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METEOR/035: Die älteste Materie des Sonnensystems (SuW)

Sterne und Weltraum 5/10 - Mai 2010
Zeitschrift für Astronomie

Die älteste Materie des Sonnensystems

Von Thomas Berg, Ulrich Ott und Herbert Palme

Meteoriten können uns viel darüber berichten, wie die Planeten unseres Sonnensystems entstanden. Wie aber bildete sich die feste Materie, aus der sich diese Gesteinsbrocken und ihre Mutterkörper formten? Einige seltene Meteoriten enthalten Einschlüsse, die uns in die früheste Zeit des Sonnensystems führen.

In Kürze
-	Das Sonnensystem bildete sich vor 4,6 Milliarden Jahren aus einer ursprünglich kalten Ansammlung von Gas und Staub.
-	Schon sehr früh schieden sich im Umfeld der Protosonne feste Stoffe ab. Sie sind in manchen urtümlichen Meteoriten erhalten geblieben - in Form von Kalzium-Aluminium-reichen Einschlüssen und hochschmelzenden Metallkörnchen.
-	Durch präzise Bestimmungen der chemischen Zusammensetzungen dieser Einschlüsse lassen sich Aufheizungs- und Abkühlvorgänge in der frühesten Phase unseres Sonnensystems rekonstruieren.

Wenn wir uns mit dem Ursprung des Sonnensystems beschäftigen, stehen uns zwei sehr unterschiedliche Arten von Informationsquellen zur Verfügung. Da es in unserer galaktischen Nachbarschaft viele Sternentstehungsgebiete gibt, können wir mit Teleskopen eine große Zahl von Planetensystemen in den frühen Phasen ihrer Entwicklung beobachten, systematisch untersuchen und mit unserem Sonnensystem vergleichen. Diese Bemühungen erleben in den letzten Jahren einen wahren Höhenflug in Form der sehr erfolgreichen Suche nach Exoplaneten, also Planeten, die andere Sterne als unsere Sonne umkreisen (siehe SuW 6/2009, S. 32).

Der Ursprung der ersten festen Materie stellt den Ausgangspunkt der späteren Planetenbildung dar.

In unserem eigenen Planetensystem sind diese frühen Entwicklungsphasen seit langer Zeit abgeschlossen und entziehen sich einer direkten Beobachtung. Dennoch lassen sich durch Laboranalysen von Material, das sich in der Frühzeit des Sonnensystems bildete und seitdem weitgehend unverändert geblieben ist, dessen Entstehungsprozesse rekonstruieren. Der Ursprung der ersten festen, also kondensierten Materie spielt hierbei eine besondere Rolle, stellt sie doch den Ausgangspunkt der späteren Planetenentstehung dar.

Die Entstehung unseres Sonnensystems

Astronomische Beobachtungen legen nahe, dass sich Sterne, und somit auch ihre Planetensysteme, in kalten Gas- und Staubansammlungen, den so genannten Molekülwolken bilden. Erreicht solch eine Wolke eine kritische Dichte und Temperatur, so beginnt sie unter ihrer eigenen Masse auf Grund der Gravitation zu kollabieren. Für die anfängliche, zur kritischen Dichte führende Kompression sind allerdings äußere Effekte verantwortlich. Mögliche Kandidaten hierfür sind Dichtewellen in den Spiralarmen der Galaxis oder die Passage von Stoßwellen, die von benachbarten Supernovae ausgehen. Auch im Fall unseres Sonnensystems wird dieser »Supernova-Trigger« diskutiert. Während des Kollapses heizt sich das zusammenfallende Gas stark auf. Bei etwa 1800 Kelvin werden die Moleküle des häufigsten Gases, des Wasserstoffs (H2), instabil und zerfallen in einzelne Atome. Da dieser Prozess Energie »verbraucht«, steht die frei werdende Gravitationsenergie nicht mehr vollständig zur Steigerung von Druck und Temperatur zur Verfügung, und der Kollaps beschleunigt sich. Erst wenn der molekulare Wasserstoff vollständig aufgespalten ist, steigt der Gasdruck weit genug an, um den Kollaps zu stoppen. Im Kernbereich der Wolke entsteht hierbei ein T-Tauri-Stern, benannt nach dem ersten Stern dieser Art, der im Jahr 1852 vom britischen Astronomen John Russell Hind (1823-1895) im Sternbild Stier (Taurus) entdeckt wurde.

In diesem Protostern laufen noch nicht oder erst seit kurzer Zeit Fusionsreaktionen ab. Der Stern kontrahiert im Laufe einiger Millionen Jahre weiter, bis seine Kernzone schließlich ausreichend hohe Temperaturen erreicht, um das nukleare Wasserstoffbrennen zu zünden und in einen stabilen Zustand einzutreten. Während dieser Kontraktionsphase ist der Stern sehr aktiv und neigt zu heftigen Ausbrüchen an seiner Oberfläche, wobei Material mit Geschwindigkeiten von einigen hundert Kilometern pro Sekunde an das interstellare Medium (ISM) abgegeben wird. Dies geschieht bevorzugt an den Polen des Sterns, wodurch sich gerichtete »Jets« ausbilden. Diese erzeugen beim Auftreffen auf das ISM Stoßfronten, die so genannten Herbig-Haro-Objekte (siehe Bild auf S. 30).

