OrionnebelWÄCHTER.jpg im Wintersternbild Orion (Foto von M.Wächter,1983): Entstehen hier aus den im Weltall verstreuten chemischen Elementen neue Sterne?]] Die Kosmochemie – auch Astrochemie genannt – befasst sich mit der Entstehung und Verteilung der Elemente im Universum (der Isotope im Kosmos, im Weltall). Sie ist ein moderner, bedeutender Zweig der Physik und Chemie und stark verknüpft mit der Astrophysik, speziell der Physik der Sterne und Supernovae. Sie spielt auch eine große Rolle in der Planetologie und beim Versuch die Entstehung und chemische Entwicklung unseres Sonnensystems zu verstehen (bis hin zur Entstehung des Lebens - vgl. unter chemische Evolution). Pleiades.jpg: "Junge" Sterne - bestehen sie chemisch nur aus Wasserstoff?]] Da Sterne sowie nahezu alle anderen Himmelskörper jedoch in für uns unerreichbarer Entfernung liegen, ist man bezüglich der chemischen Analyse auf bestimmte Methoden eingeschränkt, vornehmlich instrumentelle Methoden der Spektroskopie und (Spektral-)Analytik, bei der die von den Objekten bei uns eintreffende Strahlung (Ultraviolett, Infrarot) ausgewertet wird.

Speziell befasst sich die Kosmochemie / Astrochemie mit der Element- und Isotopenverteilung in unserem Sonnensystem: Ein großer Beitrag hierzu kommt hier von der Meteoritenforschung, da Meteorite gegenwärtig neben den Proben von Raumsonden das einzige außerirdische Material darstellen, welches in irdischen Labors untersucht werden kann. Aber auch aus der (unbemannten) Raumfahrt sind einige wenige Proben vom Mond, von Kometenstaub und – so hofft man – in einigen Jahren und Jahrzehnten auch Proben von Planeten, Monden, Asteroiden und Kometen sowie Sonnenwind zugänglich.

Die Kosmochemie wurde in den 50er Jahren des 20. Jahrhunderts von Friedrich-Adolf Paneth begründet.

Beispiel: Ein „kosmochemisches“ Projekt

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Die Arbeitsweise der Kosmochemie (Astrophysik, Astrochemie, Planetologie) kann an einem jüngeren Beispiel aus der unbemannten Raumfahrt verdeutlicht werden. Normalerweise arbeiten an Kosmochemie interessierte Forscher an Ergebnissen einer Spektralanalyse oder Spektroskopie: Hier können sie aus Strahlungs-Spektren vom „Licht“ ferner Himmelskörper (zumeist Sterne) auf deren chemische Zusammensetzung schließen. Seit den ersten Mondlandungen neu ist, dass sie nun Materialproben von Raumsonden direkt aus dem All ein- und empfangen sowie analysieren können. Die NASA-Mission „Stardust“ ermöglichte z.B., mit einer 46 kg schweren Sonde den Asteroiden Annefrank zu fotografieren, den Kometen Wild 2 und seinen Kometenstaub einzufangen und zur Erde zu bringen. Am 2. Januar 2004 flog Stardust in einer Entfernung von 240 km und mit einer Relativgeschwindigkeit von 6,1 km/s an dem Kometen Wild 2 vorbei. Dabei schoss die Sonde mehrere Aufnahmen des Kometen und sammelte dessen Komamaterial ein. Zunächst wurde die Stardust-Kapsel dann nach Houston ins NASA-Kontrollzentrum gebracht und dort geöffnet. In Houston prüfte man den Zustand des Aerogels, eines extrem leichten Festkörpers, in dem die Staubteilchen des Kometen Wild 2 abgebremst und transportiert wurden. Ein kleiner Teil stand dann den Wissenschaftlern zur Verfügung – so z.B. dem Institut für Planetologie in Münster. Dort konnte man die chemische Zusammensetzung der Staubteilchen direkt untersuchen. Man verspricht sich davon neue Erkenntnisse über die Entstehung unseres Sonnensystems vor 4,6 Milliarden Jahren, denn der Komet Wild 2 hatte sich seit den Anfängen des Sonnensystems nur in den Außenbereichen bewegt (erst 1974 wurde er von der Schwerkraft des riesigen Planeten Jupiter aus seiner alten Bahn geworfen). Auf Kometen hatten Forscher der Kosmochemie bei vorangegangenen Missionen spektralanalytisch komplexe Kohlenstoffverbindungen gefunden. Sie sind zwar noch nicht mit Leben gleichzusetzen, aber vielleicht haben sie den Anstoß für die Entstehung des Lebens auf der Erde gegeben.

Die Entstehung der chemischen Elemente

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Über die Entstehung und Verteilung der Elemente im Universum zeichnen Astro- und Kosmochemie folgendes Bild: Universe expansion.png ]]

Vor rund 14-20 Milliarden Jahren begann das Universum sich explosionsartig von einem einzigen Punkt aus auszudehnen ("big bang", Urknall), wobei es am Anfang unvorstellbare Energiemengen und -dichte aufwies (Temperatur um 10³² Grad). Noch bevor es auch nur ein einziges Atom irgendeines Elementes gab, nur 10^-32 Sekunden nach dem Urknall, kühlte das Universum auf ca.10²⁸ Grad ab. Unter diesen Bedingungen konnten in dem heißen „Energiebrei“ des jungen Universums erste wichtige Elementarteilchen entstehen: die Quarks.

Das Universum kühlte sich weiter ab – so weit, dass die bisher als Plasma vorliegenden Quarks zu Protonen und Neutronen im Verhältnis 1:1 kondensierten. Sie vereinigten sich 10^-7 Sekunden nach dem Urknall bei 10¹⁴ Grad zu Atomkern-Bausteinen (Nukleonen) wie Proton (p⁺) und Neutron (n), aber auch zu Elektron (e^-), Antineutron (n*), Antiproton (p^-) und Antielektron (e⁺). Materieteilchen und Antimaterieteilchen vernichten sich seitdem gegenseitig unter Umwandlung in Energie,

Beispiel: p⁺ + p^{- Photonen (=Energie).}

Dieser Vorgang konnte am Anfang auch in umgekehrter Richtung verlaufen (e= mc²). Als jedoch weniger als 10¹⁴ Kelvin Temperatur im Weltraum herrschten, vernichteten sich alle Materie- und Antimaterieteilchen gleichzeitig - bis auf einen winzigen Rest, einen kleinen Überschuss an Materie, aus dem unser Universum heutzutage besteht: Protonen, Neutronen und Elektronen.

