System Erde: Exkurs - Wie der Mond entstanden ist ...

Wie ist der Erdmond entstanden? Bei dieser Frage handelt es sich um eine der schwierigeren in der Planetologie. Zu ungewöhnlich ist das Erde-Mond-System sowohl aus astronomischer als auch geologischer Hinsicht, um darauf eine in allen wesentlichen Punkten widerspruchsfreie Antwort geben zu können. Die Ergebnissen der Apollo-Missionen Ende der 60ziger, Anfang der 70ziger Jahre des vorigen Jahrhunderts haben relativ schnell einige zuvor favorisierte Hypothesen aus dem Rennen geworfen, ohne das sofort eine Alternative erkennbar wurde. Das betrifft z.B. die ehemals sehr populäre Fission-Theorie, die auf George Howard Darwin (1845-1912) zurückgeht, sowie die Theorie des gemeinsamen Ursprungs von Erde und Mond. Die Hypothese, dass die Erde den Mond quasi „eingefangen“ hat, ist bereits aus himmelsmechanischen Gründen so unwahrscheinlich, das sie heute nur noch von akademischem Interesse ist. 

Eine Theorie, die den Anspruch erhebt, eine der Wahrheit nahekommende Aussage über den Ursprung des Erde-Mond-Systems zu machen, muss versuchen, u.a. folgende Beobachtungstatsachen schlüssig zu erklären (Auswahl):

• die für einen Mond im Vergleich zum Mutterplaneten ungewöhnliche Größe
• der doch krasse Unterschied in der mittleren Dichte von Erde (5515 kg/m³) und Mond (3341 kg/m³), der zu der Frage führt „Warum hat der Mond einen im Vergleich zur Erde so geringen Eisenanteil?“
• das (fast) völlige Fehlen von Wasser und die Verarmung an anderen volatilen Stoffen in den Mondgesteinen 
• die sehr gute Übereinstimmung der Sauerstoff-Isotopenverhältnisse von Erde und Mond, welches ein sehr starkes Indiz dafür ist, dass beide Himmelskörper einen irgendwie gemeinsamen Ursprung haben müssen
• die Ausdifferenzierung der Mondmaterie, die beweist, dass der Mond einmal aufgeschmolzen gewesen sein muss. Seine Anorthosit-Kruste ist sinnvoll nur mit der ehemaligen Existenz eines Magmaozeans zu erklären.
• Größe und Verteilung des Drehimpulses im Erde-Mond-System (äußerst wichtiges KO-Kriterium)

Auf den ersten Blick scheint es recht schwierig zu sein, alle diese Punkte miteinander in Einklang zu bringen. Alle älteren Theorien der Mondentstehung scheitern jeweils an mehreren Punkten dieser (unvollständigen) Aufzählung und müssen deshalb als falsifiziert gelten. Ein Punkt brachte jedoch die Wissenschaftler auf die richtige Fährte. Und dieser Punkt betrifft das Mengenverhältnis der in den von den Apollo-Astronauten aufgesammelten Mondgesteinsproben enthaltenen Sauerstoffisotope 16O, 17O und 18O. Dieses Mengenverhältnis beträgt für die Erde, bestimmt anhand der Sauerstoffisotope im Meerwasser

16O : 17O : 18O = 0,9527 : 0,0071 : 0,0401

Es wird als Standard Mean Ocean Water – Wert (SMOW) bezeichnet und dient als Vergleichswert für entsprechende radiologische Untersuchungen an nicht-terrestrischem Material (z.B. Meteorite). Abweichungen von diesem Wert werden gewöhnlich als Differenz zum SMOW-Wert angegeben (hier δ17O):

n kennzeichnet die jeweiligen Isotopenkonzentrationen. Die Differenz δ ergibt sich hier in Promille. 

So beträgt der δ17O-Wert für die Erde 2,78 und für den Mond 2,89; der δ18O –Wert 5,38 für die Erde und 5,54 für den Mond (Lodders & Fegley, 1998). 

Diese große Übereinstimmung ist erstaunlich, insbesondere schon deshalb, weil gewöhnlich gerade Meteorite starke bis sehr starke Abweichungen gegenüber dem SMOW-Wert zeigen. Diese Abweichungen erklären sich, wenn man sich die Entstehungsgeschichte dieser drei Sauerstoffisotope im Inneren von massereichen Riesensternen etwas genauer anschaut. So ist das 16O –Isotop das direkte Produkt des sogenannten „Neon-Brennens“, während die Isotope 17O und 18O durch den radioaktiven Zerfall der Fluor-Isotope 17F und 18F entstehen. Dazu muss man noch wissen, dass die Konzentration dieser beiden Isotope in Bezug auf 16O bei Temperaturen oberhalb von 6∙10^8 K immer mehr abnimmt. Das bedeutet, dass oberhalb der genannten Temperatur im Sterninneren fast nur noch 16O fusioniert wird. Gelangt dieses Sauerstoffisotop z.B. bei einer Supernovaexplosion in den interstellaren Raum, dann kann es dort mit den dort vorhandenen Stoffen (z.B. in Staubpartikeln) verschiedene chemische Verbindungen eingehen. Da man davon ausgehen kann, dass die Materie in der ISM sehr gut durchmischt ist, sollte der darin enthaltene Sauerstoff einen genau definierten δ – Wert aufweisen, der sich erst durch spezifische Fraktionierungsprozesse – z.B. innerhalb einer protoplanetaren Scheibe – ändern kann. Dabei versteht man unter einer Isotopenfraktionierung die durch chemische oder geochemische Prozesse bedingte An- oder Abreicherung von Isotopen in einem Isotopengemisch. Besteht dieses Isotopengemisch - wie bei Sauerstoff - aus drei stabilen Isotopen, dann lässt sich für die entsprechenden Proben ein Dreiisotopendiagramm erstellen. Jede der beiden Achsen des Diagramms bezeichnet dabei ein Isotopenverhältnis, welches durch das Isotop im Zähler des Verhältnisses definiert ist. Trägt man in dieses Diagramm die Werte von Proben mit unterschiedlichen Isotopenverhältnissen ein, dann lassen sich die Messpunkte mit einer Geraden ausgleichen, die man als Fraktionierungslinie bezeichnet. Proben, die in ihren Sauerstoff-Fraktionierungslinien weitgehend übereinstimmen, haben dann mit entsprechend hoher Wahrscheinlichkeit einen gemeinsamen Ursprung. So lassen sich mit dieser Methode Meteorite unterschiedlicher Meteoritenfälle u. U. einem gemeinsamen Ursprungskörper zuordnen. 

Der Umstand, dass die Sauerstoff-Fraktionierungslinien von Mondgestein mit denen irdischer Gesteine quasi übereinstimmen, führte ab Mitte der 80ziger Jahre des vorigen Jahrhunderts schließlich zur Bevorzugung der Hypothese, das Erde und Mond zusammen bei einer Kollision zweier protoplanetarer Körper in der Frühzeit des Sonnensystems (wo solche Kollisionen noch relativ häufig waren (Cameron & Ward, 1976)) entstanden sind. 

Die Idee, dass sich der Mond aus dem Kollisionsschutt von zwei Himmelskörpern gebildet hat, geht genau genommen auf den kanadischen Geologen Reginald Aldworth Daly (1871-1957) zurück, der sie 1946 wenig öffentlichkeitswirksam in einem Proceeding-Band der Amerikanischen Philosophischen Gesellschaft veröffentlichte (Daly, 1946). Diese Hypothese geriet lange Zeit in Vergessenheit, bis sie unabhängig von ihm durch William K. Hartmann und Donald R. Davies in neuer Form vorgestellt wurde um zu zeigen, dass kompakte kleinere Himmelskörper (wie der Erdmond) durchaus aus dem „Schutt“ entstehen können, der bei einer Kollision von zwei größeren Himmelskörpern entsteht (Hartmann & Davis, 1975). 1984 erkannte man schließlich, dass diese Hypothese (giant impact hypothesis (Stevenson, 1987)) offenbar sehr gut die rätselhaften Befunde, die sich aus der Analyse von Mondgestein ergeben haben, erklären kann. Die Parameter und die Dynamik des Zusammenstoßes versucht man seitdem durch Simulationsrechnungen in Erfahrung zu bringen. 

Vor dem Impakt: Ausbildung des Fe/Ni-Erdkerns

In der für geologische Maßstäbe relativ kurzen Zeit zwischen der ersten Konsolidierung der Protoerde und dem Mondimpakt (~50 - 120 Ma) muss sich bereits der metallische, hauptsächlich aus Eisen und Nickel aufgebaute Erdkern ausgebildet haben. Ansonsten ist die im Vergleich zur Erde auffallend geringe Dichte des Erdmondes nicht zu erklären. Sie zeigt, dass der Mond aus bereits an Metallen verarmter Mantelmaterie der beiden Himmelskörper entstanden sein muss, die bei der Kollision ins Weltall geschleudert wurde. Das impliziert wiederum, dass die Ausbildung des Fe/Ni – Kerns zum Zeitpunkt der Kollision sehr weit fortgeschritten, wenn nicht sogar im Wesentlichen abgeschlossen war.

Eine notwendige Bedingung für die stoffliche Differentiation eines Himmelskörpers besteht in dessen Aufheizung auf Temperaturen, die zumindest eine partielle Schmelze der silikatischen und metallischen Bestandteile ermöglichen. Das war in der Frühzeit der Erde gegeben. Im Bulk-Bereich des Protoplaneten führte die Energiefreisetzung durch eine Vielzahl darin enthaltener radioaktiver Stoffe wie 26Al (T(1/2) (Halbwertszeit) ~ 717000 a), 60Fe (T(1/2) ~ 2,6 Ma), 40K (T(1/2) ~ 1,248 Ga), 232Th (T(1/2) ~ 14 Ga) sowie verschiedener weiterer Isotope (z.B. von Uran) zu einem Aufschmelzen direkt im Inneren. Aber auch über die Oberfläche erfolgte ein nicht unwesentlicher Energieeintrag durch die natürlich immer noch anhaltenden Akkretionsprozesse. Als Ergebnis begannen die Metallanteile in der Schmelze quasi auszuflocken und aufgrund ihrer hohen Dichte entsprechend der Richtung der Schwerkraft abzusinken. Die dabei bei der Entmischung und Absinken freigesetzte Gravitationsenergie erhitzte das Planeteninnere weiter, was zu einer Beschleunigung des Aufschmelzvorgangs führte. Würde beispielsweise diese Entmischung instantan ablaufen, dann wäre die dabei freiwerdende Wärmeenergie in der Lage, die gesamte Erde auf ~2700 K aufzuheizen. Dieser hier nur kurz beschriebene, ziemlich rapid ablaufende Vorgang wird gewöhnlich als „Eisenkatastrophe“ bezeichnet. Ein Teil der auf diese Weise erzeugten Wärmemenge ist heute immer noch in Form der primordialen Wärme im Erdinneren enthalten. 

Die bei der gravitativen Entmischung und der damit verbundenen Bildung des Fe/Ni-Kerns freigewordene Energie ist größenordnungsmäßig durchaus mit der gravitativen Bindungsenergie des Planeten Erde vergleichbar. Immerhin macht der Eisengehalt der Erde ~32% von dessen Gesamtmasse aus. Außerdem ist die Dichte von Eisen ~50% höher als die der Mantelsilikate.

