SK-ZAG

Diese Einschlüsse enthalten eine besonders große Menge schwerflüchtiger Elemente wie Kalzium und Aluminium. Sie werden gewöhnlich als CAI (Calcium-Aluminium-rich Inclusions) bezeichnet. Ihre chemische und mineralogische Zusammensetzung deutet darauf hin, dass sie aus einem heißen, sich abkühlenden solaren Nebel kondensierten. Die Einschlüsse enthalten deshalb nur geringe Mengen an allen nicht schwerflüchtigen Elementen, die erst später kondensierten, zum Beispiel Silizium, Magnesium, Eisen, Natrium, Mangan oder Blei. Mit der Uran-Blei-Methode hat man diese Einschlüsse auf ein Alter von 4,567 bis 4,568 Milliarden Jahren datiert. Die ersten Kondensationsprodukte lassen sich mit Hilfe der Zerfallsprodukte kurzlebiger Nuklide, insbesondere von 26Al, sehr genau datieren. Die zeitliche Auflösung liegt bei bis zu 20.000 Jahren. Daher weiß man, dass die Kondensation dieser Einschlüsse relativ schnell, das heißt während der ersten 100.000 Jahre des Sonnensystems, vonstatten ging. Durch Schwerkraft und Zusammenstöße bildeten sich innerhalb von ein bis zwei Millionen Jahren nach der Kondensation der ersten festen Materie Planetesimale. Die Überreste dieser ersten Himmelskörper im Sonnensystem sind heute nur durch Meteorite zugänglich, die aus dem Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter stammen. Hierbei zeigen Chondrite die primitivsten Zusammensetzungen. In ihnen sind neben den ältesten Einschlüssen auch kosmischer Staub, kondensierte Metalle und so genannte Chrondren, wenige Millimeter große, früh im solaren Nebel gebildete Schmelztröpfchen, erhalten geblieben. Zu den wichtigsten anderen Meteoritengruppen zählen Achondrite und Eisenmeteorite. Sie stellen die Überbleibsel von differenzierten Planetesimalen dar. Man ist lange davon ausgegangen, dass sich alle differenzierten Meteorite aus Chondriten gebildet haben.

In allen Chondriten findet man kleinste Mengen von präsolaren Körnern. Diese wenige Mikrometer großen Partikel sind älter als das Sonnensystem. Sie weisen, wie man durch Untersuchungen mit der hochauflösenden NanoSIMS Methode festgestellt hat, äußerst ungewöhnliche Isotopenverhältnisse für viele Elemente des Periodensystems auf. Die Erforschung der präsolaren Körner ist ein gutes Beispiel dafür, dass bahnbrechende wissenschaftliche Erkenntnisse bei der Untersuchung extraterrestrischer Proben eng mit methodischen Weiterentwicklungen verknüpft sind.

Die Stardust-Mission der NASA hat neue fundamentale Erkenntnisse über die Frühphase des Sonnensystems gebracht. Stardust hat mit Wild-2 erstmals einen Kometen direkt beprobt. Anders als erwartet, zeigten Isotopenuntersuchungen an den eingefangenen Staubkörnern, dass diese Körner zum Großteil aus unserem Sonnensystem stammen müssen und nicht präsolaren Ursprungs sind. Viele Staubkörner bestanden aus gesteinsbildenden Mineralen wie Olivin und Pyroxen, einige exotische Körner enthielten aber auch Minerale wie Osbornit (Titannitrid), die nur bei hohen Kondensationstemperaturen nahe der Sonne entstanden sein können. Dass diese Körner in Kometen vorkommen, die im äußeren Sonnensystem entstanden sind, lässt sich nur erklären, wenn im frühen Sonnensystem Material von innen nach außen transportiert wurde.

Neue Entwicklungen in der Feststoffmassenspektrometrie haben es in den letzten Jahren ermöglicht, kleinste Meteoritenproben mit nie gekannter zeitlicher Auflösung zu datieren. In den letzten fünf Jahren haben sich dadurch unsere Vorstellungen zum zeitlichen Ablauf der Bildung und Differenzierung von Planetesimalen drastisch geändert. Lange ging man davon aus, dass die primitiven Chondrite zuerst entstanden. Demnach trennten sich leichte und schwere Bestandteile in einem Teil dieser Planetesimale anschließend in einen Metallkern und eine Hülle aus Silikatgesteinen. Diesen Vorgang nennt man Differenzierung. Die Metallkerne sind die Quelle der Eisenmeteoriten. Aus den Silikathüllen stammt die Meteoritengruppe der Achondrite. Durch Datierungen mit der Uran-Blei-Methode sowie mit den kurzlebigen Hafnium-Wolfram- und Aluminium-Magnesium-Uhren weiß man heute, dass magmatische Eisenmeteorite etwa genauso alt wie CAI sind, die als älteste Materie des Sonnensystems gelten. Damit sind Eisenmeteorite als Kerne von Kleinplaneten älter als die primitiven Chondrite. Auch die Mutterkörper der meisten anderen differenzierten Meteoritengruppen entwickelten sich innerhalb der ersten vier Millionen Jahre des Sonnensystems vollständig. Sie entstanden somit mehr oder weniger zeitgleich mit den Chondriten. Dieser zunächst rätselhafte Befund wird inzwischen dadurch erklärt, dass die Chondrite gerade deswegen nicht mehr differenzieren konnten, weil sie so spät entstanden. Zu diesem Zeitpunkt gab es keine kurzlebigen Radio­nuklide mehr, die die nötige Wärme zum Schmelzen der Planetesimale liefern konnten.

