Unsere astrochemischen Ursprünge Our Astrochemical Origins

Jahrbuch 2014/2015 | Caselli, Paola | Unsere astrochemischen Ursprünge
Unsere astrochemischen Ursprünge
Our Astrochemical Origins
Caselli, Paola
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching
Korrespondierender Autor
E-Mail: [email protected]
Zusammenfassung
W ie die Geburt eines sonnenähnlichen Sterns samt Planetensystem in unserer Milchstraße abläuft, trägt auch
dazu bei, die Entstehung nicht nur unseres Sonnensystems besser zu verstehen sondern auch die von
komplexen organischen Molekülen, w ie sie in Kometen und Meteoriten gefunden w urden. Mit dynamischen
Modellen, astrochemischen Simulationen und großen Teleskopen erforschen w ir den physikalischen und
chemischen Aufbau von dichten „Kernen” in interstellaren Wolken, versuchen Glycin, die
einfachste
Aminosäure, nachzuw eisen und enthüllen die ersten Schritte hin zu protoplanetaren Scheiben.
Summary
The birth of a Solar-type star and its planetary system, starting from interstellar clouds in our Galaxy, can
elucidate the formation of our ow n Solar System, including the production of complex organic molecules found
in comets and meteorites. We are using dynamical models, astrochemical codes and pow erful telescopes to
study the physical and chemical structure of dense cloud cores, the future stellar cradles. Recently, w e made
predictions on the detection of glycine, the simplest amino acid, and w e started to unveil the first steps tow ard
the formation of protoplanetary disks.
Molekülwolken in der Milchstraße
A bb. 1: Unse re Milchstra ße im sichtba re n Licht. Die dunk le n
Ste lle n sind Mole k ülwolk e n, wo winzige Sta ubte ilche n da s Licht
de r da hinte rlie ge nde n Ste rne a bsorbie re n. In die se n W olk e n
e ntste he n Ste rne und P la ne te n; vie le che m ische P roze sse
la ufe n dort a b.
© ESO / Brunie r
Sterne und die dazu gehörenden Planetensysteme entstehen in riesigen Wolken in unserer Milchstraße, aber
auch in anderen Galaxien. Diese Wolken bestehen aus molekularem Gas (hauptsächlich Wasserstoffmolekülen
H2 ) und kleinen Staubteilchen [1], die etw a ein Hunderttausendstel Zentimeter groß sind, etw a zehntausend
Mal kleiner als Sandkörnchen. Da diese Staubteilchen Sternlicht absorbieren, sind die interstellaren Wolken in
optischen Bildern der Milchstraßenebene (Abb. 1) dunkel.
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Vor der Sternentstehung sind die Wolken sehr kalt (etw a –263° Celsius) und sie strahlen kaum Energie ab.
W ie können Astronomen diese Himmelsregionen trotzdem untersuchen und die einzelnen Schritte der Sternund Planetenentstehung nachvollziehen? Der Staub glüht im Infraroten – schw ach geheizt durch das
absorbierte
Sternenlicht
–, das
Gas
strahlt
hauptsächlich
im Radiobereich
(Abb. 2). Infrarot- und
Radioteleskope sind daher für diese Forschung unverzichtbar.
A bb. 2: Unse re Milchstra ße im R a diobe re ich be i e ine r
Fre que nz von 110 GHz [2]. Die se Ene rgie e ntspricht de m
R ota tionsübe rga ng von Kohle nm onox id (C O ) zum
Grundzusta nd. Die fa rbige n Struk ture n hie r folge n ge na u de n
dunk le n Be re iche n in Abbildung 1. Da s m ole k ula re Ma te ria l
e rstre ck t sich übe r unse re ge sa m te Ga la x ie , m it e ine r
Ausde hnung von m e hr a ls 100.000 Lichtja hre n.
