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Erstmals die Elemente Krypton und Xenon in heißem Stern entdeckt

02.07.2012
Astronomen der Universität Tübingen weisen Produktionsstätte der seltenen Edelgase in einem weißen Zwerg nach

Krypton (Kr) und Xenon (Xe) gehören zu den seltensten chemischen Elementen auf der Erde. Ende des 19. Jahrhunderts entdeckt, werden sie heute als Füllgas für Gasentladungslampen (z.B. Autoscheinwerfer) benutzt. Wie alle anderen Elemente wurden sie vor Milliarden von Jahren in Sternen vergangener Generationen erzeugt: Man nimmt an, dass die eine Hälfte bei Supernova-Explosionen massereicher Sterne entstand, die andere Hälfte in Sternen mittlerer Masse wie unserer Sonne.

Der direkte Beweis für diese Ursprünge stand jedoch bislang aus. Der spektroskopische Nachweis von Kr und Xe gelang bisher weder bei der Sonne noch bei anderen Sternen. Immerhin konnte Kr im interstellaren Gas nachgewiesen werden, die Häufigkeit ist in etwa identisch mit derjenigen, die man für die Sonne und andere Sterne annimmt. Fände man nun einen Stern mit deutlich höherer Kr- (und Xe-) Häufigkeit, wäre dies der Beweis, dass beide Elemente in diesem erzeugt wurden.

Wissenschaftlern der Universität Tübingen ist genau dies gelungen: Sie konnten erstmals Kr und Xe in einem weißen Zwerg nachweisen. Prof. Dr. Klaus Werner, Dr. Thomas Rauch und Ellen Ringat vom Institut für Astronomie und Astrophysik der Universität Tübingen beobachteten zusammen mit einem Wissenschaftler der NASA, Dr. Jeffrey W. Kruk, den ausgebrannten Stern RE 0503-289 mit dem NASA-Weltraumteleskop FUSE. Dabei konnten sie zahlreiche Absorptionslinien in einem Ultraviolettspektrum identifizieren und analysieren. Die Elemente Kr und Xe kommen dort hundert- bzw. tausendfach überhäufig vor ‒ für die Wissenschaftler ein klarer Hinweis, dass sie in dem Stern erzeugt wurden.

Weiße Zwerge stellen das Endstadium der Entwicklung von Sternen mittlerer Masse dar. Damit ist eine der beiden theoretisch vorhergesagten Produktionsstätten dieser Edelgase bestätigt worden. Die Ergebnisse sind nun im Fachmagazin „The Astrophysical Journal Letters“ veröffentlicht worden (753:L7, 2012 July 1; http://iopscience.iop.org/2041-8205/753/1/L7).

Insgesamt sind etwa 10.000 weiße Zwerge bekannt. RE 0503-289 hatte die Aufmerksamkeit der Astronomen auf sich gezogen, weil er zu einer seltenen Unterklasse von weißen Zwergen gehört, in denen jede Spur von Wasserstoff fehlt, dem üblicherweise häufigsten Element in Sternen. Die Wissenschaftler nehmen an, dass die beobachteten Überhäufigkeiten von Kr und Xe durch Erzeugung dieser Elemente im Stern selbst, in früheren Entwicklungsstadien, entstanden sind. Man weiß zwar, dass an den Oberflächen weißer Zwerge Elemente angereichert werden können, indem sie aus tiefen Regionen durch Strahlungsdruck „aufgetrieben“ werden. Dieser Prozess kann bei diesem weißen Zwerg aber nicht für die Überhäufigkeit der genannten Elemente verantwortlich sein, da er wegen extremer Temperatur ‒ RE 0503-289 ist zehnmal heißer als die Sonne ‒ durch einen starken Sternwind unterdrückt wird.

Neben Kr und Xe wurden bei RE 0503-289 auch die schweren Elemente Gallium und Molybdän (Ordnungszahlen 31 und 42) erstmals nachgewiesen. Weiterhin zeigt RE 0503-289 die schweren Elemente Germanium (Ordnungszahl 32), Arsen (33), Selen (34), Zinn (50), Tellur (52) und Jod (53) auf, diese wurden allerdings schon vorher in weißen Zwergen gefunden. Dennoch ist dies der erste weiße Zwerg, in dem eine Vielfalt von insgesamt zehn schweren Elementen gefunden wurde. Entsprechende Häufigkeitsanalysen stehen noch aus, aber die Wissenschaftler gehen davon aus, dass alle Elemente überwiegend in dem Stern selbst erzeugt wurden.

Publikation: The Astrophysical Journal Letters, 753:L7, 2012 July 1; http://iopscience.iop.org/2041-8205/753/1/L7

Kontakt:

Prof. Dr. Klaus Werner
Universität Tübingen
Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät
Institut für Astronomie und Astrophysik/Kepler Center for Astro and Particle Physics
Tel. +49 7071 29-78601
Werner[at]astro.uni-tuebingen.de

Michael Seifert | idw
Weitere Informationen:
http://www.uni-tuebingen.de
http://iopscience.iop.org/2041-8205/753/1/L7

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