miniatur|„Gürtelsterne“ und Orionnebel im Wintersternbild Orion; hier entstehen aus den im Weltall verstreuten chemischen Elementen neue Sterne
Die Kosmochemie befasst sich mit der Entstehung und Verteilung der chemischen Elemente und Verbindungen im Universum. Die chemischen Elemente entstehen im Inneren von Sternen (Nukleosynthese), chemische Verbindungen hingegen in kosmischen Gas- und Staubwolken, auf Planemos, Monden, Kometen, Asteroiden und ähnlichen, kälteren Objekten.
Die Kosmochemie/Kosmochronologie ist ein moderner, bedeutender Zweig der Geochemie/Geochronologie und somit Teil der Erdwissenschaften/Geowissenschaften. Sie ist außerdem stark mit der Astrophysik, speziell der Physik der Sterne und Supernovae, verknüpft. Sie spielt auch in der Planetologie/planetaren Geologie/Weltraumgeologie/Astrogeologie und beim Versuch, die Entstehung und chemische Entwicklung unseres Sonnensystems und anderer Planemos bis hin zur Entstehung des Lebens – vgl. unter chemische Evolution – zu verstehen, eine große Rolle.
Da sich jedoch die Sterne sowie nahezu alle anderen Himmelskörper in für uns unerreichbarer Entfernung befinden, ist man bezüglich der chemischen Analyse auf bestimmte Methoden eingeschränkt, vornehmlich instrumentelle Methoden der Spektroskopie und (Spektral-)Analytik, bei der die von den Objekten bei uns eintreffende Strahlung (Ultraviolett, sichtbares Licht und Infrarot) ausgewertet wird.
Speziell befasst sich die Kosmochemie nicht mit der Nukleosynthese, sondern mit der Element- und Isotopenverteilung in unserem Sonnensystem: Ein großer Beitrag hierzu kommt von der Meteoritenforschung, da Meteoriten noch die ursprüngliche chemische Zusammensetzung aus den Anfängen der Entstehung unseres Sonnensystems aufweisen. Aber auch aus der (unbemannten) Raumfahrt sind einige wenige Proben außerirdischen Materials vom Mond, von Kometenstaub, Sonnenwind und – so hofft man – in einigen Jahren und Jahrzehnten auch Proben von anderen Planeten, Monden und Asteroiden zugänglich.
Die Kosmochemie wurde in den 1950er Jahren von Friedrich-Adolf Paneth begründet.
Beispiel: Ein „kosmochemisches“ Projekt Die Arbeitsweise der Kosmochemie (Astrophysik, Astrochemie, Planetologie) kann an einem jüngeren Beispiel aus der unbemannten Raumfahrt verdeutlicht werden. Normalerweise arbeiten Kosmochemiker an der Auswertung einer Spektralanalyse oder Spektroskopie: Hier können sie aus Strahlungs-Spektren vom „Licht“ ferner Himmelskörper (zumeist Sterne) auf deren chemische Zusammensetzung schließen.
miniatur|links|200px|Die Mission Stardust hat diese Aufnahme in einer Entfernung von 500 km des Kometen Wild 2 gemacht. (NASA/JPL)
Seit den ersten Mondlandungen können nun auch Proben außerirdischen Materials durch Raumsonden direkt aus dem All eingefangen und auf die Erde gebracht werden, um sie direkt zu analysieren. Die NASA-Mission „Stardust“ ermöglichte es nicht nur, den Asteroiden Annefrank und den Kometen Wild 2 zu fotografieren, sondern auch Kometenstaub einzufangen. Am 2. Januar 2004 flog Stardust in einer Entfernung von 240 km und mit einer Relativgeschwindigkeit von 6,1 km/s an dem Kometen Wild 2 vorbei. Dabei schoss die Sonde mehrere Aufnahmen des Kometen und sammelte dessen Komamaterial ein. Nach ihrer Rückkehr auf die Erde wurde die Stardust-Kapsel nach Houston ins NASA-Kontrollzentrum gebracht und dort geöffnet. In Houston prüfte man den Zustand des Aerogels, eines extrem leichten Festkörpers, in dem die Staubteilchen des Kometen Wild 2 abgebremst und transportiert wurden. Eine kleine Menge an Kometenstaub stand dann verschiedenen Gruppen von Wissenschaftlern zur Verfügung – so zum Beispiel dem Institut für Planetologie in Münster. Dort konnte man die chemische Zusammensetzung der Staubteilchen direkt untersuchen. Man verspricht sich davon neue Erkenntnisse über die Entstehung unseres Sonnensystems vor 4,6 Milliarden Jahren, denn der Komet Wild 2 hatte sich seit den Anfängen des Sonnensystems nur in den Außenbereichen bewegt (erst 1974 wurde er von der Schwerkraft des riesigen Planeten Jupiter aus seiner alten Bahn geworfen). Auf Kometen hatten Forscher der Kosmochemie bei vorangegangenen Missionen spektralanalytisch komplexe Kohlenstoffverbindungen gefunden. Sie sind zwar noch nicht mit Leben gleichzusetzen, aber vielleicht haben sie den Anstoß für die Entstehung des Lebens auf der Erde gegeben.
