11.3. Was wir von den nächsten Durchmusterungen
erwarten

Die metallärmsten Sterne sind extrem selten, aber die Himmelsdurchmusterungen der vergangenen Jahrzehnte haben bewiesen, dass diese Raritäten durch systematisches Suchen und mehrere Selektionsschritte erfolgreich identifiziert werden können. Allerdings ist die Auswahl von Sternen für die Nachbeobachtungen von deren Helligkeit abhängig, denn schwach leuchtende Sterne kosten mehr Teleskopzeit oder sind überhaupt zu schwach, um jemals mit hochauflösender Spektroskopie beobachtet werden zu können. Aus diesem Grund ist der äußere Teil des Halos außerhalb von 15 000 bis 20 000 Lichtjahren, spektroskopisch gesehen, immer noch recht unerforscht.

Weiterhin haben die spektroskopischen Arbeiten über die kleinen, die Milchstraße umkreisenden Zwerggalaxien eindeutig gezeigt, dass diese Galaxien ebenso wie der Halo extrem metallarme Sterne enthalten. Doch diese Galaxien befinden sich im äußeren Halo – die nächstliegenden sind ca. 130 000 Lichtjahre weit von uns entfernt. Das bedeutet, dass nur die allerhellsten dieser Sterne beobachtet werden können, nämlich die leuchtkräftigsten Roten Riesensterne. Über die nächsten Jahre hinweg werden alle diese helleren Sterne mit den existierenden Großteleskopen spektroskopisch beobachtet werden.

Aber was dann? Wir benötigen weitere Daten, besonders von den Zwerggalaxiensternen, um die Details der chemischen Entwicklung in diesen uralten Minigalaxien zu studieren und deren Bedeutung für den Milchstraßenaufbau zu erforschen. Dafür gibt es zwei potentielle Lösungsansätze: Wir brauchen entweder neue Zwerggalaxien, so dass wir weitere ausreichend helle, beobachtbare Sterne bekommen, oder einfach größere Teleskope, die schneller mehr Sternenlicht einfangen können. Beide Möglichkeiten werden momentan angegangen.

Um den galaktischen Halo inklusive der darin enthaltenen diversen Strukturen, Ströme und Zwerggalaxien chemisch weiträumig zu charakterisieren, ist eine flächendeckende Durchmusterung nötig. An der Australischen National-Universität ist ein solches Großprojekt gestartet worden. Mit dem neu entwickelten 1,3 m-SkyMapper-Teleskop (»Himmelskartierer«) wird seit 2012 der Himmel Nacht für Nacht beobachtet. Es steht zusammen mit dem 2,3 m-Teleskop und einigen weiteren Teleskopen im Siding Spring-Observatorium und ist in Abbildung 11.A im Farbbildteil gezeigt.

Abb. 11.A

Diese Durchmusterung ist komplett automatisiert, und eine Milliarde Sterne und Galaxien der gesamten südlichen Hemisphäre sollen digital katalogisiert werden. Die schwächsten beobachteten Objekte werden dabei eine Million Mal schwächer sein, als das, was wir mit dem menschlichen Auge noch am Himmel sehen können. Neue Planeten, Sterne, Supernovae, Galaxien, Quasare und weitere kosmische Bewohner werden dabei entdeckt werden. Denn während jeder klaren Beobachtungsnacht wird SkyMapper über die nächsten fünf Jahre hinweg jede Sekunde 100 Megabytes an Daten aufnehmen. Das bedeutet, dass der gesamte südliche Himmel am Ende in 500 Terabytes oder 100 000 DVDS gespeichert sein wird. Diese Daten werden später öffentlich für jedermann über das Internet zugänglich sein.

Die Durchmusterung mit SkyMapper erfolgt wie die fotografische Kartierung der Erde. Einzelbilder von kleineren Himmelsregionen werden aufgenommen, zusammengesetzt und analysiert. Obwohl man für die Arbeit mit metallarmen Sternen letztendlich spektroskopische Daten braucht, kann man sich trotzdem auch schon die SkyMapper-Daten zunutze machen. Denn SkyMapper ist im Gegensatz zu allen anderen bisherigen und auch zukünftigen photometrischen Durchmusterungen gezielt so konzipiert worden, dass die Bestimmung der Sternparameter eines jeden Sternes möglich wird. Da SkyMapper den Himmel in verschiedenen Farben, z.B. im blauen, grünen und roten Wellenlängenbereich, beobachtet, ermöglicht eine ausgeklügelte Kombination dieser Helligkeiten, Informationen zur Metallizität eines Objektes zu erhalten. Da hilft besonders eine Helligkeitsmessung der spektralen Region um die starke, metallizitätsabhängige Kalzium-K-Linie bei 3933 Å. Bei einer starken Linie erscheint der Stern weniger hell als bei einer schwachen Kalzium-K-Linie. Zusätzlich wird wiederum von der Tatsache Gebrauch gemacht, dass metallarme Sterne bläulicher als metallreichere Sterne erscheinen. Wenn man versucht, die Nadel im Heuhaufen zu finden, hilft so ein Unterscheidungsmerkmal enorm.

