Fluorhaltige Sterne

  • 29. April 2005




Astrophysiker finden bei massearmen Sternen Hinweise auf die Erzeugung des relativ seltenen Elements Fluor.

Bei der Entstehung des Universums mit dem Urknall vor 13,7 Milliarden Jahren sind nur die zwei leichtesten chemischen Elemente gebildet worden: Wasserstoff und Helium. Alle anderen Elemente wurden erst später erzeugt, und zwar durch Kernprozesse im Inneren von Sternen. In unserer näheren kosmischen Umgebung machen diese schweren Elemente insgesamt nur etwa zwei Prozent der Masse aus, während Wasserstoff mit 70 Prozent und Helium mit 28 Prozent die häufigsten Elemente sind. Die Herkunft des Elements Fluor war bisher noch weitgehend unbekannt. Es ist ein sehr seltenes Element: Unter rund 25 Millionen Wasserstoffatomen findet man nur ein Fluoratom. In Zusammenarbeit mit amerikanischen Astrophysikern ist Klaus Werner und Thomas Rauch vom Institut für Astronomie und Astrophysik der Universität Tübingen nun erstmals der Nachweis von Fluor in den Spektren einer exotischen Gruppe von Zentralsternen Planetarischer Nebel gelungen. Es handelt sich dabei um massearme Sterne, die vor noch etwa 10 000 Jahren Rote Riesensterne waren.

Der Planetarische Nebel NGC 246 und sein Zentralstern, in dem eine extrem hohe Fluoranreicherung gefunden wurde. (Quelle: Jeff Cremer/Adam Block/NOAO/AURA/NSF)

Forscher wissen heute im Wesentlichen, wie sich schwere Elemente in Sternen bilden. Sowohl die Kernprozesse sind bekannt, als auch die Entwicklung der Sterne, an deren Ende die im Inneren erzeugten Elemente in den Weltraum zurückgegeben werden. Aus diesem Material bilden sich neue Sterne, in denen die schweren Elemente weiter angereichert werden. Dieser kosmische Materiekreislauf ist so gut bekannt, dass man auch erklären kann, warum manche Elemente seltener sind als andere. Während fast alle chemischen Elemente auch in anderen Sternen nachgewiesen wurden, war jedoch unser eigenes Sonnensystem für lange Zeit der einzige Ort in unserer Milchstraße, an dem Fluor nachgewiesen und seine Häufigkeit gemessen werden konnte. Ein Rätsel blieb lange, wo das Fluor überhaupt erzeugt wird. Diese Situation begann sich erst vor gut zehn Jahren zu ändern.

1992 gelang einer amerikanischen Forschergruppe erstmals der Nachweis von Fluorwasserstoff-Molekülen in Infrarotspektren von Roten Riesensternen. Eine genaue Analyse ergab für manche dieser Sterne eine Fluorhäufigkeit, die deutlich über der kosmischen Häufigkeit liegt. Damit war erstmals klar, dass Fluor im Inneren von Roten Riesensternen erzeugt wird. Rote Riesen repräsentieren ein spätes Entwicklungsstadium von Sternen, die der Sonne ähneln, also Objekte mit relativ geringer Masse (weniger als rund zehn Sonnenmassen). Auch unsere Sonne wird sich in etwa vier Milliarden Jahren auf das 100-fache ihrer heutigen Größe aufblähen und zu einem Roten Riesen werden. Im Inneren fusionieren diese Sterne Wasserstoff zu Helium und, weiter außen, Helium zu Kohlenstoff. Theoretische Rechnungen zeigen, dass die Region, in der Helium zu Kohlenstoff fusioniert wird ("heliumbrennende" Region), auch der Entstehungsort von Fluor ist. In einer komplizierten Reaktion entsteht aus vorhandenem Stickstoff (durch Anlagerung von zwei Heliumatomen) das Fluor. Allerdings ist Fluor ein Element, das leicht wieder zerstört werden kann, so dass die Effektivität der Fluorproduktion in massearmen Sternen noch unklar ist. Ein weiteres Problem besteht darin, wie es der Stern schafft, eventuell produziertes Fluor vom Inneren an die Oberfläche zu bringen, so dass es dann von dort durch einen Sternwind in den kosmischen Materiekreislauf eingespeist werden kann.

