Seit Mitte der neunziger Jahre beobachten Wissenschaftler in den Entstehungsgebieten von Sternen Scheiben aus Staub und Gas – die "Kinderstuben" extrasolarer Planeten. Anfang dieses Jahres überschritt die Anzahl der Planeten, die außerhalb unseres Sonnensystems entdeckt wurden, die Marke von 100. Wie sich die Planeten unseres eigenen Sonnensystems bildeten, vollziehen Heidelberger Wissenschaftler im Labor mit Asteroiden-Bruchstücken nach. Mario Trieloff vom Mineralogischen Institut schildert die spannenden Ergebnisse und erläutert, warum die Wissenschaftler darauf hoffen können, in einigen Jahren den ersten erdähnlichen extrasolaren Planeten nachzuweisen.
Schon Immanuel Kant wusste: Die Planeten kreisen im gleichen Umlaufssinn in einer Ebene um die Sonne. Aus dieser Beobachtung leitete er ab, dass alle Himmelskörper unseres Sonnensystems aus einer rotierenden Staub- und Gaswolke – einer so genannten protoplanetaren Scheibe – hervorgegangen sind. Modernste Teleskoptechnik erlaubt es uns seit Mitte der neunziger Jahre, diese "Planetenkinderstuben" direkt in den Entstehungsgebieten von Sternen zu beobachten.
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1 Bestechende Aufnahmen protoplanetarer Scheiben im Orionnebel stammen beispielsweise vom "Hubble Space Telescope" (siehe Abbildung auf S. 20 und 21). Auf solchen Bildern ist zu erkennen, dass die jungen Sterne von Gas und feinem Staub umgeben sind. Innerhalb weniger Millionen Jahre verschwindet dieser Staub. Was ist mit ihm geschehen? Wurde er vom Zentralstern verschluckt? Oder gehen aus dem Staub die mehrere hundert Kilometer großen "Planetesimale" hervor, aus denen Planeten entstehen können? Diese Fragen sind von entscheidender Bedeutung. Denn die Antworten darauf lassen möglicherweise rückschließen, ob Planeten – insbesondere erdähnliche Planeten – eher die Ausnahme oder die Regel sind.
Anfang des Jahres überschritt die Anzahl der neuentdeckten extrasolaren Planeten die Marke von 100. Trotz dieser stattlichen Zahl kann derzeit noch nicht viel darüber gesagt werden, ob erdähnliche Planeten auch außerhalb unseres Sonnensystems existieren. Die heutige Beobachtungstechnik bedingt, dass vorzugsweise "Heiße Jupiter" gefunden werden. Das sind schwere Gasgiganten, die sehr nahe um einen Zentralstern kreisen. Erdähnliche Planeten wurden bislang nur in unserem eigenen Sonnensystem nachgewiesen. Wann und wie schnell sie sich gebildet haben, können nur steinerne Zeitzeugen beantworten. Und auch hier gilt, was für alle spannenden Kriminalfälle zutrifft: Je weiter die Tat zurückliegt, desto weniger Zeugen lassen sich finden und desto schlechter lässt sich der Hergang rekonstruieren.
Dies ist insbesondere dann der Fall, wenn der Verdächtige ein bewegtes Leben hatte – ein Umstand, der auf unsere Erde in besonderem Maße zutrifft. Sie ist in ihrer geologischen Aktivität geradezu rastlos verglichen mit anderen terrestrischen Planeten. Hinzu kommt, dass die ältesten Gesteine und Minerale – die man extrem selten findet – allesamt einige hundert Millionen Jahre jünger sind als die Erde. Selbst wenn man Gesteine aus der Entstehungszeit der Erde hätte, wären sie vermutlich nicht dienlich, um etwas über die Zeitdauer und Art ihres Entstehungsprozesses aussagen zu können: Die Endstadien der Erdentstehung sind derart energiereich, dass alle Spuren der Planetenbildungsvorstufen ausgelöscht wurden. Ähnliches trifft auch auf die anderen terrestrischen Planeten zu.