Parallel hierzu bildet sich auf Grund der Drehimpulserhaltung eine rotierende Scheibe heißen Gases um den Protostern, in der bei Spitzentemperaturen um 2000 Kelvin (fast) alle vorhandene feste Materie verdampft. Eine Ausnahme sind präsolare Minerale, »Sternenstaub«, der vor der Bildung des Sonnensystems in den Atmosphären von roten Riesensternen und während explosiver Ereignisse wie Supernovae entstand und bis heute überlebt hat. Mit fortschreitender Zeit kühlt sich das Gas der protoplanetaren Scheibe schließlich weit genug ab, um die Kondensation der ersten festen Materie des Sonnensystems zu erlauben. Die sich bildenden Staubpartikel besitzen zunächst Größen von einigen Mikrometern (tausendstel Millimetern). Sie klumpen im Laufe der Zeit zu immer größeren Objekten zusammen, bis nach etwa einer Million Jahren Körper mit Durchmessern im Bereich von Kilometern entstanden sind (siehe SuW 6/2009, S. 42).

Von nun an bestimmt die Gravitation das weitere Wachstum. Körper mit einem Hundertstel der Erdmasse entwickeln sich so aus lokalem Material der Akkretionsscheibe. Dieses Material, das ursprünglich gleichmäßig in einer dünnen Scheibe ringförmig um die Sonne verteilt war, akkumuliert sich zu 50 bis 100 Kleinplaneten, die »Embryos« oder Planetesimale genannt werden. Diese entstehen sehr rasch, da die größeren Körper auf Kosten der kleineren anwachsen. So beschleunigt sich das Wachstum ständig, bis die gesamte in einer bestimmten heliozentrischen Entfernung zur Verfügung stehende Materie in einem Körper konzentriert ist (englisch: runaway accretion). Die so gebildeten Embryos sind die Bausteine der inneren Planeten.

Wechselseitige, auf gravitativer Anziehung beruhende Störungen der Umlaufbahnen von Embryos führen zu Bahnüberlappungen und damit zu Zusammenstößen. In dieser zweiten Stufe, die mit 10 bis 100 Millionen Jahren wesentlich länger dauert als die erste Phase, haben die erdähnlichen Planeten ihren Ursprung. Die terrestrischen Planeten, also Merkur, Venus, Erde und Mars, weisen alle einen ähnlichen Aufbau auf mit einem Eisenkern, einem den Hauptteil des Planeten einnehmenden Mantel und einer dünnen Kruste. Diese so genannte Differenzierung ist das Ergebnis großräumiger Aufschmelzprozesse infolge der Einschläge riesiger Projektile während der frühen Evolution der Planeten. Das Aufschmelzen verändert stark die Struktur und die Zusammensetzung des ursprünglichen Materials. Der »Fingerabdruck«, der diesem ersten solaren Material während der Bildung durch Kondensationsprozesse aufgeprägt wurde, wird hierdurch bis zur Unkenntlichkeit verwischt. Für die Suche nach ursprünglicher Materie des frühen Sonnensystems ist daher Material der erdähnlichen Planeten nicht geeignet.

Asteroiden und Meteoriten

Neben den vier erdähnlichen Planeten sind mehr als 400 Kleinplaneten oder Asteroiden bekannt, die zwischen Mars und Jupiter die Sonne umkreisen. Wahrscheinlich verhinderte die starke Gravitation des früh entstandenen Riesenplaneten Jupiter, dass diese Asteroiden zu größeren Körpern akkretierten. Allerdings sollte man bedenken, dass der Bruchteil der extrasolaren - also nicht in der Sonne enthaltenen - Materie des Sonnensystems, der sich nicht in den großen Planeten wiederfindet, sehr gering ist. Die Masse des größten Asteroiden, des Zwergplaneten (1) Ceres, beträgt etwa 0,02 Prozent der Erdmasse. Zudem ist der weitaus größte Teil der Materie der Asteroiden in wenigen großen Körpern mit Durchmes sern zwischen 500 und 1000 Kilometern wie Ceres, Pallas und Vesta konzentriert.

Die Kollisionen zwischen Asteroiden setzen immer wieder Fragmente unterschiedlicher Größe frei, die anschließend ihre Reise durch das innere Sonnensystem antreten. Die gravitative Wechselwirkung mit Jupiter lenkt sie auf exzentrische Bahnen, so dass sie auch die Erde erreichen können. Die meisten der auf der Erde gefundenen Meteoriten haben so ihren Ursprung im Asteroidengürtel. Ausnahmen sind Meteoriten, die eindeutig vom Mars oder von unserem Mond stammen.

Grundsätzlich unterscheidet man zwischen zwei sehr verschiedenen Gruppen von Meteoriten, die man als differenziert und undifferenziert bezeichnet. Die undifferenzierten oder auch primitiven Meteoriten sind Bruchstücke von Kleinplaneten, die zu klein waren oder sich zu spät bildeten, um in ihrem Inneren Temperaturen zu erreichen, die zumindest lokal zu Schmelzprozessen geführt hätten. Diese Meteoriten heißen auch Chondrite, da sie meist kleine Schmelzkügelchen, die so genannten Chondren, enthalten. Der Name stammt aus dem Griechischen von chondros = Korn.

