Forschung

Sternenstaub in primitive Sonnensystemmaterie

Primitive Meteorite, interplanetare Staubteilchen (IDPs) und Kometenmaterie, welche mit Hilfe der Stardust-Mission der NASA zur Erde gebracht wurde, enthalten kleine Mengen (ppb bis ppm) sogenannter präsolarer Körner die älter sind als unser Sonnensystem und die sich in den Winden von Roten Riesensternen und im Auswurfmaterial von Supernova-Explosionen gebildet haben (Abb. 1). Diese Relikte aus der Vorzeit des Sonnensystems repräsentieren Sternenstaub welcher im Labor detailliert untersucht werden kann. Dessen Isotopenzusammensetzungen und Mineralogie liefern eine Vielzahl wichtiger astrophysikalischer Informationen, beispielsweise zur stellaren Nukleosynthese und Evolution, zur chemischen Evolution unserer Milchstraße, zur Staubbildung in stellaren Umgebungen, zu chemischen Prozessen im interstellaren Raum, und über die Sterne, die Material zum Sonnensystem geliefert haben. Die bis heute bekannten Sternenstaubminerale sind Siliziumkarbid (SiC, Abb. 2), Graphit, Siliziumnitrid (Si₃N₄), refraktäre Oxyde (z.B. Al₂O₃ und MgAl₂O₄) und Silikate. Gewisse präsolare Minerale, z.B. SiC, können mit Hilfe chemischer und physikalischer Verfahren aus Meteoriten separiert werden. Dies gilt jedoch nicht für die präsolaren Silikate, die häufigste Sternenstaubphase, die durch die chemischen Behandlungen zerstört werden. Präsolare Silikate lassen sich jedoch anhand ihrer spezifischen Sauerstoff-Isotopensignaturen durch massenspektrometrische, bildgebende Verfahren mit der Cameca NanoSIMS 50-Ionensonde in Dünnschliffen von primitiver Sonnensystemmaterie identifizieren (Abb. 3).

Bei der NanoSIMS 50-Ionensonde handelt es sich um ein sogenanntes Sekundärionenmassenspektrometer mit dem die Isotopenzusammensetzungen der Haupt- und vieler Spurenelemente in mikrometer- und submikrometergroßen Staubkörnern mit einer Ortsauflösung von bis zu 50 Nanometern bestimmt werden können. Mit Inbetriebnahme der NanoSIMS zu Beginn dieses Jahrtausends konnte ein neues Fenster in der Astronomie geöffnet werden. Beispiele wichtiger Durchbrüche sind: (i) Entdeckung präsolarer Silikate in IDPs und primitiven Meteoriten. (ii) Ausdehnung der Isotopenuntersuchungen auf submikrometer große präsolare Staubkörner. (iii) Identifizierung isotopischer Heterogenitäten innerhalb individueller, mikrometer-großer präsolarer Körner. (iv) Durch die Kombination von NanoSIMS mit Untersuchungen im Transmissionselektronenmikroskop können simultane Informationen zur Isotopie und Mineralogie präsolarer Staubkörner erhalten werden.

Abbildung 1. Die verschiedenen Phasen im Lebenszyklus präsolarer (Sternenstaub) Körner: (1) Staubbildung in der Umgebung entwickelter Sterne. (2) Abgabe ans interstellare Medium und Aufnahme durch die interstellare Gas- und Staubwolke, aus der unser Sonnensystem entstanden ist. (3) In kleineren planetaren Körpern (Asteroide, Kometen) konnte ein kleiner Teil der Sternenstaubkörner überleben. (4) Mit Hilfe der Meteorite und im Weltraum gesammelter Proben gelangt Sternenstaub auf die Erde. (5) Isotopische und mineralogische Untersuchungen in Laboren auf der Erde. Fotos: NASA/JPL-Caltech (2), NASA/JPL (3), J. Koblitz (4), NASA/JPL-Caltech/STScl/Cxc/SAO (Hintergrund). — **Abbildung 1.** Die verschiedenen Phasen im Lebenszyklus präsolarer (Sternenstaub) Körner: (1) Staubbildung in der Umgebung entwickelter Sterne. (2) Abgabe ans interstellare Medium und Aufnahme durch die interstellare Gas- und Staubwolke, aus der unser Sonnensystem entstanden ist. (3) In kleineren planetaren Körpern (Asteroide, Kometen) konnte ein kleiner Teil der Sternenstaubkörner überleben. (4) Mit Hilfe der Meteorite und im Weltraum gesammelter Proben gelangt Sternenstaub auf die Erde. (5) Isotopische und mineralogische Untersuchungen in Laboren auf der Erde. Fotos: NASA/JPL-Caltech (2), NASA/JPL (3), J. Koblitz (4), NASA/JPL-Caltech/STScl/Cxc/SAO (Hintergrund).