Eine durchaus wichtige Frage ist, zu welchem Zeitpunkt die Kernbildung begonnen hat und wann sie im Wesentlichen abgeschlossen war. Dieses Zeitfenster lässt sich zumindest prinzipiell mittels Isotopenanalysen irdischer Gesteine bestimmen. Die Logik, die dahinter steckt, ist dabei Folgende: Es gibt Stoffe, die sind entweder siderophil (eisenliebend) oder nicht. Mehr siderophile Elemente, wie z.B. Blei (Pb), werden dem Eisen in den Kern folgen, d.h. im Mantel und in der Kruste eher weniger häufig vorkommen als erwartet (man spricht von einer auffälligen Verarmung an diesen Stoffen). Uran (U) ist dagegen ein lithophiles Element, welches sich im Mantel bzw. in der Kruste eher anreichert, d.h. hier häufiger vorkommen wird, als erwartet. Nach der Uran-Zerfallsreihe sind die Blei-Isotope 206Pb mit einer Halbwertszeit von 4,5 Ma und 207Pb mit einer Halbwertszeit von 0,7 Ma jeweils Tochterisotope des Urans. In dem man nun den Gehalt von irdischen Gesteinen an diesen Tochterisotopen mit denjenigen von undifferenzierten Meteoriten vergleicht, lässt sich über die relevanten Zerfallszeitskalen eine Aussage über den ungefähren Zeitpunkt der Kern-Mantel-Trennung ableiten. Noch detailliertere Angaben ergeben sich aus der Analyse von Wolfram 182W, welches ein Zerfallsprodukt des Hafnium-Isotops 182Hf darstellt, dessen Halbwertszeit 8,9 Ma beträgt. Das bedeutet, dass dieses Hafnium-Isotop quasi nach ~60 Ma nach dessen Entstehung wieder verschwunden ist, da es in diesem Zeitraum fast vollständig in stabiles Wismut 182W zerfällt. Wismut ist nun aber ein in der Tendenz mehr siderophiles Element, welches bevorzugt zusammen mit Eisen und Nickel während des Differentiationsprozesses in den Kern abwandert, während Hafnium als lithophiles Element mehr im silikatischen Mantel und in der Kruste verbleibt. Dieser Befund konnte an Eisen- und Steinmeteoriten getestet und bestätigt werden (Lee & Halliday, 1995). Findet man nun einen merklichen Überschuss von 182W in den Mantelgesteinen, dann bedeutet das, das zur Zeit der Kern-Mantel-Trennung noch 182Hf mit den Silikaten im Mantel verblieben ist und damit der Entmischungsvorgang irgendwann innerhalb der ersten 60 Ma der Erdgeschichte stattgefunden haben muss. Als wahrscheinlichster Wert ergibt sich aus der Hf/W-Chronometrie ein Zeitpunkt für die Kernbildung ein Erdalter von ~30 Ma (Jacobsen, 2005). In den meisten, auf derartige radiologische Befunde gegründete Modelle, fällt dieser Zeitpunkt mit dem Zeitpunkt des Mondimpaktes zusammen. Neuere Untersuchungen lassen jedoch diesen frühen Zeitpunkt eher wieder unrealistisch erscheinen. Ein Impaktzeitpunkt signifikant > 40 Ma kann deshalb nicht ausgeschlossen werden (Jacobson et al., 2014). 

Auf jeden Fall war der Energieeintrag durch die Kollision der Protoerde mit einem marsgroßen Himmelskörper so groß, dass er – wie zuvor schon die „Eisenkatastrophe“ – alle biologisch relevanten, noch von den Planetesimalen eingetragenen präbiotischen Verbindungen effektiv zerstört hat. Auch in präbiotischer Hinsicht war danach die Erde bis zur Ausbildung einer festen Kruste völlig steril. 

Ablauf des Mondimpaktes

Die Hypothese, dass der Mond bei der Kollision der Protoerde mit einem weiteren, etwa marsgroßen Himmelskörper entstanden ist, wirft erst einmal mehr Fragen auf, als sich auf die Schnelle ad hoc beantworten lassen. Wie groß war das Masseverhältnis der beiden Himmelskörper zum Zeitpunkt des Zusammenstoßes und wie groß ihre Relativgeschwindigkeit? War es eher ein „Streifschuß“ oder mehr ein zentraler Zusammenstoß? Wie viel von der Materie der beiden Körper gelangte in eine Umlaufbahn um die Urerde und wie konnte sich daraus überhaupt so etwas wie ein „Mond“ bilden – und wenn ja, wie lange hat dieser „Mondbildungsprozess dann gedauert? Veränderte der Zusammenstoß die Rotationsfrequenz der Erde und wie sah eigentlich die Drehimpulsbilanz vor und nach dem Zusammenstoß aus? Besteht der Mond mehr aus der Materie der Urerde oder mehr aus der Materie des „Stoßpartners“? Und mit solchen Fragen könnte man endlos fortfahren, je mehr Details man von diesem Vorgang verstehen möchte. 

Die Methode der Wahl, will man von einfachen Plausibilitätsbetrachtungen einmal absehen, ist die mathematische Modellierung und Simulation dieses Ereignisses auf schnellen Computern. Die ersten diesbezüglichen Untersuchungen wurden von Willi Benz und Mitarbeiter bereits Mitte der 80ziger Jahre des vorigen Jahrhunderts durchgeführt (Benz, Slattery, & Cameron, 1986). Seitdem sind die entsprechenden Simulationsprogramme kontinuierlich erweitert und dem jeweiligen Forschungsstand (und natürlich der verfügbaren Computertechnik) angepasst worden. Ihr großer Vorteil ist jedoch auch zugleich ihr großer Nachteil: Man kann an diesen Modellen an sehr vielen „Schrauben“ (=Parameter) drehen, um zu sehen, was in der zeitlichen Entwicklung mit dem Modell alles so passiert. So lassen sich zwar die Parameterbereiche, z.B. in Bezug auf das Masseverhältnis der stoßenden Körper, dem Einschlagswinkel und der Einschlagsgeschwindigkeit etc., eingrenzen, denn das Ergebnis ist klar und lässt sich bekanntlich, wenn Wetter und Neumond mitspielen, jeden Abend am Himmel beobachten. Andererseits erschweren die vielen „Stellschrauben“ auch eine vernünftige Einschätzung der „Wirklichkeitsnähe“ eines Modells. Deshalb ist es nicht verwunderlich, dass letztendlich keines der gegenwärtigen Modelle in allen Punkten wirklich überzeugend ist. Es ist noch sehr viel Forschungsaufwand zu betreiben, um hier Abhilfe zu schaffen. Besonders die Modellierung der dynamischen Vorgänge, die in der die Erde umgebenden Materiescheibe den Mond formen ließen, sind eine große Herausforderung. Während z.B. eine „klassische“ Kollision eine dichte, quasi flüssige Materiescheibe erzeugt, führt ein Zusammenstoß mit hohem Drehimpuls eher zu einer Scheibe aus heißen Gesteinsdämpfen. Und zwischen diesen Extremen sind beliebige Zwischenstufen denkbar. Trotz dieser vielen noch ungelösten Probleme, die man nicht mal als „Detailproblemen“ abtun kann, ergibt sich trotzdem so etwas wie ein „großes Bild“, welches das Kollisions-Szenario im Wesentlichen plausibel und mit den meisten Beobachtungsdaten verträglich erscheinen lässt. 

Im giant impactor model, wie die Theorie der Mondbildung aufgrund der Kollision der Urerde mit einem anderen vergleichbar großen Himmelskörper genannt wird, kollidiert ein ungefähr marsgroßer Himmelskörper, der den Namen „Theia“ erhalten hat , ziemlich schräg (30° – 35°) mit der Urerde (wir halten uns im Folgenden an das Szenario nach (Reufer, Meier, Benz, & Wieler, 2012), weil es die fast gleichen Sauerstoffisotopenverhältnisse in irdischer- und Mondmaterie am besten erklären kann, während „kanonische“ Modelle zu einem Erdmond führen, der zu einem überwiegenden Teil aus der Materie Theias besteht – „Lunar Paradox“). Das plausibelste Masseverhältnis zwischen Erde und Theia beträgt 9:1 bei einer Gesamtmasse von ~1,05 M(Erde). Weiterhin ist die Annahme, dass beide Himmelskörper bereits weitgehend ausdifferenziert waren, durchaus plausibel, da der Zusammenstoß ziemlich am Ende der Akkretionsphase im frühen Sonnensystem stattgefunden hat. Das Masseverhältnis des im Kern konzentrierten Eisens zum silikatischen Mantel sollte dann ungefähr 3:7 betragen haben. Mit diesen und weiteren Daten lassen sich Anfangsbedingungen konstruieren, deren Auswirkungen dann im Modell zu prüfen sind. 

Die Dynamik des Stoßvorgangs wird sehr stark von der Geschwindigkeit, mit der beide Himmelskörper zusammenstoßen, bestimmt. Geht man von Geschwindigkeiten aus, die 20% bis 40% oberhalb der Entweichgeschwindigkeit (~11 km/s) liegen, dann zeigen die Simulationen, dass bei einem Einschlagswinkel um die 30° (hit – and - run – Szenario) das in den kosmischen Raum geschleuderte Mantelmaterial von Theia die damalige Entweichgeschwindigkeit übertroffen hat, während die auch herausgeschleuderte Mantelmaterie der Erde zum großen Teil in der Erdumlaufbahn verblieb. Das bedeutet, dass in diesem Szenario der Erdmond zu einem großen Teil aus dem Mantelmaterial der Protoerde und nur zu einem vergleichsweise kleinen Teil aus dem Mantelmaterial Theias gebildet wurde. Damit erhält man eine plausible und nachvollziehbare Lösung des Lunar Paradox. Vor kurzem (Herwartz, Pack, Friedrichs, & Bischoff, 2014) konnte übrigens im Mondgestein anhand aufwändiger Isotopenanalysen und Vergleiche mit Enstatit-Chondriten Spuren von Theia nachgewiesen werden, was dieses Szenario noch glaubhafter erscheinen lässt.

Der Zusammenstoß und die Vereinigung beider Himmelskörper hatten auch in anderer Hinsicht dramatische Folgen. Die beiden Eisenkerne vereinigten und die Mantelmaterie mischte sich, was das „siderophile Mysterium“ erklärt – den Fakt, dass die Mondmaterie als stark an Metallen verarmt erscheint. Die ehemals hohe Rotationsfrequenz der Erde (2 bis 3 Stunden) wurde nach Bildung des Mondes durch Resonanz- und Gezeiteneffekte schnell abgebaut mit dem Effekt, dass sich der Mond stetig von der Erde entfernte. Diese Drehimpulsumverteilung im Erde – Mond – Sonne – System (die heute noch anhält und bewirkt, dass sich der Tag pro Jahr um ~16 µs verlängert) kann man himmelsmechanisch sehr gut nachvollziehen (siehe z.B. (Ćuk & Stewart, 2012)). 

Die „Reakkretion“ der Protoerde muss nach dem Impakt ziemlich schnell (in der Größenordnung von Tagen) erfolgt sein, wobei man sie sich im Ergebnis als einen abgeplatteten glutflüssigen Körper vorstellen muss, der zusammen mit einer sie umgebenden Materiescheibe in eine Art sich langsam zerstreuende Gashülle eingebettet war. Mit dem Gas gingen auch der größte Teil der volatilen Stoffe der Scheibenmaterie, aus der sich schließlich der Mond bildete, verloren. Das erklärt u.a. die auffällige Verarmung der Mondgesteine an hydratisierten Mineralien (oder ganz allgemein an Wasser) sowie anderen leicht flüchtigen Stoffen. Die Zeitskala für die Bildung des Mondes aus mehreren, sich in der Scheibe gebildeten Materieklumpen, die bei Zusammenstößen verschmolzen, dürfte in der Größenordnung von einigen Monaten bis zu 10 Jahren gelegen haben. Am Ende stand der Erdmond, dessen Oberfläche sich durch die anhaltenden Akkretionsprozesse auch zu einem Magmaozean wandelte und der sich aus seiner erdnahen Position (sie betrug nur einige wenige Erddurchmesser) langsam entfernte. Dieser Abwanderungsprozess, der auch heute noch anhält, ergibt sich aus einer durch Resonanz- und Gezeitenkräfte bedingten Drehimpulsumverteilung mit dem Effekt, dass die Tageslänge der Erde im Laufe der Zeit kontinuierlich zunahm (vor 500 Millionen Jahre lag sie bei ~21 Stunden) und sich der Mond in Richtung eines tidal lock – Zustands (den er mittlerweile längst erreicht hat) entwickelte.

Frühzeit des Mondes

An dieser Stelle lohnt es sich einmal kurz auf die Frühgeschichte des Mondes einzugehen, die sich ja im Gegensatz zu der der Erde doch recht gut in den Mondgesteinen und den Oberflächenformationen erhalten hat. Während der Akkretion – besonders als der entstehende Mond schon eine gewisse, gravitativ wirksame Größe erreicht hatte – kam es aufgrund des Aufschlagens großer Mengen von Gesteinstrümmern zu einer starken Erhitzung seiner Oberfläche auf Temperaturen, die zum Schmelzen des Gesteins bis in mehrere 100 km Tiefe führten. Auf diese Weise bildete sich um den vergleichsweise kühlen Mondkern ein „Ozean“ aus flüssigem Magma. Abschätzungen gehen davon aus, dass er eine Tiefe von bis zu 400 km erreichte. Da er sowohl von „unten“ als auch durch Abstrahlung in den Weltraum von „außen“ gekühlt wurde, erstarrte er recht schnell. Auf seiner Oberfläche sammelten sich die spezifisch leichteren, feldspatreichen Gesteinsbestandteile an (z.B. in Form der hellen Anorthosite der primären Mondkruste), während die schwereren Minerale wie Olivin und Pyroxen im Mantel verbleiben. Zwischen diesen beiden Schichten wurden die sogenannten „inkompatiblen“ Elemente (Kalium, seltene Erdmetalle (rare earth elements), Phosphor etc.) eingeschlossen und bildeten einen Bereich, den man deshalb als „KREEP“ bezeichnet.