Der Ursprung der Chondren ist trotz intensiver Forschungen bis heute noch ungeklärt. Als wahrscheinlichster Entstehungsprozess gilt das rasche Erhitzen und Schmelzen von Staubaggregaten im solaren Nebel. Da die primitiven Meteoriten sehr ursprüngliches Material darstellen und somit eine große Rolle für die Erforschung des frühen Sonnensystems spielen, gehen wir im nächsten Abschnitt näher auf sie ein.

Differenzierte Meteoriten hingegen sind Bruchstücke von mehr oder weniger vollständig aufgeschmolzenen Kleinplaneten. Man unterscheidet hier zwischen den so genannten Achondriten, die aus der Gesteinskruste der Planetesimale stammen, den Eisen-Nickel-Meteoriten aus dem metallreichen Kern und Stein-Eisen-Meteoriten, die aus dem Grenzbereich zwischen Kern und Mantel herrühren. Dieselben Prozesse, die in Asteroiden für das Entstehen von Metallkernen und Basalten, das heißt Teilschmelzen aus dem Asteroideninneren, verantwortlich sind, führten auch zur Differenzierung der großen Planeten. Unterschiedlich sind allerdings die Wärmequellen und die Zeitpunkte der Aufschmelzung.

Die Energiequelle für das Erhitzen der erdähnlichen Planeten waren Kollisionen mit Embryos. Die Asteroidendifferenzierung war hingegen bereits viel früher abgeschlossen, wenige Millionen Jahre nach der Entstehung der ersten festen Materie. Die Wärmequelle für das Aufschmelzen war vermutlich die durch radioaktiven Zerfall des Isotops Aluminium 26 (²⁶Al) frei werdende Energie. In einzelnen magnesiumarmen und aluminiumreichen Phasen in Meteoriten fanden sich Überschüsse am Magnesiumisotop ²⁶Mg, dem Zerfallsprodukt von ²⁶Al. Die hieraus bestimmte Menge an ²⁶Al, die in der Frühphase des Sonnensystems vorhanden gewesen sein muss, reicht aus, um das Aufschmelzen der Kleinplaneten zu erklären.

Primitive Meteoriten

Die primitiven oder chondritischen Meteoriten sind als potenzielle Bausteine von Planeten älter als diese, wodurch ihre Untersuchung im Labor einen Blick in die Kinderstube unseres Sonnensystems ermöglicht (siehe SuW 10/2003, S. 26. Chondritische Meteoriten werden in mehrere Gruppen unterteilt, wobei der Klasse der kohligen Chondrite eine besondere Bedeutung zukommt. Diese waren nie hohen Temperaturen ausgesetzt. Sie haben sich also chemisch und strukturell seit ihrer Entstehung kaum verändert. Diese Meteoriten gelten neben den Kometen als die Träger des ursprünglichsten und somit ältesten Materials des Sonnensystems. Manche Wissenschaftler vermuten sogar, dass sie Reste von Kometen, sozusagen ausgebrannte Kometenkerne, darstellen.

Es handelt sich um komplexe Objekte, die im Wesentlichen aus Chondren und feinkörniger Matrix bestehen, sowie einer Reihe von untergeordneten Komponenten wie Kalzium-Aluminium-reichen Einschlüssen (Calcium-Aluminium-rich Inclusions, CAI), die wir im weiteren Verlauf genauer beschreiben.

Eine besondere Rolle spielen die kohligen Chondrite des Typs CI. Sie weisen dieselben Elementhäufigkeiten auf wie die für spektroskopische Untersuchungen zugängliche Photosphäre der Sonne. Ausgenommen ist das bei Weitem häufigste Element im Sonnensystem, Wasserstoff, sowie die Edelgase und die Elemente Stickstoff und Sauerstoff, die auf Grund ihrer Flüchtigkeit nicht vollständig dauerhaft in Meteoriten gebunden sind. Das leichte Element Lithium fehlt hingegen in der Photosphäre fast vollständig, da es in der Frühzeit der Evolution der Sonne durch Kernreaktionen zerstört wurde.

Die chemische Zusammensetzung der beobachtbaren äußeren Bereiche der Sonne ist sehr gut bekannt. Die quantitative Auswertung Tausender von Absorptionslinien des Sonnenlichts ermöglicht eine genaue Bestimmung. Da die Planetenforscher annehmen, dass die relativen Häufigkeiten der hier diskutierten schweren Elemente im Inneren der Sonne mit denjenigen der Photosphäre identisch sind, sollte diese Zusammensetzung für die gesamte Sonne repräsentativ sein.

Unser Zentralgestirn enthält 99,87 Prozent der Masse des Sonnensystems, somit sind seine Elementhäufigkeiten für das gesamte Sonnensystem und damit auch für den ursprünglichen solaren Nebel repräsentativ. Es haben sich also Meteoriten mit der chemischen Zusammensetzung der Sonne erhalten. Die fünf bekannten CI-Meteoriten dienen deshalb heute als chemische Standardmaterialien für die solare Zusammensetzung. Alle anderen chondritischen Meteoriten zeigen mehr oder weniger starke Abweichungen von den CI-Verhältnissen.

Kondensationsprozesse im solaren Nebel

Geht man von einem sich abkühlenden solaren Nebel aus, so kondensieren zunächst schwerflüchtige Oxide wie Aluminium-, Titan- und Kalziumoxide in Form von Hochtemperaturmineralen wie beispielsweise Korund (Al₂O₃) oder Perowskit (CaTiO₃). Bei etwas niedrigeren Temperaturen bilden sich Kalzium-Aluminium-Silikate und Magnesiumoxide.

