Planeten und Sterne
3.3.6 Fehlen d. Supernova II in Population II
Für die Supernova Ia hätte man bei der jetzigen hohen Metallizität der Gase im Universum eine spezielle Schnittstelle im HRD. Bei einer bestimmten Masse des Erststerns und seinem Spektrum, wäre sie vorzufinden. Die Supernova II liegt ihr gegenüber immer in einem höheren Massenbereich von Sternen.
Wenn man sich nun die Entwicklung eines Planetenkerns bei geringer Metallizität vorstellt, so benötigt er eine längere Zeit bis er die entsprechende Masse sammelt. Er hat sich daher auch etwas weiter vom Erststern entfernt.
Damit steigt die Wahrscheinlichkeit, dass der Erststern ein Einzelstern wird und sich überhaupt kein Doppelstern bildet. Mit abnehmender Metallizität muss sich daher die Rate der Supernovae verkleinern.
Je höher man nun in der Masse eines Sterns geht, umso ungünstiger werden die Bedingungen für die Bildung eines Planeten zum Stern, denn der Sonnenwind wird immer härter. Damit wird sich die Wahrscheinlichkeitsrate zur Bildung von Doppelsternen zu hohen Sternmassen hin stärker sinken.
Man kommt dann an einen Grenzwert der Metallizität, wo es äußerst unwahrscheinlich ist, dass sich die Supernova II bildet. So könnte man erklären, warum es in der Population II also bei den Kugelsternhaufen und den Ellitischen Galaxien keine Supernova II gibt.