem 39-Meter-Hauptspiegel, das derzeit in Chile gebaut wird – und auf zukünftigen, verbesserten Gravitationswellendetektoren. EMS mit Tausenden Sonnenmassen sollten Schwarze Löcher mit mehreren Hundert Sonnenmassen hinterlassen. Sollte man ein Verschmelzungsereignis zweier solcher Riesenlöcher in einem lokalen Kugelsternhaufen nachweisen können, wäre das ein starker Hinweis darauf, dass es dort einmal EMS gegeben haben muss.

Padoans und Gieles’ Modell liefert womöglich die derzeit beste Theorie zum Rätsel der multiplen Sternpopulationen. Doch die Tatsache, dass es auf Riesensternen wahrlich gigantischen Ausmaßes beruht, zeigt auch, wie verzweifelt Astronomen nach einer Lösung suchen.