Ist das gesamte Inventar an Aluminium, Titan und Kalzium auskondensiert, folgt bei noch geringeren Temperaturen die Hauptmenge der kondensierbaren Materie in der Form von Magnesiumsilikaten wie Olivin und Pyroxen und metallischen Eisen-Nickel-Legierungen. Auf Grund der im Vergleich zu Magnesium, Silizium und Eisen geringen Häufigkeiten von Aluminium, Kalzium und Titan macht die refraktäre, also die hochschmelzende Komponente nur etwa fünf Prozent der gesamten kondensierbaren Materie aus.

Sinkt die Temperatur weiter, so gehen auch flüchtigere Elemente in die feste Phase über. Hierzu zählen unter anderem Natrium, Kalium, Schwefel und Blei, die entweder in Silikatminerale eingebaut werden oder sich als eigene Phasen durch chemische Reaktionen mit bereits kondensierten Elementen bilden. So entsteht zum Beispiel Schwefelsulfid FeS (Troilit) durch die Reaktion von gasförmigem Schwefel mit festem metallischem Eisen. Besonders gute Indikatoren für Kondensationsprozesse sind Spurenelemente, die entsprechend ihrer Kondensationstemperatur in die Hauptminerale eingebaut werden. So kondensieren mit der refraktären Komponente neben Aluminium, Kalzium und Titan auch Uran, Thorium und die Seltenerdelemente sowie alle Metalle mit niedrigem Dampfdruck wie Osmium, Rhenium, Wolfram, Molybdän, Iridium, Ruthenium, Platin und Rhodium.

Die Gesamtzusammensetzung Meteoriten ist der chondritischen unterschiedlich, je nach Anteil an refraktären Komponenten. Ebenso können die Häufigkeiten der flüchtigen Komponenten unterschiedlich sein. Nur in den erwähnten CI-Meteoriten sind sowohl refraktäre als auch volatile (flüchtige) Komponenten in exakt den Proportionen vorhanden, in denen sie in der Sonne vorkommen.

Kalzium-Aluminium-reiche Einschlüsse (CAI)

Die refraktäre Komponente der Meteoriten manifestiert sich in Reinstform in den bereits erwähnten CAI, die vor allem in kohligen Chondriten auftreten. Ihre Bedeutung erkannten die Forscher erst nach dem Fall des Meteoriten Allende in Chihuahua, Mexiko, am 8. Februar 1969. Von diesem Meteoriten sammelten sie mehr als zwei Tonnen auf und verteilten sie weltweit an Labore. Da Allende einige Gewichtsprozent an CAI enthält, weitaus mehr als die meisten anderen Chondrite, stand mit einem Mal eine große Menge dieses wertvollen Materials zur Verfügung.

Die Planetenforscher John William Larimer und Larry Grossman hatten etwa zur selben Zeit Rechnungen durchgeführt, die kalzium- und aluminiumreiche Minerale als frühe Kondensate eines sich abkühlenden solaren Nebels voraussagten. Es waren genau dieselben Minerale, die auch in den CAI gefunden wurden. Das konnte kein Zufall sein. So nahmen die Forscher an, dass sie in diesen Einschlüssen Aggregate unveränderter, primärer Kondensate aus dem solaren Nebel gefunden hätten.

Es stellte sich aber bald heraus, dass die CAI doch wesentlich komplexer sind als zunächst vermutet. Die meisten sind wahrscheinlich aus Kalzium-Aluminium-reichen Schmelzen kristallisiert und veränderten sich später stark durch Reaktionen mit Komponenten der Gasphase bei tieferen Temperaturen oder bei Erwärmung im Inneren ihrer Mutterasteroiden. Einzelne Mineralkörner aus den CAI lassen sich somit nicht als Kondensate aus der Gasphase betrachten.

Einige Wissenschaftler vertreten gar die Meinung, dass die CAI Überreste lokaler Verdampfungsprozesse und deshalb als Indikatoren für die Entwicklung des solaren Nebels völlig ungeeignet sind. Eingehende chemische und isotopische Untersuchungen ergaben jedoch, dass die meisten CAI ursprünglich durch Kondensationsprozesse im frühen solaren Nebel entstanden sein müssen. Möglicherweise bildeten sie sich auch durch Kondensation von Ca-Al-reichen Schmelztropfen, die jedoch späteren Veränderungen unterworfen waren. Die eindeutige Identifikation einzelner Mineralkörner in den CAI als Kondensate ist allerdings nicht möglich.

Für den Kondensationsursprung der CAI in ihrer Gesamtheit sprechen die hohen Gehalte an refraktären Elementen wie Uran und Thorium ebenso wie die niedrigen Gehalte des flüchtigen Elements Blei. Sie eignen sich deshalb besonders gut für eine Altersbestimmung nach der Blei-Blei-Methode (siehe den Kasten »Isotopendatierung« auf der nächsten Seite). Die Datierung von CAI aus verschiedenen kohligen Chondriten mit Hilfe der Blei-Blei-Methode ergab ein maximales Alter von 4567,17 Millionen Jahren mit einer Unsicherheit von nur 700.000 Jahren. Dieser Wert gilt heute als das Alter unseres Sonnensystems, da er den Zeitpunkt der Entstehung der ersten festen solaren Materie markiert. Es gibt keine Datierung an Meteoriten oder Komponenten von Meteoriten, die ein höheres Alter ergibt. Zu diesem Zeitpunkt muss sich das Sonnensystem, beziehungsweise der solare Nebel, vom interstellaren Medium abgekoppelt haben. Das Universum ist mit einem Alter von 13,7 Milliarden Jahren also etwa dreimal so alt wie unser Sonnensystem.