Protoplanetare Scheiben im Orion-Nebel: Der Protostern
im Zentrum der optischen Abbildung beleuchtet Teile der fast
kreisrunden Scheiben.
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2 Also aufgeben? Keineswegs. Die Lösung des Dilemmas ist weniger schwer als es den Anschein hat. Im Gegenteil: Die Steine, die wir für unsere Untersuchungen brauchen, gibt es, und sie werden uns gleichsam frei Haus geliefert. Die Rede ist von Meteoriten, metergroßen Gesteinsbrocken, die mit beachtlichem Lärm und geheimnisvollem Leuchten auf die Erde fallen. Das passiert vergleichsweise selten. Deshalb wurde das Phänomen trotz vieler bezeugter historischer Fälle – "Steine kosmischen Ursprungs fallen vom Himmel" – erst in der Neuzeit wissenschaftlich anerkannt.
Hunderte von Menschen haben beispielsweise den Fall des Meteoriten von Ensisheim im Jahr 1492 bezeugt. Es ist der älteste Meteoritenfall in Europa; von dem noch heute Gestein erhalten ist. Auch Albrecht Dürer, der sich damals in Basel aufhielt, beobachtete das Aufsehen erregende Ereignis und fertigte eine Skizze an, die erst viel später auf der Rückseite eines Gemäldes entdeckt wurde. Jahre danach verarbeitete er das Motiv nochmals in der Darstellung der "Melancolia".
Seit den 1960er Jahren suchen Kamera-Netzwerke den Nachthimmel systematisch nach den Leuchtspuren fallender Meteorite ab. Obwohl eine Unzahl von Leuchtspuren aufgenommen wurde, konnten jedoch von nur vier fotografierten Meteoriten Gesteinsreste auf der Erde gefunden werden. Die Rekonstruktion ihrer Umlaufbahnen ergab, dass die Meteoriten alle aus dem Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter stammen.
Mehr als 20 000 Meteoritenbruchstücke – die meisten davon wurden beim Fall nicht beobachtet – hat man bislang weltweit gesammelt und verschiedenen Klassen zugeordnet. Die Klassen sind jedoch teilweise so voneinander verschieden – etwa in der chemischen Zusammensetzung –, dass man mindestens 50 unterschiedliche Meteoriten-Mutterkörper braucht, um ihre Vielfalt zu erklären. Andere Eigenschaften, etwa das Fehlen von Mineralen, die durch hohen, dauerhaften statischen Druck entstehen, weisen darauf hin, dass die Mutterkörper kleine Körper waren, die schnell auskühlten und in ihrem Inneren keinem hohen Gravitationseigendruck ausgesetzt waren.
Protoplanetare Scheiben im Orion-Nebel
von der Seite betrachtet.
Das heißt: Es gab zwischen Mars und Jupiter niemals einen einzigen großen Planeten, der auseinanderbrach und die Asteroiden hervorbrachte. Der Prozess der Planetenbildung ist vielmehr auf der Stufe der kleinen Planetesimale zum Stillstand gekommen. Die Meteoriten sind die Bruchstücke von Kleinkörpern mit individueller Geschichte.
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3 Die Meteoriten mancher Asteroiden wurden nie wärmer als einige hundert Grad Celsius. Sie enthalten deshalb noch mehrere Prozent Wasser und Kohlenstoff in einer Grundmasse aus feinkörnigen Mineralen. Außerdem enthalten sie einige Millimeter bis einige Zentimeter große Hochtemperaturprodukte, die im solaren Urnebel entstanden sind. Nach den so genannten Chondren – kleinen, ehemals geschmolzenen Gesteinskügelchen – heißen diese Meteoriten "Chondrite" (siehe Abbildung auf S. 22). Es gibt auch Einschlüsse, die reich an Aluminium und Kalzium sind. Diese Aggregate sind bei viel höheren Temperaturen entstanden. Sie haben zudem eine mineralogische Zusammensetzung, wie man sie für erste Kondensate aus einem heißen solaren Urnebel erwarten würde. Man hat sie auf ein Alter von 4566 Millionen Jahren datiert. Heute wird dieser Zeitpunkt gemeinhin als der Beginn der Bildung fester Körper und größerer Planeten in unserem Sonnensystem angesehen und somit auch als "Alter" des Sonnensystems.
