Präsolare Minerale, oft auch präsolare Körner oder Sternenstaub genannt, sind winzige interstellare Festkörper (Kristalle), die Teil der feinkörnigen Matrix primitiver Meteoriten sind und bereits vor der Bildung des Sonnensystems existierten. Sie bildeten sich in den nach außen abfließenden und sich dabei abkühlenden Gasen vorangegangener Sternensysteme. Ihr Studium fällt in das Gebiet der Kosmochemie und Meteoritenkunde.
Etymologie Das Adjektiv präsolar ist eine Zusammensetzung aus dem Lateinischen Adverb prae („vor, vorher, zuvor“) und solar. Solar stammt vom lateinischen Adjektiv sōlāris, das seinerseits vom männlichen Substantiv sōl („Sonne“) abgeleitet ist. Gemeint ist somit der Zeitraum vor der Entstehung unserer Sonne bzw. vor T0, d. h. vor 4568,7 Millionen Jahre vor heute.
Begriffsdefinition mini|hochkant=1.6|Die Delta II 7426-Rakete mit der Raumsonde Stardust vor dem Abheben im Februar 1999
Die mikroskopisch kleinen präsolaren Körner (bzw. Minerale), im Englischen als presolar grains bezeichnet, sind individuelle Feststoffkörner, die um entfernte Sterne herum kondensierten. Sie können auch Teil von Novae oder von Supernovae und deren Ausströmungen sein. Sie akkretierten sodann im frühen Sonnenebel und verblieben danach in relativ unveränderten chondritischen Meteoriten. Dieser Akkretionsvorgang erfolgte noch vor Bildung des Sonnensystems und ist somit präsolar. Präsolare Körner kommen auch im interstellaren Medium (engl. interstellar medium oder abgekürzt ISM) vor. Sie werden gelegentlich auch als Sternenstaub (engl. stardust) bezeichnet, insbesondere in der Kommunikationswissenschaft. Im Wissenschaftsgebrauch sind Sternenstaub und präsolare Körner durchaus miteinander austauschbar.
Präsolare Körner haben stark anormale Isotopenzusammensetzungen, die sich durch keinen bekannten physikalischen oder chemischen Prozess aus den Isotopen des Sonnensystems herleiten lassen.
Einführung Wie seit langer Zeit bekannt ist, werden chemische Elemente (schwerer als Bor) mittels Kernreaktionen in Sternen erzeugt. Die chemische und Isotopenzusammensetzung des Sonnensystems wurde folglich herangezogen, um die ersten Modellvorstellungen der stellaren Nukleosynthese einzuengen. Kernprozesse in Sternen erzeugen Elemente mit unterschiedlichen Isotopenzusammensetzungen in Abhängigkeit vom Entstehungsort – beispielsweise in Supernovae unterschiedlichen Typs, in Novae und in AGB-Sternen. Die frisch synthetisierten Elemente wurden sodann durch Sternenwinde, Supernovaejekta und planetarische Nebel (die expandierenden Schalen Roter Riesen) ins interstellare Medium ausgestoßen – wo sie sich mit dem Material vorangegangener Nukleosynthesen vermischten, aber auch mit dem primordial vorhandenen Wasserstoff und Helium. Letztendlich trugen sie zur Entstehung neuer Sternensysteme und ihrer Planeten bei. Es liegt auf der Hand, dass es mehrfacher nukleosynthetischer Quellen bedarf, um die Isotopenzusammensetzung des Sonnensystems zu produzieren. Noch bis zur Entdeckung der präsolaren Körner wurden Art, Anzahl und relative Häufigkeiten der nukleosynthetischen Komponenten nur anhand von Modellrechnungen ermittelt.
Die chemische Zusammensetzung unseres jetzigen Sonnensystems spiegelt die chemische Entwicklung unserer Milchstraße der letzten 9 Milliarden Jahre – so wie sie in unserem lokalen interstellaren Medium (ISM) erfolgt war. Auch wenn der Hauptanteil des interstellaren Staubes während der Bildung des Sonnensystems zerstört worden war, hat ein geringer Anteil dieses Staubes dennoch als präsolare Körner überlebt. Diese ursprüngliche extraterrestrische Materie kann anhand ihrer exotischen Isotopenzusammensetzungen identifiziert werden – wobei alles auf ihre Entstehung in den Entgasungen oder Explosionen älterer Sterne hindeutet. Die Geburt dieser Materie geht somit auf mehr als 4568,7 Millionen Jahre zurück und bezeugt eine Reihe verschiedener astrophysischer und kosmochemischer Prozesse.