© von Da m e e t a l., The Astrophysica l Journa l 547, 792 (2001)
Die Moleküle in den dunklen interstellaren Wolken w erden durch Kollision mit Wasserstoffmolekülen (H 2 )
angeregt. Diese Zusammenstöße erzeugen Rotationsbew egungen, die ihre Energie durch die Emission von
elektromagnetischen Wellen im Radiobereich w ieder abgeben. Abbildung 2 zeigt das Beispiel der 110 GHzStrahlung, emittiert von Kohlenmonoxid-Molekülen, die vom ersten angeregten Rotationszustand in den
Grundzustand übergehen [2]. Dank der hohen Empfindlichkeit und der hohen spektralen Auflösung heutiger
Instrumente, zum Beispiel der IRAM-Teleskope und dem Atacama Large Millimeter and sub-millimeter Array
(ALMA), können Moleküllinien sehr genau untersucht w erden. Die Linienprofile erlauben es, sow ohl die
Geschw indigkeit der Wolke als auch lokale Geschw indigkeitsschw ankungen zu messen, systematische
Bew egungen (z. B. Kontraktion oder Expansion) und Turbulenz. Dies ist möglich, da die Moleküle sich mit
verschiedenen Geschw indigkeiten relativ zu uns bew egen und ihre Strahlung deshalb aufgrund des
Dopplereffekts bei geringfügig unterschiedlichen Frequenzen bei uns ankommt. Derartige Detailmessungen
sind nötig um die dynamische Entw icklung dieser Wolken untersuchen und die zugehörigen theoretischen
Modelle testen zu können.
Nach Wasserstoff (H 2 ) ist Kohlenmonoxid (CO) ist das zw eithäufigste Molekül im Universum. Seine
niederenergetischen Rotationslinien sind stark gesättigt oder optisch dick, w as bedeutet, dass seine
Beobachtung nur Informationen über die äußere Schicht einer Wolke liefern kann. Um Informationen vom
Inneren der Wolke zu bekommen, w o tatsächlich Sterne entstehen, müssen auch w eniger häufige Moleküle
beobachtet w erden. Zum Beispiel die selteneren „Isotopologe” (Moleküle, die seltene Isotope enthalten). Die
Moleküle 13 C 16 O , 12 C 18 O und 12 C 17 O sind etw a 80, 500 und 2000 Mal seltener als das Standardmolekül
12 C 16 O. Allerdings sind auch diese seltenen CO-Varianten nicht ausreichend. Wenn sich in der Wolke ein
dichter Kern bildet, w ird die Dichte dort so hoch, dass CO-Moleküle häufig mit Staubteilchen zusammenstoßen
und an diesen haften bleiben. Aufgrund der niedrigen Temperaturen in der Wolke friert so ein großer Teil des
Kohlenmonoxids auf den Staubteilchen aus [3] – andere Moleküle müssen gefunden w erden, die die extreme
Kälte überleben können. Hier kommt nun die Astrochemie ins Spiel.
Die Astrochemie, die W issenschaft von der Bildung und Zerstörung interstellarer Moleküle, hilft uns, die besten
Indikatoren bei unterschiedlichen Umw eltbedingungen, w ie Dichte oder Temperatur, zu finden. So stellte sich
beispielsw eise heraus, dass deuterierte Moleküle (also Moleküle, die statt Wasserstoff ein Deuteriumatom
enthalten) sehr gut geeignet sind, um die innersten Bereiche der dichten Kerne zu untersuchen. Damit kann
man die physikalischen und chemischen Prozesse nachvollziehen, die kurz vor der Geburt eines Sterns
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ablaufen [4].
Neben
dem Beobachten
führen
die
Astronomen
Simulationen
durch, die
theoretische
Modelle
und
Strahlungstransport-Techniken kombinieren, um damit sow ohl die Beobachtungen besser zu verstehen als
auch
das
theoretische
Verständnis
zu
verbessern.
Gleichzeitig
dienen
Laborarbeiten
dazu,
die
Molekülhäufigkeiten, die Reaktions- und Kollisionsraten genau zu vermessen. Das Zusammenw irken von
Theorie, Beobachtungen, Strahlungstransport und Labor ist also notw endig, um die „Botschaft” der Moleküle
aus dem All in die Physik und Chemie der Stern- und Planetenentstehung zu übersetzen.