Die Abkühlkurven unterschiedlicher Typen von H-Chondriten.
Chondrite nennen die Wissenschaftler Bruchstücke von
Kleinkörpern (Meteorite), in die kleine, ehemals geschmolzene
Gesteinskügelchen, so genannte Chondren, eingeschlossen sind.
Der Buchstabe H steht für "High Iron" und bezeichnet den hohen
Eisengehalt dieser Meteoritenklasse.
Chondrite stammen von "undifferenzierten Körpern". Sie stellen die Mehrzahl der Kleinplaneten im Asteroidengürtel und waren niemals vollständig aufgeschmolzen. Dies ist ein weiteres Kernargument dafür, dass die Asteroide nicht Bruchstücke eines einzigen Planeten sind. Denn dieser hätte einen Metallkern und einen Mantel aus Silikatgestein gebildet, ähnlich den differenzierten terrestrischen Planeten. Es gibt dennoch einige wenige Asteroide, die komplett aufgeschmolzen sind und einen Metallkern gebildet haben. Von solchen Asteroiden haben wir Bruchstücke, die aus einer fast puren Eisen-Nickel-Legierung bestehen.
Das Zwiebelschalen-Modell eines Chondriten-Mutterkörpers. Wird ein
Asteroid intern erhitzt, bildet sich eine schalenförmige
Struktur. Die stärksten Aufheizungsgrade und die langsamste
Abkühlung ergibt sich im Zentrum, die Randregionen bleiben
kühler und kühlen auch schneller aus.
Obwohl die meisten der chondritischen Gesteine nie völlig aufschmolzen, wurden einige Asteroide – die Mutterkörper der häufig vorkommenden "gewöhnlichen" Chondrite – fast bis an den Schmelzpunkt des Gesteins erhitzt. Welche Wärmequelle die jungen Kleinplaneten im frühen Sonnensystem so stark erhitzen konnte, war lange Zeit nicht klar. Bei großen Planeten entsteht diese Hitze durch die Zerfallswärme langlebiger natürlicher Isotope wie Uran-238, Uran-235, Thorium-232 und Kalium-40. Bei kleinen Körpern ist dieser Mechanismus nicht effektiv, da sie die Wärme schlecht speichern und schnell an der Oberfläche abgeben. Auch die energiereichen Einschläge großer Meteorite im Spätstadium der Planetenentstehung spielen bei kleinen Asteroiden keine Rolle.
Als Wärmequellen für kleine Asteroiden verdächtigte man stattdessen die Zerfallsenergie kurzlebiger radioaktiver Nuklide. Bereits in den 1970er Jahren konnte man die Aktivität von Aluminium-26 durch Überschüsse seines Zerfallsproduktes Magnesium-26 in Einschlüssen, die reich an Kalzium und Aluminium sind, nachweisen. Die Alternative zu dieser "internen Heizung" war die externe Aufheizung durch einen postulierten Ionenwind der frühen Sonne.
Meteoriten: Typische Eisen-Nickel Meteoriten, die aus dem Kern höher differenzierter Asteroiden stammen müssen.
Ob der Mutterkörper tatsächlich durch Aluminium-26 – also von innen – aufgeheizt wurde oder durch den von außen einwirkenden Ionenwind, kann man feststellen, indem man die Temperaturverläufe in verschiedenen Tiefen prüft. Wenn eine interne Aufheizung erfolgte, sollten die höchsten Temperaturen im Zentrum geherrscht haben, das dann auch am längsten braucht, um sich abzukühlen. Oberflächennahe Regionen hingegen sollten sich schwächer erwärmen und schneller wieder abkühlen.
Meteorit. Typischer Steinmeteorit mit den deutlich erkennbaren hellen Kügelchen, den Chondren.
