In den rätselhaften roten Punkten aus der Frühzeit des Universums steckt eine Chemie, die man sonst nur aus den ältesten Kugelsternhaufen kennt.
Ein Team um den Astronomen Vasily Kokorev hat im dichten Gas rund um mehrere sogenannte Little Red Dots eine Elementmischung gemessen, in der viel zu wenig Magnesium und viel zu viel Aluminium steckt.
Kein gewöhnlicher Stern bringt so etwas hervor, wohl aber die ältesten Kugelsternhaufen der Milchstraße, deren merkwürdige Chemie seit Jahrzehnten ungeklärt ist.
Mit besonders tiefen Aufnahmen des James-Webb-Teleskops konnten die Forschenden das Gas erstmals direkt chemisch vermessen, und die einzige Erklärung, die zu allen Messwerten passt, ist ein supermassereicher Stern von mindestens 10.000 Sonnenmassen.
Das wäre rund hundertmal schwerer als jeder Stern, den wir heute im Universum kennen.
Rote Punkte, in deren Mitte niemand hineinsieht
Seit das James-Webb-Teleskop den Himmel im Infraroten abtastet, tauchen dort winzige rote Lichtpunkte auf, die es nach bisherigem Verständnis kaum geben dürfte.
Diese Little Red Dots stammen aus einer Zeit, als das Universum noch sehr jung war, sie sind extrem kompakt und stecken in einem dichten Gaskokon.
Aus ihrem Licht lässt sich ablesen, dass in ihrem Inneren Gas mit enormem Tempo umherwirbelt, wie man es sonst von wachsenden Schwarzen Löchern kennt.
Was dort tatsächlich sitzt, ist umstritten, und die Vorschläge reichen von schnell fressenden Schwarzen Löchern bis zu Sternen von absurdem Ausmaß.
Ein Fingerabdruck ohne bekannten Urheber
Ganz woanders im Kosmos liegt ein zweites, viel älteres Rätsel.
In manchen Kugelsternhaufen, also dichten Ansammlungen uralter Sterne, gibt es Sterne mit auffallend wenig Magnesium und auffallend viel Aluminium.
Solche Verhältnisse entstehen nur, wenn Wasserstoff bei extremen Temperaturen verbrennt, weit heißer als im Inneren unserer Sonne.
Welcher Stern dieses Gas einst durchgekocht und wieder ausgestoßen hat, weiß niemand, denn er müsste in den ersten Jahrmillionen gelebt haben und ist längst verschwunden. Man sieht bis heute nur das Ergebnis, nie den Verursacher.
Wie das Team das Gas durchleuchtete
Kokorev, der an der University of Texas at Austin forscht, und seine Kolleginnen und Kollegen nutzten dafür das Beobachtungsprogramm SPURS, das mit dem James-Webb-Teleskop ungewöhnlich lange auf einzelne Himmelsfelder blickt.
Ein Instrument an Bord zerlegt das ankommende Licht in seine Farben, und jedes Element im davorliegenden Gas schluckt Licht bei einer ganz bestimmten Farbe und hinterlässt dort eine dunkle Lücke.
Aus der Tiefe dieser Lücken lässt sich ausrechnen, wie viel Magnesium, Aluminium, Eisen und Silizium vorhanden ist.
Vier Little Red Dots waren hell genug für diese Messung, deren Spektren das Team übereinanderlegte, um auch schwache Lücken sichtbar zu machen.
Die Arbeit liegt bislang als Preprint vor und wurde noch nicht unabhängig begutachtet.
Warum die einfachen Erklärungen nicht hielten
Ein auffälliges Aluminiumsignal muss nicht bedeuten, dass wirklich mehr Aluminium da ist.
Es könnte auch daran liegen, wie stark das Gas von Strahlung aufgeheizt und ionisiert wird, weil Elemente je nach Zustand unterschiedlich gut Licht schlucken.
Das Team rechnete deshalb ein ganzes Modellgitter durch und fand, dass sich der Aluminiumüberschuss dadurch bestenfalls leicht abschwächen lässt, während der Magnesiummangel in keinem einzigen Modell verschwindet.
Zusätzlich verglichen die Forschenden ihre Objekte mit 31 gewöhnlichen Galaxien aus derselben kosmischen Epoche und mit derselben Helligkeit, und dort fiel das Aluminiumsignal rund siebenmal schwächer aus.
Auch die naheliegenden Sternsorten fielen durch, denn massereiche Sterne legen ihr heißes Inneres erst frei, wenn andere Kernreaktionen das Muster längst überschrieben haben, und die alternativen Kandidaten bräuchten eine deutlich ältere Sterngeneration, für die im damals noch jungen Universum schlicht keine Zeit war.
Was für ein Stern übrig bleibt
Übrig bleibt ein Stern, der komplett durchmischt ist, dessen Material also ständig zwischen dem heißen Kern und der Oberfläche zirkuliert und dadurch frisch verbranntes Gas nach außen trägt, bevor es weiter verändert wird.
Die gemessenen Verhältnisse passen zu einem Kern von rund 75 Millionen Grad, und diese Temperatur erreicht ein solcher Stern erst ab etwa 10.000 Sonnenmassen.
Weil das Gas zugleich extrem arm an Eisen ist und sich mit derselben Geschwindigkeit bewegt wie der Wind aus dem Zentrum, halten die Autoren es für nahezu unvermischte Auswurfmasse.
Im Preprint schreiben sie, die extremen Häufigkeiten deuteten auf wenig Verdünnung hin und näherten sich der Zusammensetzung „nahezu reiner Asche“ eines supermassereichen Sterns.
Warum das bis zu den Schwarzen Löchern reicht
Sterne dieser Größenordnung sterben nicht als gewöhnliche Supernova, sondern kollabieren nach heutigen Modellen direkt zu einem Schwarzen Loch.
Die Little Red Dots könnten damit laut den Autoren „gleichzeitig die lange gesuchte Quelle der Häufigkeitsanomalien in Kugelsternhaufen und einen Entstehungsweg für massereiche Schwarze-Loch-Keime“ sichtbar machen.
Ein Stern, den nie jemand gesehen hat, wird hier über die Asche in seinem eigenen Wind nachgewiesen.
Wenn dich das genauso umhaut wie mich, schick den Artikel jemandem weiter, der Kugelsternhaufen bisher für langweilige alte Sternansammlungen gehalten hat.
Meine Meinung dazu
Mich hat an diesem Paper vor allem fasziniert, wie weit man mit reiner Chemie kommt.
Aus dem Verhältnis zweier Elemente lässt sich eine Kerntemperatur ableiten, und aus der Temperatur wiederum eine Sternmasse, ohne dass man das Objekt selbst je zu Gesicht bekommt.
Gleichzeitig würde ich die Sache noch nicht als geklärt verbuchen, denn die Stichprobe umfasst vier Objekte, die Spektren mussten übereinandergelegt werden, und begutachtet ist das Ganze noch nicht.
Genau deshalb finde ich die Arbeit aber lesenswert, weil sie ihre eigenen Schwachstellen ungewöhnlich offen benennt.
Vasily Kokorev (The University of Texas at Austin), arXiv-Preprint, 2026; arXiv:2609.09271
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