Etwa 200 Millionen Jahre nach dem Impakt dürfte dieser Ozean aus flüssigem Gestein bereits wieder völlig erstarrt gewesen sein. Unterhalb dieser erstarrten und isolierenden Lithosphäre führte der Zerfall von radioaktiven Elementen jedoch wieder zu einer Temperaturerhöhung bis auf Werte, wo das Gestein infolge einer partiellen Aufschmelzung eine Konsistenz annahm, bei der ein Teil der schwereren Bestandteile in den kleinen, nun heißen Kern abwandern konnte. Die dabei frei werdende potentielle Gravitationsenergie hat das Mondinnere wieder aufgeheizt, was den Differentiationsprozess beschleunigte. Zu dieser Zeit wälzten riesige Konvektionsströme das gesamte Material oberhalb des Kerns mehrfach um. Wegen der mächtigen isolierenden Lithosphäre kühlt jedoch das Innere des Mondes im Vergleich zu einem gleichgroßen Himmelskörper mit einer dünnen Kruste nur recht langsam aus. Die nunmehr einzige effektive Wärmequelle – der radioaktive Zerfall – reichte irgendwann nicht mehr, um einen globalen Massetransport im Mondinneren aufrecht zu erhalten. Die Konvektion verlangsamte sich und nahm dadurch immer mehr lokalen Charakter an. Noch heute gibt es wahrscheinlich im Bereich des unteren Mondmantels Gebiete, in der das Material mit einer Geschwindigkeit von ca. einem halben Meter pro Jahrhundert fließen kann. Oberhalb dieser Zone erwartet man dagegen Bereiche mit Temperaturanomalien, in denen sich im Gestein Spannungen ausbilden können, die durch Tiefbeben abgebaut werden.

Von Bedeutung für die endogen bedingte Oberflächenmorphologie des Mondes ist lediglich der sogenannte Mare-Vulkanismus, der sich, beginnend vor 3.8 Ga, ungefähr über eine Milliarde Jahre erstreckt hat. Darunter versteht man das Auffüllen von zuvor entstandenen großen Impaktbecken durch eindringende Mantelschmelzen, die den Kraterboden überfluteten. Die sehr dünnflüssigen Laven dieser sogenannten Flutbasalte sind durch Risse und Spalten, die sich bei der gewaltsamen Entstehung der Bassins gebildet haben, aufgestiegen und haben die schüsselförmigen Vertiefungen bis zu einer Mächtigkeit von einigen Kilometern aufgefüllt. Manche der einzelnen Becken haben sich sogar zu größeren Mare-Gebieten vereinigt. So bildet das Mare Tranquillitatis zusammen mit dem Mare Nectaris, dem Mare Fecunditatis und dem Mare Imbrium eine geschlossene Flutbasaltfläche. Das es auf der Mondrückseite keine größeren Mare gibt, hängt mit hoher Wahrscheinlichkeit damit zusammen, dass dort die Mondkruste um einiges mächtiger ist.

Astrobiologische Bedeutung des Mondes

Mikrobielles Leben wäre auf der Erde wahrscheinlich auch ohne einen großen Mond entstanden und hätte die Zeiten überlebt . Für das sogenannte „höhere“ Leben (wie es sich ab dem Kambrium vor ca. 540 Ma entwickelte) gibt es gute Gründe zu behaupten, dass dessen Entstehung ohne einen großen Erdmond nur schwer vorstellbar ist (insbesondere Landleben, welches in Form erster Pflanzen und Pilze im Ordovizium küstennahe Bereiche zu besiedeln begann). Denn der Mond nimmt in mehrfacher Hinsicht auf das System Erde mit Auswirkungen auf die Biosphäre Einfluss:

• Stabilisierung der Erdachse – Existenz und Konstanz der Jahreszeiten, Langzeitstabiliät des Klimas in gewissen Grenzen (insbesondere keine kurzfristigen, evolutionär nicht mehr zu beherrschenden Klimaänderungen)
• Gezeiten und Abbremsen der Erdrotation – stetige Erhöhung der Tageslänge von wenigen Stunden zur Zeit der Protoerde auf heute 24 Stunden durch Drehimpulsumverteilung im Erde-Mond-System (im Devon, d.h. vor ~400 Ma, hatte das Jahr noch 400 Tage) 
• Plattentektonik – einige Geowissenschaftler haben die Vermutung geäußert, dass der Mondimpakt ursächlich für die spätere Entstehung der Plattentektonik gewesen ist. Ohne Plattentektonik wäre aber die Erde überwiegend ein Wasserplanet ohne größere Landmassen.

Alle Gesteinsplaneten des Sonnendsystems zeigen in Bezug auf die Raumlage ihrer Rotationsachsen ein mehr oder weniger starkes chaotisches Verhalten (Laskar & Robutel, 1993). Nur bei der Erde erfolgt eine Stabilisierung durch die Existenz des Mondes. Nur ihm ist es zu verdanken, dass in der jüngsten Erdgeschichte die Neigung der Rotationsachse zur Bahnebene lediglich 1° bis 2° um den Mittelwert von 23° schwankte. Andernfalls führt jede plötzliche Änderung um einen größeren Wert zu einem genauso plötzlichen Umbau des Klimasystems mit allen damit verbundenen negativen Auswirkungen auf die Lebewelt (Stichwort: Massenextinktionen). 

Ohne Mond hätte ohne Zweifel die Entwicklung der Erde in geologischer, klimatologischer und biologischer Hinsicht ganz andere Bahnen genommen und es wäre vielleicht niemals Leben bzw. „höheres Leben“ entstanden. Der Mond ist nicht nur schön anzuschauen, er ist für unsere Existenz notwendig.

Planet Erde - Die Stunde Null (Teil 1)
Planet Erde - Die Stunde Null (Teil 2)
Planet Erde - Die Stunde Null (Teil 3)

Essay: Unser aller Last Universal Common Ancestor (LUCA)

Die mittlerweile routinemäßige Kartierung von Gensequenzen erlaubt es mit nie dagewesener Genauigkeit die phylogenetische (stammesgeschichtliche) Verwandtschaft von Lebewesen mittels einer Methode festzulegen, die der deutsche Biologe Willi Hennig (1913-1976) Anfang der 50ziger Jahre des vorigen Jahrhunderts entwickelt hat und die unter dem Namen „Kladistik“ bekannt geworden ist. Der wichtigste Begriff in diesem Zusammenhang ist der auf Ernst Haeckel (1834-1919) zurückgehende Begriff der Monophylie. Er besagt, vereinfacht ausgedrückt, daß sich die Entwicklungslinien aller Mitglieder einer monophyletisch genannten Gruppe (Taxon) von Lebewesen ausnahmslos auf genau eine gemeinsame Grundform zurückführen lassen - ihren „gemeinsamen Vorfahren“ (Last Common Ancestor, LCA). Das betrifft, um nur einige Beispiele zu nennen, alle Menschen und Menschenaffen (ihr gemeinsamer Vorfahr lebte vor ca. 7 Millionen Jahre), alle Säugetiere (LCA: 180 Millionen Jahre), alle Tiere mit Innenskelett (LCA: ca. 550 Millionen Jahre) und schließlich alle Mehrzeller (LCA: ca. 2 bis 3 Milliarden Jahre). In dieser Hierarchie ergeben sich aber auch Bereiche, die verwandtschaftlich nicht in dieses Konzept zu passen scheinen wie die Reptilien und die Vögel, die zwar eine gemeinsame Stammform besitzen, aber in der „klassischen“ Systematik als getrennte Taxa (hier Tierklassen) behandelt werden (man bezeichnet diese Art von „Fehleinordnungen“ Paraphylie). Vögel sind aber genaugenommen Nachkommen „gefiederter“ Dinosaurier und deshalb monophyletisch den Reptilien zuzuordnen. Aber das konnte Carl von Linné (1707-1778) natürlich noch nicht wissen, als er 1758 die von ihm entwickelte biologische Systematik einführte. 

Die „klassische“ Methode zur Aufstellung von Stammbäumen beruht bekanntlich darauf, daß man nach typischen und eindeutigen Merkmalen sucht (man spricht genauer von homologen Merkmalen), die jeweils einer Taxa eigen ist. Mit der Entdeckung, daß der Phänotyp eines Lebewesens im Wesentlichen durch sein Genom festgelegt wird, ergab sich erstmalig die Möglichkeit, die Stammesgeschichte des Lebens auf der Erde anhand eindeutiger genetischer Merkmale zu rekonstruieren. Sie widerspiegeln Verwandtschaftsbeziehungen bekanntlich bedeutend besser als phänotypische Merkmale, da Gene genau die Entitäten darstellen, die bei der Fortpflanzung an alle Nachkommen weitergegeben werden und somit die Kontinuität des Lebens garantieren und in einem gewissen Sinn auch archivieren. Man denke hier nur an die „Biogenetische Grundregel“, wie sie 1866 von Ernst Haeckel formuliert worden ist. So läßt sich z.B. gentechnisch besonders gut das Auftreten mehr oder weniger auffälliger Mutationen über Artgrenzen hinweg verfolgen. Außerdem ist in diesem Zusammenhang noch auf das Konzept der „Molekularen Uhr“  hinzuweisen, denn dieses Konzept erlaubt es anhand von DNA-Sequenzierungen den ungefähren Zeitpunkt der Trennung einer Art in zwei neue Stammlinien (Bifurkation im Stammbaum) auch dann noch zu ermitteln, wenn es dafür keine gut datierten fossilen Belege gibt. 

Kurz und prägnant läßt sich die moderne monophyletische Systematik vielleicht wie folgt beschreiben: Es sind nicht unbedingt die taxonomischen Gruppen von Lebewesen nahe miteinander verwandt, die sich in ihrem Phänotyp am meisten ähneln, sondern diejenigen, die in ihrem Genom die größten Gemeinsamkeiten aufweisen und die sich auf einen eindeutigen gemeinsamen Vorfahren in ihrem Stammbaum zurückführen lassen. 

Wählt man als taxonomische Einheit die drei großen monophyletischen Domänen des irdischen Lebens, also die Archaea, die Bacteria und die Eucarya (Woese & Fox, 1977), dann müssen sie nach der reinen phylogenetischen Sichtweise auch einen gemeinsamen Vorfahren besitzen, der genetisch gesehen mindestens diejenigen „Gene“ umfaßt, welche alle Vertreter der drei großen Domänen gemeinsam besitzen. Sie entsprechen den sogenannten „plesiomorphen Merkmalen“ in der phylogenetischen Systematik nach W. Hennig. Diejenigen Gene und deren Merkmalsausprägungen, die erst später dazugekommen sind, nennt man im Unterschied dazu „apomorph“. Zwei besonders wichtige „plesiomorphe“ Merkmale der irdischen Lebenswelt sind beispielsweise der allen Lebewesen gemeinsame genetische Code sowie die Verwendung von ATP als „Energiewährung“ für fast alle endergonen biochemischen Reaktionen, die in einer lebenden Zelle ablaufen. Und auch der im Wesentlichen bei allen Vertretern der drei Domänen weitgehend gleiche biochemische Apparat der Proteinbiosynthese mit der Trennung von Transkription und Translation ist in diesem Zusammenhang zu nennen. 

Es gibt aber ein bis heute noch nicht endgültig gelöstes Problem bei der Klärung der phylogenetischen Verwandtschaft und der gemeinsamen Abstammung der drei scheinbar gleichberechtigten Domänen des irdischen Lebens. Und das betrifft deren gemeinsame „Stammgruppe“. Sie ist nämlich als Taxa auf der Erde nicht mehr existent, weshalb es schwierig ist,  ihre genetischen und physiologischen Eigenschaften beispielsweise anhand der gemeinsamen Merkmale aller rezenten Mikroorganismen zu rekonstruieren. 

Was sich aber beim Vergleich bestimmter gemeinsamer Gensequenzen von Vertretern der drei genannten Domänen ergeben hat (insbesondere derjenigen, die für die Proteinbiosynthese von Bedeutung sind), ist die Erkenntnis, daß die Aufspaltung in Archaea und Eucarya zeitlich offenbar erst nach der Abspaltung ihres gemeinsamen Vorgängers von der Stammlinie der Bacteria erfolgt sein muß (Iwabe, Kuma, Hasegawa, Osawa, & Miyata, 1989). Darauf weisen gewisse Eigenheiten in der molekularen Struktur der rRNA hin, die eine Aufspaltung der „klassischen Bakterien“ in zwei deutlich unterscheidbare Domänen, Bacteria und Archaea, unumgänglich machten (Fox, Magrum, Balch, Wolfe, & Woese, 1977). Nach der kanonischen Sichtweise der Stammesentwicklung des Lebens auf der Erde sind die Eucarya (d.h. Zellen mit inneren, membranumhüllten Organellen sowie einem Zellkern) das Ergebnis einer symbiontischen Vereinigung eines Vertreters der Archaeen mit einem oder mehreren Bakterien. Dieser Vorgang, der Endosymbiose genannt wird, führt jedoch zu nicht unerheblichen Schwierigkeiten bei der Einordnung in die phylogenetische Systematik, da sich je nach ausgewählten Genen zwangsläufig unterschiedliche Stammbäume ergeben. 