Vermutlich entstanden präsolare Körner in Supernovaexplosionen oder in der Umgebung roter Riesensterne. Später wurden sie Teil der Molekülwolke, von der sich letztlich der solare Nebel in lokalen Verdichtungen separierte und zum Sonnensystem zusammenstürzte. Den Gravitationskollaps des solaren Nebels, den Beginn der Kernfusion der Sonne (so genannte „Zündung“) in seinem Zentrum und die darauffolgende Bildung von Planetesimalen, von welchen primitive Meteorite abstammen, haben die präsolaren Minerale vermutlich überstanden, weil sie aus widerstandsfähigen, refraktären Mineralen bestehen.
Die in präsolaren Sternen ablaufende Nukleosynthese verleiht jedem einzelnen Korn eine Isotopenzusammensetzung, die für den jeweiligen Stern einzigartig ist. Diese unterscheidet sich sowohl von unserem Sonnensystem als auch vom galaktischen Durchschnittswert. Die jeweiligen Signaturen kennzeichnen sehr spezifische, astrophysische Kernprozesse, die für den Ausgangsstern und dessen Bildungsereignis charakteristisch sind. Sie untermauern somit ihren präsolaren Ursprung.
Wie mittlerweile erloschene Radionuklide andeuten, war die „Wiege“ des Sonnensystems von durchschnittlichen Nukleosynthesen in der Milchstraße mehrere Zehnermillionen bis hunderte von Millionen Jahren abgeschnitten. Massive Sternenwinde oder Explosionen hatten jedoch kurzlebige Isotopen unmittelbar vor Herausbildung des Sonnensystems angereichert.
Geschichtliches Bereits Mitte der 1960er Jahre wurden Edelgase mit ungewöhnlichen Isotopenverhältnissen in primitiven Meteoriten gefunden. Dies führte bereits damals zu dem Schluss, dass es präsolare Minerale sind, die in diesen Meteoriten als Träger dieser Edelgase fungieren. Aber erst 1987 konnten winzige Diamanten und Moissanitkörner als Träger ermittelt werden.Roy S. Lewis und Kollegen: Interstellar diamonds in meteorites. Nature 326, 1987, 160–162, doi:10.1038/326160a0 (als Konferenz-Abstract online).Thomas Bernatowicz und Kollegen: Evidence for interstellar SiC in the Murray carbonaceous meteorite. Nature 330, 1987, S. 728–730, doi:10.1038/330728a0. Da die Sonnenmaterie eine einigermaßen homogene isotopische Zusammensetzung hat, beweisen die zusätzlich aufgefundenen Isotopenanomalien in den Mineralen die präsolare Herkunft dieser außergewöhnlichen Kristalle.
In den 1960ern wurde die Entdeckung gemacht, dass die Edelgase Neon und Xenon in primiven Meteoriten sehr ungewöhnliche Isotopenzusammensetzungen aufwiesen. Die Ursache hierfür und die Ausgangsmaterie blieben ein Rätsel. Die dabei verwendete Versuchsanordnung bestand aus einem Massenspektrometer, in dem eine Meteoritenprobe verdampft wurde. Die geringe Menge eingeschlossener Edelgase wurde sodann vom Massenspektrometer auf ihre Isotopen hin analysiert.
In den 1970ern entdeckten sodann weitere ähnliche Experimente noch zusätzliche Xenonisotopen. Über den Ursprung der Xenonisotopen wurden zuerst alle möglichen Spekulationen angestellt, welche aber das damals bestehende Paradigma eines initial homogenen, gasförmigen Sonnennbels mit seinen intern variablen Prozessen nicht transzendierten.