Erste Fusionsprozesse nach dem Urknall

Aus Wasserstoffatomkernen und weiteren Nukleonen entstanden nun etwa eine Hundertstelsekunde nach dem Urknall auch Isotope von schwerem Wasserstoff (Deuterium ,D) und einige % Heliumisotope (He). Die verbliebenen Neutronen wurden zu 99,99% in ⁴He gebunden.

Nur die Elemente Wasserstoff und Helium neben Spuren von Deuterium und Lithium wurden während dieser primordialen Nukleosynthese gebildet - in einem Verhältnis von 25% Helium und 75% Wasserstoff. Die heute zu beobachtenden schwereren Elemente stammen also aus Fusionsreaktionen in Sternen und damit aus viel späterer Zeit.

Die erste Fusion von Wasserstoff zu Helium geschah somit lange bevor sich aus dem Wasserstoffgas erste Fixsterne bilden konnten: Die primordiale Nukleosynthese dauerte nur etwa 3 Minuten und fand lokal, aber gleichzeitig überall im gesamten Universum statt. Die Temperatur betrug zu diesem Zeitpunkt noch ca. 10 Milliarden Kelvin (entsprechend 1 MeV). Danach fielen Temperatur und Dichte des Universums unter die kritischen Werte, die für die Kernfusion nötig sind.

5 Minuten nach dem Urknall ist die Teilchendichte des Universums dann so weit gesunken, dass die primordiale Nukleosynthese endete - nur Spuren von Deuterium und Tritium sowie ³He waren noch übrig. Außerdem alle diejenigen Protonen, die keine Neutronen als Reaktionspartner gefunden haben (die noch übriggebliebenen freien Neutronen zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten).

Bei 10⁹ Grad (etwa 2-3 Sekunden nach dem Urknall) vereinigten sich Protonen, Neutronen, Elektronen und Neutrinos zu ersten Atomen: p⁺ + e^- ---> H-Atom (Wasserstoffgas). Das Zeitalter der atomaren, „baryonischen“ Materie begann – mit dem chemischen Element Wasserstoff.

Erste stellare Kernfusion: Wasserstoff wird zu Helium „gebrannt“

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Das All dehnt sich seit dem Urknall aus – es kühlt ab. Es dauerte 10^13 Sekunden (1000000 Jahre), bis dass das Gasgemisch aus Wasserstoff (H) und einigen % Helium (He) sich mit Hilfe der Gravitation zusammenziehen konnte - zu so dichten Wolken zusammen, dass in ihrem Zentrum schließlich derart hohe Temperaturen erreicht wurden, dass ein neuartiger Fusionsprozess in Gang kam: Sterne leuchteten auf - wie z.B. im Orionnebel - und in ihnen verschmelzen beim so genannten stellaren Wasserstoffbrennen die Atomkerne von Wasserstoff zu Helium - die dafür nötige Temperatur liegt bei ca. 10 Millionen Kelvin.

Reaktionen (Auswahl):

• D + T ---> ⁴He + n + 17,588 MeV (größter Wirkungsquerschnitt)
• D + D ---> ³He + n + 3,268 MeV
• D + D ---> T + p + 4,03 MeV
• ³He + D ---> ⁴He + p + 18,34 MeV

Auch in der Sonne findet u.a. diese Proton-Proton-Reaktion zu Helium statt - eine Folge von Reaktionen, bei der ebenfalls Helium-4 mit entsprechendem Energiegewinn entsteht. Zudem findet in der Sonne ein Kohlenstoff-katalysierter Fusionszyklus statt, der CNO- oder Bethe-Weizsäcker-Zyklus, der etwa 1,6% der Energie des Sonnenhaushalts ausmacht. Sterne mit weniger als 0,1 Sonnenmassen erreichen das Stadium der Wasserstoff-Fusion übrigens nie – sie werden Braune Zwerge genannt.

Die »Asche« beider Formen des Wasserstoffbrennens ist Helium ⁴He. Wenn der Wasserstoffvorrat unserer Sonne in rund 5 Milliarden Jahren ausgebrannt sein wird, dann wird die Sonne nur noch aus Helium bestehen. Sie wird sich dabei so weit aufgebläht haben, dass sie die inneren Planeten Merkur und Venus verschluckt, dass ihre Scheibe am irdischen Himmel über 10 mal größer sein wird als heute und dass die Ozeane der Erde verdampfen und verkochen.

Das Heliumbrennen

OrionWÄCHTER.jpg Rigel, der zweithellste Stern im Sternbild Orion, ist ein wahrer Riese unter den Sternen: Mit 57000facher Sonnenleuchtkraft "verbrennt" er gigantische Mengen Wasserstoffgas zu Helium. Anders Beteigeuze (oben links, rötlich): Dieser aufgeblähte Riesenstern (Spektralklasse M2, 700-1000facher Sonnendurchmesser) besteht schon fast nur noch aus Helium. Am Ende der Lebenszeit eines Sterns, wenn der Wasserstoff aufgebraucht ist, bläht der Stern sich nämlich auf und im nun noch komprimierteren Zentrum setzt eine neue Kernreaktion ein: Das Heliumbrennen. Zusätzliche Energie kommt nun aus der Fusion von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff (durch den Drei-Alpha-Prozess, siehe auch Nukleosynthese).

Sterne der ersten Generation enthielten zunächst nur leichtere Elemente – Isotope von Kohlenstoff, Sauerstoff und schwereren Elementen kamen nur in Sternen späterer Generationen vor. (In der Astronomie bezeichnet man übrigens anders als in der Chemie jedes chemische Element mit einer Ordnungszahl höher als Helium als „Metall“, und die Metallizität gibt an, wie hoch der Gehalt eines Sternes an Elementen ist, die schwerer als Helium sind. Nur Wasserstoff und Helium sind ja - zusammen mit einigen Spuren von Lithium - die einzigen Elemente, welche im Universum nach dem Urknall vorhanden sind. Alle weiteren Elemente stammen aus ehemaligen Sternen, in denen sie durch Kernfusion erzeugt wurden, oder aus Supernova-Explosionen. Die Metallizität von Objekten des Weltraums kann daher auch als Indikator für seine stellare Aktivität aufgefasst werden) Die Heliumfusion zu „Metallen“ wie Kohlenstoff, Sauerstoff und – später – auch zu Silizium liefert weniger Energie als das Wasserstoffbrennen. Sie benötigt auch eine höhere Fusionstemperatur.

