Manche Meteoriten enthalten unveränderte Teile der Urmaterie, aus der sie einst entstanden sind. Und darin stecken winzige Mineralkörnchen ferner Sterne.
Wie ein Stück Eierkohle sieht der Brocken aus, der im Schrank des Max-Planck-Instituts (MPI) für Chemie in Mainz liegt: ein schwarzer Stein in einer einfachen Plastikdose. Doch in Wirklichkeit ist es ein wertvolles Stück außerirdischen Ursprungs. Es gehört zu einer Sammlung von mehreren Brocken, die zusammen über 100 Kilogramm wiegen. Am 28. September 1969 waren sie in der Nähe der australischen Stadt Murchison vom Himmel gefallen. Schon bald erwies sich der Murchison-Meteorit als wahrer Schatz für die Forschung. Er gehört zu den primitiven kohligen Chondriten, die seit ihrer Entstehung im solaren Urnebel vor 4,56 Milliarden Jahren fast unverändert erhalten geblieben sind. Ursprünglich war er Teil eines Planetoiden. Nach der Kollision mit einem anderen Planetoiden gerieten die Splitter auf eine Bahn, die sie viel später mit der Erde zusammenstoßen ließ.
Bald nach dem Fund rückten Forscher dem Murchison-Meteoriten mit immer feineren Analysemethoden zu Leibe. Sie entdeckten in ihm zum Beispiel organische Verbindungen, darunter zum ersten Mal in außerirdischem Material auch Aminosäuren. Doch Ulrich Ott vom Mainzer MPI für Chemie und seinen Institutskollegen Peter Hoppe fasziniert etwas anderes im Murchison-Meteoriten: „Er enthält winzige mineralische Körnchen, die nachweislich in der Umgebung von alternden und explodierenden Sternen entstanden sind.” Nach einer langen Reise durch die Milchstraße waren sie in den solaren Urnebel gelangt, wo sie in die entstehenden Planeten und Planetoiden eingebaut wurden.
ARCHÄOLOGIE IM SONNENSYSTEM
Mit ausgefeilten Methoden lassen sich heute die Sterntypen ermitteln, von denen die Körnchen stammen. Sogar die Reisedauer des Staubs von seiner Entstehung bis zum Einbau in die planetaren Körper können die Forscher bestimmen. Wie Archäologen decken die Mainzer Physiker und ihre Kollegen die Geschichte des Sonnensystems auf und entschlüsseln den kosmischen Kreislauf der Materie, zu dem auch die Geburt unseres Sonnensystems gehört.
Das Sonnensystem bildete sich vor 4,56 Milliarden Jahren, als sich eine riesige Wolke aus Gas und Staub unter dem Einfluss der eigenen Schwerkraft zusammenzog. Da sich die Wolke drehte, zog die Zentrifugalkraft sie auseinander und plattete sie zu einer Scheibe ab. Im Zentrum entstand die Sonne, und um sie herum formten sich die Planeten, Planetoiden und Kometen. Ständig bilden sich irgendwo in der Milchstraße neue Sterne und Planeten – seit vielen Milliarden Jahren.
Die Staublieferanten sind den Astronomen bekannt. Die winzigen Partikel entstehen, wenn in den Winden von Sternen Atome und Moleküle zusammenstoßen und aneinander haften bleiben. Diese frisch gebackenen Körnchen reisen dann durch den Raum. Einige von ihnen werden wieder zerstört, doch andere gelangen irgendwann in eine große Staubwolke, wo sie dann eventuell zu einem neuen Stern, Planeten, Planetoiden oder Kometen werden. Dies geschah auch bei unserem Sonnensystem.
DIE QUELLEN DES URNEBELS
Lange vermuteten Astronomen, dass die solare Urmaterie, zu der viele Sterne beigetragen haben, homogen durchmischt war. War das der Fall, so ließen sich heute keinerlei Spuren von Einzelsternen mehr nachweisen. Doch die Forscher änderten ihre Meinung in den 1960er-Jahren, nachdem John Reynolds und Grenville Turner von der University of California in Berkeley das Edelgas Xenon in einem Meteoriten nachgewiesen hatte, dessen Isotopen-Zusammensetzung auffällig von dem anderer Funde abwich. Einige Jahre später stießen David Black und Robert Pepin von der University of Minneapolis, Minnesota, in Meteoriten auf ungewöhnlich große Mengen des Isotops Neon-22. Vermutlich gab es in ihnen also einzelne kleine Einschlüsse, die die Signatur ihres Herkunftssterns in sich trugen.