Isotopendatierung

Die Altersbestimmung von geologischen Proben wie irdischen Gesteinen oder Meteoriten basiert auf Häufigkeitsmessungen von stabilen »Tochter-Atomkernen«, die durch radioaktiven Zerfall der entsprechenden instabilen Mutternuklide entstanden sind. Es werden verschiedene Isotopensysteme untersucht, wobei für die Altersbestimmung von Meteoriten häufig die Blei-Blei-Datierung angewandt wird. Während der Entstehung des Meteoriten (t = 0) werden die radioaktiven Uranisotope ²³⁵U und ²³⁸U aus dem solaren Nebel in die sich bildenden Minerale eingebaut und beginnen zu zerfallen. Über eine Vielzahl von Zerfällen wandeln sich diese schließlich in die stabilen Bleiisotope ²⁰⁷Pb und ²⁰⁶Pb um. Da diese Kerne Zerfallsprodukte darstellen, werden sie radiogen genannt.

Die Halbwertszeiten betragen für ²³⁵U 704 Millionen Jahre und für ²³⁸U 4,47 Milliarden Jahre. Auf Grund der unterschiedlichen Halbwertszeiten verändert sich das Verhältnis der radiogenen Bleiisotope ²⁰⁷Pb/²⁰⁶Pb ständig. Aus einem gegebenen Verhältnis lässt sich der Entstehungszeitpunkt der Probe eindeutig bestimmen. In der Praxis vergleicht man die Häufigkeiten radiogener Bleiisotope mit dem nichtradiogenen, also bereits ursprünglich vorhandenen Isotop ²⁰⁴Pb. Die Abbildung zeigt das Anwachsen der ²⁰⁷Pb/²⁰⁴Pb- und ²⁰⁶Pb/²⁰⁴Pb-Verhältnisse von der Entstehung des Sonnensystems (t = 0) bis heute.

Die Wachstumskurven sind zunächst durch einen raschen Anstieg von ²⁰⁷Pb/²⁰⁴Pb auf Grund der Kurzlebigkeit von ²³⁵U charakterisiert. Später dominiert mit ²⁰⁶Pb/²⁰⁴Pb das Zerfallsprodukt des langlebigen ²³⁸U. In der Regel separiert man mehrere Mineralfraktionen aus der Probe (mit »1« bis »3« bezeichnet) und analysiert diese mit Hilfe eines Massenspektrometers. Die verschiedenen Mineralseparate weisen unterschiedliche Uran- und Bleigehalte auf. »1« weist das niedrigste und »3« das höchste U/Pb-Verhältnis auf.

Zum Zeitpunkt der Analyse liegen die unterschiedlichen Mineralseparate auf einer »Isochrone« genannten Gerade, aus deren Steigung das Alter der Probe berechnet werden kann. Voraussetzung ist ein ungestörtes Anwachsen der Bleiisotope durch Zerfall der beiden Uranisotope ohne anderweitiges Entfernen oder Hinzufügen von nichtradiogenem Blei.

(Abbildungen der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht)

Neben dem hohen Blei-Blei-Alter weisen die Überschüsse an den Zerfallsprodukten kurzlebiger radioaktiver Nuklide auf eine Entstehung der CAI am Beginn des Sonnensystems hin. Hier spielt das schon oben erwähnte ²⁶Al ne große Rolle. Die höchsten Überschüsse von ²⁶Mg, dem Zerfallsprodukt von ²⁶Al, finden sich in den magnesiumarmen Mineralen von CAI. Die aluminiumreichen CAI-Minerale bildeten sich so früh, dass noch größere Mengen des mit 710.000 Jahren Halbwertszeit sehr kurzlebigen ²⁶Al vorhanden waren und eingebaut werden konnten. Dies ist ein weiterer Hinweis auf die frühe Entstehung der CAI.

Wir möchten noch einmal betonen, dass Meteoriten auch Materie enthalten, die älter sein muss als das Sonnensystem. So genannte präsolare Staubpartikel sind nano- bis mikrometergroße Teilchen, die sich in ihrer isotopischen Zusammensetzung völlig von allen anderen Proben des Sonnensystems unterscheiden. Diese kleinsten Partikel sind Bestandteile der interstellaren Materie, also der Materie, die im Raum zwischen den Sternen vorkommt, und wurden der meteoritischen Materie sehr spät zugemischt. Die ersten präsolaren Teilchen wurden im Jahr 1987 entdeckt. Sie geben uns wertvolle Hinweise auf die Prozesse, die bei der Elemententstehung im Inneren der Sterne ablaufen (siehe SuW 9/2005, S. 38-45).