Grundsätzlich lassen die eklatanten Unterschiede in der ribosomalen RNA der Bacteria und der Archaea erst einmal vermuten, daß sie aus einem gemeinsamen Bifurkationspunkt im Stammbaum des Lebens hervorgegangen sind, der sich mit der hypothetischen Stammgruppe aller heute auf der Erde lebenden Organismen und damit als root des universellen Stammbaums identifizieren läßt. Diese hypothetische Lebensform wird LUCA – Last Universal Common Ancestor genannt und soll vor mehr als 3.5 Milliarden Jahren quasi am Ende der Abiogenese gestanden haben, bis sich daraus die ersten Bakterien und Archaeen entwickelten. Von LUCA sind bis auf die Gene, die alle ihre Nachfahren noch gemeinsam haben, keinerlei Spuren mehr vorhanden. Trotzdem läßt sich durchaus etwas über die Natur dieser „Urform“ allen irdischen Lebens in Erfahrung bringen.

Aber war LUCA wirklich so etwas wie eine erste Spezies, aus der sich dann alle Folgenden entwickelt haben? Diese Frage dürfte nach neueren Erkenntnissen, die sich auch allesamt auf Gensequenzierungen stützen, eher verneint werden. Die Ursache dafür ist der sogenannte intertaxonische horizontale Gentransfer, der zu der Zeit, als LUCA die Erde bewohnte, offenbar weit verbreitet war. Wichtig ist in diesem Zusammenhang, daß dieser „horizontale“, d.h. ungeschlechtliche Gentransfer über die Artgrenzen hinweg (wenn man damals überhaupt schon im modernen Sinn von Arten sprechen kann) erfolgte, was dazu führte, daß die „Wurzel“ des Stammbaums des Lebens wahrscheinlich eher einem Netzwerk glich, aus dem dann einzelne Stammlinien sprossen, von denen drei die heute noch existierenden Domänen bilden. LUCA ist nach diesen Überlegungen eher ein Sammelbegriff für eine Gruppe wahrscheinlich durchaus schon recht komplexer Zellen, die untereinander ihre Gene austauschten. Einige der Gene überdauerten die Zeiten (durchaus auch in modifizierter Form), andere gingen verloren. Daß aber alle heute noch existierenden Genome einen irgendwie gemeinsamen Ursprung haben müssen, zeigt sowohl die Universalität des genetischen Codes als auch die ausschließliche Verwendung von L-Aminosäuren bei der Proteinbiosynthese (Homochiraliät). 

Horizontaler Gentransfer

Der Erwerb von Erbsubstanz außerhalb der normalen Erbfolge wird in der Genetik als horizontaler Gentransfer bezeichnet. Die Entdeckung, daß solch ein Vorgang überhaupt möglich ist, hat die maßgeblich auf genetischen Merkmalen beruhende moderne Kladistik nicht gerade einfacher gemacht. Die Biologen kennen im Wesentlichen drei Mechanismen, wie eine Bakterienzelle „horizontal“ fremde Erbsubstanz aufnehmen und eventuell in ihr eigenes Genom einbauen kann. Der erste Mechanismus besteht darin, „nackte“ DNA-Bruchstücke aus der Umgebung durch die Zellmembran hindurch zu resorbieren und gegebenenfalls (wenn sie irgendwelche Vorteile bringen) zu übernehmen. Dieser Mechanismus wird als „Transformation“ bezeichnet und wird bei manchen Bakterien durch spezielle Kompetenzproteine sogar aktiv gefördert (Bakkali, 2013). 

Ein weiterer wichtiger Mechanismus des Genaustauschs in der ansonsten weitgehend klonalen Welt der Bakterien und Einzeller ist die Konjugation (unter Verwendung von Sexpili, sehr schön bei Pantoffeltierchen (Paramecium) unter dem Lichtmikroskop zu beobachten). Dieser Vorgang ist besonders interessant, wenn er über Artgrenzen hinweg erfolgt, da damit die natürliche Erbfolge umgangen wird. Sie stellt somit eine Art von Parasexualität dar, die den Genpool einer Population sehr effektiv durchmischt und auf diese Weise relativ schnelle evolutionäre Anpassungen an veränderte Umweltbedingungen ermöglicht. Als Stichwort soll hier der Begriff der „Antibiotikaresistenz“ genügen. 

Beim dritten Mechanismus spielen bestimmte Viren, die sogenannten Bakteriophagen, die entscheidende Rolle. Mit ihrer Hilfe können virale, aber auch bakterielle Gene auf bzw. zwischen Bakterien übertragen werden, ohne daß sie selbst dabei auf irgendeine Weise in Kontakt treten. Der Fachbegriff hier ist Transduktion. Bakteriophagen (oder kurz „Phagen“ genannt) sind spezielle Viren, die sich auf Bakterienzellen als Wirtszellen spezialisiert haben. Was ihre Individuenzahl betrifft (~10^30), sind sie die häufigsten biologischen (jedoch nicht „lebenden“!) Objekte auf der Erde und wahrscheinlich stammesgeschichtlich parallel zu LUCA entstanden.   

Nachdem ein Bakteriophage seine Erbsubstanz in eine Bakterienzelle injiziert hat, kommt es darin zu einer rasanten Phagenvermehrung, wobei es durch Zufall passieren kann, daß in eine Phagenhülle anstatt der zwangsweise replizierten Phagen-DNA ein Stück DNA des Bakteriums eingeschlossen wird. Befällt nun der freigesetzte Phage ein anderes Bakterium, dann gelangen Bakteriengene seiner ursprünglichen Wirtszelle in das Bakterium, was, wenn das Bakterium lebensfähig bleibt, einem horizontalen Gentransfer entspricht.

Erst in den letzten Jahrzehnten ist den Biologen bewußt geworden, welche große Bedeutung der horizontale Gentransfer für die Evolution des irdischen Lebens hat. So konnten allein mehr als 100 Gene im menschlichen Genom identifiziert werden, die offensichtlich von Bakterien stammen. Aber auch einige wenige Gensequenzen, die als typisch „menschlich“ gelten, konnten in insbesondere  parasitär lebenden Bakterienarten  (wie z.B. dem unangenehmen Gonorrhohe-Erreger Neisseria gonorrhoeae) gefunden werden. Horizontaler Gentransfer ist die einzige vernünftige Erklärung dafür.

Vergleiche der Gensequenzen einer ganzen Anzahl von Bakterien hat weiterhin ergeben, daß 6% bis 7% des bakteriellen Genoms auf den Import von Genen aus anderen Organismen zurückgeführt werden muß. Deshalb ist zu vermuten, daß gerade in den frühen Phasen der Abspaltung der drei großen Domänen von LUCA der horizontale Gentransfer evolutionsbiologisch von besonderer Bedeutung war. Das erschwert massiv die Rekonstruktion der Wurzel des Stammbaums des irdischen Lebens. Er scheint eher ein Knollengewächs als eine Pfahlwurzel zu sein…

Ein für die Beantwortung der Frage, wo und unter welchen Bedingungen die chemische Evolution des Lebens auf der Erde stattgefunden hat, wichtiger Punkt ist, ob sich nicht in den von LUCA geerbten Genen der rezenten Lebewesen irgendwelche Hinweise auf die Umgebungstemperatur konserviert haben, bei der diese Lebensform ihre optimalen Lebensbedingungen vorgefunden hat. Möglich ist das, weil sich, wie man schon länger weiß, extrem thermophile Mikroorganismen spezieller Enzyme bedienen, um z.B. effektive Reparaturmechanismen für die Erbsubstanz zu realisieren oder um ihren Metabolismus auch bei Temperaturen über 80° C stabil aufrecht zu erhalten. Und die Baupläne derartiger Enzyme findet man bekanntlich in den Genen.

Ob es sich nun bei LUCA um mehr hyperthermophile oder doch eher um mehr non-thermophile Organismen gehandelt hat, wird immer noch recht kontrovers diskutiert. Detaillierte Untersuchungen an der allen Lebensformen gemeinsamen rRNA- und Protein-Sequenzen weisen daraufhin, daß diese Urzellen mit höherer Wahrscheinlichkeit aus einer Umgebung mit vielleicht eher moderaten Temperaturen stammen (thermomesophil mit einem Wachstumsoptimum unter 50° C) und sich die ursprünglich vermutete Hyperthermophilie (Wachstumsoptimum zwischen 50° und 80° C) erst später an der Linie zu den Bakterien und (unabhängig davon) an der Linie zu den Archaea/Eucarya entwickelt hat (Whitfield, 2004). Dieser Übergang könnte u.U. erklären, warum das ursprüngliche RNA-Genom in das thermisch stabilere DNA-Genom (wie auch immer) überführt worden ist (Boussau, Blanquart, Necsulea, Lartillot, & Gouy, 2008). Aber das sind erst einmal nur theoretische Überlegungen, denn es ist auch heute noch völlig hypothetisch, wo und unter welchen Umweltbedingungen die chemische Evolution, die letztendlich zu LUCA geführt hat, stattfand. Als relativ plausible Orte der Abiogenese gelten (aber jeweils mit Abstrichen)  hydrothermale Quellen in den Tiefen der Ozeane oder kleine „Tümpel“ im Bereich vulkanischer Inseln. Aber auch die Hypothese, die ersten Lebensformen könnten in den Poren von Wassereis entstanden sein, ist noch nicht aus dem Rennen. Das Problem besteht darin, daß sich das „Aussehen“ der Erde zu Beginn des Archaikums (Eo- und Paläoarchaikum) aufgrund kaum noch vorhandener, weitgehend unveränderter geologischer Formationen aus jener Zeit nur äußerst schwierig rekonstruieren läßt. Vor 3.8 Milliarden Jahren ist bekanntlich das Zeitalter des „Großen Bombardements“ gerade zu Ende gegangen, welches durch den Energieeintrag der auf die Erde in großer Zahl eingeschlagenen Meteorite zu stark erhitzten Ozeanen (lokal siedenden) geführt haben muß. Andererseits ist aber auch zu berücksichtigen, daß die damalige Leuchtkraft der Sonne gegenüber heute um ca. 30% geringer war (Faint Young Sun Paradox, (Sagan & Mullen, 1972)), was natürlich beim Versuch einer Rekonstruktion der Klimageschichte des Archaikums zu beachten ist. Eine im Zusammenhang mit der Entstehung der ersten Mikroorganismen wie LUCA durchaus wichtige Frage ist deshalb, wie sich die Wassertemperatur des Urozeans bis zum Erscheinen der ersten (sicher) fossil nachweisbaren Lebensformen vor ~ 3.5 Milliarden Jahren entwickelt hat, denn die Umgebungstemperatur stellt ja einen wichtigen Parameter biochemischer Reaktionen dar. Wie neuere Untersuchungen am Buck Reef Chert (Südafrika) ergaben, lag zu dem genannten Zeitpunkt die Wassertemperatur mit hoher Wahrscheinlichkeit bereits unter 40° C (Hren, Tice, & Chamberlain, 2009), während man zuvor von höheren Temperaturen ausgegangen ist. Die These, daß LUCA  mesophil war, gewinnt damit an Glaubwürdigkeit, was aber nicht bedeutet, daß die Abiogenese vielleicht nicht doch bei höheren Temperaturen (z.B. im Bereich hydrothermaler Quellen wie im Wächterhäuser-Modell) stattgefunden hat. 

