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Sternengeschichten Folge 524: Das Geheimnis der Barium-Sterne

Im Sternbild Steinbock findet man einen durchschnittlich hellen Stern; mit bloßem Auge kann man ihn halbwegs gut sehen. Er ist 386 Lichtjahre weit weg und trägt die offizielle Bezeichnung "Zeta Capricorni". 1897 hat die Astronomin Antonia Maury dort die Existenz des chemischen Elements Barium nachgewiesen. Das ist an sich erstmal nicht außergewöhnlich; so wie die meisten anderen chemischen Elemente wird auch Barium in Sternen produziert. In diesem Fall nicht durch die normale Kernfusion, durch die zum Beispiel im Inneren der Sterne Wasserstoff zu Helium wird, sondern durch den sogenannten s-Prozess. Davon habe ich in Folge 412 ausführlich erzählt; es geht dabei um Vorgänge, die in Sternen ablaufen, die sich schon dem Ende ihres Lebens nähern. Diese alten Sterne haben den Wasserstoff in ihrem Kern schon verbraucht. Sie fusionieren dann das Helium, das sich dort angesammelt hat, wodurch es ein wenig heißer wird. Das führt dazu, dass nun auch in den äußeren Schichten des Sterns, wo noch genug Wasserstoff vorhanden ist, die nötigen Temperaturen für eine Kernfusion erreicht werden. Diesen Vorgang nennt man "Schalenbrennen", weil sich im Laufe der Zeit quasi unterschiedliche Fusionsprozesse in Schalen um den Kern anordnen. Ist nämlich das Helium im Kern auch verbraucht, setzten weitere Fusionsprozesse ein, die die bei der Heliumfusion entstandenen Elemente nutzen, und zum Beispiel Kohlenstoff oder Sauerstoff fusionieren. Wodurch es nochmal heißer wird und das Helium in den äußeren Schichten fusionieren kann und der Wasserstoff in den noch weiter liegenden Schichten. Und so weiter - am Ende kriegt man einen Stern, bei dem in jeder Schicht unterschiedliche Fusionsreaktionen ablaufen; je nach Temperatur die erreicht werden kann und die hängt davon ab, welche Masse der Stern hat - je mehr Masse, desto heißer.

Für den s-Prozess ist aber nur wichtig, dass bei vielen dieser Reaktionen Neutronen entstehen. Das sind die elektrisch ungeladenen Bauteile des Atomkerns und die können nun auf die Atomkerne treffen, die sonst noch so im Stern rumliegen. Wenn sich aber zu viele Neutronen an einen Atomkern anlagern, dann wird er instabil. Er zerfällt und bei diesem Zerfall können wieder neue Elemente entstehen; Elemente wie Barium die bei den normalen Kernfusionsprozessen nicht gebildet werden können.

Soweit, so klar. Wenn Zeta Capricorni Barium enthält, dann muss es sich um einen ausreichend großen Stern am Ende seines Lebens handeln, wo genau dieser s-Prozess abläuft. Aber wenn das so wäre, dann würde ich mich ja nicht damit aufhalten, eine Sternengeschichten-Folge dazu aufzunehmen. Zeta Capricorni ist tatsächlich ein großer Stern, aber keiner, der sich schon so weit dem Ende seines Leben genähert hätte, dass dort der s-Prozess ablaufen könnte. Eigentlich dürfte es dort also kein Barium geben. Der Natur ist es aber ziemlich egal, was wir glauben, dass dort passieren dürfte. Dort passiert, was passiert und wenn wir etwas beobachten von dem wir denken, dass es nicht beobachtbar sein dürfte, dann heißt das nur, dass wir etwas falsch verstanden haben.

Dass Zeta Capricorni kein seltsamer Einzelfall ist, haben die beiden amerikanischen Astronomen William Bidelman und Philip Keenan im Jahr 1951 erkannt. In einer Arbeit mit dem etwas technischen Titel "Die Ba II Sterne" haben sie eine ganze Gruppe von Sternen identifiziert, die vergleichsweise viel Barium enthalten, aber aufgrund ihrer Entwicklung eigentlich nicht enthalten sollten. Sie waren aber nicht in der Lage zu erklären, was der Grund für die Existenz dieser Barium-Sterne ist. Man brauchte mehr Daten und die wurden im Laufe der Zeit auch gesammelt.

Schauen wir wieder auf Zeta Capricorni: Im Jahr 1980 fand die in Deutschland geborene amerikanische Astronomin Erika Böhm-Vitense heraus, dass Zeta Capricorni einen Partner hat. Eine weißen Zwerg, ungefähr so s