Refraktäre Metalle

Auf Grund theoretischer Überlegungen vermuten die Planetenforscher, dass noch vor der Bildung der CAI, bei Temperaturen um 1800 Kelvin, die hochschmelzendsten (refraktären) chemischen Elemente aus dem sich abkühlenden solaren Nebel kondensierten. Hierbei handelt es sich um Elemente der Platingruppe wie unter anderem Platin, Iridium und Osmium sowie die Metalle Rhenium, Wolfram und Molybdän. Primitive Meteoriten enthalten diese Elemente im Wesentlichen in zwei Formen. Im Jahr 1976 identifizierten Forscher winzige Körnchen von Legierungen dieser Metalle (englisch: Refractory Metal Nuggets, RMN) in den CAI des Meteoriten Allende.

Im gleichen Jahr entdeckten die Planetologen auch deutlich größere Objekte mit Durchmessern von bis zu einem zehntel Millimeter, welche die oben genannten Metalle in wesentlich geringeren Konzentrationen, aber in etwa in solaren Häufigkeitsmustern enthalten. Diese opaque assemblages sind allerdings chemisch sehr komplex aufgebaut. Es zeigte sich, dass sie durch Verwitterung innerhalb des Meteoriten im Laufe der Jahrmilliarden stark verändert wurden und somit keine ursprünglichen Kondensate darstellen. Bessere Kandidaten für direkte Kondensate aus dem solaren Nebel sind die viel kleineren (< 1 Mikrometer), aber chemisch resistenteren RMN-Legierungen. Allerdings fehlte bisher der eindeutige Nachweis für einen Kondensationsursprung.

In der Vergangenheit diskutierten die Planetenforscher unterschiedliche Ent stehungsmechanismen der RMN, wie die Möglichkeit einer präsolaren Herkunft. Ein solcher Ursprung würde sich in Form von Isotopenhäufigkeitsanomalien der enthaltenen Elemente äußern, was je doch in mehreren Untersuchungen nicht nachgewiesen werden konnte. Demnach bildeten sich die RMN in der Frühphase unseres Sonnensystems. Die offene Frage an dieser Stelle ist: Stellen diese Partikel ursprüngliche Kondensate aus dem solaren Nebel dar oder wurden sie später innerhalb des Meteoriten gebildet, beziehungsweise verändert?

Ein möglicher Nachweis des Kondensationsursprungs von RMN hätte weit reichende Auswirkungen auf die Erforschung des frühen Sonnensystems. Untersuchungen chemischer und struktureller Eigenschaften der frühesten Kondensate könnten erstmalig einen detaillierten Einblick in die thermische Geschichte des Gases des solaren Nebels erlauben und somit einen Blick auf die Geburt unseres Sonnensystems ermöglichen.

Neben der Bildung der RMN durch primäre Kondensation wird als konkurrierender Mechanismus die Entstehung als metallische Schmelztröpfchen innerhalb der aufgeschmolzenen CAI diskutiert. Theoretische Modelle sagen voraus, dass sich viele Eigenschaften von kondensierten RMN von den Legierungen unterscheiden, die sich in einer Schmelze bildeten. Vergleicht man die Struktur (Morphologie) und chemische Zusammensetzung einer großen Zahl von RMN mit theoretisch vorhergesagten Eigenschaften von Kondensaten, so sollte sich der Entstehungsmechanismus bestimmen lassen. Und genau hier liegt ein entscheidendes Problem. Bis zum heutigen Tag wurden nur wenige dieser Objekte gefunden und analysiert. Der Grund hierfür wird klar, wenn man sich die Seltenheit dieser Legierungen anhand der solaren Häufigkeiten der Elemente klarmacht. So findet man im Sonnensystem beispielsweise pro 7,5 Millionen Siliziumatome nur ein einziges Wolframatom.

Laboruntersuchungen der RMN-Metallkörnchen

Kürzlich gelang es uns erstmals, eine große Zahl von RMN aus einem Meteoriten auszulösen und anzureichern. Hierzu setzten wir eine Methode ein, die ursprünglich entwickelt wurde, um präsolare Minerale zu gewinnen. In diesem Verfahren werden einige Gramm Material eines Meteoriten in starken Säuren aufgelöst und der Rückstand gereinigt, so dass nur chemisch sehr stabile Verbindungen erhalten bleiben. In solch einer Probe konnten wir fast 500 RMN im Rasterelektronenmikroskop (REM) identifizieren.

Durch eine Technik, die als energiedispersive Röntgenspektroskopie (EDX) bezeichnet wird, ist es möglich, die chemische Zusammensetzung dieser winzigen Körnchen zu bestimmen. Hierzu werden die Atome der Probe durch Stöße mit schnellen Elektronen angeregt. Als Folge dieser Anregung senden die Atome Röntgenstrahlung charakteristischer Wellenlängen aus, deren Analyse eine Rekonstruktion der chemischen Zusammensetzung der Probe ermöglicht. So wurde auch das auf S. 29 abgebildete RMN analysiert.

Es besteht aus einer annähernd solaren Mischung der oben genannten refraktären Metalle. Interessant sind insbesondere die glatten Oberflächensegmente des ansonsten kugelähnlichen Partikels (siehe Bild auf S. 29), die auf eine einkristalline Struktur hindeuten. Das bedeutet, dass alle Atome des Partikels in einer definierten Gitterstruktur angeordnet sind, im Gegensatz zu polykristallinen oder amorphen Materialien. Die verschiedenen enthaltenen Metalle würden sich allerdings in den Kristallen, die sich aus einer abkühlenden Schmelze bilden, in unterschiedlichen Gitterstrukturen anordnen, die untereinander inkompatibel sind.