Was waren das eigentlich für Organismen, die man heute unter der Bezeichnung LUCA zusammenfaßt? Wie muß man sich diese „letzten universellen gemeinsamen Vorfahren“ allen Lebens auf der Erde vorstellen, die ex cathedra am Anfang der drei großen Reiche des Lebens standen? Mit sehr hoher Wahrscheinlichkeit waren es prokaryontische Zellen mit einem im Cytosol schwimmenden ringförmigen Erbmolekül (ob RNA oder bereits DNA, läßt sich noch nicht eindeutig sagen), die sich chemoautotroph ernährten und in der Lage waren, Gene auch „horizontal“ untereinander auszutauschen. Man schätzt, daß zwischen 500 und 1000 Gene (gespeichert in DNA) notwendig waren, um ihnen ein autonomes Leben zu ermöglichen. Das bedeutet, daß LUCA bereits alle Schritte der Proteinbiosynthese (d.h. Transkription und Translation) und der Membranbildung (inklusive ATP-Synthese) beherrscht haben muß, um beispielsweise die Vielzahl der für einen funktionierenden Metabolismus notwendigen Katalysatormoleküle (Enzyme) fehlerfrei und auch entsprechend reguliert zu produzieren. Oder anders ausgedrückt: LUCA war alles andere als „primitiv“! Er hatte vielleicht sogar einen komplexeren Aufbau als die Einfachsten, heute in pflanzlichen und tierischen Zellen parasitär oder symbiontisch lebenden Bakterien (man denke z.B. an die sogenannten Mycoplasmen). Und es gibt durchaus einige Biologen, die begründbar vermuten, daß LUCA  eine höhere Komplexität besessen haben könnte als die ersten „echten“ Bakterien und Archaeen, für deren Entstehung man dann so etwas wie eine reduktive Evolution unter veränderten Umweltbedingungen annehmen muß (Glansdorff, Xu, & Labedan, 2008). Aber das sind alles noch weitgehend hypothetische Überlegungen, die durch entsprechende Untersuchungen zu präzisieren oder gegebenenfalls auch als falsch zu verwerfen sind. 

Ein weiterer Pfad, der zurück zu LUCA führt, ist die Evolution der sogenannten Stickstoffixierung (Raymond, Siefert, Staples, & Blankenship, 2004). Ihr Zweck ist es, den nahezu inerten Luftstickstoff  für biochemische Reaktionen nutzbar zu machen. Dazu sind spezielle Enzyme notwendig (sogenannte Nitrogenasen), die unter massiven ATP-Verbrauch über drei Reduktionsschritte aus einem Stickstoffmolekül zwei Ammoniakmoleküle NH3 produzieren. Diese werden dann in weiteren Schritten u.a. zur Synthese von Aminosäuren benötigt. Formal ergibt sich folgende Reaktion

8H++8e-+N2→2NH3+H2

die vom Enzym Dinitrogenase katalysiert wird. Die Entwicklung dieses im Detail sehr komplexen Vorgangs muß bereits zu einer Zeit stattgefunden haben, wo es a) noch keinen freien Luftsauerstoff gab (Nitrogenasen werden in ihrer Funktion extrem stark durch Sauerstoff gehemmt) und b) die anorganisch verfügbaren Stickstoffquellen im Urmeer zur Neige gingen und damit das Leben gezwungen war, neue Stickstoffquellen zu erschließen. Es ist sehr gut möglich, daß sich die Fähigkeit der Stickstoffixierung bereits ganz am Anfang des Lebens aus der Notwendigkeit heraus entwickelt hat, die reichlich in der damaligen Erdatmosphäre vorhandenen Cyanide abzubauen und damit für den Urorganismus unschädlich zu machen (Fani, Gallo, & Liò, 2000).

Alle Theorien der Abiogenese gehen davon aus, daß die wesentlichen Schritte des Aufbaus biochemischer katalytischer Netzwerke innerhalb eines Confinements, d.h. in einer durch eine Zellmembran von der Außenwelt abgekapselten Raumes, stattgefunden haben muß. Eine derartige Zellmembran muß deshalb auch zur Grundausstattung von LUCA gehört haben. Bei Bakterien findet man zwei unterschiedliche Typen von Zellmembranen, die man als gram-negativ bzw. als gram-positiv (je nach dem, wie sie sich nach einer von Hans Christian Gram erfundenen Methode färben lassen) bezeichnet. Diese unterschiedlichen Färbeeigenschaften hängen mit einem jeweils unterschiedlichen Aufbau der Bakterienzellwand zusammen. Grampositive Bakterien zeichnen sich durch eine dicke Zellwand aus, die im Wesentlichen aus dem Peptidoglykan Murein besteht (Peptidoglykane sind Polysaccharidketten, die durch Oligopeptide quervernetzt sind). An diese vergleichsweise dicke Murein-Schicht schließt sich zuerst ein dünner periplasmatischer Raum und dann die ebenfalls recht dünne Plasmamembran an. Gramnegative Bakterien besitzen dagegen nur eine dünne Murein-Schicht, die den periplasmatischen Raum zwischen einer dünnen Außen- und einer dünnen Innenmembran trennt, wobei sich die Außenmembran von der Innenmembran chemisch signifikant unterscheidet. In beiden Fällen handelt es sich um Doppelmembranen, die durch das Murein eine gewisse Steifigkeit erhalten.

Von einer gewissen phylogenetischen Brisanz ist, daß die Archaeen – die zweite große Gruppe der Prokaryonten, die besonders extreme Lebensräume besiedeln (Extremophile) – eine chemisch völlig anders aufgebaute Zellmembran besitzen. Während in den Plasmamembranen der Bakterien und Eukaryonten die Fettsäuren über eine Ester-Bindung an Glycerol-Moleküle gebunden sind, findet man bei den Archaeen Glycerol-Diether oder sogar Bis-Glycerol-Tetraether (in Form einer einschichtigen Membran, Monolayer) sowie verzweigte Isopren-Einheiten anstatt einfacher Fettsäuren. Insbesondere Lipid-Monolayer sind nur bei Vertretern der Archaeen als Zellbegrenzungen bekannt. Es existieren aber auch Archaeen, die als Zellbegrenzung eine Lipid-Doppelschicht besitzen. Ansonsten gibt es funktionell zwischen den chemisch unterschiedlichen Zellmembranen der Bacteria/Eucarya und der Archaea keine wesentlichen Unterschiede. Beide Membrantypen erfüllen gleichermaßen ihren biologischen Zweck. Die Frage ist nur, wie sich der Umbau des Chemismus der Membranmoleküle entwicklungsgeschichtlich erklären läßt. Und hier liegen die Meinungen der Biologen noch weit auseinander. Es könnte sich z.B. um eine nachträgliche Anpassungsleistung an extreme Umweltbedingungen handeln, denn die meisten heute existierenden Archaeen sind zugleich auch extremophile Organismen. 

Neuere Untersuchungen führten zu dem erst einmal überraschenden Ergebnis, daß die doppelmembranigen (gramnegativen) Bakterien mit hoher Wahrscheinlichkeit durch Endosymbiose aus Bakterien mit nur einer Plasmamembran als Zellbegrenzung hervorgegangen sind. 

Die Organisation und der Aufbau der doppelmembranigen Bakterien ähneln nämlich äußerst auffällig derjenigen mit nur einer Plasmamembran. Es scheint so, als ob sie sich von der Membran eines quasi einverleibten einmembranigen Bakteriums ableiten würde. Diese Annahme wird noch verstärkt durch den Umstand, daß die (photosynthesefähigen) gramnegativen Bakterien darüber hinaus auch noch ihren Photosyntheseapparat von den Costridia übernommen haben – der einzigen Familie einmembraniger Bakterien, die rezent noch einen solchen besitzen. Denn aufgrund der Komplexität selbst einfacher Formen der Photosynthese erscheint es äußerst unwahrscheinlich, daß die dafür essentiellen Gene über einen horizontalen Gentransfer in die Zellen gramnegativer Bakterienfamilien gelangt sein könnten. 

Und dieser erst einmal phänomenologische Befund ließ sich schließlich anhand von Gensequenzierungen weiter erhärten. Sie zeigen am Beispiel der Verwandtschaftsbeziehungen verschiedener Proteinfamilien mit aller Deutlichkeit, daß sowohl der Stamm der Actinobacteria als auch der Costridia (beide überwiegend grampositiv) zum Genom der gramnegativen Bakterien beigetragen haben. Letztere sind demnach aus der Endosymbiose jeweils eines frühen Vertreters der beiden genannten Bakterienstämme hervorgegangen. Als Zeitpunkt der Entstehung der gramnegativen Bakterien und deren darauffolgenden enormen Diversifikation wird der Übergang vom Neoarchaikum zum Paläoproterozoikum (d.h. vor ~2,7 und 2,4 Ga) angenommen (Mahner, 2009).

Für LUCA bedeutet das, daß er mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit noch eine „weiche“, amöbenartige (d.h. nicht durch Murein versteifte) Zellmembran besessen hat, die der Endozytose fähig war. Die Vermehrung könnte z.B. durch Knospung (inäquale Zellteilung, wie man sie noch heute bei manchen Bakterien findet, die auf diese Weise Exosporen bilden) erfolgt sein, aus der sich dann der komplizierte Apparat der symmetrischen Zellteilung entwickelte. 

Zusammenfassend ergibt sich das Bild, daß das Netzwerk der Stammformen allen heutigen Lebens, LUCA genannt, verglichen mit der unbelebten Natur alles andere als „primitiv“ war. Das macht auch die Schwierigkeit aus, die Kluft zwischen unbelebter und belebter Natur, die nach der gängigen Lehrmeinung durch den immer noch kaum erforschten Prozeß der Abiogenese (chemische Evolution) zu überwinden ist, zu schließen. Das bedeutet aber nicht, daß das unmöglich ist. Die relativ kurze Zeitspanne, die dafür auf dem Planeten Erde benötigt wurde, weist auf eine (wenn auch noch weitgehend unbekannte) Prozeßfolge hin, die in dieser oder ähnlicher Form immer dann durchlaufen wird, wenn die Umgebungsbedingungen stimmen (was immer das auch heißen mag). Und das ist von größter astrobiologischer Bedeutung.

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Essay: Primäre Entstehung von "Staub" im Kosmos

Das ist eine fachliche Ergänzung zu meinem Vorlesungsmanuskript "Astrobiologie"

Carina Nebula - Hubble-Telescope (Quelle APD)

Für die Entstehung von Planeten sind die ungefähr zu einem Masseprozent in einer protoplanetaren Scheibe vorhandenen Staubpartikel (ihre Konsistenz ist am ehesten mit den Partikeln in Zigarettenrauch, wenn auch in viel geringerer Anzahldichte, zu vergleichen) unabdingbar. Sie liefern zusammen mit gefrorenen volatilen Stoffen (insbesondere Wasser) das Material, aus dem sich zuerst Planetesimale und später aus den Planetesimale Planeten bilden. Die Frage, die sich stellt, ist, auf welche Weise aus einer Gas-und Staubscheibe mit mikrometergroßen Festkörperpartikel am Ende eines nicht sonderlich langen Entwicklungsprozesses (die Zeitskala liegt in der Größenordnung von 10^5  bis 10^6  Jahren) Planeten wie die Erde entstehen. Doch zuvor muß das Grundmaterial, der "Staub" in den kosmischen Raum und damit in die interstellare Materie gelangen. Wie und wo diese "primäre" Staubkomponente entsteht, ohne die es uns nicht geben würde, möchte ich in diesem kleinen Essay erklären - also wem's interessiert...

Interstellarer Staub

Der Staub in einer protoplanetaren Scheibe widerspiegelt den Staub in der interstellaren Materie (ISM) im Sternentstehungsgebiet - nur daß er hier bereits in einer konzentrierteren und z.T. modifizierten Form vorliegt bzw. „aufgelöst“ Bestandteil des Scheibengases ist. Typischerweise bezeichnet man als „Staub“ (engl. stardust) mikroskopisch kleine Festkörperpartikel, die insbesondere aus den Elementen Kohlenstoff, Silizium, Magnesium und Eisen in Verbindung mit Wasserstoff und Sauerstoff bestehen. Die größeren Staubteilchen haben einen typischen Durchmesser von 0.1 µm, was ungefähr 10^9 Atomen entspricht. Sie besitzen oftmals noch eine Hülle aus „Eis“, d.h. aus verschiedenen volatilen Stoffen (insbesondere Wasser). Andere Staubpartikel bestehen aus Cluster aus oftmals nur wenigen 100 Atomen (Durchmesser ~0.005 µm). Auch die als „polyzyklische aromatische Wasserstoffe“ (PAH’s) bezeichneten Makromoleküle, die, grob gesagt, nichts anderes als auf verschiedene Weise verbundene Benzolringe darstellen, werden aufgrund ihrer Absorptionseigenschaften im IR manchmal mit zum interstellaren Staub gerechnet. Das Größenspektrum (Durchmesser über Anzahl) des interstellaren Staubes besitzt ein Maximum bei einigen 10^(-2) bis 10^(-3) µm.

Entstehung der Staubkomponente der ISM

Staubproduktion ist im Wesentlichen ein Phänomen von Sternen in den Spät- und kataklysmischen Stadien der Sternentwicklung. Nur sie sind in der Lage in ihrem Inneren die für die Staubproduktion notwendigen Elemente C, O, Si, Mg, Fe … zu fusionieren. 

Primäre Staubbildung erfolgt immer durch direkte Kondensation aus der Gasphase heraus, sobald die Temperatur unter einem kritischen Wert (der Kondensationstemperatur) gefallen und im Gas eine Sättigung der entsprechenden Stoffe erreicht ist. 