Die Entstehung der „Metalle“

Größere Sterne können mit ihrer Masse auch einen stärkeren Gravitationsdruck erzeugen, wodurch diese am Ende auch schwerere Elemente fusionieren (bis zur Massenzahl 60): In Fixsternzentren von Sternen mit über 0,4 Sonnenmassen wird nach dem Heliumbrennen zunächst die Kernreaktion von Helium zu Kohlenstoff möglich, und ab 0,7 Sonnemassen schließlich sogar die Kohlenstoff-Fusion, in der je 2 C-Atome fusionieren und Neon (Ne) und Helium oder Natrium (Na) und Protonen sowie Magnesium (Mg) und Photonen oder Neutronen bilden. Nach H und He sind daher die Elemente C, Ne, Na und Mg in der Kosmochemie mit die häufigsten Grundstoffe im Universum, gefolgt von den Elementen O (Sauerstoff), Si (Silizium),P (Phosphor) und S (Schwefel).

Im Zuge des Heliumbrennens entsteht nämlich auch Sauerstoff: Ab ca.1,4 Mrd. Kelvin verschmelzen je 2 Sauerstoff-Atomkerne (unter Abgabe von He,H,Photonen und Neutronen) zu Silizium-28, Phosphor-31 oder den beiden Schwefelisotopen S-32 und S-31 unter Umständen auch zu Chlor und Argon.

Beteigeuze, der rotfunkelnde Schulterstern im Sternbild Orion, ist vermutlich ein solcher Stern, denn es geht ihm ähnlich wie Antares, dem tiefrot strahlenden Hauptstern im Skorpion: Er ist ein Roter Riese, der fast allen Wasserstoff verbraucht und das Heliumbrennen begonnen hat. Er rußt: Kohlenstoff wird in ihm gebildet, und Ruß wird auch durch den Sternenwind aus ihm freigesetzt. Was aber wird geschehen, wenn auch sein Kohlenstoff-Vorrat ausgebrannt sein wird?

Sterne mit über 1,0 Sonnenmassen erreichen Zentraltemperaturen, in denen sogar der Aufbau von Elementen bis hin zum Eisen möglich wird, und zwar umso schneller, je massereicher sie bei ihrer Bildung waren. Ein Stern mit 20 Sonnenmassen schleudert bei seiner Explosion als Supernova schließlich mehrere Sonnemassen Materie in das All. Aus den „Fetzen“ einer solchen Supernova-Explosion muss sich unsere Sonne einst als Stern der 3. oder 4. Generation gebildet haben – die Kosmochemie versucht, die Entstehung des Sonnensystems anhand der Häufigkeitsverteilung der Isotope aus jener Supernova-Explosion zu rekonstruieren. Bei Temperaturen von über 4 Milliarden Kelvin entstanden hier auch noch schwerere Elemente als nur Eisen, wobei schwere Atomkerne unter Energieaufnahme aus der Explosion zu z.B. Uranatomen verschmolzen: Bei jeder Atombombenexplosion und in jedem Kernkraftwerk können wir also aus den Brennelementen nur diejenigen Energien gewinnen, die bei der Explosion von Supernovae in jene überschweren Atomkerne hineingebrannt wurde – das thermonukleare „Urfeuer“, aus dem unser Sonnensystem entstand.

Die folgenden Artikel-Absätze beschreiben, wie es zu dieser Entwicklung in einem Stern kommt, dass er schließlich in gigantiaschem Ausmaß kollabiert und dabei immer schwerere Atomkerne erzeugt – die chemischen Elemente, aus denen unsere Erde, unsere Körper bestehen.

Das Kohlenstoffbrennen

Das Kohlenstoffbrennen ist eine Kernfusionsreaktion im Anschluss an das Heliumbrennen, durch die in massereichen Sternen mit einer Ausgangsmasse von mindestens 4 Sonnenmassen Energie aus Kohlenstoff und somit schwerere Elemente erzeugt werden. Es tritt ein, nachdem die Fusion leichterer Elemente zum Erliegen gekommen ist.

Es setzt hohe Temperaturen von über 6·10⁸ Kelvin und Dichten von über 2·10⁸ kg/m³ voraus. Beim Kohlenstoffbrennen werden in einer Reihe von Reaktionen jeweils zwei Kohlenstoffkerne ¹²C in andere Kerne umgewandelt – es entstehen so die Elemente ²⁴Mg (auch das Isotop ²³Mg ), ²³Na , ²⁰Ne und ¹⁶O

Das Kohlenstoffbrennen setzt erst ein, wenn das Heliumbrennen erloschen ist. Während des Heliumbrennens wandeln die inzwischen roten, aufgeblähten Riesensterne Helium (He) immer schneller in Kohlenstoff und Sauerstoff um, bis nicht mehr genug Helium vorhanden ist, um die Fusion aufrechtzuerhalten: Der Kollaps setzt ein. Der inaktive, hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Kern stürzt daraufhin durch die Gravitationskraft in sich zusammen, was einen Temperatur- und Dichteanstieg bewirkt, bis schließlich die Entzündungstemperatur für das Kohlenstoffbrennen erreicht ist. Durch den daraufhin erzeugten Strahlungsdruck stabilisiert sich der Kern, und seine weitere Kompression wird nochmal vorübergehend gestoppt. Durch die Temperaturerhöhung im Inneren des Sterns kann in einer Schale um den Kernbereich wieder das Heliumbrennen einsetzen, jetzt als so genanntes Schalenbrennen. Der starke Anstieg bei der Energiefreisetzung durch Kernfusion bewirkt ein endgültiges Aufblähen des Sterns zum roten Riesenstern.

Das Neonbrennen

Während des Kohlenstoffbrennens reichert sich der Kernbereich mit den Reaktionsprodukten Sauerstoff, Magnesium (Mg) und Neon (Ne) an, bis nach einigen tausend Jahren der Kohlenstoff aufgebraucht ist und sich der Kern abkühlt und wieder zusammenzieht. Diese Kontraktion bewirkt einen Temperaturanstieg, bis das Neonbrennen einsetzen kann. Um den Kern des Sterns setzt dann wiederum das Schalenbrennen von Kohlenstoff, weiter außen von Helium und Wasserstoff (siehe auch Wasserstoffbrennen) ein.

Sterne mit Massen zwischen 4 und 8 Sonnenmassen werden dabei nun instabil und stoßen ihre äußeren Hüllen über einen starken Sternwind ab, wodurch ein planetarischer Nebel gebildet wird. Zurück bleibt der Kern des Sterns als weißer Zwerg, bestehend aus Sauerstoff, Neon und Magnesium. Sterne mit Massen größer als 8 Sonnenmassen fahren mit dem Neonbrennen fort und fusionieren schließlich alle leichteren Elemente bis hin zu Eisen. Die einzelnen Brennphasen gehen dabei immer schneller ineinander über.