Die Entstehung der chemischen Elemente miniatur|250px|Gegen Ende ihrer Leuchtphase erzeugen schwere Sterne auch schwerere Atomkerne und stoßen das Material in Form von Wolken aus, hier: Nebel um den extrem massereichen Stern eta Carinae, entstanden durch Eruptionen vor 100 bis 150 Jahren.
Die Bildung der Atomkerne (Nuklide) und der chemischen Elemente werden ausführlich im Artikel Nukleosynthese beschrieben. Demzufolge entstanden die chemischen Elemente Wasserstoff und Helium direkt nach dem Urknall durch primordiale Nukleosynthese. Alle schwereren Atom-Arten bildeten sich anschließend im Inneren der Fixsterne (Stellare Nukleosynthese) und bei Supernova-Explosionen. Gegen Ende ihrer Brenndauer explodieren sehr massereiche Sterne und schleudern große Mengen schwerer Elemente in das All. So hat zum Beispiel die Supernova SN 2006gy in der Galaxie NGC 1260 150 Sonnenmassen gehabt und bei ihrer Explosion schätzungsweise 20 Sonnenmassen an Nickel in das Universum geblasen.
Die Verteilung der Elemente im Kosmos Entsprechend der unter „Nukleosynthese“ beschriebenen Entstehungsgeschichte der Elemente wird die kosmochemische Häufigkeitsverteilung der Atomsorten erklärbar. Die Elementhäufigkeit unterscheidet sich zwar je nach Bereich, den man betrachtet: Das im gesamten Universum mit Abstand häufigste Element ist jedoch Wasserstoff – auf der Erde ist er eher selten, im Menschen aber wieder häufig anzutreffen.
Im Weltall dominieren Wasserstoff und Helium, da beide schon beim Urknall entstanden. Von 1000 Atomen im Universum sind 900 Wasserstoffatome, weitere 99 Atome sind Heliumatome. Nur ein Atom von 1000 ist also nicht Wasserstoff oder Helium. Alle anderen Atomsorten (bis auf Lithium, Beryllium und Bor) entstanden in Sternen (siehe oben und unter Nukleosynthese). Dabei wurden eher Atome mit gerader Protonenzahl gebildet, zum Beispiel Sauerstoff, Neon, Eisen oder Schwefel, welche im Vergleich zu anderen Elementen mit ungerader Protonenzahl demzufolge häufiger sind.
Auf jeweils 1 Billion Wasserstoffatome (H) bezogen – also jeweils 1012 H-Atome – kommen 1010,8 Heliumatome, 108,8 Sauerstoffatome, 108,6 Kohlenstoffatome und 108,0 Stickstoffatome, aber neben je etwa 107,9 Eisen- und Neonatomen und 107,4 Siliziumatomen eben auch nur 101,7 Blei-, 100,7 Gold- und 100,3 Silberatome. Anders die Metallizität der Sterne der 1. Generation (Population II) mit einem hohen Alter über 10 Milliarden Jahre: Sie weisen insgesamt 1/1000 an schwereren Elementen auf, als es der hier angegebenen „Normalverteilung“ im All entspricht.
Interstellare Materie – kosmochemisch gesehen Interstellare Materie enthält die chemischen Elemente in ähnlichen Verteilungen wie unsere Sonne und andere Sterne der Population I.zdf 2021: Schwarze Löcher – Ursprung unseres Lebens. Ein Film von John A. Kantara und Fabian K Wolf. Eine Produktion von Autentic in Zusammenarbeit mit ZDF, NHK, arte und 3sat Hier haben die Atome jedoch aufgrund niedrigerer Temperaturen ihre Außenelektronen, so dass chemische Verbindungen entstehen können, Gase und Stäube zwischen den Sternsystemen.
Zwischen den Sternen findet sich Wasserstoffgas (neutral) mit einer Dichte von 0,8 H-Atomen/cm3 bzw. 1,3 × 10−24 g/cm3. Manche Gebiete sind ärmer an Wasserstoff (galakt. Zentrum), an anderen Stellen gibt es Verdichtungen (Nebel, Wolken) – und gelegentlich dort sogar leuchtende Gebiete, zum Leuchten angeregt durch z. T. intensive UV-Bestrahlung benachbarter Sterne (Emissionsnebel) oder Reflexion (Reflexionsnebel).