Folgende stellaren Prozesse sind in der Lage, den interstellaren Raum mit Staubpartikeln anzureichern:

• Sterne, die im Hertzsprung-Russel-Diagramm den Riesenast bzw. den Asymptotischen Riesenast (AGB, Asymptotic Giant Branch) bevölkern, sind in der Lage, Masse durch intensive Sternwinde abzuführen. In dieser Phase der Sternentwicklung kommt es oft zu radialen Pulsationen, wodurch Materie aus dem Inneren des Sterns in die kühle, ausgedehnte Sternatmosphäre transportiert wird. Dort kondensieren insbesondere Karbide (aber auch direkt Graphit und Ruß) aus, die z.T. bereits hier zu größeren Aggregationen koagulieren und durch den intensiven Sternwind, durch Stoßwellen sowie durch den Strahlungsdruck in den interstellaren Raum geblasen werden. Mira-Veränderliche und insbesondere R Coronae Borealis-Sterne gehören in dieser Beziehung zu den wichtigsten Produzenten kohlenstoffreicher „Sternstäube“. Abschließend müssen in dieser Beziehung auf jeden Fall noch die sogenannten Wolf-Rayet-Sterne (massereiche Sterne >10 M⊙) erwähnt werden, die durch besonders intensive „Sternwinde“ und damit einhergehende Masseverlustraten auffallen.

• Extrem massereiche Hyperriesen (100 bis 120 M⊙) wie z.B. η Carinae, machen Ausbruchepisoden durch, bei denen große Mengen Staub (z.B. Silikate), aber auch schwerere Elemente in Form von Gas (z.B. Stickstoff, Sauerstoff) in den interstellaren Raum gelangen.

• Ejekta von klassischen Novae. 

• Besonders wichtig für die Anreicherung der ISM mit schweren Elementen sowie radioaktiven Stoffen sind Supernovaexplosionen vom Typ II (hydrodynamische Supernovae). Sterne mit mehr als 8 M⊙, die am Ende ihrer Entwicklung (d.h. nach der letzten energieerzeugenden Kernfusionsphase) einen Kernkollaps zu einem Neutronenstern oder Black hole erleiden, können ihre gesamte äußere Hülle verlieren, wodurch die darin in einzelnen Schalen konzentrierten Stoffen in den interstellaren Raum gelangen. Voraussetzung für deren Kondensation ist, daß der Zeitraum, in der Teile der Ejekta durch den Zerfall eingelagerter radioaktiver Stoffe geheizt werden, klein ist im Vergleich der Expansionszeitskala, so daß das Gas unter 2000 K abkühlen und Staubpartikel auskondensieren können. Aber auch sogenannte „thermonukleare Supernovae“ (die in ihrem Aufbau durchaus klassischen Novae ähneln, nur daß der Massezuwachs des Weißen Zwerges letztendlich zu einem plötzlich einsetzenden „Kohlenstoffbrennen“ führt, der den Weißen Zwerg quasi zerreißt) reichern in gleicher Weise das interstellare Gas mit schweren Elementen und damit auch „Sternenstaub“ an.

Ausschnitt aus dem Hertzsprung-Russel-Diagramm mit den Entwicklungswegen eines Sterns mit 5  M⊙  und eines mit 15  M⊙ . Staubbildung wird möglich, wenn die effektive Temperatur unter 3500 K sinkt (rechts der senkrechten unterbrochenen Linie) und in der Sternatmosphäre Festkörperpartikelchen direkt aus der Gasphase auskondensieren können. Quelle D.C.B.Whittet, 2003

Auf die theoretische Möglichkeit der Staubbildung in  kühlen Hüllen von Riesensternen haben 1962 erstmals F.Hoyle und N.C.Wickramasinghe hingewiesen. Bedingung ist, das dort (d.h. oberhalb ihrer heißen Chromosphären) die Temperaturen im Bereich zwischen 3500 K und 2000 K (und darunter) liegen, was zur Keimbildung und Wachstum von Festkörperpartikel notwendig ist. Das betrifft Rote Riesen, Rote Überriesen sowie AGB-Sterne. Hauptreihensterne sind zur Staubbildung dagegen nicht in der Lage (massearme Rote Zwerge einmal ausgenommen, vorausgesetzt, sie sind genügend „metallreich“). Welche Art von „Sternenstaub“ entsteht, hängt entscheidend davon ab, ob die Hüllen reich an Kohlenstoff oder eher reich an Sauerstoff sind. Im ersten Fall entstehen hauptsächlich Karbide (oder direkt Graphit oder Ruß), im zweiten Fall eher Silikate.  

Kondensationsvorgang

Der Übergang eines als Gas vorliegenden Stoffes in den flüssigen bzw. festen Zustand, bezeichnet man als Kondensation. Man unterscheidet dabei inhomogene Kondensation (bei der ein Kondensationskern vorhanden sein muß - wie bei Regentropfen) sowie homogene Kondensation. „Sternstaub“ entsteht durch homogene Kondensation, bei der aus der Gasphase sofort Festkörperpartikel entstehen. Dieser Vorgang wird als (homogene) Keimbildung (engl. nucleation) bezeichnet und ist ein thermodynamisch eher gehemmter Prozeß. Damit er überhaupt stattfinden kann, müssen sich bei Stößen eine genügend große Anzahl von Atomen zu Cluster zusammenfinden, was nur unter der Bedingung eines übersättigten Gases und ausreichend tiefer Temperaturen möglich ist. Ist erst einmal solch ein Cluster entstanden, dann kann er durch Aufsammeln weiterer Atome oder Moleküle zu Nanopartikel anwachsen, in denen sich die Atome chemisch verbinden. Dazu ein Beispiel. Eines der ersten festen Stoffe, die aus der Gasphase auskondensieren können, ist Aluminiumoxid oder (als Mineral) Korund Al2O3. Seine kritische Kondensationstemperatur liegt bei ≈ 1760 K. Bei einem sauerstoffreichen Riesenstern (T_eff~3000 K) wird diese Temperatur in einem Abstand von ungefähr 3 bis 4 Sternradien von der Photosphärenobergrenze erreicht. Erst dort können sich Cluster aus einigen Dutzend Aluminiumatomen bilden, die sich dann chemisch gemäß der Reaktion

2Al+3H2O →Al2O3+3H2

in Aluminiumoxid-Keime umwandeln und dann weiter wachsen. Dieses Wachstum wird jedoch erst dann ein selbstablaufender Prozeß, wenn der Cluster bzw. der Komplex eine kritische Größe überschreitet. Erreichen die Partikel diese Größe nicht, dann lösen sie sich im Gas wieder auf. Außerdem benötigt das Keimwachstum natürlich Zeit. Während dieser Zeit dürfen sich die Umgebungsbedingungen aber nicht zu stark ändern, d.h. die Staubbildung in expandierenden Sternhüllen und in Sternwinden wird durch deren Zeitskalen eingeschränkt (eine gleichmäßige radiale Expansion verringert z.B. die Teilchendichte entsprechend n~r^(-2)). Danach gibt es außerhalb der Photosphäre eines Riesensterns eine Zone mit relativ hohen Teilchenzahldichten (n≈10^19  m^(-3)) und Temperaturen, die den Kondensationstemperaturen von (mineralischen) Festkörpern entsprechen. Dort wird schnelle Staubbildung möglich, insbesondere auch deshalb, weil radiale Pulsationen, vom Stern ausgehende Schallwellen (die u.U. zu Stoßwellen anwachsen) sowie andere, mehr lokale Instabilitäten, die Überwindung der thermodynamischen Barriere der Nukleation fördern. Insbesondere Pulsationen können dabei mehr oder weniger zyklische Phasen vermehrter Staubbildung triggern. 

Der primäre Staub ist aufgrund der zufälligen Art der Agglomeration (dem wichtigsten Prozeß des Keimwachstums) amorph und chemisch meist nicht abgesättigt. Erst unter nachfolgender Erhitzung erhält es seine kristalline oder polykristalline Struktur. Das muß aber nicht unbedingt in dem primären Staubentstehungsgebiet selbst passieren, sondern kann auch im weiteren zirkumstellaren Umfeld oder direkt im interstellaren Raum geschehen.

Je nach Umgebungsbedingungen (Temperatur, Teilchenzahldichten der an der Kondensation beteiligten monomeren Stoffe etc.) werden chemisch / mineralogisch unterschiedliche Stoffe auskondensieren. Dabei spielt insbesondere das Kohlenstoff – Sauerstoff-Verhältnis (C/O) eine grundlegende Rolle. So kann man M-Sterne der Leuchtkraftklasse III (Riesen) nach dem C/O-Verhältnis in zwei Klassen einteilen:

C/O<1 Sauerstoffreiche Sterne
C/O>1 Kohlenstoffreiche Sterne

Welches Verhältnis konkret einstellt, hängt von den Entwicklungsparametern des jeweiligen Sterns ab. Sterne mittlerer Masse (2.3 M⊙  ≤ M*  ≤ 8  M⊙) können durch Heliumbrennen einen C/O-Kern ausbilden. Erlöscht das Wasserstoff-Schalenbrennen über der den Kern umhüllenden He-brennenden Schicht, dann wandert der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm auf den asymptotischen Riesenast (AGB), dehnt sich stark aus und wird bis in die Nähe der Brennzone konvektiv. Ab einer Sternmasse von 3.5  M⊙  kann für kurze Zeit die Konvektionszone bis in die ehemals wasserstoffbrennende Zone hinabreichen und dabei die Brennprodukte in die Sternatmosphäre verfrachten. Man spricht hier von einem second dredge up. 

Während seines Aufenthalts im AGB kommt es zu regelmäßigen Änderungen im Brennregime des Sternkerns, wodurch kurzzeitig sogenannte „Thermische Pulse“ auftreten. Eine Folge davon ist der Transport von dort fusionierten Materials in die oberen Bereiche des Sterns – ein Vorgang, der als third dredge up bezeichnet wird. Von der Effizienz dieses Vorgangs hängt es letztendlich ab, ob sich der Riese zu einem Kohlenstoff-Stern entwickelt. Hält sich in der Sternatmosphäre Kohlenstoff- und Sauerstoffkonzentration in etwa die Waage, dann spricht man von Kohlenstoffsternen des Spektraltyps S. Alle AGB-Sterne bilden einen starken „Sternwind“ aus, der zu einem starken Masseverlust führt. Am Ende dieser Phase kann ein spezieller Planetarer Nebel entstehen.

Staubbildung in sauerstoffreichen Sternen

In solchen Sternen wird der Kohlenstoff bei Temperaturen unterhalb 3000 K weitgehend in Form von CO-Molekülen gebunden. Diese Moleküle besitzen eine genügend hohe Bindungsenergie (EB=11.1 eV), die sie als Partner in den meisten Gasphasen-Reaktionen ausschließen. Dafür können Stoffe wie Ca, Al, Mg, Fe, Ti und Si bei einer Temperatur unterhalb von 1500 K auskondensieren und dabei Metalloxide (z.B. CaO, TiO, Al2O3, FeO) sowie - bei weiter sinkenden Temperaturen - Mineralisationen wie Perowskit (CaTiO3), Enstatit (MgSiO3), Forsterit (Mg2SiO4), Fayalit (Fe2SiO4) sowie andere Silikaten bilden. Der interessanteste Temperaturbereich liegt dabei zwischen 1200 und 800 K, in dem bevorzugt die Bildung amorpher SiO-Cluster erfolgt. Sie können sich anschließend in SiO3-Komplexe und SiO4-Tetraeder umwandeln, die sich wiederum mit anderen Monomeren zu den oben genannten Silikaten verbinden. Welche Stoffe am Ende überwiegen, hängt jedoch von den konkreten physikalischen Umgebungsbedingungen ab. Wie Modellrechnungen zeigen, sind insbesondere Olivine (Mischkristall (Mg,Fe)2SiO4) bei derartigen Sternen ein häufiges Endprodukte der Staubbildung. 

Bei Temperaturen unterhalb 700 K sollten die meisten Metalle auskondensiert sein. Dann folgen bei weiter sinkenden Temperaturen volatile Stoffe, die sich dann oft in Form eines Wassereismantels um Metall- und Silikatkörner legen. 