Das Sauerstoffbrennen

Das Sauerstoffbrennen betrifft Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens 8 Sonnenmassen. Es setzt ein, nachdem die leichteren Elemente durch andere Fusionsprozesse verbraucht wurden. Voraussetzung für das Sauerstoffbrennen sind hohe Temperaturen von mindestens 1,5·10⁹ Kelvin und hohe Dichten von mindestens 10¹⁰ kg/m³.

Beim Sauerstoffbrennen fusionieren jeweils zwei Sauerstoffkerne ¹⁶O zu verschiedenen neuen Kernen, darunter Schwefel (S), Phosphor (P), Silizium (Si) und Magnesium (Mg). Dabei werden zudem Gammaquanten, Neutronen n, Protonen oder Wasserstoffkerne ¹H (Proton) und Alphateilchen (Heliumkerne) ⁴He frei.

Während des vorangegangenen Neonbrennens bildete sich ein inaktiver Kern aus Sauerstoff und Magnesium im Zentralbereich des Sterns. In Ermangelung weiteren Brennstoffs kommt das Neonbrennen zum Erliegen. Der Strahlungsdruck reicht nun nicht mehr aus, um der Gravitation der eigenen Masse entgegenzuwirken, und der Kern wird weiter zusammengedrückt. Dies bewirkt einen neuerlichen Temperatur- und Dichteanstieg, bis die Entzündungstemperatur für das Sauerstoffbrennen erreicht ist und sich der Stern wieder stabilisiert. Um den Kern setzt im so genannten Schalenbrennen wieder das Neonbrennen ein; nach außen folgen Schalen mit Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoffbrennen.

Das Sauerstoffbrennen währt nur wenige Jahre. Während dieser Zeit reichert sich der Kern mit Silizium an, bis der Sauerstoff verbraucht ist. Danach kühlt der Kern erneut ab und wird durch die Gravitation komprimiert, bis das letzte Brennstadium einsetzt, das Siliziumbrennen.

Das Siliziumbrennen

Als Siliziumbrennen erfordert im Sternzentrum sehr hohe Temperaturen von mindestens 2,7·10⁹ Kelvin und eine extrem hohe Dichten von mindestens 3·10¹⁰ kg/m³. Silizium_pulver.jpg Zwei Siliziumkerne ²⁸Si verschmelzen dabei zu Nickel ⁵⁶Ni, das durch zwei Betazerfälle unter Freisetzung von Positronen e⁺ und Elektronneutrinos über Kobalt ⁵⁶Co schließlich in Eisen ⁵⁶Fe umgewandelt wird.

Das Siliziumbrennen folgt auf das Sauerstoffbrennen, welches endet, wenn im Zentralbereich des Sterns kein weiterer Sauerstoff für die Fusion vorhanden ist. Wie auch am Ende der vorangegangenen Brennphasen wird der Kern, der nun reich an Silizium ist, wegen des fehlenden Strahlungsdrucks durch die Gravitation weiter komprimiert. Dadurch steigen Temperatur und Dichte so lange, bis die Voraussetzung für das Siliziumbrennen erreicht ist. Der Stern gelangt damit ein letztes Mal in ein hydrostatisches Gleichgewicht zwischen Gravitation und Strahlungsdruck. Während des Siliziumbrennens im Kern laufen weiterhin in Schalen um den Kern herum Sauerstoff-, Neon-, Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoffbrennen ab.

Das Siliziumbrennen stellt aber das Ende der thermonuklearen Brennprozesse dar, da die Endprodukte, vor allem Eisen ⁵⁶Fe, die höchsten Bindungsenergien pro Nukleon besitzen. Eisen ist die letzte „Asche“ aller thermonuklearen „Brenn“-Vorgänge: Durch die Fusion von Eisen in noch schwerere Elemente kann keine Energie mehr freigesetzt werden. Der Vorrat an Kernbrennstoff im Inneren wird beim Siliziumbrennen je nach Masse des Sterns in nur einigen Stunden bis zu wenigen Tagen aufgebraucht, und dem Gravitationskollaps folgt die gewaltigste Explosion, die man im Universum kennt: in einer Supernova des Typs II. Nur in dieser Hölle können Atomkerne erzeugt werden, die noch schwerer sind als die des Eisens.

Kernfusion schwerster Elemente: Die Supernova

Supernova1987A.jpg 1987A]] Elemente mit größeren Massenzahlen als 60 können hingegen durch stellare Brennprozesse nicht mehr entstehen. Die Fusion der entsprechenden Kerne verbraucht Energie, statt sie freizusetzen – sie ist endotherm. Es muss, so die Kosmochemie, daher weitere Möglichkeiten der Nukleosynthese geben. Der Stern jedoch erlischt nun endgültig: Kernkollaps. Er zieht sich unter Einwirkung seiner eigenen Schwerkraft zusammen:

• Bei einer Masse, die in der Größenordnung unserer Sonne oder darunter liegt, wird der Stern einen Teil seiner äußeren Hülle abstoßen. Er endet als schwach leuchtender Weißer Zwerg, dessen weitere Abkühlung noch Milliarden von Jahren dauern kann.
• Bei einer sehr große Masse (bis zu zehn Sonnenmassen) schreitet die Kontraktion sehr schnell voran, der Stern implodiert faktisch. Bei dieser dramatischen Verdichtung wird eine ungeheuer große Menge an Gravitationsenergie freigesetzt, die für eine beträchtliche Erhöhung der Temperatur und damit für eine explosionsartige Ausweitung der möglichen Kernreaktionen im gesamten Sternvolumen sorgt. Innerhalb von ein bis zwei Tagen nimmt die Helligkeit des bis dahin unscheinbaren Sterns so gewaltig zu, dass er, wie von Tycho Brahe 1572 beschrieben, heller als alle Planeten erscheint und selbst am Tag mit bloßem Auge beobachtbar ist. Dieser gewaltige Leuchtkraftausbruch dauert nur wenige Tage. Eine Supernova ist entstanden, bei der der äußere Teil der Sternenmaterie, manchmal mehr als die Hälfte seiner gesamten Masse, in den interstellaren Raum geschleudert wird.

In dieser explosiven Materiewolke entsteht nun die zweite Gruppe von Elementen, die schwerer als Eisen sind. Sie werden vielmehr durch Neutronen- (s- und r-Prozess) und Protonenanlagerung (p-Prozess) gebildet. An diesen Reaktionen sind vor allem die Neutronen beteiligt, die im Inneren des zerberstenden Sterns unter den dort herrschenden extremen Bedingungen freigesetzt werden und als ungeladene Teilchen vielfältige Kernreaktionen auslösen können. Geraten Atomkerne in einen solchen Neutronenfluss, so fangen sie, ähnlich wie in einem Reaktor, in schnell aufeinanderfolgenden Schritten etliche Neutronen ein. In nachfolgenden Betazerfällen entstehen aus den neutronenreichen Kernen stabile Isotope mit erhöhter Protonenzahl, die schweren Elemente jenseits des Eisen.