Doch wie identifiziert man den Sternenstaub? Mit bloßem Auge sind die durchschnittlich nur knapp einen Mikrometer (tausendstel Millimeter) kleinen Körnchen nicht zu erkennen. Die Lösung fand vor 20 Jahren Edward Anders von der University of Chicago. Er stellte fest, dass starke Säuren einen Meteoriten fast vollständig auflösen. Aber manchmal bleibt nach weiteren chemischen Trennschritten ein kleiner Rest übrig: Siliziumkarbid- und Diamantpartikel. Anders erhitzte dieses Pulver in einer Vakuumkammer, sodass bei steigender Temperatur nach und nach die eingeschlossenen Edelgase verdampften. Sie wurden in ein Massenspektrometer geleitet, das die Isotopenhäufigkeiten maß. Als diese bei vielen Elementen erheblich von dem Durchschnittswert im Sonnensystem abwichen, war klar, dass Anders dem Sternenstaub auf die Spur gekommen war. Das Verfahren ist heute Standard bei der Untersuchung von Meteoriten. Allerdings wird dabei stets Material von der Größe etwa einer Euromünze zerstört. „Bei einem kleinen Meteoriten müssen wir uns deshalb schon genau überlegen, ob der erwartete wissenschaftliche Gewinn diesen Einsatz rechtfertigt”, sagt Ott. Außerdem funktioniert die Methode nur bei Siliziumkarbid, Grafit und Diamant. Andere Minerale löst die Säure vollständig auf, sodass sie sich nicht mehr untersuchen lassen.
1000 Punkte auf einem Haar
Dies gilt besonders für Silikate, die in Meteoriten häufiger vorkommen als Siliziumkarbid. Um sie zu analysieren, verwenden Physiker eine schonende Methode mit dem komplizierten Namen Sekundär-Ionen-Massenspektroskopie (SIMS). In einem solchen Gerät schießt ein Strahl elektrisch geladener Atome (Ionen) auf eine dünne Scheibe – einen Dünnschliff oder Mikrotomschnitt – eines Meteoriten und löst aus der Oberfläche Atome heraus. Ein Spektrometer separiert sie dann nach ihrer Masse und misst die Isotopen-Häufigkeit.
Im Mainzer Max-Planck-Institut steht eine der weltweit besten Anlagen dieser Art. Peter Hoppe hat sie zusammen mit Ernst Zinner und Frank Stadermann von der Washington University in St. Louis und einer französischen Firma so weit optimiert, dass sich eine Meteoritenoberfläche heute mit einem 0,05 bis 0,1 Mikrometer dünnen Ionenstrahl untersuchen lässt. Mit diesem NanoSIMS könnte man die Breite eines menschlichen Haares in über 1000 Punkten abrastern. Per NanoSIMS haben sich Hoppe und seine Kollegen auf die Suche nach dem unsichtbar feinen Sternenstaub gemacht (siehe auch „Ein kosmisches Körnchen Wahrheit” im bdw-Supplement „Klaus Tschira Preis für verständliche Wissenschaft 2009″, bild der wissenschaft 11/2009).
Dabei gehen sie folgendermaßen vor: Zuerst wählen sie auf einem Meteoritenanschliff einen Bereich aus, der ihnen vielversprechend erscheint. „Dabei spielt natürlich Erfahrung eine Rolle”, sagt der Max-Planck-Forscher. Das Gerät rastert dann automatisch kleine quadratische Flächen mit einer Kantenlänge von etwa zehn Mikrometer Punkt für Punkt ab und misst die Isotopenhäufigkeit. Ein Computer konstruiert daraus ein Falschfarbenbild. Stößt das Gerät auf eine ungewöhnliche Isotopenhäufigkeit, so wird dieser Bereich als „Hotspot” dargestellt – als erfolgversprechendes Areal.
STAMMBAUM kosmischer AHNEN
Die Ergebnisse beider Methoden sind verblüffend. Trägt man die in mehreren Mineralen gemessenen Häufigkeitsverhältnisse bestimmter Isotope in einem Diagramm auf, so weichen diese nicht nur deutlich vom Referenzwert unseres Sonnensystems ab, sondern sie häufen sich auch an bestimmten Stellen. Tatsächlich ist jeder Messwert der Fingerabdruck eines einzelnen Sterns (siehe Grafik „ Fingerabdrücke fremder Sterne”). Hoppe und Ott begreifen ein solches Diagramm als Stammbaum unserer kosmischen Ahnen. Ott deutet auf einen der Datenpunkte: „Dieses Körnchen mit dem ungewöhnlich großen Verhältnis von Kohlenstoff-12 zu Kohlenstoff-13 und einem kleinen Verhältnis von Stickstoff-14 zu Stickstoff-15 kam von einer Supernova.” Staub von Roten Riesen zeichnet sich hingegen durch ein großes Verhältnis von Stickstoff-14 zu Stickstoff-15 aus.