Diese revidierte Chronologie der Bildungsgeschichte der Kleinplaneten und die neuen Modellvorstellungen über das Wachstum der inneren Planeten des Sonnensystems haben erhebliche Folgen für Modelle der größeren Planeten. Die in unterschiedlichem Abstand zur Sonne gebildeten Embryos enthielten vermutlich unterschiedliche Mengen schwer- und leichtflüchtiger Elemente. Wenn man annimmt, dass die Erde eine Mischung verschiedenster mond- bis marsgroßer Objekte ist, lässt sich ihre Gesamtzusammensetzung nicht mehr voraussagen. Zudem hat sich jüngst gezeigt, dass verschiedene Meteoritengruppen kleine, aber systematische Unterschiede bei der Häufigkeit stabiler Isotope wie Nickel, Chrom, Kupfer, Molybdän, Zirkonium und Osmium aufweisen – eine Erkenntnis, die präziseren massenspektrometrischen Isotopenanalysen zu verdanken ist. Diese Unterschiede sind vermutlich darauf zurückzuführen, dass diese Elemente im frühen Sonnensystem nicht gleichmäßig verteilt waren. Bestimmte Radionuklide gelangten möglicherweise erst durch die Explosion benachbarter Supernovae in das frühe Sonnensystem.

In den letzten Jahren hat man zunehmend erkannt, dass Impaktprozesse für die thermische Geschichte von Kleinstplaneten eine große Bedeutung hatten. Die Kleinstplaneten differenzierten und erwärmten sich häufig erst mehr als zehn Millionen Jahre nach der Entstehung des Sonnensystems, wie Datierungen zeigen. Solche vergleichsweise „jungen“ Ereignisse können nur durch die Kollision von Kleinstplaneten erklärt werden. Keine andere Energiequelle konnte so spät noch die notwendige Heiz-Energie liefern. Durch Zusammenstöße könnte sich auch die chemische Zusammensetzung früh gebildeter Kleinstplaneten verändert haben, zum Beispiel könnten differenzierte und undifferenzierte Kleinplaneten kollidiert sein. Es ist auch denkbar, dass leichtflüchtige Elemente verdampften, wenn sich der Himmelskörper durch eine Kollision stark aufheizte. Dieses Konzept der „Collisional Erosion“ kann Unterschiede in der Gesamtzusammensetzung einzelner Himmelskörper erklären.

Wie häufig schwer- und leichtflüchtige Elemente in primitiven Meteoriten vorkommen, hängt von Kondensations- und Verdampfungsprozessen ab. Um die Abfolge und die Dynamik solcher Prozesse entschlüsseln zu können, muss man verstehen, wie sich schwer- und leichtflüchtige Elemente bei hohen Temperaturen verhalten. In den letzten Jahren hat sich die Genauigkeit der Analysemethoden erheblich verbessert, so dass die Häufigkeit von Spurenelementen in verschiedenen Meteoritentypen genauer bestimmt werden kann. So deutet es sich zum Beispiel an, dass Meteoriten sehr unterschiedliche Mengen einer bestimmten Gruppe schwerflüchtiger Elemente enthalten können.

Kurzlebige Radionuklide erlauben es, Ereignisse im frühen Sonnensystem mit hoher zeitlicher Auflösung zu datieren. Da diese radioaktiven Zerfallssysteme aber jeweils nur relative Altersinformationen liefern, ist ihre Kalibrierung mit langlebigen Chronometern (zum Beispiel der Uran-Blei-Uhr) sehr wichtig. Nur so können vergleichbare und absolute Altersinformationen gewonnen werden. Es ist zudem weitgehend ungeklärt, ob kurzlebige Nuklide im frühen Sonnensystem wirklich gleichmäßig verteilt waren. Zum Beispiel könnte die kosmische Strahlung einen Einfluss darauf gehabt haben, wie häufig die Zerfallsprodukte kurzlebiger Nuklide vorkamen. Das muss aber noch modelliert und untersucht werden.

Die meisten Isotope fast aller Elemente des Periodensystems, die nicht durch radioaktiven Zerfall entstanden sind, kommen in der Erde, im Mond und in Meteoriten etwa gleich häufig vor, soweit heutige Massenspektrometer das erkennen können. Allerdings hat sich in den letzten Jahren dank verbesserter Methoden gezeigt, dass Meteoriten doch ungewöhnliche Anteile einiger Elemente enthalten. Vergleicht man irdische Isotopenhäufigkeiten mit denen von Meteoriten, so lassen sich bestimmte Meteoritentypen als Bausteine der Erde identifizieren. Untersucht man solche Anomalien weiter, kann man erfahren, wie die schwereren Elemente entstanden sind, wie homogen Elemente und Isotope im frühen Sonnensystem verteilt waren und ob nahe Supernovae-Explosionen dem Sonnen­system kurzlebige Radionuklide zugeführt haben. Hochauflösende Untersuchungen präsolarer Körner und anderer exotischer Bestandteile von Meteoriten mit dem besonders leistungsstarken Massenspektrometer NanoSIMS können weitere Erkenntnisse zur Ent­stehung der Elemente liefern.

Petrologische und physikalische Experimente können klären, aus welchen Elementen und Mineralen extraterrestrische Proben bestehen und was für eine Struktur sie besitzen. Einige Fragen, die in Zukunft geklärt werden sollten: Wie hängt die Flüchtigkeit bestimmter Elemente von der mineralogischen Zusammensetzung der Kondensate oder deren Oxidationszustand ab? Welche physikalischen Prozesse steuerten die Geburt planetarer Embryos aus Staub? Welche Prozesse spielten bei der Entstehung der Chondren eine Rolle? Zudem wäre es wünschenswert, die Zusammenstöße und die thermischen Prozesse im frühsolaren Nebel zu modellieren.