**Abbildung 1.** Die verschiedenen Phasen im Lebenszyklus präsolarer (Sternenstaub) Körner: (1) Staubbildung in der Umgebung entwickelter Sterne. (2) Abgabe ans interstellare Medium und Aufnahme durch die interstellare Gas- und Staubwolke, aus der unser Sonnensystem entstanden ist. (3) In kleineren planetaren Körpern (Asteroide, Kometen) konnte ein kleiner Teil der Sternenstaubkörner überleben. (4) Mit Hilfe der Meteorite und im Weltraum gesammelter Proben gelangt Sternenstaub auf die Erde. (5) Isotopische und mineralogische Untersuchungen in Laboren auf der Erde. Fotos: NASA/JPL-Caltech (2), NASA/JPL (3), J. Koblitz (4), NASA/JPL-Caltech/STScl/Cxc/SAO (Hintergrund).

Abbildung 2. Rasterelektronenmikroskop-Aufnahme eines präsolaren SiC-Korns aus dem Murchison-Meteoriten. Dieses Korn ist kleiner als 1 Mikrometer und bildete sich vor mehr als 4.57 Milliarden Jahren höchstwahrscheinlich in den Winden eines Roten Riesensterns. Foto: MPI Chemie. — **Abbildung 2.** Rasterelektronenmikroskop-Aufnahme eines präsolaren SiC-Korns aus dem Murchison-Meteoriten. Dieses Korn ist kleiner als 1 Mikrometer und bildete sich vor mehr als 4.57 Milliarden Jahren höchstwahrscheinlich in den Winden eines Roten Riesensterns. Foto: MPI Chemie.

**Abbildung 2.** Rasterelektronenmikroskop-Aufnahme eines präsolaren SiC-Korns aus dem Murchison-Meteoriten. Dieses Korn ist kleiner als 1 Mikrometer und bildete sich vor mehr als 4.57 Milliarden Jahren höchstwahrscheinlich in den Winden eines Roten Riesensterns. Foto: MPI Chemie.

Abbildung 3. Ionenbilder von 16O, 17O und 17O/16O eines Gebiets der Größe 9 x 9 µm2 in der Matrix des Acfer 094-Meteoriten. Zwei präsolare Silikatkörner, etwa 300 nm groß, können anhand ihrer großen 17O-Anreicherungen erkannt werden (blauer bzw. weißer Hotspot). Bilder: MPI Chemie. — **Abbildung 3.** Ionenbilder von ¹⁶O, ¹⁷O und ¹⁷O/¹⁶O eines Gebiets der Größe 9 x 9 µm² in der Matrix des Acfer 094-Meteoriten. Zwei präsolare Silikatkörner, etwa 300 nm groß, können anhand ihrer großen ¹⁷O-Anreicherungen erkannt werden (blauer bzw. weißer Hotspot). Bilder: MPI Chemie.

**Abbildung 3.** Ionenbilder von ¹⁶O, ¹⁷O und ¹⁷O/¹⁶O eines Gebiets der Größe 9 x 9 µm² in der Matrix des Acfer 094-Meteoriten. Zwei präsolare Silikatkörner, etwa 300 nm groß, können anhand ihrer großen ¹⁷O-Anreicherungen erkannt werden (blauer bzw. weißer Hotspot). Bilder: MPI Chemie.

Ausgewählte Publikationen:

Hoppe P., Cohen S., and Meibom A. (2013) NanoSIMS: Technical aspects and applications in cosmochemistry and biological geochemistry. Geostandards Geoanalytical Res. 37, 111-154.
Hoppe P., Leitner J., and Kodolányi J. (2017) The stardust abundance in the local interstellar cloud at the birth of the Solar System. Nature Astronomy 1, 617-620.
Kodolányi J., Vollmer C., Hoppe P. and Müller M. (2018) Structural investigation of silicon carbide X grains: Constraints on condensation in supernova ejecta. Astrophys. J. 868, 34 (28pp).
Leitner J. and Hoppe P. (2019) A new population of dust from stellar explosions among meteoritic stardust. Nature Astronomy 3, 725-729.