Selbst Feinheiten sind heute nachweisbar. So nimmt das Verhältnis von Kohlenstoff- 12 zu Kohlenstoff-13 mit dem Alter eines Roten Riesensterns zu. Diesen Effekt sieht man auch in den Isotopen-Diagrammen. Staub aus Novae lässt sich ebenfalls nachweisen, ist aber viel seltener als der von Roten Riesen und Supernovae. Bei Supernovae-Explosionen werden ganze Sterne – Weiße Zwerge, Rote oder Blaue Riesen – zerrissen. Novae entstehen hingegen durch Explosionen auf Weißen Zwergsternen, wenn sie sich Materie eines Nachbarsterns einverleiben, die dann durch Kernfusionsprozesse „zündet”. Astrophysiker schätzen, dass Rote Riesen mit zwei bis fünf Sonnenmassen die Hauptrolle bei der kosmischen Staubproduktion spielen. Die zweitwichtigste Quelle sind wohl Supernovae.
Jumbos lange Reise
Alle Sterne, deren Staubteilchen man heute noch in Meteoriten aufspüren kann, scheinen längst nicht mehr. Doch es gibt eine trickreiche Methode, mit der sich herausfinden lässt, wie lange die Staubteilchen unterwegs waren, bevor sie im entstehenden Sonnensystem als Rohstoff verbaut wurden. In Siliziumkarbid-Teilchen ist das Isotop Neon-21 nachweisbar. Doch Rote Riesen produzieren fast ausschließlich Neon-22. Woher stammt also dieses Edelgas-Isotop? Die Antwort ist verblüffend: Überall in der Milchstraße rasen Teilchen der Kosmischen Strahlung enorm schnell herum. Überwiegend sind das Wasserstoff-Kerne (Protonen) und Helium-Ionen. Treffen sie auf ein Staubteilchen, so wandeln sie beim Aufprall zum Beispiel Silizium-Atome in das Isotop Neon-21 um.
Die Schlussfolgerung liegt auf der Hand: Je länger ein Staubkorn unterwegs ist, desto mehr Neon-21 hat sich in ihm gebildet. Deswegen kann man aus der Menge dieses Isotops den Zeitraum zwischen der Entstehung des Staubteilchens beim Roten Riesen und dem Einbau in einen Planetoiden ermitteln. Die Forscher sprechen auch von der Lebensdauer eines Teilchens. „ Wegen der geringen Mengen an Neon-21 gelingt das allerdings nur bei Jumbo-Körnchen”, sagt Ulrich Ott und meint damit besonders große Staubkörnchen mit einem Durchmesser von 5 bis 30 Mikrometer.
Einer Arbeitsgruppe um Philipp Heck von der ETH Zürich, zu der Ott gehört, ist es kürzlich gelungen, die Reisezeit einiger Siliziumkarbid-Körnchen zu bestimmen. Das Ergebnis war überraschend: 15 von 17 Teilchen waren zwischen 3 und 200 Millionen Jahre alt. Theoretische Astrophysiker schätzen die mittlere Lebensdauer eines Staubteilchens aber eher auf 500 Millionen Jahre. Warum also sind die Partikel überwiegend so jung?
starke Altersunterschiede
Möglicherweise stammen die Muttersterne der meisten Körnchen aus einer Phase starker Sternentstehung, ein bis zwei Milliarden Jahre vor der Geburt des Sonnensystems. Wenn sich damals innerhalb kurzer Zeit sehr viele Sterne gebildet haben, dann müssen sich alle Sterne mit mehr als zwei Sonnenmassen nach spätestens 1,5 Milliarden Jahren zu Roten Riesen entwickelt und Staub ins All geblasen haben. Dieser Staub wäre schließlich in unser entstehendes Sonnensystem gelangt. Die starken Altersunterschiede der von Heck und seinen Kollegen vermessenen Staubteilchen deuten zudem darauf hin, dass sie von unterschiedlichen Sternen stammen. Auch das ist erklärbar, denn die Lebensdauer eines Sterns hängt sehr stark von seiner Masse ab. Ist er beispielsweise fünfmal schwerer als die Sonne, so entwickelt er sich innerhalb von nur 100 Millionen Jahren zum Roten Riesen. Die Sonne braucht dazu rund 12 Milliarden Jahre.