Das beobachtete Auftreten von Elementen inkompatibler Kristallstruktur in einer gemeinsamen Legierung ist demnach ein Hinweis auf Entstehung durch Kondensation, da sie sich sonst in einer Schmelze entmischt hätten. Im Umkehrschluss bedeutet dies, dass das Partikel seit seiner Entstehung nicht aufschmolz oder anderweitig verändert wurde, da sonst ebenfalls eine Entmischung stattgefunden hätte. Es scheint sich also bei den untersuchten RMN um das am wenigsten veränderte Material aus der Frühzeit unseres Sonnensystems zu handeln, das bisher gefunden wurde. Die große Zahl untersuchter RMN, rund einhundert, ermöglichte es uns zum ersten Mal, systematische Zusammenhänge der Chemie der einzelnen Partikel aufzuspüren. Hierzu verglichen wir die Zusammensetzungen der RMN mit den Vorhersagen eines Kondensationsmodells. Unter Verwendung bekannter thermodynamischer Eigenschaften der betreffenden Elemente sowie deren solarer Häufigkeiten lässt sich durch computergestützte Rechenverfahren für eine gegebene Temperatur die Zusammensetzung eines hypothetischen Kondensats berechnen.

Die theoretischen Zusammensetzungen lassen sich nun mit den gemessenen vergleichen, indem man mathematisch diejenige Temperatur bestimmt, bei der eine größtmögliche Übereinstimmung existiert. Um die Ergebnisse zu veranschaulichen, verglichen wir für die sechs häufigsten Elemente aller analysierten RMN ihre berechnete Kondensationstemperatur mit den theoretischen Vorhersagen. Es zeigt sich eine hervorragende Übereinstimmung für Osmium, Molybdän, Ruthenium und Wolfram, die als sehr starker Hinweis auf einen Kondensationsursprung gewertet werden muss. Die Abweichungen im Fall von Eisen und Nickel sind nicht völlig verstanden, beruhen aber wahrscheinlich auf einer nicht idealen Löslichkeit dieser Metalle in der gemeinsamen Legierung.

Hervorheben möchten wir zwei besonders interessante Aspekte. Zum einen beobachten wir keine RMN oberhalb einer maximalen Temperatur (englisch: cut off) von 1616 Kelvin. Zum anderen decken die Zusammensetzungen einen Temperaturbereich von etwa 200 Kelvin ab. Diese Systematik lässt sich ausgezeichnet mit einem einfachen Mechanismus erklären. Die theoretischen Vorhersagen zeigen, dass die RMN bei Temperaturen von mehr als 1800 Kelvin zu kondensieren beginnen, wobei zunächst eine osmiumreiche Komponente entsteht, die beim weiteren Abkühlen des Gases ihre Zusammensetzung ständig entsprechend dem dargestellten Diagramm ändert.

Bei niedrigeren Temperaturen setzt nun die Kondensation von viel häu figeren, nichtmetallischen Mineralen ein, wodurch die RMN in diese eingeschlossen werden und so ihr Kontakt mit dem Gas des solaren Nebels unterbrochen wird. Zum Zeitpunkt des Einschlusses in die weniger refraktären Minerale wird also die chemische Zusammensetzung der RMN, die für die momentane Temperatur charakteristisch ist, konserviert.

Diese Kondensationstemperaturen sind es, die wir in Form der chemischen Zusammensetzungen im Labor beobachtet haben. Sie stellen im übertragenen Sinne ein Thermometer für die Entstehungsphase des Sonnensystems dar. Die beobachtete Maximaltemperatur stimmt hervorragend mit derjenigen Temperatur überein, bei der eines der refraktärsten häufigen Minerale kondensiert, nämlich Perowskit. Im relevanten Temperaturbereich von etwa 200 Kelvin Breite unterhalb der Maximaltemperatur kondensieren weitere häufige Minerale wie zum Beispiel Melilith.

Alle Beobachtungen lassen sich also hervorragend mit der Entstehung der analysierten RMN durch primäre Kondensation im solaren Nebel erklären. Hierdurch können wir weiterführende Untersuchungen an der ältesten und ursprünglichsten festen Materie des Sonnensystems durchführen und somit die ersten Phasen der Planetenentstehung im Detail rekonstruieren. So gelang es uns beispielsweise bereits, die lokale Abkühlrate des solaren Nebels durch die Modellierung des Wachstums der RMN in der Gasphase zu maximal einem halben Kelvin pro Jahr zu bestimmen. Durch zukünftige Analysen dieses Materials sollten wir in der Lage sein, weitere Details der Entstehung des Sonnensystems aufzudecken. Es bleibt also spannend, während der Blick in die Kinderstube unseres Sonnensystems zusehends klarer wird.

Thomas Berg studierte an der Johannes Gutenberg-Universität in Mainz Physik und promovierte dort in Kooperation mit dem Max-Planck-Institut (MPI) für Chemie. Aktuell ist er als wissenschaftlicher Mitarbeiter an der Universität Mainz und am MPI für Chemie tätig.