Im Gleichgewichtszustand zwischen Produktionsgeschwindigkeit und Zerfallsrate entstehen nun in manchen Nebeln komplexe, organische Moleküle, die jedoch oft durch ionisierende, kosmische Strahlung gleich wieder zerlegt werden. Dennoch: Sie existieren, und abgeschirmt durch Staubwolken können Moleküle wie Wasser, Ammoniak, Methan und Formaldehyd (Methanal) Lebensdauern von Jahrzehnten haben, Stickstoff und Kohlenmonoxid sogar von 1000 Jahren. Auch durch Ausfrieren auf der Oberfläche der Staubkörnchen können sie lange Zeiträume überdauern (bis zu 100.000 Jahre). Schon bei Dichten von nur 50 Atomen/cm3 können durch atomare Kollisionen Moleküle wie Wasserstoff und Kohlenmonoxid, Hydroxyl-Radikal oder Monocyan (CN) entstehen.
miniatur|200px|MET 00506, ein in der Antarktis gefundener H3-Chondrit; an den Seiten ist die für Meteoriten typische Schmelzkruste sichtbar; eingebettet in der wegen oxidierter Eisenbestandteile dunkel gefärbten Matrix sind Chondren erkennbar (Foto: NASA/JSC)
In Meteoriten fanden Kosmochemiker sogar Alkane wie 2,6,10,14-Tetramethyl-pentadecan, Aromaten wie Benzol, Toluol, Xylole und Naphthalin, Fettsäuren mit 14–28 C-Atomen, Thiophene, p-Dichlorbenzol, Aminosäuren wie Prolin, Asparaginsäure, Glycin, Alanin und Glutaminsäure und sogar Adenin und Guanin. Die Entdeckung von Aminosäuren außerirdischen Ursprungs 1970 galt als ausgemachte Sensation, sind sie doch die Grundbausteine irdischen Lebens.
Die Entstehung dieser organischen Moleküle wird über mehrere Mechanismen erklärt. Miller und Urey bestrahlten Gasmischungen aus Methan, Ammoniak und Wasser. Durch Radiolyse entstandene Ionen und Radikale bilden Ionen mit bis zu sieben C-Atomen. Über das Ethen können dann sogar Polymere heranwachsen, über Radikale wie NH2* und H2O* sogar Carboxyl- und Aminogruppen eingebaut werden und nach mehreren Mechanismen zu Aminosäuren weiterreagieren: dem Cyanhydrinmechanismus (Alkanal + Ammoniak + Blausäure zu: Nitril + Wasser, weitere Reaktion des Nitrils R-CH(CN)NH2 mit Wasser zur Aminosäure), nach Sanchez (NC-CCH + Ammoniak zu NC-CH=CH-NH2 + HCN und weiter mit Wasser unter Eliminierung von Ammoniak zum Asparagin), über die Fischer-Tropsch-Synthese (CO reagiert mit Wasserstoff bei 10−6 bis 10−2 atm und 450–750 Kelvin zu Methan oder höheren Alkanen und Wasser, katalysiert von Ni, Fe, Magnetit und/oder wasserhaltigen Silikaten auf den Staubkörnern – und bei einer kosmischen Mischung von C:H:O von etwa 1:2000:1,7, bei 10−4 atm und rund 400 Kelvin können sich so – in irdischen Labors nachgestellt – sogar Aminosäuren, Purine, Pyrimidine u. Ä. bilden).
Noch bessere Bedingungen für den Aufbau herrschen natürlich an den durch Atmosphären geschützten Planetenoberflächen. Astrochemisch gesehen ist es also als höchst wahrscheinlich einzustufen, dass in den Tiefen des Weltalls etliche Orte zur Entstehung biochemischer Moleküle, ja zur Entstehung des Lebens selbst existieren und wohl auch schon lange Zeit existiert haben (Das Problem zur Herstellung von Kontakten zu außerirdischen Zivilisationen jedoch liegt nicht in den fehlenden, unumstößlichen Beweisen ihrer Existenz – sondern in der schier unüberbrückbaren, großen Entfernung zwischen ihnen).
Irdische Materie – kosmochemisch betrachtet Die Häufigkeitsverteilung der Elemente im Kosmos insgesamt kann sich lokal sehr verändern. Ein solcher, diese Durchschnittsverteilung ändernder Vorgang ist die Gravitation. Sie ist die Kraft, durch die das Sonnensystem aus einer rotierenden Wolke aus Gas und Staub entstanden ist (Nebularhypothese von Pierre-Simon Laplace, ursprünglich von Immanuel Kant im Jahr 1755 in seinem Werk Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels formuliert, zusammengenommen Kant-Laplace-Theorie).
Bildung von Erde, Planeten- und Sonnensystemen Nach Ansichten der heutigen Zeit bewegte sich vor etwa 4,6 Milliarden Jahren an Stelle unseres Sonnensystems eine ausgedehnte Materiewolke um das Zentrum der Galaxis.