Sternverhalten und Metallizität
Kühlere Sterne der Magellanschen Wolke zeigen bei geringerer
Metallizität innerhalb der Population I das Verhalten
heißerer Sterne mit solarer Zusammensetzung.
Das könnte der Hinweis sein, dass geringere Mengen
schwerer Elemente in ihren Zentren vorhanden sind.
In der Population II zeigen kühlere Sterne nach dem Verlassen
der Hauptreihe das Verhalten von heißeren Sternen.
Sie wechseln zum Beispiel die Farbe und halten gleichzeitig
die Leuchtkraft. Das wären im HRD waagerechte Bewegungen,
die nur sehr heißen Sterne aus der Population I machen.
Kühlere Sterne aus der Population II können das auch.
So zeigen Sterne geringerer Masse aus der älteren
Sterngeneration das Verhalten von massenreichen
Sternen aus der jungen Generation.
Das gleiche Verhalten findet in der Population II auch
auf der Hauptreihe statt. Die ältere Sterngeneration ist gegenüber
der jüngeren zu den heißen Sternen versetzt.
Im Bezug zu Population I leuchten diese Sterne
der Population II heller. Das bedeutet, im Kern muss die Fusion
bei ihnen schneller ablaufen.
In der Betrachtung von Population I und II,
zeigt sich allgemein, dass alle Sterne der älteren Generation
das Verhalten heißerer Sterne in der jungen vorweisen.
Die Tendenz geht auch da zum heißen Stern.
Betrachtet man die Sterne der Population II untereinander,
so findet man auch da die gleiche Tendenz. Die Sterne sind
mit abnehmender Metallizität heißer. Das erkennt man auf dem
Horizontalast. Mitten durch diesen Ast zieht sich der
Instabilitätsstreifen. Zur rechten Seite des Astes liegen die
kühleren Sterne und zur linken Seite die heißeren Sterne.
Ist die Metallizität gering, so befinden sich mehr Sterne
auf der linken, also der heißen Seite. Ist die Metallizität hoch,
sind sie auf der anderen Seite.
(10.13)
Das trifft zwar nicht in allen Fällen zu, aber die meisten
verhalten sich nach diesem Prinzip.
Die periodisch veränderlichen Sterne, hier spreche ich
von Cepheiden und den W-Virginis-Sternen haben
ein ähnliches Verhalten. Sie unterscheiden sich nur in Masse
und Leuchtkraft, und durch ihre Zugehörigkeit zu ihrer Population,
was demnach auch mit der Metallizität zu tun hat.
Die Metallizität kann in der Population II bis zu 200-mal geringer sein.
Im gleichen Zuge wäre auch die Masse bei den W-Virginis-Sternen
um das 10fache kleiner.
(10.35)
Hier wären wir wieder bei dem gleichen Erklärungsmuster.
Sterne geringer Masse in der Population II zeigen das Verhalten
von Sternen höherer Masse in der Population I.
Wegen der geringeren Menge schwerer Elemente im Kern
zeigt die Population II ein ähnliches Verhalten,
wie ihre massenreicheren Kollegen in Population I.
Auch im Vergleich der Kugelsternhaufen untereinander
weist der Stern eine höhere Temperatur auf, wenn die
Häufigkeit der schweren Elemente im Kern geringer wird.
Damit müsste es viel mehr heiße Sterne gegeben haben,
wenn man in den Generationen zurück geht
und damit zu Stufen geringer Metallizität gelangen.