Die turbulenten Zustände in den Materiewolken der Supernovae sorgen nicht nur dafür, dass die Sterne die in ihnen gebildeten Elemente in die Weiten des Universums „freigeben“, sondern sie erzeugen gleichzeitig eine ganz neue Gruppe von schweren chemischen Elementen. Supernovae sind damit die Motoren eines immerwährenden Schöpfungsprozesses; ihr Streumaterial bildet die Ausgangsmaterie für die nächste Generation von Galaxien, Sternen und Planeten. Mit zunehmenden Alter des Universums nimmt daher die Menge an schweren Elementen zu.

Die Verteilung der Elemente im Kosmos

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Entsprechend der oben beschriebenen Entstehungsgeschichte der Elemente wird die kosmochemische Häufigkeitsverteilung der Atomsorten erklärbar. Die Elementhäufigkeit unterscheidet sich zwar je nach Bereich, den man betrachtet: Das im gesamten Universum mit Abstand häufigste Element ist jedoch Wasserstoff - auf der Erde ist er eher selten, im Menschen aber wieder häufig anzutreffen.

Im Weltall dominieren Wasserstoff und Helium, da ja beide schon beim Urknall entstanden. Von 1000 Atomen im Universum sind 900 Wasserstoffatome, weitere 99 Atome sind Heliumatome. Nur ein Atom von 1000 ist also nicht Wasserstoff oder Helium. Alle anderen Atomsorten (bis auf Lithium, Beryllium und Bor) entstanden in Sternen (siehe oben und unter Nukleosynthese). Dabei wurden eher Atome mit gerader Protonenzahl gebildet, z.B. Sauerstoff, Neon, Eisen oder Schwefel, welche im Vergleich zu anderen Elementen mit ungerader Protonenzahl demzufolge häufiger sind.

Auf jeweils 1 Billionen Wasserstoffatome (H) bezogen – also jeweils 10¹² H-Atome - kommen 10^10,8 Heliumatome, 10^8,8 Sauerstoffatome, 10^8,6 Kohlenstoffatome und 10^8,0 Stickstoffatome, aber neben je ca. 10^7,9 Eisen- und Neonatomen und 10^7,4 Siliziumatomen eben auch nur 10^1,7 Blei-, 10^0,7 Gold- und 10^0,3 Silberatome. Anders die Metallizität der Sterne der 1.Generation (Population II) mit einem hohen Alter über 10 Mrd. Jahre: Sie weisen insgesamt 1000 mal weniger an schwereren Elementen auf als die hier angegebene „Normalverteilung“ im All.

Interstellare Materie – kosmochemisch gesehen

Interstellare Materie enthält die chemischen Elemente in ähnlichen Verteilungen wie unsere Sonne und andere Sterne der Population I. Hier haben die Atome jedoch aufgrund niedrigerer Temperaturen ihre Außenelektronen, so dass chemische Verbindungen entstehen können, Gase und Stäube zwischen den Sternsystemen.

Zwischen den Sternen findet sich Wasserstoffgas (neutral) mit einer Dichte von 0,8 H-Atomen/cm³ bzw. 1,3 x 10^-24 g/cm³. Manche Gebiete sind ärmer an Wasserstoff (galakt. Zentrum), an anderen Stellen gibt es Verdichtungen (Nebel,Wolken) - und gelegentlich dort sogar leuchtende Gebiete, zum Leuchten angeregt durch z.T. intensive UV-Bestrahlung benachbarter Sterne (Emissionsnebel) oder Reflexion (Reflexionsnebel).

Im Gleichgewichtszustand zwischen Produktionsgeschwindigkeit und Zerfallsrate entstehen nun in manchen Nebeln komplexe,organische Moleküle, die jedoch oft durch ionisierende, kosmische Strahlung gleich wieder zerlegt werden. Dennoch: Sie existieren, und abgeschirmt durch Staubwolken können Moleküle wie Wasser, Ammoniak, Methan und Formaldehyd (Methanal) Lebensdauern von Jahr- zehnten haben, Stickstoff und Kohlenmonoxid sogar von 1000 Jahren. Auch durch Ausfrieren auf der Oberfläche der Staubkörnchen können sie lange Zeiträume überdauern (bis zu 100.000 Jahre). Schon bei Dichten von nur 50 Atomen/cm³ können durch atomare Kollisionen Moleküle wie Wasserstoff und Kohlenmonoxid, Hydroxylradikal oder Monocyan (CN) entstehen.

MET00506.jpg erkennbar. (Foto: NASA/JSC)]]

In Meteoriten fanden Kosmochemiker sogar Alkane wie 2,6,10,14-Tetramethyl-pentadecan, Aromaten wie Benzol,Toluol, Xylole und Naphthalin, Fettsäuren mit 14-28 C-Atomen, Thiophene, p-Dichlorbenzol, Amino-säuren wie Prolin, Asparaginsäure, Glycin, Alanin, Glutaminsäure (Meteorit Murchinson,1970) und sogar Adenin und Guanin. Die Entdeckung von Aminosäuren außerirdischen Ursprungs 1970 galt als ausgemachte Sensation, sind sie doch die Grundbausteine irdischen Lebens.

Die Entstehung dieser organischen Moleküle wird über mehrere Mechanismen erklärt. Miller und Urey bestrahlten Gasmischungen aus Methan, Ammoniak und Wasser. Durch Radiolyse entstandene Ionen und Radikale bilden Ionen mit bis zu 7 C-Atomen. Über das Ethen können dann sogar Polymere heranwachsen, über Radikale wie NH₂* und H₂O* sogar Carboxyl- und Aminogruppen eingebaut werden und nach mehreren Mechanismen zu Aminosäuren weiterreagieren:

• 1) dem Cyanhydrinmechanismus (Alkanal + Ammoniak + Blausäure zu: Nitril + Wasser, weitere Reaktion des Nitrils R-CH(CN)NH₂ mit Wasser zur Aminosäure),
• 2) nach Sanchez (NC-CCH + Ammoniak zu NC-CH=CH-NH₂ + HCN und weiter mit Wasser unter Eliminierung von Ammoniak zum Asparagin),
• 3) über die Fischer-Tropsch-Synthese (CO reagiert mit Wasserstoff bei 10^-6 bis 10^-2 atm und 450-750 Kelvin zu Methan oder höheren Alkanen und Wasser, katalysiert von Ni, Fe, Magnetit und/oder wasserhaltigen Silikaten auf den Staubkörnern - und bei einer kosmischen Mischung von C:H:O von ca. 1:2000:1,7 , bei 10^-4 atm und rund 400 Kelvin können sich so - in irdischen Labors nachgestellt – sogar Aminosäuren, Purine, Pyrimidine u.ähnl. bilden.

