Die Ursuppe unseres Sonnensystems

Es gibt nur eine Klasse von Himmelskörpern, in denen hinreichend präzise Informationen über die ursprüngliche Isotopenzusammensetzung unseres Sonnensystems konserviert sind. Bestimmte uralte Meteoriten sind noch unverfälschte Zeugen und enthalten den Schlüssel zur Vorgeschichte von Sonne, Erde und den anderen Planeten. Die einzige entscheidende Veränderung, die diese Jahrmilliarden alten Gesteine durchgemacht haben, besteht im Zerfall derjenigen radioaktiven Elemente, die langlebig genug waren, um aus der kosmischen Umgebung in die Molekülwolke zu dringen, aus der die protoplanetare Scheibe unseres Sonnensystems entstand; und die kurzlebig genug waren, um aus ihnen Dynamiken herauslesen zu können, die uns über den Ablauf der Entstehung unseres Sonnensystems belehren.

Die relevanten Halbwertszeiten liegen im Bereich von knapp einem bis wenigen Millionen Jahren, in denen die Formation und Verdichtung der protoplanetaren Scheibe vonstatten ging. Zwei der wichtigsten Isotope hierfür sind Aluminium-26 und Eisen-60. Astronomen aus Frankreich und der Schweiz haben nun anhand der aus Meteoritenanalysen bekannten Isotopenhäufigkeit und aus astrophysikalischen Simulationen zur Elementverteilung ein Modell vorgestellt, demzufolge unsere Sonne der dritten Sternengeneration einer großen Molekülwolke angehört, in der sich tausende Sonnen gebildet haben.

Aluminium-26 besitzt eine Halbwertszeit von gut 700.000 Jahren, Eisen-60 eine von 2,6 Millionen Jahren. Nachweisen kann man die ursprüngliche Konzentration an diesen Stoffen über ihre Zerfallsprodukte in bestimmten Meteoritenmineralien, die kalzium- oder aluminiumhaltige Einschlüsse enthalten. Die radioaktiven Ausgangssubstanzen sind mittlerweile vollständig zerfallen: Aluminium-26 über Elektroneneinfang in das stabile Magnesium-26, Eisen-60 durch zwei aufeinander folgende Betazerfälle über das kurzlebige Kobalt-60 in Nickel-60.

Aus den Anteilen von 3,3 ppb (parts per billion) für Aluminium-26 und 0,4 ppb für Eisen-60 und dem Verhältnis der beiden von 8,2 lassen sich in Zusammenhang mit den Erzeugungs- und Ausbreitungsprozessen für diese Isotope einige Schlussfolgerungen ziehen. Das schwere Eisen-60 wird in großen Mengen in Supernovae erzeugt. Aluminium-26 hingegen findet sich auch in den heftigen Sternwinden von Riesensternen, die viele Größenordnungen mehr Material in ihre Umgebung blasen als ruhige Sterne wie unsere Sonne. Aus den Verhältnissen dieser Isotope lässt sich also die zeitliche Abfolge bestimmen.

Aus den bekannten Elementverteilungen zeichnen die Forscher folgendes Bild von der Vorgeschichte unseres Sonnensystems: Eine große Molekülwolke, in der einige schwerere Elemente aus den frühen Generationen von Sternen angereichert waren, kühlte immer weiter ab und begann, sich unter ihrer eigenen Gravitation zusammenzuziehen. Irgendwann zündeten auch in dieser Wolke die ersten Sterne, unter ihnen einige Riesensterne, die nach kurzer Zeit ihr extrem heißes Leben in einer Supernova aushauchten. Sterne brennen umso heißer und kürzer, je schwerer sie sind, da dann Druck und Temperatur in ihrem Innern so groß werden, dass die Wahrscheinlichkeit für Kernfusionsprozesse enorm ansteigt.

Diese Supernovae aus der ersten Sternengeneration der molekularen Riesenwolke belieferten ihre Umgebung bis in etliche Dutzend Lichtjahre mit größeren Mengen Eisen-60. Gleichzeitig verdichteten ihre Schockfronten das umliegende interstellare Medium und stießen so die Entstehung der zweiten Sternengeneration an. Bestand die erste Generation noch aus vielen Tausend Sonnen, so bestand die zweite aus Clustern von ein- bis zweitausend.

Ein großer Stern mit über 30 Sonnenmassen aus dieser zweiten Generation hat dann durch seinen starken Sternwind seine Umgebung bis in circa 30 Lichtjahre mit dem kurzlebigeren Aluminium-26 angereichert. Auch durch diesen Sternwind wurde das interstellare Medium der Molekülwolke lokal verdichtet. Und zusammen mit einigen hundert Schwestersystemen, die dieselbe Isotopenzusammensetzung besitzen wie wir, entstand die protoplanetare Scheibe unseres Sonnensystems. Dies alles geschah in wenigen Millionen Jahren, da sonst die radioaktiven Elemente schon wieder zerfallen gewesen wären. Das Aluminium-26 musste auch erst in die protoplanetare Gasscheibe diffundieren, was einige Zeit dauert. Deshalb finden sich in den ältesten Meteoriten aus dem Zentrum der Scheibe keine Spuren dieses Isotops.

Den Mutterstern der zweiten Generation, dem wir unsere Existenz verdanken, tauften die Forscher „Coatlicue“, nach der Mutter der Sonne in der aztekischen Mythologie. Die Schwestersysteme mit derselben Isotopenhäufigkeit haben sich aber mittlerweile aus den Augen verloren. In den letzten viereinhalb Milliarden Jahren seit seiner Entstehung ist unser Sonnensystem ungefähr 20 mal um das Zentrum der Milchstraße gekreist, wobei sich unsere ehemaligen Nachbarn quer über die Galaxie verstreut haben.

Einer kürzlich veröffentlichten Studie zufolge ist unser Sonnensystem durch die Schockwelle einer Supernova entstanden. Das jetzt präsentierte Modell zeichnet ein etwas vielschichtigeres Bild von der Situation, besitzt aber nach Angaben der Forscher den Vorteil, dass es robust ist gegenüber verschiedenen Schätzwerten für die Größe des Sternclusters. Es benötigt auch keine exotischen oder komplizierten Annahmen. Unsere Sonne ist demzufolge ein absolut durchschnittlicher Stern.

Dirk Eidemüller

PH