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4 Unsere Gruppe am Heidelberger Mineralogischen Institut hat kürzlich zusammen mit Wissenschaftlern des Naturhistorischen Museums in Paris, des Max-Planck-Instituts für Kernphysik und des Instituts für Planetologie der Universität Münster in der Fachzeitschrift "Nature" eine Arbeit veröffentlicht, die eine Entscheidung für eine der beiden Alternativen herbeiführt.
Die Arbeit beschäftigte sich mit einer Klasse der gewöhnlichen Chondrite. Man nennt sie "H-Chondrite". Der Buchstabe H steht für "High Iron", also den hohen Eisengehalt dieser Meteoritenklasse, die von einem einzigen Mutterasteroiden stammt. Der Grad der Aufheizung variiert innerhalb der Klasse und kann durch den so genannten petrologischen Typ subklassifiziert werden: H-Chondrite vom petrologischen Typ 4 wurden auf maximal 700 Grad Celsius erwärmt. Dabei konnten sich die Chondren relativ gut erhalten. H-Chondrite vom petrologischen Typ 6 wurden hingegen auf maximal 950 Grad Celsius erhitzt. Die ursprünglichen Minerale bildeten sich dadurch zunehmend um: Sekundäre Kristalle, beispielsweise Feldspat und Phosphate, wurden hier einige Hundertstel Millimeter groß, bei H4-Chondriten hingegen nur einige Tausendstel Millimeter. Die Chondren sowie die feinkörnige Matrix wurden weitgehend ausgelöscht. Danach kühlten die Chondrite in ihrem Mutterkörper wieder ab.
Mit verschiedenen hochpräzisen und aufwändigen radiometrischen Datierungsmethoden ermittelten wir die Abkühlkurven acht solcher H-Chondrite vom petrologischen Typ 4, 5, und 6. Radiometrische Methoden beruhen auf der Ansammlung eines Tochterisotops durch den Zerfall eines natürlichen radioaktiven Mutterisotops: Je häufiger das Tochterisotop relativ zur Mutter ist, desto älter ist das Gestein oder Mineral. Wir verwendeten die so genannte Kalium-Argon-Methode, die auf der Anhäufung von Argon-40 durch den Zerfall von Kalium-40 beruht.
Der Asteroid Eros, aufgenommen von der
Raumsonde NEAR (Bildquelle: NASA/JPL)
Das Verfahren wurde in den fünfziger Jahren von Wolfgang Gentner und Joseph Zähringer am Max-Planck- Institut für Kernphysik mitentwickelt. Unsere französischen Kollegen nutzten die von Paul Pellas in Paris zur Reife gebrachte Plutonium-244-Spaltspur-Methode. Dabei werden Kristallschäden "gezählt", die beim Zerfall des radioaktiven Plutoniums-244 entstehen. Solche Strahlenschäden im Kristallgitter können mit Säure angeätzt, dadurch vergrößert und als Spaltspuren optisch sichtbar gemacht werden.
Schließlich muss man noch wissen, dass die mit unseren Methoden bestimmten "Alter" Abkühlalter sind. Sie geben nicht an, wann das Gestein aus einer Schmelze entstanden ist, sondern wann es auf eine bestimmte Temperatur abgekühlt war. Unterhalb dieser Temperatur werden die Zerfallsprodukte "festgehalten", weil ihre thermische Eigenbewegung geringer wird. Argon-40 kann zum Beispiel unterhalb von 280 Grad Celsius nicht mehr aus dem Mineral Feldspat entweichen. Und in Phosphatmineralen können Strahlenschäden unterhalb von 120 Grad Celsius nicht mehr durch die natürliche Schwingung der Gitteratome selbstständig "ausheilen". Insgesamt haben wir acht Meteorite untersucht, deren Uran-Blei-Alter bereits präzise bekannt war und die zudem zu den äußerst seltenen Exemplaren gehören, die nach ihrer Abkühlung von Einschlägen verschont blieben.