Noch bessere Bedingungen für den Aufbau herrschen natürlich an den durch Atmosphären geschützten Planetenoberflächen. Astrochemisch gesehen ist es also als höchst wahrscheinlich einzustufen, dass in den Tiefen des Weltalls etliche Orte zur Entstehung biochemischer Moleküle, ja zur Entstehung des Lebens selbst existieren und wohl auch schon immer existiert haben (Das Problem zur Herstellung von Kontakten zu außerirdischen Zivilisationen jedoch liegt nicht in den fehlenden, unumstößlichen Beweisen ihrer Existenz - sondern in der schier unüberbrückbaren, großen Entfernung zwischen ihnen).

Irdische Materie – kosmochemisch betrachtet

Die Häufigkeitsverteilung der Elemente im Kosmos insgesamt kann sich lokal sehr verändern. Ein solcher, diese Durchschnittsverteilung ändernder Vorgang ist die Gravitation. Sie ist die Kraft, durch die das Sonnensystem aus einer rotierenden Wolke aus Gas und Staub entstanden ist (Nebular-Hypothese, ursprünglich von Immanuel Kant im Jahr 1755 in seinem Werk Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels formuliert).

Bildung von Erde und Sonnensystem

Nach Ansichten der heutigen Zeit bewegte sich vor etwa 4,6 Milliarden Jahren an Stelle unseres Sonnensystems eine ausgedehnte Materiewolke um das Zentrum der Galaxis. Die Wolke bestand zu über 99 % aus den Gasen Wasserstoff und Helium sowie einem geringen Anteil aus nur mikrometergroßen Staubteilchen, die sich aus schwereren Elementen und Verbindungen, wie Wasser, Kohlenmonoxid, Kohlendioxid, anderen Kohlenstoffverbindungen, Ammoniak und Siliziumverbindungen zusammensetzten. Der Wasserstoff und der überwiegende Teil des Heliums war bereits beim Urknall entstanden. Die schwereren Elemente und Verbindungen wurden im Innern von Sternen erzeugt und bei deren Explosion freigesetzt. Teile der Materiewolke zogen sich infolge der eigenen Schwerkraft zusammen und verdichteten sich. Den Anstoß hierzu könnte die Explosion einer relativ nahen Supernova gegeben haben, deren Druckwellen durch die Wolke wanderten. Diese Verdichtungen führten zu der Bildung von vermutlich mehreren hundert oder gar tausend Sternen in einem Sternhaufen, der sich wahrscheinlich nach einigen hundert Millionen Jahren in freie Einzel- oder Doppelsterne auflöste. Protoplanetary-disk.jpg Da bei der Kontraktion der Drehimpuls erhalten bleiben muss, hat sich eine schon minimal existierende Rotation der kollabierenden Wolke erhöht, ähnlich wie eine Eiskunstläuferin durch Anlegen der Arme eine schnelle Rotation erreicht. Die dabei entstehenden, nach außen wirkenden Fliehkräfte führten dazu, dass sich die Wolke in den Außenbereichen zu einer rotierenden Scheibe ausbildete.

Fast die gesamte Materie der Wolke stürzte jedoch in das Zentrum und bildete einen Protostern, der weiter kollabierte, bis der Kernfusionsprozess gezündet wurde: Unsere Sonne entstand. In der verbleibenden protoplanetaren Scheibe führte die Verklumpung von Staubteilchen (Koagulation) zur Bildung von Planetesimalen. Planetesimale' sind die Vorläufer und Bausteine von Planeten. Sie bilden sich durch Akkretion, einen Prozess, bei dem sich mikroskopisch kleine Staubteilchen eines präsolaren Nebels (der Vorläufer eines Sonnensystems) zu größeren Partikeln zusammenballen. Stoßen solche Teilchen mit niedriger Geschwindigkeit zusammen, verkleben sie aufgrund chemischer Bindungen oder Oberflächenhaftung miteinander.

Diese bald kilometergroßen Gebilde besaßen genug Masse, um sich durch ihre Gravitation mit anderen Planetesimalen zu größeren Objekten zu vereinigen. Die schwersten Objekte übten die größten Gravitationskräfte aus, zogen Materie aus einem weiten Umkreis an und konnten so noch schneller wachsen. Der „Protojupiter“ störte schließlich mit seinem Gravitationsfeld andere Planetesimale und beeinflusste deren Wachstum. Offensichtlich verhinderte er auch die Bildung eines größeren Körpers zwischen der Mars- und Jupiterbahn, was zur Entstehung des Asteroidengürtels führte. In nur 100.000 Jahren konnten sich die Planetesimale des frühen Sonnensystems zu planetaren Körpern von der Größe des Erdmondes oder des Planeten Mars entwickeln.

Der Chemismus des Sonnensystems

Sonnensysteme entstehen durch gravitative Kontraktion von diskusförmigen,rotierenden Materiescheiben. Thermodynamische Berechnungen in Bezug auf diese vom Zentrum weg immer schneller abkühlende und immer leichtere Scheibe zeigen, dass eine Kondensation eintritt, wenn Partialdruck p(i) und Dampfdruck eines Stoffes i gleich werden. Der Partialdruck eines Elementes im kosmischen Gas ist rechnerisch gleich dem Produkt seiner Häufigkeit A(i) relativ zu der des Wasserstoffes A(H2), multipliziert mit dem Gesamtdruck Pg des Gases: A(i) / p(i) = A(H2) x Pg