Metallarme Kandidaten können also schon in diesem Durchmusterungsschritt identifiziert werden, wenn auch die beiden anderen spektroskopischen Nachbeobachtungsschritte immer noch notwendig bleiben. So verspricht das SkyMapper-Konzept in den kommenden Jahren große Erfolge für die Stellare Archäologie.

Aber nicht nur für das Finden von metallarmen Halosternen wird SkyMapper hilfreich sein. Auch die Entdeckungen vieler neuer Zwerggalaxien werden erwartet. Die neuen Zwerge werden hoffentlich viele hellere Sterne enthalten, die wir auch mit den derzeitigen Teleskopen beobachten können, um neue Einsichten in die Entwicklung dieser Galaxien zu erlangen.

Neue Zwerggalaxien können aber auch in anderen Himmelsdurchmusterungen entdeckt werden. Mit einer 3 Milliarden Pixel großen Digitalkamera wird die »Large Synoptic Survey Telescope«-Durchmusterung (LSST) ab 2016 von den chilenischen Anden aus mit einem neuen 8,4 m-Teleskop den Himmel wiederholt abfotografieren. Pan-Starrs (»Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System«) ist schon dabei, mit der ersten der beiden 1,4 Milliarden-Pixel-Kameras den Himmel von Hawaii aus auf der Suche nach erdnahen Asteroiden zu kartographieren. Zum Vergleich sei erwähnt, dass meine eigene kleine Digitalkamera dagegen nur lausige 5 Millionen Pixel hat – doch wer mehr Pixel haben will, muss auch zahlen: Die astronomischen Kameras kosten auch astronomische Summen.

Das Design dieser anderen Durchmusterungen ist jedoch weniger differenziert als das der SkyMapper-Durchmusterung und somit nicht direkt für die detaillierte Charakterisierung von Sternen nutzbar. Deshalb werden zwar neue Zwerggalaxien gefunden werden, aber für die einzelnen Mitgliedersterne werden die Metallizitätsinformationen unzureichend sein. Möchte man also über die Metallizitäten Genaueres wissen, muss man mit zusätzlichen Aufnahmen oder am besten direkt mit Spektroskopie alle Sterne erneut beobachten.

Neben diesen fotografischen Durchmusterungen gibt es noch weitere komplementäre Durchmusterungen. Die chinesische LAMOST (»Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope«)-Durchmusterung nimmt seit 2010 niedrigauflösende Spektren von Objekten der Nordhalbkugel aus der 300 km nördlich von Peking gelegenen Xinglong-Station auf. Viele metallarme Sterne werden dort mit Sicherheit identifiziert werden. Der europäische Satellit »Gaia«, unter der Leitung der Europäischen Raumfahrtagentur und mit einem riesigen Team von Astronomen aus ganz Europa, wird ab 2013 die Positionen, Entfernungen und Geschwindigkeiten von ca. einer Milliarde Sterne vermessen. Die Bestimmung von physikalischen Sternparametern und chemischer Zusammensetzung wird dann für einen Teil der Objekte möglich sein. Diese Informationen werden auch für die Suche nach metallarmen Sternen und der Charakterisierung der Milchstraße sowie deren Ursprung, Entwicklung, Struktur und Dynamik von Bedeutung sein.

Alles in allem wird aber besonders SkyMapper das nächste große Feuerwerk an neuen Daten hervorbringen, die das Feld der Stellaren Archäologie enorm vorantreiben wird. Dennoch werden viele der Sterne zu schwach für hochauflösende Spektroskopie mit den derzeit größten Teleskopen sein. Dieses Problem kennen wir ja inzwischen. So müssen wir uns mit den helleren Sternen im Halo und den neuen Zwerggalaxien zufriedengeben. Dabei hoffen wir natürlich, weitere Sterne mit rekordniedrigen Eisenhäufigkeiten zu finden, um das frühe Universum mit seinen Nukleosyntheseprozessen noch eingehender kennenlernen zu können.