Auf diese Weise führt die Spurensuche im solaren Urnebel nicht nur zu jenen Sternen, die den Rohstoff für das Sonnensystem lieferten, sondern sie erlaubt auch Einblick in die Entwicklungsgeschichte der Milchstraße. So winzig die Staubkörnchen in Meteoriten sind – mit ihnen lässt sich galaktische Archäologie betreiben. ■
THOMAS BÜHRKE, Journalist und promovierter Astronom, berichtete in bdw zuletzt über die Reparatur des Hubble-Weltraumteleskops (6/2009).
von Thomas Bührke
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Sternenstaub-Forschung am Max-Planck-Institut für Chemie in Mainz: www.mpch-mainz.mpg.de/~namip
Fingerabdrücke fremder Sterne
Winzige Körnchen in Meteoriten enthalten Spuren vom Staub anderer Sterne, der in den Urnebel geriet, aus dem sich unser Sonnensystem vor 4,6 Milliarden Jahren gebildet hat. Das belegen physikalische Signaturen, die vom Sonnensystem deutlich abweichen: Die Verhältnisse verschiedener Sorten von Elementen wie Sauerstoff, Stickstoff und Kohlenstoff. In den beiden Grafiken unten sind solche Isotopen-Verhältnisse aufgetragen. Sie haben andere Werte als im Sonnensystem, dessen Referenzwerte hier als gestrichelte Linien dargestellt sind. Auffällig ist, das sich die Daten zu Gruppen ordnen lassen: Die Körnchen stammen also von unterschiedlichen Sterntypen, die einen Teil ihrer Materie ins All geblasen haben. Dazu gehören alte Riesensterne vom AGB-Typ (Asymptotic Giant Branch, weil sie sich im Hertzsprung-Russell-Diagramm der Sternklassifikation auf dem Asymptotischen Riesenast befinden), Novae und Supernovae. AGB-Sterne haben ihren zentralen Kernbrennstoff von Wasserstoff und Helium bereits verbraucht und schleudern im Todeskampf einen Teil ihrer Masse ins All, wodurch manchmal Planetarische Nebel entstehen. Auf einer Nova kommt es zur explosiven Freisetzung von Energie, bei einer Supernova explodiert der ganze Stern – auch hier wird der Weltraum also mit Sternmaterie angereichert, die im kosmischen Materie-Kreislauf für die Entstehung neuer Sterne und Planeten zur Verfügung steht.
NEUE ELEMENTE AUS STERNEN
Die meiste Zeit verbringt ein Stern in einer stabilen Phase, in der in seinem Zentrum Wasserstoff zu Helium verschmilzt. Wenn der Wasserstoff verbraucht ist, macht der Stern eine innere Wandlung durch, bei der er sich zu einem Roten Riesen aufbläht. In dieser Phase kann er im Kern Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff fusionieren. Auch andere Elemente entstehen: neben Kohlenstoff-12 und Sauerstoff-16 unter anderem Neon-22. Zeitweilig wird die Sternmaterie stark durchmischt und gelangt dadurch an die Oberfläche. Von dort wird sie als Teilchenwind ins All ausgestoßen.
Diese Vorgänge spielen sich bei Sternen ab, die bis zu acht Sonnenmassen besitzen. Massereichere Sterne erzeugen in ihrem Innern auch schwerere Elemente. Und wenn sie schließlich als Supernova explodieren, entsteht eine breite Palette an Elementen und Isotopen. Charakteristische Signaturen im Sternenstaub sind Überhäufigkeiten von Silizium-28 und Titan-44.
Isotope sind unterschiedliche Varianten eines Elements. Sauerstoff-Atome beispielsweise besitzen acht Protonen im Kern, aber unterschiedlich viele Neutronen. Die drei möglichen Sauerstoff-Isotope haben jeweils acht, neun oder zehn Neutronen im Kern. Chemisch verhalten sich Isotope eines Elements gleich, physikalisch jedoch nicht.
KOMPAKT
· Staubteilchen von Roten Riesen und Supernovae sind vor über 4,56 Milliarden Jahren in den solaren Urnebel eingedrungen, aus dem später unser Sonnensystem entstanden ist.
· Zuvor waren sie einige Dutzend Millionen Jahre durch die Milchstraße gereist.
· Teile dieses Sternenstaubs sind heute noch in Meteoriten zu finden.