Wenn nun der Dampfdruck p eines Elementes nach Clausius-Clapeyron als Funktion der Temperatur erscheint, so wird bei Gleichsetzung von Partial- und Dampfdruck des Elementes dessen Kondensationstemperatur berechenbar (also: log po = -A/T + B, -wobei der Faktor A die durch 2,3 x R dividierte Verdampfungs-enthalpie darstellt und B die durch 2,3 x R dividierte Verdampfungsentropie mit R als allgemeiner Gaskonstante). Hier das Ergebnis dieser Berechnung, begonnen mit der höchsten Kondensationstemperatur unter stetig fortschreitender Abkühlung: das Element Osmium kondensiert bereits bei Temperaturen um 1860 K, um 1780 kondensieren Zirkonium-IV-oxid und Rhenium, um 1700 Aluminiumoxid, um 1560-1500 Kalziumtitanat (Perowskit), sowie Gehlenit (ein Silikat) und Seltene Erden (U, Th, Ta, Nb), um 1390 die ferromagnetischen Metalle (Fe,Ni,Co), bei 1370-1250 Magnesiumsilikate sowie die Metalle Kupfer, Germanium und Gallium (in Legierung mit Fe) sowie Alkalisilikate (mit CaAl2Si2O8), bei 1100-700 K Silber (Ag) und unter 750 K kommt es zur Oxidation auskondensierten Eisens (zu Mineralen wie FeO+FeS). Saturn Hi-Res from Cassini 6.10.2004.jpg - hier kondensierten auch Gase]] In etwas kühleren, von der Ursonne entfernteren Regionen kondensierten bei 600-400 K Blei, Bismut, Indium und Thallium, ab 350 K kristallisierten hydratisierte Silikate aus und – in der sonnenferneren Region der Gasriesen – bei Temperaturen unter 180 K auch Wassereis (anschließend NH₄SH (bei <140 Kelvin), bei < 100 K festes Ammoniakhydrat, bei < 60 Kelvin Methanhydrat und erst bei Tiefsttemperaturen von < 20 Kelvin auch festes Methan und Argon.

Während der Kondensation tritt nun eine Fraktionierung ein, d.h. beim "Ausfrieren" sortieren sich die Stoffe entsprechend ihrer Dichte, sowohl innerhalb kleiner Klumpen (Chondren, Meteorite) als auch im großen Maßstab (Planetesimale: Außen spätere Gasriesen wie Jupiter und Saturn oder "Schneeklumpen" wie die Kometen, innen kompaktere Planeten wie Merkur und Venus). Auch trennen sich die Stoffe in den glutflüssigen Urplaneten (Absinken der Metalle in den Kern, anschließendes Abkühlen der äußeren Silikatkrusten).

Somit erklärt sich der heutige chemische Aufbau unseres Sonnensystems von den inneren Gesteinsplaneten bis zu den äußeren, kühlen Gasriesen bis hin zu fernsten Objekten im Kuipergürtel und in der Oortschen Wolke von der Kosmochemie her.

Nach Oort (1950) stammen die Kometen aus einem Reservoir von 0,1-0,01 Sonnenmassen in ca.50000 AE Sonnenferne. In 1 AE Sonnennähe gelangt, entwickeln sie mit Expansionsgeschwindigkeiten von 500 m/sec Halos und - in unmittelbarer Kernnähe - Komas, deren Gasdichte sich von 10¹⁴ Moleküle/cm³ in Kernnähe bis außen zu 100 Moleküle /cm³ erstreckt. Die Gas- und Staubteilchen werden vom Sonnenwind fortgetrieben und bilden den Ionen- und Staubschweif des Kometen. Giotto_halley.jpg Emissionsspektren der Komas sind eingehend untersucht worden, auch konnte Sonde Giotto die Koma des Kometen Halley schon unbeschadet durchfliegen. Im Abstand von <2 AE zeigt die Kometenkoma Banden von Cyan, von OH-Radikalen, neutralem Sauerstoff, Natrium und - näher als 1 AE zum Kern hin - Linien der Elemente Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu, K und Ca, der Radikale NH und CH sowie der Gase Methylcyan, HCN und Wasser. Die CN-Radikale könnten durch Photodissoziation des Methylcyans entstanden sein, die NH*-Radikale durch Photolyse von Hydrazin oder von Aminen wie Methylamin, von Isocyansäure (HNCO), Methylenimin H₂C=NH oder von Formamid. Radikale wie C2 und C3 wurden ebenfalls entdeckt. Sie entstammen wohl dem Acetylen und dem Diazomethylacetylen. Auch ionisierte Moleküle von Kohlenmonoxid, -dioxid, Wasser und Stickstoff waren nachweisbar.

In Bezug auf silikatartige Materialien lässt sich berechnen, dass Kometenstaubkörnchen durch den Strahlungsdruck der Sonne verloren gehen und ihr Durchmesser daher unter 10^-6 cm liegen muss. Zunächst hielt man Kometen für "schmutzige Eisbälle. Als jedoch im Komet Kohoutek äußerst wenig Methan gefunden wurde, kam man zu der Überzeugung, daß sie nicht aus abkühlendem, solaren Gas entstanden sein können, sondern Hauptkomponenten wie Wasser, Kohlenmonoxid, Stickstoff sowie Blausäure, Methylcyanid und Staub aufweisen - Materialien also auch aus unerreichbaren Tiefen des Weltraums, dem interstellaren Gas.

Irdische Materie

Element haeufigkeit.png Auf der Erde ergibt sich eine andere Elementen-Verteilung als in Kometen, auf fernen Gas-Planeten oder gar im Kosmos allgemein. Betrachtet man die Erdkruste, so dominiert gebundener Sauerstoff (O) mit einem Massenanteil von 49,2 %, darauf folgen Silicium (Si, 25,7 %), Aluminium (Al 7,5 %), Eisen (Fe 4,7 %), Calcium (Ca 3,4 %), Natrium (Na 2,6 %), Kalium (K 2,4 %), Magnesium (Mg 1,9 %), Wasserstoff (H 0,9 %) und Titan (Ti 0,6 %). alle weiteren Elemente haben nur noch einen Massenanteil von weniger als 0,2 %.

Betrachtet man die ganze Erde mitsamt ihrem Kern, so ergibt sich ein etwas anderes Bild. Die häufigsten Elemente in der Gesamterde sind Eisen (Fe, 35 %) vor Sauerstoff (30 %), Silicium (15 %) und Magnesium (13 %), gefolgt von Nickel, Schwefel, Calcium, Aluminium und anderen (jeweils unter 3 %).

Unsere Biomasse - kosmochemisch analysiert

Der Mensch ist wiederum anders zusammengesetzt als Weltraum und Erde: Er besteht hauptsächlich aus Wasserstoff, Sauerstoff, Kohlenstoff und Stickstoff, zusammen mit Natrium, Magnesium, Kalium, Calcium, Phosphor und Schwefel machen diese Elemente 99,996 % aller Atome eines menschlichen Körpers aus (Die ersten systematischen Untersuchungen zur Elementhäufigkeit stammen von Viktor Moritz Goldschmidt, nach ihm heißt die grafische Darstellung der Elementhäufigkeiten Goldschmidt-Diagramm).