Ein neuer Theorieansatz in der Interpretation wurde in den 1970ern von Donald D. Clayton avanciert, welcher die damals unter Meteoritenkundlern weit verbreitete Anschauung eines uniform heißen, gasförmigen Beginns des Sonnensystems zurückwies. Er sagte vorher, dass in thermisch kondensierten interstellaren Körnern ungewöhnliche, aber durchaus vorhersagbare Isotopenzusammensetzungen gefunden werden würden – in Körnern, die während des Massenverlustes von verschiedenen Arten von Sternen kondensiert waren. Er meinte ferner, dass solche Körner im gesamten interstellaren Medium existierten. In seinen ersten Arbeiten aus dem Jahr 1975 beschrieb Clayton folglich ein interstellares Medium, das aus Supernovae-Körnern aufgebaut war, welche reich an radiogenen Isotopen wie Neon und Xenon waren – und somit die verklungenen Radioaktivitäten definierten. Gleichzeitig sagte Clayton die Anwesenheit folgender Typen an präsolaren Körnern voraus: Sternenstaub aus Roten Riesen, so genannte Sunocons (ein Acronym aus SUperNOva CONdensates – Supernovaekondensate), Nebcons (Nebelkondensate), entstanden durch die Akkretion aus Atomen und Molekülen kalter Nebelgase, und Novacons, hervorgegangen aus der Kondensation von Novae. Trotz seiner beständigen und expliziten Weiterarbeit an dieser Vorstellung wurden Claytons Ideen von anderen Kollegen nicht aufgegriffen – solange, bis tatsächlich die ersten Körner innerhalb von Meteoriten aufgefunden wurden.
Der erste unzweifelhafte Hinweis auf die Existenz präsolarer Körner erfolgte im Jahr 1978 und stammte aus dem Laboratorium von Edward Anders in Chicago. Mittels traditioneller Massenspektrometrie hatten Anders und Kollegen herausgefunden, dass der Gehalt an Xenonisotopen in einem kohligen, an Säuren weiter unlösbaren Überrest – der eigentliche Meteorit war zuvor mit Säuren aufgelöst worden – fast genau mit der vorausgesagten Xenonisotopenkonzentration im Staubkondensat eines Roten Riesen übereinstimmte.
Es war somit ziemlich sicher, dass präsolare Körner im säureunlöslichen Rest zugegen waren. Es sollte sich jetzt aber als wesentlich schwieriger gestalten, die präsolaren Körner tatsächlich auch zu isolieren und sodann den Beweis zu führen, dass ihre Isotopen mit den Isotopenverhältnissen in Roten Riesen übereinstimmten.
Sodann vergingen 10 weitere Jahre intensiven experimentellen Suchens mit der Zielsetzung, individuelle Körner der Xenonträger zu isolieren. Fortschritte in dieser Richtung scheiterten zuerst an den damals vorhandenen Massenspektrometern. Gefordert war ein neuer Typus, der selbst in einem einzigen Korn die stark reduzierte Atomanzahl noch registrieren konnte. Als Lösung setzten daher damals mehrere Laboratorien auf die Technik des Sputterns und der Sekundärionen-Massenspektrometrie, die aber noch nicht ausgereift waren.
Im Jahr 1987 wurde offenbar, dass jede Menge an Diamant- und Siliciumcarbidkörnern in den bereits untersuchten Säurerückständen steckten und dass diese Körner hohe Konzentrationen an Edelgasen aufwiesen. Durch mittlerweile erfolgte Verbesserungen an der SIMS-Massenspektrometrie konnten bedeutende Isotopenanomalien in chemischen Strukturbereichen innerhalb der Körner nachgewiesen werden. Verbesserte SIMS-Experimente zeigten, dass die Siliciumisotopen innerhalb der SiC-Körner keine solaren Isotopenverhältnisse aufwiesen, sondern die in Roten Riesen vermuteten.
Somit darf das Jahr 1987 als Entdeckungsjahr präsolarer Materie angesehen werden. Für die Erbringung des Nachweises waren zwei schwierige technologische und wissenschaftliche Schritte notwendig: das Auffinden und Isolieren winziger präsolarer Materie im Mikronbereich innerhalb der überwältigenden Meteoritenmasse die Verfeinerung der Messgenauigkeit der SIMS-Technologie für den Mikronbereich. Ernst Zinner sollte auf diesem Gebiet eine treibende Kraft werden.
Präsolare Graphitkörner wurden erstmals 1990 aufgefunden. Schließlich wurden dann im Jahr 1998 sogar Polycyclische aromatische Kohlenwasserstoffe (PAKs – engl. polycyclic aromatic hydrocarbons oder abgekürzt PAHs) in Graphitkörnern entdeckt.
Vorkommen mini|hochkant=1.6|Phiale mit in Suspension gehaltenen präsolaren Körnern des Orgueil-Meteoriten
Präsolare Minerale treten in Meteoriten – insbesondere in der feinkörnigen Grundmasse von primitiven Chondriten – auf und bestehen zu 99 % aus kosmischen Staubpartikeln. Sie machen insgesamt nur etwa 0,1 % der Gesamtmasse von Meteoriten aus. Ihre Isotopenunterschiede zur umschließenden Meteoritenmasse bedingen ihren Ursprung noch vor Entstehen des Sonnensystems.