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5 Das Ergebnis unserer Studie zeigt eindeutig, dass H6-Chondrite, welche die höchste Maximaltemperatur in ihrer Frühgeschichte erreichten, am langsamsten – über einen Zeitraum von etwa 100 Millionen Jahren – abkühlten. Sie stammen offensichtlich vom "wärmeisolierten" Kern des Mutterkörpers. Die schnell, das heißt innerhalb weniger Millionen Jahre, abgekühlten H4-Chondrite stammen dagegen offensichtlich aus oberflächennahen Regionen, von wo die Wärme schnell verloren ging. Dieser Befund stimmt perfekt mit einem rechnerischen Modell überein, das die Aufheizung des Mutterkörpers durch die Zerfallswärme des kurzlebigen Radioisotops Aluminium-26 beschreibt.
Nachdem man Aluminium-26 mehr als zwei Jahrzehnte lang "in Verdacht" hatte, beweisen unsere Ergebnisse erstmals zweifelsfrei, dass sich ein Asteroid tatsächlich genau so aufheizte und abkühlte, wie man es bei der internen Erwärmung durch die Zerfallswärme von Aluminium-26 erwartet. Wäre der Körper von außen erhitzt worden, hätten – im Gegensatz zu unserem Befund – die hohen petrologischen Typen schneller abkühlen müssen. Denn bei einem solchen Modell stammen diese ja von der Oberfläche des Asteroiden, die stärker als das Zentrum erwärmt wurde.
Der Nachweis von Aluminium-26 als Wärmequelle für Asteroide im frühen Sonnensystem hat bedeutende Implikationen: Eine kurzlebige Wärmequelle erfordert die schnelle Akkretion eines 100 Kilometer großen Körpers innerhalb von zwei bis drei Millionen Jahren nach der Bildung der ersten Kalzium-aluminiumreichen Einschlüsse. Weil Aluminium-26 sehr schnell mit einer Halbwertszeit von nur 0,7 Millionen Jahren zerfällt, wäre seine Konzentration nur wenig später nicht mehr ausreichend, um die H-Chondrite in ihrem Mutterkörper zu erhitzen.
Aus radiometrischen Altersbestimmungen wusste man schon vorher, dass auch die Bildung und Differenzierung der Metall- und Silikatmeteorite von differenzierten Asteroiden innerhalb weniger Millionen Jahre stattfand. Allerdings sind diese differenzierten Körper "Minderheiten" im Asteroidengürtel – die Hauptbeiträge zur Planetenbildung waren wahrscheinlich undifferenzierte Körper, die nach unseren neuen Ergebnissen schnell akkretierten.
Zusammenfassend kann man sagen, dass in unserem Sonnensystem die Planetesimale – die Bausteine der terrestrischen Planeten – sehr schnell gebildet wurden. Schnell genug, so scheint es, dass wir auch in protoplanetaren Scheiben um andere Sterne erdähnliche Planeten erwarten können, sofern sie nach ähnlichen Gesetzen entstehen wie in unserem eigenen Sonnensystem. Da die astronomischen Beobachtungsmethoden immer feiner werden, darf man wohl in einigen Jahren den Nachweis des ersten extrasolaren erdähnlichen Planeten erwarten.
Autor: Dr. Mario Trieloff
Mineralogisches Institut,
Im Neuenheimer Feld 236, 69120 Heidelberg,
Telefon (0 62 21) 54 60 22,
e-mail: trieloff@min.uni-heidelberg.de
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(Published 02.2004 on planetology.org by EAGPE European Association for Geosciences, Planetology and Exobiology with permission of Forschungsmagazin Ruperto Carola, University of Heidelberg, Germany)
Mineralogisches Institut,
Im Neuenheimer Feld 236, 69120 Heidelberg,
Telefon (0 62 21) 54 60 22,
e-mail: trieloff@min.uni-heidelberg.de
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(Published 02.2004 on planetology.org by EAGPE European Association for Geosciences, Planetology and Exobiology with permission of Forschungsmagazin Ruperto Carola, University of Heidelberg, Germany)