Kosmochemiker gehen davon aus, dass zunächst bei der Entstehung des Sonnensystems auf der Erde und allen anderen sonnennahen Planeten wegen der relativ hohen Temperaturen und den Effekten des Sonnenwinds nur wenig oder keine leichten Elemente (inklusive Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff) „übrig“ geblieben sind. All diese Elemente, die heute den Hauptanteil an der Biosphäre ausmachen, wären nach dieser Theorie erst nach geraumer Zeit durch Kometeneinschläge aus den äußeren Bereichen des Sonnensystems angeliefert worden, nachdem sich die Protoplaneten etwas abgekühlt hatten. Da sich während der ersten einigen hundert Millionen Jahre nach Entstehung des Sonnensystems ständig große Einschlagereignisse von Himmelskörpern wiederholten, wären lebende Systeme, die sich bereits in diesen Zeiten entwickelten, immer wieder durch globale Sterilisationen vernichtet worden, die durch große Kollisionen verursacht wurden. Die Entwicklung von Leben konnte so erst starten, nachdem sich flüssiges Wasser zumindest an den tiefsten Stellen der Meere auf Dauer halten konnte.

Durch die langsame Abkühlung der Erde, den dabei auftretenden Vulkanismus (Ausgasung aus dem Erdinneren) und die globale Verteilung der Materie eingeschlagener Kometen kam es zur Etablierung einer Atmosphäre. Darin sind als Verbindungen vor allem Wasserdampf (bis zu 80 %), Kohlendioxid (bis zu 20 %), Schwefelwasserstoff (bis 7 %) Ammoniak und Methan als Hauptbestandteile zu erwarten.

Der eigentliche Ursprung des Wassers (Vulkane, Kometen ?) ist jedoch noch nicht ganz unumstritten. Vor allem aus Wasser, Methan und Ammoniak können sich unter den Bedingungen der frühen Erde zunächst kleine organische Moleküle (Säuren, Alkohole, Aminosäuren), später auch organische Polymere (Polysaccharide, Fette, Polypeptide) bilden, die in der oxidierenden Atmosphäre nicht stabil sind. Die hohe UV-Einstrahlung bedingte eine photochemische Zerlegung der Wasser-, Methan- und Ammoniakmoleküle, wodurch sich Kohlendioxid und Stickstoff ansammelten. Die leichten Gase wie Wasserstoff oder Helium verflüchtigten sich großteils in den Weltraum, Kohlendioxid löste sich in großen Mengen in den Ozeanen, wodurch ihr Wasser angesäuert wurde und der pH-Wert sich auf etwa 4 absenkte. Der inerte und wenig lösliche Stickstoff N2 blieb unverändert, sammelte sich mit der Zeit an und bildete vor etwa 3,4 Milliarden Jahren den Hauptbestandteil der Atmosphäre.

Die Ausfällung des Kohlendioxids mit Metallionen als Carbonate und die spätere Entwicklung von Lebewesen, die Kohlendioxid assimilierten, führte zu einer Verringerung der CO²-Konzentration und einem Wieder-Ansteigen der pH-Werte der Gewässer. Der Sauerstoff O² spielt die Hauptrolle erst bei der weiteren Entwicklung hin zu unserer heutigen Atmosphäre. Er wurde durch das Auftreten von Lebewesen mit oxygener Photosynthese gebildet, und zwar seit etwa 3,5 Milliarden Jahren; vermutlich waren es Cyanobakterien oder Cyanobakterien-ähnliche Prokaryoten.

Biomoleküle

UreyMillerExperiment.jpeg" im Experiment von Urey und Miller: Aus Wasser, Methan und Ammoniak entstanden durch Redoxreaktionen und andere Stoffumwandlungen auf der Urerde organische Verbindungen - Vorläufer der Aminosäuren und Eiweiße (NASA-Photo)]]

Die chemische Evolution verlief so, dass aus den auf der entstehenden Erde angesammelten Elementen komplexe, organische Moleküle wuchsten – Kohlenstoffverbindungen. Die präbiotische Entstehung der komplexen organischen Moleküle kann in etwa in drei Schritte unterteilt werden:

1. Entstehung einfacher organischer Moleküle (Alkohole, Säuren, Heterozyklen wie Purine und Pyrimidine) aus anorganischen Stoffen.
2. Entstehung der Grundbausteine (Einfachzucker, Aminosäuren, Pyrrole, Fettsäuren, Nukleotide) komplexer organischer Moleküle aus einfachen organischen Molekülen.
3. Entstehung der komplexen organischen Moleküle aus den Grundbausteinen.

Die Elementaranalyse dieser Moleküle führt zu der Frage, welche anorganischen Verbindungen zu ihrer Entstehung notwendig waren. Diese mussten in der reduzierenden Uratmosphäre der Erde vorhanden sein – in der Verteilung und unter den Reaktionsbedingungen, die chemisch das Entstehen erster Lebewesen ermöglichten.

Eine besonders intensive Form der Mitwirkung von Mineralien und Gesteinen bei der präbiotischen Synthese organischer Moleküle muss sich auf der Oberfläche von Eisensulfid-Mineralien abgespielt haben. Das Szenario für die frühe chemische Evolution des Lebens wurde seit Anfang der 1980er Jahre von Günter Wächtershäuser entwickelt.

Danach wäre das Leben auf der Erde an der Oberfläche von Eisen-Schwefel-Mineralen entstanden (der Eisen-Schwefel-Welt ESW), also auf Sulfiden, die sich heute noch durch geologische Prozesse an Tiefsee-Vulkanen bilden und zur Frühzeit der Erde noch wesentlich häufiger aufgetreten sein müssen („black smokers“). BioMoleküle.jpg

Schließlich bildet Ribonukleinsäure (RNA) ein Molekül von entscheidender Bedeutung für die Entstehung des Lebens. Die RNA-Welt-Hypothese wurde erstmals 1986 von Walter Gilbert vorgeschlagen. Diese Vernutung lässt sich ableiten aus der Fähigkeit der RNA zur Speicherung, Übertragung, und Vervielfältigung genetischer Informationen sowie aus ihrer Fähigkeit, als Ribozyme Reaktionen zu katalysieren. In einer Evolutionsumgebung würden diejenigen RNA-Moleküle gehäuft vorkommen, die sich selbst bevorzugt vermehren. RNA wird aufgrund diverser Eigenschaften für älter gehalten als DNA. Siehe auch: Geochemie, IR-Spektroskopie, Nukleosynthese, chemische Evolution

Literatur

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• E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars, Rev. Mod. Phys. 29 (1957) 547
• C. E. Rolfs, W. S. Rodney, Cauldrons in the Cosmos, Univ. of Chicago Press, 1988
• H. Oberhummer, Kerne und Sterne, Barth, 1993

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