Staubbildung in kohlenstoffreichen Sternen

Bei diesen Sternen dominieren bei Temperaturen zwischen 2500 K und 1500 K Kohlenstoff-Monomere wie Cn (n=1,2,3), C2H2 und CH4 die kühlen Außenhülle von Kohlenstoffsternen wobei Ethin wahrscheinlich am häufigsten vorkommt. Kohlenstoff kann in fester Form bekanntlich in mehreren allotropen Modifikationen vorkommen. Die amorphe Form kommt häufig als Ruß, die einfachste kristalline Form als Graphit vor. Daneben sind noch Mikrodiamanten sowie die sogenannten Fullerene von einer gewissen astrophysikalischer Bedeutung. In Verbindung mit Wasserstoff bildet Kohlenstoff eine Vielzahl von polymeren Molekülen, wobei im Zusammenhang mit der interstellaren Materie insbesondere die hexagonalen Ringmoleküle (Aromate) in Form der PAH’s eine wichtige Rolle spielen. Sie entstehen in Sternwinden durch Aufbrechen von Ethinmolekülen durch Stöße und anschließendes rearrangieren der dabei entstehenden Phenyl-Radikale zu Benzolringen. Letztere können sich dann zu planaren Polymeren verknüpfen die die Tendenz haben, sich zu übereinanderliegenden Schichtstrukturen zu verbinden. Am Ende entstehen ruß- und graphitähnliche Partikel, die durch den Strahlungsdruck des Sterns in den interstellaren Raum verfrachtet werden.

Eine weitere Möglichkeit (wie sie wahrscheinlich in R Coronae Borealis-Sternen realisiert ist), ist das direkte Auskondensieren von amorphem Kohlenstoff aus der Gasphase. Auch unter diesen Bedingungen können aus C und C2-Monomeren Ringcluster entstehen, die sich zu lockeren amorphen Kohlenstoff oder Graphitpartikel (und wahrscheinlich auch zu Fullerenen) entwickeln. 

Kohlenstoffatome können sich aber auch mit Metallatomen zu Karbiden (z.B. SiC, Fe3C) und mit Schwefel zu Sulfiden verbinden.  Einige Autoren (z.B. Frenklach et.al. 1989) vermuten, daß z.B. SiC-Cluster als Kondensationskerne für eine inhomogene Nukleation von Kohlenstoff-Staub dienen könnten.

Staubbildung in kataklysmischen Phasen der Sternentwicklung

Unter „kataklysmischen Phasen“ sollen in diesem Kontext insbesondere Nova-Ausbrüche sowie Supernovaexplosionen verstanden werden. Besonders Supernovae können die interstellare Materie mit Elementen großer Ordnungszahl (man denke an Gold, Platin, Uran) und mit einer Vielzahl radioaktiver Isotope anreichern. Die Entstehung sogenannter „klassischer“ Planetarischer Nebel gehört nicht dazu, da sie nicht „explosiv“ erfolgt. Auch spielen derartige Nebel kaum eine Rolle in der Staubentstehung. 

Klassische Novae sind bekanntlich sehr enge Doppelsternsysteme, deren eine Komponente ein kühler Hauptreihenstern (M*  ≤ 0.5  M⊙) und die andere ein Weißer Zwergstern ist. Bei Letzteren handelt es sich um eine „Sternleiche“, die aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht und die durch ein entartetes Elektronengas dynamisch stabil gehalten wird. In solchen Systemen kann Materie vom Hauptreihenstern zum Weißen Zwerg fließen (meist über eine Akkretionsscheibe oder entlang von Magnetfeldlinien, wie bei den Polaren oder AM Herculis-Sternen) und um ihn herum eine Wasserstoffschale bilden. Wenn am „Boden“ dieser Schale plötzlich das Wasserstoffbrennen zündet (was zu einem enormen Anstieg der Leuchtkraft führt – man beobachtet gewöhnlich einen Helligkeitszuwachs um das ca. 50000 fache), dann entwickelt sich das Phänomen eines Novaausbruchs. Dabei wird das über der „Bodenschicht“ liegende Gas auf Geschwindigkeiten von 300 bis 4000 km/s beschleunigt und in den interstellaren Raum befördert. Dabei kann auch Material des Weißen Zwerges in Form von Kohlenstoff- und Sauerstoffatomen mitgerissen werden. Ab einer gewissen Entfernung vom Explosionsort erreicht die abdriftende Hülle Temperaturen unterhalb 2000 K, was zuerst einmal günstig für die Staubbildung ist. Andererseits sollte die von der Nova ausgehende intensive UV-Strahlung das Gas noch eine Zeitlang im ionisierten Zustand halten. Staubbildung ist aber aus physikalischen Gründen in einem vollionisierten Plasma schlicht unmöglich. Es müssen also Bedingungen eintreten, die trotzdem eine (durchaus intensive) Staubbildung ermöglichen. Man vermutet, daß hier die zeitliche Entwicklung der Ionisation der verschiedenen Elemente im Gas entscheidend für die Bildung (oder Nicht-Bildung) von Staubpartikeln ist. Auf jeden Fall scheint das Element Kohlenstoff hierbei eine Schlüsselrolle zu spielen, wobei die Zeitskala durch die CO-Bildung maßgeblich festgelegt wird (Rawlings et.al. 1989). Auf jeden Fall ist die im IR recht gut nachweisbare Staubproduktionsrate von Nova zu Nova unterschiedlich. Es gibt sogar Novae, bei denen überhaupt keine Staubbildung auftritt. In dieser Beziehung gibt es deshalb noch viel zu erforschen.

Eine ganz andere Liga stellen Supernovae dar, die am Ende der Entwicklung massereicher Sterne (M* > 8  M⊙) stehen (was den Typ II betrifft – hydrodynamische Supernovae) oder die aus binären Systemen resultieren, deren eine Komponente – ein Weißer Zwerg – soviel Masse akkretiert, daß in seinem Innern plötzlich Kohlenstoff-Brennen einsetzen kann, die den Stern quasi zerreißt (Typ Ia, thermonukleare Supernova) . 

Im Folgenden sollen jedoch der Kürze halber nur hydrodynamische Supernovae betrachtet werden, obwohl natürlich beide Typen in der Lage sind, in ihren expandierenden Außenhüllen Staub zu produzieren.

Sterne ab einer Ausgangsmasse von 8  M⊙ (sogenannte „massereiche Sterne“) können im Laufe ihres Lebens (typische Zeitskala 10^7 Jahre) alle möglichen Kernfusionszyklen (bis hin zur Synthese von Eisen) durchlaufen und damit ihren Energiehaushalt bestreiten. Sie beginnen als Hauptreihensterne vom Spektraltyp O und Enden als Neutronenstern bzw. (wenn die Kernmasse dafür ausreicht) als Schwarzes Loch. Es werden sogar theoretisch Fälle diskutiert, bei dem der Stern am Ende völlig zerstört wird und sich nicht einmal ein Black hole bilden kann.

Während der Hauptreihenphase erzeugt der Stern Energie über den CNO-Zyklus. Sobald der Kernbereich „ausgebrannt“ ist, zündet das im Zentrum konzentrierte Helium und es beginnt das „Heliumbrennen“. Es entstehen jetzt zwei „Brennzonen“, im Kern wird Helium in Kohlenstoff und Sauerstoff sowie in einer äußeren Schale weiterhin Wasserstoff zu Helium fusioniert. Der Stern verläßt damit die Hauptreihe und entwickelt sich zum Überriesen. Wenn der Kern weiter kontrahiert, wird irgendwann die Zündtemperatur für das Kohlenstoffbrennen erreicht. Dann fusioniert der Stern im Kern Kohlenstoff zu Sauerstoff, Neon, Natrium und Magnesium, in einer darüber liegenden Schale Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff und in einer nochmals darüber liegenden Schale Wasserstoff zu Helium. Sobald der Kohlenstoff/Sauerstoff-Kern aufgebraucht ist, beginnt er zu kontrahieren wobei er sich aufheizt (Virialsatz) und weitere Fusionszyklen zünden:

Neon-Brennen → O, Mg
Sauerstoff-Brennen → Mg bis S
Silizium-Brennen → Fe und ähnlich schwere Elemente

Der Kern entartet schließlich während des Silizium-Brennens und der sich mittlerweile gebildete Eisenkern wird instabil und kollabiert zu einem Neutronenstern (Kernmasse unterhalb der Oppenheimer-Volkoff-Grenzmasse) oder Schwarzen Loch. Kurz bevor das geschieht, ist der supernova progenitor entweder ein Roter Überriese (M* ≤ 25 M⊙), ein stickstoffreicher Wolf-Rayet-Stern (25 M⊙ ≤ M* ≤ 60  M⊙) oder ein kohlenstoffreicher Wolf-Rayet-Stern (M* ≥ 60  M⊙). Auf jeden Fall hat er einen zwiebelartigen Aufbau in Form von aufeinanderfolgenden Schalen unterschiedlicher Zusammensetzung.

„onion skin“-Modell des Aufbaus eines massiven Sterns kurz vor dem Kernkollaps

Der Kernkollaps des Eisenkerns wird unausweichlich, sobald das hydrostatische Gleichgewicht des Sterns wegen zu geringer Energieproduktion nicht mehr aufrechterhalten werden kann. Zuerst beginnt der Eisenkern zu kontrahieren, um das Energiedefizit auszugleichen, wobei ab einer gewissen Dichte das Elektronengas entartet. Übersteigt die Kernmasse die Chandrasekhar-Grenze (von dem man bei einer Supernova ausgehen kann), dann geht der Kern in den freien Fall über. Dabei treten weitere physikalische Prozesse auf, welche die Energiebilanz weiter verschlechtern, da sie endotherm ablaufen (z.B. Photodisintegration von Fe-Kerne entsprechend 56Fe → 13 4He + 4n -100 MeV  in He-Kerne, später die Photodisintegration von den He-Kernen selbst). Ab einem bestimmten Druck können die nun freien Protonen Elektronen unter der Emission von Neutrinos absorbieren (inverser β-Zerfall), was die Teilchenzahl im Plasma reduziert und erst einmal einer Druckentlastung entspricht (Elektronen „verschwinden“, was Auswirkungen auf den Entartungsdruck des Elektronengases hat). Der Kollaps geht aber weiter, bis ab einem kritischen Druck Pn, den man als Entartungsdruck der Neutronenflüssigkeit bezeichnet, der Kollaps gestoppt wird – es sei denn, die Kernmasse liegt oberhalb der Oppenheimer-Volkoff-Grenze von ~ 1.5 bis 3.2 M⊙ (der genaue Wert dieser Grenzmasse ist noch unbekannt), was dann die Entstehung eines Black hole zur Folge hat. Sollte der Kollaps gestoppt werden, hat sich bei diesem Vorgang ein Neutronenstern mit einer mittleren Dichte von ~10^18 kg/m³ gebildet. Sein Durchmesser liegt dann ungefähr bei 40 km.

Die Energie, die bei einem solchen Kernkollaps frei wird, kann man leicht abschätzen. Geht man von einer Kernmasse von 1.5  M⊙ und einem Kernradius (vor dem Kollaps) von 0.01 R⊙  aus, dann setzt die Kompression dieses Kerns auf Neutronensterngröße (RNS~20 km) einen Energiebetrag von ~ 3∙10^46  J frei. Durch die endothermen Kernprozesse werden ca. 7 MeV pro Nukleon verbraucht, was absolut etwa 2∙10^45 J, also rund 10% der gravitativen Bindungsenergie, ausmacht. Damit stehen noch beachtliche  2.8∙10^46 J zum Wegschleudern der gesamten Außenhülle des Sterns zur Verfügung! So ist es nicht verwunderlich, daß eine hydrodynamische Supernova kurzzeitig eine Leuchtkraft von ~ 3∙10^10 L⊙  (~10^37 Js) erreichen kann. Berechnet man analog zum Kern die Bindungsenergie der Hülle (für M=10  M⊙), dann erhält man einen Wert von ~5∙10^44 J oder, wenn man davon ausgeht, daß die Hülle mit einer Geschwindigkeit von ~10000 km/s expandiert, ~10^45 J. 

Die Frage ist nun, durch welche Mechanismen wird die für die Expansion erforderliche Energie in die Hülle übertragen? Ohne hier näher auf Details einzugehen, lautet die Antwort auf diese Frage: durch die beim Kernkollaps entstehende extrem hohe Neutrinoflußdichte (~10^57 Neutrinos mit einer Gesamtenergie  von ~10^46 J) sowie durch die zeitverzögert auftretenden und den Stern durchlaufende Stoßwelle. Sie entsteht, wenn die nachstürzende Sternmaterie auf den leicht zurückschwingenden „Neutronenkern“ trifft. Da die Implosion des ehemals ca. 3000 km messenden Eisenkerns in freien Fall erfolgt, werden Kollapsgeschwindigkeiten erreicht, welche die Schallgeschwindigkeit im umgebenden Plasma bei weitem übersteigen. Das bedeutet, die Materie außerhalb des Kerns kann dem Kernkollaps nicht mehr folgen und erreicht die Oberfläche des entarteten und weitgehend inkompressiblen „Neutronenstern“ etwas zeitverzögert. Dadurch entsteht eine Druckwelle, die zwar dann durch den Stern nach außen wandert, aber nach Computersimulationen normalerweise bereits in Kernnähe stark gedämpft wird. Deshalb geht die heutige Lehrmeinung davon aus, daß im Wesentlichen der intensive „Neutrinoflash“ die ~10^46 J  Bindungsenergie nach außen trägt. Wird davon nur 1% in der Sternmaterie absorbiert, so reicht das völlig aus, die Stoßwelle wiederzubeleben und damit das Supernovaphänomen zu erklären. Dieser Vorgang ist mittlerweile mittels Computersimulationen (sogar in 3D) recht gut nachvollziehbar geworden (z.B. S.Benitez-Herrera et.al. 2011).