Ulrich Ott ist promovierter Physiker und habilitiert im Fach Kernchemie. Seine Forschung am Max-Planck-Institut für Chemie gilt Variationen der isotopischen Zusammensetzung von Spurenelementen in Meteoriten sowie Edelgasen in Meteoriten vom Mars.

Herbert Palme studierte in Wien Mathematik und Physik und war ab 1971 Mitarbeiter des MPI für Chemie in Mainz. Von 1994 bis 2008 war er Professor für Mineralogie und Geochemie an der Universität zu Köln, seit 2008 ist er Mitarbeiter in der Sektion Meteoritenforschung des Forschungsinstituts und Naturmuseums Senckenberg.

Literaturhinweise

Berg, T. et al.: Direct Evidence for Condensation in the Early Solar System and Implications for Nebular Cooling Rates. In: The Astrophysical Journal Letters 702, L172-176, 2009.

Klahr, H., Henning, T.: Aufregende neue Planetenwelten. In: Sterne und Weltraum 6/2009, S. 32-41.

Klahr, H., Henning, T.: Stadien der Planetenbildung. In: Sterne und Weltraum 6/2009, S. 42-43.

Ott, U., Hoppe, P.: Sternenstaub im Labor. In: Sterne und Weltraum 9/2005, S. 38-45.

Trieloff, M.: Die Bausteine der Planeten - die Entwicklung der Asteroiden im frühen Sonnensystem. In: Sterne und Weltraum 10/2003, S. 26-32.

Weblinks zum Thema: www.astronomie-heute.de/artikel/1025427

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Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 29:
Der kohlige Chondrit Murchison fiel am 28.September 1969 in Australien in vielen Bruchstücken vom Himmel. Dieses faustgroße Stück ist ein typisches Beispiel (oben). Der urtümliche Meteorit enthält unter anderem Refractory Metal Nuggets. Im Bild rechts ist eines davon als rundliches Körnchen zu sehen. Es ist von präsolaren Siliziumkarbidkristallen umgeben und wurde mit einem Elektronenmikroskop fotografiert.

Abb. S. 30:
Vor 4,6 Milliarden Jahren dürfte die Umgebung unserer Sonne einen ähnlichen Anblick geboten haben wie das Herbig-Haro-Objekt HH-34 im Orionnebel. Dort sind Teilbereiche der durch den jungen T-Tauri-Stern erzeugten Jets und die beiden Stoßfronten deutlich zu erkennen.

Abb. S. 31:
Das Aufschmelzen von Planetesimalen (links) führt durch das Absinken von dichtem Metall (rot) und das Aufsteigen von silikatischem Material geringerer Dichte (blau) zur Differenzierung. Es entstehen ein Eisen-Nickel-reicher Kern sowie eine Kruste und ein Mantel aus Silikatgesteinen.

Der Asteroid (433) Eros ist eine mögliche Quelle von Meteoriten. Den rund 35 Kilometer langen Himmelskörper nahm die NASA-Sonde NEAR-Shoemaker auf. Das Raumfahrzeug untersuchte den Planetoiden in den Jahren 2000 und 2001 und landete schließlich auf ihm.

Abb. S. 33:
An der Schlifffläche dieses Fragments des Meteoriten Allende lässt sich unten links ein großer Kalzium-Aluminium-reicher Einschluss (CAI) als helle unregelmäßige Fläche erkennen. Die runden Objekte sind Chondren, die dunklen Zonen Matrix. Das Fragment ist etwa fünf Zentimeter groß.

Abb. S. 35 oben:
Dieses mit einem Rasterelektronenmikroskop gewonnene Bild eines opaque assemblage zeigt den typischen komplexen Aufbau solcher Strukturen. Wahrscheinlich bildeten sich die Objekte durch chemische Verwitterung von primären Metallkörnchen, den Refractory Metal Nuggets, innerhalb des Meteoriten.

Abb. S. 35 unten:
Mit Hilfe thermodynamischer Rechnungen lässt sich die Zusammensetzung eines kondensierten Refractory Metal Nuggets temperaturabhängig modellieren. Die Ergebnisse sind auf eins normiert, wodurch sich für eine ausgewählte Temperatur die Massenanteile der verschiedenen Metalle auf 100 Prozent aufaddieren und sich so die Zusammensetzung direkt ablesen lässt.

Abb. S. 36:
Der Vergleich der gemessenen und theoretischen Zusammensetzungen der untersuchten Refractory Metal Nuggets stellt den bisher besten Nachweis von Kondensationsprozessen im frühen Sonnensystem dar. Anhand dieser Daten beobachten wir im übertragenen Sinne die Abkühlung des solaren Nebels in der Entstehungsregion der Meteoriten.

© 2010 Thomas Berg, Ulrich Ott und Herbert Palme, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

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Quelle:
Sterne und Weltraum 5/10 - Mai 2010, Seite 28-37
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
Dr. Jakob Staude
Redaktion Sterne und Weltraum:
Max-Planck-Institut für Astronomie
Königstuhl 17, 69117 Heidelberg
Telefon: 06221/52 80, Fax: 06221/52 82 46
Verlag: Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
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Internet: www.astronomie-heute.de

Sterne und Weltraum erscheint monatlich (12 Hefte pro Jahr).
Das Einzelheft kostet 7,90 Euro, das Abonnement 85,20 Euro pro Jahr.

veröffentlicht im Schattenblick zum 8. Juni 2010