Sternenstaub (Astronomie)

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Eine Quelle von Sternenstaub - Die Nova im Jahre 2002 des 20.000 Lichtjahre entfernten Riesensterns V838 Monoceros im Sternbild Einhorn. Die braunen Sternenstaub-Wirbel stammen von einem Ausbruch mehrere 10.000 Jahre zuvor. Ihr Durchmesser beträgt etwa 7 bis 8 Lichtjahre.

Sternenstaub bezeichnet als wissenschaftlicher Begriff kleine, teilweise mikroskopische Materiepartikel im interstellaren Raum. Sie sind Produkte von Novae und Supernovae und tragen einen kleinen Teil zum interstellaren Staub bei.

Im allgemeinen Sprachgebrauch wird mit dem Begriff Sternenstaub auch jede interstellare Materie bezeichnet, die aus Sternen hervorgegangen und nicht in festen Gebilden wie Sternen, Planeten oder Asteroiden gebunden ist. Diese Materie bildet die verschiedenen Arten von astronomischen Nebeln, Globulen, Dunkelwolken und die Beimischungen zum Wasserstoff von Molekülwolken. Sternenstaub in dieser Wortbedeutung besteht aus allen chemischen Elementen außer Wasserstoff (der Theorien zufolge schon beim vermuteten Urknall gebildet wurde), auch in gasförmigem Zustand.

Entstehung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Das Entstehungsumfeld von Sternenstaub[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Sterne bilden Staub in Stadien der Ausdehnung und der Abkühlung. Die Staubbildung ist nur in bedingten Entwicklungsphasen von Sternen möglich, abhängig von ihrer Temperatur und Dichte. Dieser Temperatur/Dichte-Bereich heißt Staubbildungsfenster. Das Staubbildungsfenster beginnt bei unterschiedlichen Temperaturen, in Abhängigkeit von der Zusammensetzung des Sterns.

Wenn ein Stern in die Phase großer Leuchtkraft kommt, bildet sich aus dem Sternenstaub durch den Superwind (Sternwind bei einem veränderlichen Stern) ein planetarischer Nebel.

Sternenstaub bildet sich vorwiegend unter hoher Gasdichte, niedriger Temperatur (aber mit der Mindestaktivierungsenergie für nötige chemische Reaktionen) und ausreichender Häufigkeit der entsprechenden Moleküle im Gas. Die Bildung kristalliner Mineralien ist - entgegengesetzt zum Erkenntnisstand der 90er Jahre - nicht auf Planetenoberflächen beschränkt. Durch Infrarotbeobachtungen wurde nachgewiesen, dass bei extrem geringen Gasdichten in den ausgedehnten Hüllen pulsierender roter Riesensterne Mineralbildung stattfindet. Die gebildeten Teilchen bedürfen in allen Fällen von Sternenstaubbildung chemischer Stabilität.

Langperiodische Veränderliche bzw. Novae bilden Staubschalen. Dort bestehen Schallwellen, die durch Dichteabfall nach außen hin zu Stoßwellen werden. Bei niedriger Temperatur (um 1.500 Kelvin) und ansteigender Dichte besteht hoher Kondensationsgrad. Weiter außen endet das Backwarming durch zunehmende Entfernung vom Stern und dünner werdender Hülle. Die Komprimierung des hinter den Stoßwellen liegenden Gases fördert hierbei das Staubwachstum in der multiplexen Kopplung der Reaktionsprozesse.

Schritte der Staubbildung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  • Als Erstes bildet sich ein primäres Kondensat. Es besteht aus Molekülen häufiger Elemente und geringer Bindungsenergie.
  • Der nächste Schritt ist die Keimbildung. Keime sind die ersten Agglomerationen (Ansammlungen) von Molekülen.
  • Auf die Keimbildung folgt das Keimwachstum. Dabei bilden sich Teilchen, die im Strahlungsfeld des Sterns stabil sind.

Staubwachstum[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Beim Staubwachstum gibt es verschiedene Möglichkeiten. Eine einfache Möglichkeit ist hier Wachstum durch eine lineare Reaktionskette von Molekülen. In langperiodischen veränderlichen Sternen bildet sich der Staub unter wechselseitigen Kopplungen vieler Reaktionsprozesse. Dominierende Prozesse hierbei sind:

Zusammensetzung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Sternenstaub besteht aus Kristallen, amorphen Festkörpern und Molekülketten. Die Partikelgrößen betragen 5 Nanometer bis 10 Mikrometer und sind mit bloßem Auge kaum sichtbar. Sie werden gelegentlich als Grains (englisch für Korn) bezeichnet. Häufige Elemente in den Verbindungen sind Wasserstoff, Helium, Sauerstoff, Stickstoff, Neon, Silizium, Eisen und Magnesium. Wegen der Bedingung der Hitzebeständigkeit kommen Edelstein-Moleküle relativ häufig im Sternenstaub vor. Typische Beispiele dafür sind Diamanten, Korunde (oder durch Titan gefärbt als Saphire), Spinelle und Olivine.

Es besteht ein Zusammenhang zwischen dem Isotopenverhältnis im Sternenstaub und der Zusammensetzung und dem Entwicklungsstadium der Sternatmosphäre, in dem der Staub gebildet wurde.