Auch wegen dieses Problems werden noch zwei andere "kosmische Produktionsstätten" von Fluor diskutiert. Auch massereiche Sterne (mit Massen größer als etwa 10 Sonnenmassen) haben im Inneren eine heliumbrennende Region, in der Zustände herrschen, die der Produktionsstätte von Fluor in massearmen Sternen ähneln. Im Gegensatz zu ihren "leichten" Geschwistern haben die schweren Sterne (so genannte Wolf-Rayet-Sterne) kein Problem, das produzierte Fluor an die Oberfläche zu schaffen. Sie verlieren im Laufe ihres Lebens so viel Materie durch starke Sternwinde, dass die Regionen, in denen Fluor produziert wurde, schließlich freigelegt werden und das Fluor dann mit dem Sternwind in den Weltraum fort getragen werden kann. Die zweite Alternative zur Fluorproduktion ist deutlich exotischer. Bei der Supernovaexplosion von massereichen Sternen am Ende ihres Lebens kommt es durch Kernspaltung von Neon (durch Neutrinos) zur Bildung von Fluor. Obwohl der direkte Nachweis von Fluor in massereichen Sternen bis heute fehlt, glaubt man, dass die Wolf-Rayet-Sterne die Hauptproduzenten des Fluors, das sich heute im Universum befindet, waren beziehungsweise noch sind.

Die massearmen Sterne, in deren Spektren das deutsch-amerikanische Team von Astrophysikern Fluor nachgewiesen hat, zeigen eine sehr ungewöhnliche chemische Zusammensetzung an ihrer Oberfläche. Wasserstoff, das üblicherweise häufigste Element, fehlt völlig. Stattdessen sind Helium und Kohlenstoff die häufigsten Elemente. Man glaubt heute, dass diese Sterne dasjenige Material, das früher die heliumbrennende Region ausmachte, durch eine Instabilität im Fusionszyklus an die Oberfläche geschafft haben. Mit anderen Worten, die Materie, die durch den Fusionsofen erzeugt worden ist und normalerweise im Inneren der Sterne verborgen bleibt, ist nun unseren Blicken frei zugänglich.

Eine genaue Analyse ergab nun, dass die Fluorhäufigkeit in diesen Sternen das bis zu 250-fache des normalen kosmischen Wertes beträgt. Das beweist, dass massearme Sterne auf jeden Fall in der Lage sind, große Mengen an Fluor zu produzieren und anzureichern. Sie dürften deshalb einen erheblichen Anteil an der Fluorproduktion im Universum haben. Wie hoch der Anteil im Vergleich zu den massereichen Sternen ist, ob sie vielleicht sogar die dominanten Fluorproduzenten sind, wird solange unklar bleiben, bis die Entdeckung von Fluor in den "schweren" Sternen gelingt. Dieser Nachweis wird schwierig sein, aber die Suche nach Fluor in solchen Sternen ist im Gange.

Details zur Arbeit:

  • Beobachtungen mit dem FUSE-Satelliten:
    Die Spektren der analysierten Sterne wurden mit dem NASA-Weltraumteleskop FUSE (Far-Ultraviolet Spectroscopic Explorer) gewonnen. FUSE beobachtet im FUV-Spektralbereich (Wellenlängen 900-1200Å), der dem Hubble-Weltraumteleskop nicht zugänglich ist. Im FUV-Bereich befinden sich Spektrallinien von vielen chemischen Elementen, die sonst kaum oder gar nicht zu beobachten wären.   
  • Der spektroskopische Nachweis von Fluor:
    Der erste Nachweis von Fluor gelang durch Infrarotspektroskopie von Roten Riesen. Die Atmosphären dieser Sterne sind so kühl, dass sich Moleküle bilden können. So gelang 1992 der Nachweis von Fluor über die Identifizierung von Linien des HF-Moleküls. Die in der aktuellen Arbeit untersuchten Sternatmosphären sind dagegen sehr heiß. Die Fluoratome sind deshalb hoch ionisiert. Es gelang nun erstmals die Identifizierung einer Absorptionslinie von Fluor im ultravioletten Spektralbereich. Die Untersuchung dieser Linie durch Vergleich mit Vorhersagen aus Simulationsmodellen von Sternatmosphären erlaubt die Häufigkeitsbestimmung von Fluor.   
  • Erzeugung von Fluor in Sternen:
    Die Nukleosynthese von Fluor in den heliumbrennenden Regionen von Roten Riesen und Wolf-Rayet-Sternen beginnt mit Stickstoffatomen. Der Stickstoff ist vorher bei der Wasserstofffusion zu Helium durch den Bethe-Weizsäcker-Zyklus erzeugt worden. Fluor wird dann durch die zweifache Anlagerung von Heliumatomen (= α-Teilchen) erzeugt:

    14N(α,γ)18F(b+)18O(p,α)15N(α,γ)19F

    Die notwendigen Wasserstoffkerne (= Protonen, p) werden durch Neutronen- (n) Einfang von Stickstoff erzeugt:

    14N(n,p)14C

    wobei als Neutronenquelle die Anlagerung von Helium an 13C dient:

    13C(α,n)16O

    13C wird ebenso wie 14N im Bethe-Weizsäcker-Zyklus erzeugt. Allerdings reicht die Bereitstellung dieser zwei Atomkernsorten durch diesen Zyklus allein nicht aus, die beobachteten hohen Fluor-Häufigkeiten zu erklären. Es müssen zusätzlich Protonen aus der wasserstoffreichen Hülle des Sterns in die heliumbrennende Region injiziert werden. Dieses partial mixing von Protonen ist zum Beispiel auch notwendig, um den so genannten s-Prozess zur Erzeugung schwerer Elemente in diesen Sternen zu aktivieren.

    19F ist das einzige stabile Fluor-Isotop. (Das in der oben genannten Erzeugungskette als Zwischenprodukt erzeugte 18F ist instabil und zerfällt durch einen b+-Zerfall.) Es ist jedoch leicht zerstörbar durch die Anlagerung von Protonen oder α-Teilchen:

    19F(p,α)16O bzw. 19F(α,p)22Ne

    Auf der anderen Seite sind in der Erzeugungskette für Fluor (oben) Protonen und α-Teilchen notwendig; es ist also nicht unproblematisch, Fluor überhaupt zu erzeugen. Aufgrund von Unsicherheiten in unserer Kenntnis gewisser Kernreaktionsraten und Details von Mischprozessen in den Sternen ist der genaue Betrag des erzeugten Fluors nur sehr unsicher durch Modellrechnungen vorherzusagen. Diese Unsicherheiten können durch die beschriebenen Häufigkeitsbestimmungen von Fluor eingegrenzt werden.

    Die Erzeugung von Fluor bei Supernovaexplosion durch Kernspaltung von 20Ne wird durch die extrem hohen Konzentrationen von Neutrinos (n), die bei der Explosion entstehen, initiiert. Durch den Stoß eines Neutrinos mit einem 20Ne-Kern wird aus diesem ein Proton herausgeschlagen und damit ein 19F-Kern erzeugt.

Quelle: Uni Tübingen

Weitere Infos:

  • Originalveröffentlichung:
    Astronomy & Astrophysics 433, 641 (2005).   
  • Institut für Astronomie und Astrophysik, Universität Tübingen:
    http://astro.uni-tuebingen.de   
  • Spezielle Dokumente und Informationen zum Thema Fluor finden Sie ganz einfach mit der Findemaschine, z. B. in der Kategorie Astrophysik.
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