Im Zusammenhang mit der Anreicherung der interstellaren Materie mit dem bei einer Supernovaexplosion freigesetzten Materials spielen natürlich die kernphysikalischen Vorgänge, die beim Durchlaufen der Stoßwelle durch den zwiebelartig aufgebauten Stern stattfinden, eine ausschlaggebende Rolle. Das betrifft in erster Linie die Produktion und Freisetzung von schweren Elementen jenseits von Magnesium (Z=12) und Eisen (Z=26) sowie die Produktion einer Vielzahl radioaktiver Isotope unterschiedlich langer Zerfallsdauer. Der Schlüsselbegriff ist hier „r-Prozeß“. Darunter versteht man die „schnelle“ („r“=rapid) Fusion von Elementen durch Neutroneneinfang („schnell“ bedeutet hier bezogen auf den begleitenden β-Zerfall) bei sehr hohen Temperaturen (~10^9  K). Dazu sind extrem hohe Neutronenflußdichten notwendig, wie sie beim Ausbruch einer Supernova auftreten.

Wenn also die Stoßwelle die einzelnen Schichten des Sterns durchläuft und dessen Materie extrem aufheizt (bis 5∙10^9 K), dann setzt für einige Sekunden ein Vorgang ein, den man als „explosives nukleares Brennen“ bezeichnet. Die ersten Schichten, die von diesem Vorgang betroffen sind, sind offensichtlich die innersten, Silizium- und Sauerstoff-brennenden Schichten. Das darin enthaltene Material wird dabei in Elemente der Eisengruppe (Fe, Co, Ni) umgewandelt, über die wiederum durch Neutroneneinfang (r-Prozeß) Elemente und Isotope mit Massenzahlen A>60 produziert werden. 

Ein Schlüsselelement ist dabei das Isotop 56Ni mit einer Halbwertszeit τ von 6.1 Tagen, welches sich letztendlich zu Eisen (56Fe) über die Zerfallskette

56Ni  →  56Co  (τ≈77.1 d)  → 56Fe

umwandelt. Eine Abschätzung zeigt, daß beim Zerfallsprozeß (16.55) eine Energie von ~10^13 J frei wird und die sich interessanterweise direkt in der Form der Lichtkurve einer Supernova widerspiegelt. 

Das „explosive nukleare Brennen“ endet, wenn die Temperatur in der Schock-Zone unter 2 Milliarden Kelvin fällt. Das ist gewöhnlich schon in der Ne-brennenden Schale der Fall. Lediglich thermonukleare Reaktionen, die auf dem Triple-Alpha Prozeß beruhen, halten noch etwas an. Instabilitäten führen zu einer Durchmischung des Plasmas, welches mit einer anfänglichen Geschwindigkeit von 5000 bis 15000 km/s und mehr in den kosmischen Raum expandiert. Der „Nebel“ der sich daraus bildet und der den „nackten“ Neutronenstern (oder ein Black hole) hinterläßt, wird als „Supernova-Überrest“ (supernova remnant, SNR) bezeichnet. Er enthält alle die in der vorexplosiven Phase sowie explosiven Phase gebildeten Elementen und in ihm findet schließlich – sobald die Bedingungen dafür günstig geworden sind - auch die eigentliche „Staubbildung“ statt. 

Solche SNR’s bestehen viele Tausende bis Hunderttausend Jahre und erreichen Ausdehnungen von einigen Hundert Parsec bis sie schließlich vollständig in der interstellaren Materie aufgehen. Dabei lassen sich mehrere Entwicklungsphasen unterscheiden:

• Freie Expansion (200 bis 300 Jahre)
• Adiabatische oder Taylor-Sedov-Phase (~20000 Jahre)
• Radiative oder „Schneepflug-Phase“ (bis 500000 Jahre)
• Verschmelzung mit der interstellaren Materie

Die erste Phase ist dadurch ausgezeichnet, daß die Gashülle ohne Abbremsung (d.h. mit konstanter Geschwindigkeit) in den interstellaren Raum expandiert, wobei die Expansionsgeschwindigkeit in der Größenordnung von 10^4 km/s liegt. Die vorhandene interstellare Materie stellt für diese Expansion kein Hindernis dar. Sie wird vielmehr durch das mit Überschallgeschwindigkeit einfließende, von der Supernova stammende Gas extrem stark aufgeheizt (T~10^7 - 10^8 K) sowie durch Stoßionisation ionisiert. Die sich in die ISM „fressende“ Stoßfront wird dabei leicht abgebremst und die ungehindert nachlaufende Materie bildet eine zweite, innere Stoßfront aus, die ihre Richtung umkehrt, wenn die Dichte der ausfließenden Materie die Dichte des interstellaren Gases erreicht. Man spricht dann von einem reverse shock. Diese Erscheinung gehört schon der physikalisch viel interessantere Taylor-Sedov-Phase an. Denn hier beginnt die kontinuierliche „Abbremsung“ der Expansion des SNR’s. (L.I.Sedov, 1946; J.Taylor, 1955). Das ist – wie bereits erwähnt - dann der Fall, wenn die Masse der durch die Ejecta verdrängten interstellaren Materie größer wird als die einfließende Materie selbst. Die Wechselwirkungen, die im Bereich der Stoßfront auftreten, sind sehr komplex und energiereich und können dadurch hochenergetische (relativistische) Teilchen produzieren. Man vermutet zu Recht, daß sie einen Teil der kosmischen Höhenstrahlung ausmachen.

In der sogenannten „Schneepflug-Phase“, die sich an die Sedov-Taylor-Phase anschließt, wird die im Supernova-Rest angesammelte kinetische Energie abgestrahlt, wodurch sie selbst kaum mehr zur Expansion beitragen kann. Schwere Atomkerne fangen nach und nach Elektronen ein, wodurch optische Strahlung frei wird, die sich gut beobachten läßt. Physikalisch entspricht das einer Kühlung. An der Grenzfläche zwischen der ISM und dem SNR bilden sich Instabilitäten aus, die letztendlich zu einer guten Durchmischung führen. Die weitere Ausdehnung ist dann nur noch rein thermodynamischer Natur und durch die hohe Temperatur im Innern der Gasblase (die ein Supernovarest nun mal darstellt) bedingt. Nach ungefähr 10^5 Jahren hat sich der Supernovarest dann endgültig mit der interstellaren Materie vereinigt. Kühle, staubreiche Gebiete (Molekülwolken) können dann zu Geburtsstätten einer neuen Sterngeneration werden und das Spiel der Sternentwicklung beginnt von neuem. 

Für die Physik von Supernova-Überresten sind (Überschall-) Stoßwellen, die sie in radialer Richtung durchlaufen  und primär von der Supernova-Explosion stammen und sekundär durch Reflektion an Grenzflächen entstehen (reverse shock), von außerordentlich großer Bedeutung. Sie komprimieren und erhitzen Gas, können es hoch ionisieren und damit anregen, z.B. nichtthermische Röntgenstrahlung zu emittieren. Das macht Supernova-Überreste zu einem dankbaren Objekt der Röntgenastronomie. Stoßwellen spielen aber auch für die Staubphysik eine wichtige Rolle, da sie feste Staubpartikel zu zerstören oder zu modifizieren in der Lage sind (z.B. Umwandlung von Graphitpartikelchen in Mikrodiamanten). 

Mittels der charakteristischen Röntgenstrahlung läßt sich die Verteilung von Sauerstoff, Neon, Magnesium, Silizium, Schwefel, Argon, Kalzium und Eisen in einem Supernovarest recht gut analysieren. Um jedoch Staubpartikel nachweisen zu können, sind Beobachtungen im IR notwendig wie sie z.B. mittlerweile an bekannten Supernova-Überresten mit dem Spitzer- und dem Herschel-Weltraumteleskop durchgeführt wurden. Sie konnten einige theoretische Vorhersagen bestätigen, warfen aber auch eine Vielzahl neuer Fragen auf. 

Überrest von „Tycho’s“ Supernovae, aufgenommen mit dem XMM-Newton – Röntgenteleskop. Gezeigt wird die Verteilung einzelner Elemente anhand ihrer charakteristischen Röntgenstrahlung.  Quelle MPE, 2001

Auch für die Staubbildung in Supernovaüberresten gilt erst einmal die klassische Theorie der Keimbildung (Nukleation) durch homogene Kondensation aus der Gasphase. Die Bedingungen dafür sollten ein paar Hundert Tage nach der Supernovaexplosion gegeben sein (Clayton et.al. 2001). Danach startet der Kondensationsprozeß bei Temperaturen zwischen ~1800 K (amorpher Kohlenstoff) und ~1200 K (Silizium-reiche Mineralisationen). Während der ersten 1000 Tage (in der die „Explosionswolke“ bei einem Radius von ~0.01 Lj noch recht kompakt ist) sollten nach der Theorie bei einer Ausgangsmasse der Postnova von ~14  M⊙ ungefähr ~0.1 bis 1  M⊙ an Staub produziert werden. Allein an dem angegebenen Massebereich sieht man, daß diese Abschätzung sehr unsicher ist. Das liegt u.a. darin, daß schon die thermodynamischen Eigenschaften einer schnell expandierenden Gashülle die Anwendbarkeit der klassischen Staubbildungstheorie einschränken. (Bianchi, Schneider, 2007). Neuere Modellansätze ergeben dann auch eher niedrigere Staubbildungsraten, die auch besser mit Beobachtungen realer Supernova-Überreste in Übereinstimmung zu bringen sind. Simone Bianchi und Raffaella Schneider (2007) erhielten z.B. für die Staubmenge eines 12 M⊙-progenitors rund 0.1  M⊙ und für einen Supernova-Vorläuferstern von 40  M⊙  ungefähr 0.6  M⊙. Diese Staubmenge ist aber nicht die Staubmenge, die am Ende übrigbleibt. Ungefähr 40000 bis 80000 Jahre nach der Staubbildung durchläuft der reverse shock die Staubbildungsregion, wobei nur ungefähr 2% bis 20% der Staubpartikel überleben. Die größeren Teilchen werden dabei durch sputtering zerstört oder in eine Anzahl kleinerer Fragmente zerteilt. 

Dieses Bild konnte mittlerweile durch Beobachtungen mit dem Herschel-Teleskop am Supernova-Überrest SN 1987a bestätigt werden (M.Matsuura et. al. 2011). Dabei war zuerst gar nicht klar, ob dieser jüngste aller bekannten Supernova-Überreste (Ausbruch am 23. Februar 1987 in der Großen Magellanschen Wolke) überhaupt genügend IR-Strahlung aussendet, um vom Herschel-Teleskop wahrgenommen zu werden. Man wußte zwar bereits aus Beobachtungen eines Strahlungsexzesses im mittleren IR-Bereich, daß Staub vorhanden sein muß (Lucy et.al. 1989). Trotzdem war man überrascht, als die Aufnahmen ein Emissionsgebiet am Ort der Supernova zeigten, wo offensichtlich Staub bei einer Eigentemperatur um die 20 K merklich IR-Strahlung emittiert. Eine Hochrechnung ergab, daß in diesem Supernova-Rest ~ 0.48 – 0.7  M⊙ „kalter Staub“ vorhanden sein muß, um diese Emission zu erklären. Die Masse des Vorläufersterns, Sanduleak −69° 202, schätzt man auf etwa 17  M⊙.  Aber auch in anderen Supernova-Überresten konnten sowohl „kalter“ als auch „warmer“ (80 – 300 K) Staub nachgewiesen werden. So z.B. mit dem Spitzer-Weltraumteleskop innerhalb von Cas A (Ausbruch um 1680). Die Theorie sagt hier die Bildung von ungefähr 0.17  M⊙ an Staub vorher, während die IR-Beobachtungen ~ 0.008  M⊙ an erhitzten (warmen) Staub und ~0.08  M⊙ an kalten Staub ergeben haben. Wenn man bedenkt, daß sich u.U. ein Teil des Staubes bereits durch Wechselwirkung mit dem umgebenden Plasmas aufgelöst hat (oder der reversal shock früher eingetroffen ist, als erwartet), dann ist die Übereinstimmung zwischen Theorie und Beobachtung doch recht befriedigend.

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