Eine Besonderheit an Erkenntnissen lieferte die Sonde Stardust. Die Partikel aus dem Schweif des Kometen Wild 2 bestehen zum größten Teil aus bisher unbekannten, dreidimensionalen, organischen Riesenmolekülen: Polymere bzw. heterozyklische Aromate, die teerartigen Massen ähneln. Sie haben bis zu 2.000 Masseneinheiten. Wasser (H2O) zum Vergleich hat 18 Masseneinheiten, die größten zuvor nachgewiesenen Moleküle sind polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe (PAK) und haben bis zu einigen hundert Masseneinheiten. Diese dreidimensionalen Moleküle aus dem Schweif von Wild 2 erreichen durch ihre Fähigkeit zur Vernetzung die notwendige Stabilität, um im inneren Sonnensystem im Vakuum bei +20 bis +80 Grad Celsius erhalten zu bleiben.

Vorkommen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Etwa 10 % der sichtbaren Masse befindet sich im interstellaren Medium. Sie setzt sich zu etwa 99 % aus Gas in unterschiedlicher Form zusammen und zu etwa einem Prozent aus Sternenstaub. Die Verteilung des Sternenstaubs entspricht dem der Gase, die Verteilungen in den Galaxien sind sehr ungleichmäßig. In den Spiralarmen von Galaxien ist die Konzentration, genau wie die Anzahl von Sternen, wesentlich höher.

Sternenstaub hat, obwohl er nur ein Prozent der Masse im interstellaren Medium ausmacht, einen deutlichen Einfluss auf das Sternenlicht. Er ist der Grund, warum das Zentrum der Milchstraße und die uns gegenüberliegende Seite unserer Galaxie im sichtbaren Licht nicht erfassbar sind.

Bedeutung für die Forschung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Durch Erkenntnisse über die chemische Zusammensetzung und die Isotopenverhältnisse bei der Fernbeobachtung können Aussagen über das Entwicklungsstadium von Sternen getroffen werden. Auch der Einfluss von Staub auf Sternentstehungsgebiete ist Untersuchungsgegenstand. Ferner hat Sternenstaub einen wichtigen Einfluss auf Riesensterne. Eine besondere Bedeutung kommt dem Staub bei der Untersuchung der Entstehung unseres Sonnensystems und der Zeit davor zu.

Untersuchung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Röntgenanalyse eines Sternenstaub-Partikels

Die erste Untersuchungsart ist die Spektralanalyse durch Röntgenteleskope. Dabei werden die Spektrallinien mit irdischen Labordaten verglichen. Diese Methode liefert Erkenntnisse über die Zusammensetzung des Staubs in Sternatmosphären, über die Extinktion und über die Streuung.

Eine andere Möglichkeit ist die Gewinnung von Staubkörnern aus Meteoriten, welche letztlich von Asteroiden abstammen, oder Kometen wie bei der Stardust-Mission. An der Untersuchung der Teilchen des Kometen Wild 2 waren weltweit etwa 150 Wissenschaftler beteiligt. Die untersuchten Staubproben erscheinen für Außenstehende winzig, sind aber für Mineralogen absolut ausreichend. In Meteoriten kommt Sternenstaub in Form von Präsolaren Mineralen vor, der z. B. mittels Sekundärionenmassenspektrometrie untersucht werden kann.

Diese Partikel werden darauf im Labor untersucht. Untersuchungen mit dem Massenspektrometer, chemische Analyse und eine Laserablation liefern Erkenntnisse über die Zusammensetzung. Hierbei werden auch die Isotopenverhältnisse untersucht. Untersuchungen mit dem Elektronenmikroskop (speziell einem Transmissionselektronenmikroskop) zeigen die Oberflächenstrukturen der Teilchen.

Offene Fragen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Messdaten aus einer Supernova-Explosion in der Kleinen Magellanschen Wolke stellte die gängigen Theorien zur Planetenentstehung in Frage. Die entstehenden Staubmengen entsprechen demnach nur einem Hundertstel dessen, was zur Entstehung von Planeten nötig ist.

Die Bildung von Sternen ist ohne Staub nicht zu erklären, umgekehrt ist die Entstehung von Sternenstaub ohne Sterne ebenfalls unerklärbar. Der untersuchte Komet Wild 2 kommt aus der Oortschen Wolke. Diese entfernte Randregion unseres Sonnensystems enthält Kometen, die so alt sind wie das Sonnensystem, etwa 4,6 Milliarden Jahre. Der Komet enthält aber Material, das nur bei sehr hohen Temperaturen in der Zentralregion des Solarsystems entstanden sein kann. Ob und wie das Material nach dort draußen gekommen sein kann, wird unter Wissenschaftlern diskutiert.

Eine andere Frage im Zusammenhang mit Sternenstaub ist, dass nicht alle aufgespürten Isotopenverhältnisse mit den bekannten Fusionsprozessen vollständig erklärbar sind.

Des Weiteren weisen die Staubhüllen von Sternen starke Instabilitäten auf, die in ihrer Form noch nicht erklärt wurden.

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Quellen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]