Etw a 200 verschiedene Moleküle sind bisher in interstellaren Wolken entdeckt w orden; die Mehrzahl davon
enthält Kohlenstoffatome und ist damit organisch. Einige sind sogar Vorläufer von Aminosäuren, den
Grundbausteinen von Proteinen, und auch schon in Meteoriten nachgew iesen w orden (siehe [5] und die
Referenzen darin). Die Entdeckung von Aminosäuren in Meteoriten zeigt, dass uns die Astrochemie Hinw eise
auf das chemische Erbe unseres Sonnensystems und die ersten Schritte auf dem Weg hin zu komplexen
Molekülen
geben
extraterrestrische
kann.
Das
neue Zentrum
Physik (MPE), das
diese
für
astrochemische
Physik und
Chemie
Studien
am
Max-Planck-Institut
erforscht, w ird
uns
für
helfen, unsere
astrochemische Herkunft besser zu verstehen.
Das Alter von Wolken, komplexer Moleküle und die Geburt von protoplanetaren Scheiben
Es ist w ichtig zu verstehen, w ie interstellare Wolken sich aufsplittern und w ie diese Fragmente, die
sogenannten dichten Kerne, entstehen und sich w eiter entw ickeln. Im vergangenen Jahr schränkten
Radiobeobachtungen von häufigen Molekülsorten, w ie zum Beispiel CO, N2 H+ und H2 O (Wasser), die
dynamischen Theorien der Sternentstehung ein [6]. Chemische Modellvorstellungen konnten verbessert
w erden, um so möglichst genau den w ichtigen Molekülionen zu folgen, die Deuteriumatome an andere
Moleküle
verteilen
(d.
h.
deuterierter
molekularer
Wasserstoff
H 2 D+).
Diese
verbesserten
Modelle
berücksichtigen auch den Spin von Protonen und Deuteronen in Molekülen und erlaubten es zusammen mit
Beobachtungen des SOFIA-Observatoriums (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy) zum ersten Mal
das Alter einer Wolke zu bestimmen, die eine kleine Gruppe von jungen, sonnenähnlichen Sternen beherbergt
[7].
Die genaue physikalische Struktur eines dichten Kerns, der kurz vor der Phase der Sternentstehung steht
(nach
[6]),
bildete
die
Ausgangslage
für
Strahlungstransportmodelle
um
Vorhersagen
über
die
Beobachtbarkeit von Glycin zu machen [8]. Die Entdeckung von Glyzin, der einfachsten Aminosäure, in diesen
frühen Phasen der Sternentstehung (Abb. 3) w ürde die chemischen Modelle stark eingrenzen und
Informationen liefern über die Zusammensetzung der Materie, aus der sich zukünftige Planetensysteme und
damit auch Planeten bilden. Die IRAM- und ALMA-Teleskope w erden diese Vorhersagen bald testen.
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A bb. 3: Linie ninte nsitä te n von Glyzin (in Ke lvin). Da s
Glyzinm ole k ül ist ve rgröße rt da rge ste llt (we iß = W a sse rstoff,
rot = Sa ue rstoff, schwa rz = Kohle nstoff, bla u = Stick stoff).
Die se s Spe k trum wurde von [8] vorhe rge sa gt für e ine n
dichte n Ke rn in de r Mole k ülwolk e im Ste rnbild Stie r (e twa 450
Lichtja hre von de r Erde e ntfe rnt), wobe i die
Mode llie rungse rge bnisse von [6] in die Vorhe rsa ge e inginge n.
Die se Linie n k önnte n von ALMA in de sse n spe k tra le n Bä nde rn
2 und 3 ge m e sse n we rde n.
© von Jim é ne z-Se rra e t a l., The Astrophysica l Journa l 787, 33
(2014)
Planeten sammeln ihre Materie in sogenannten protoplanetaren Scheiben auf. Diese Scheiben entstehen bei
der gleichzeitigen Rotation und Kontraktion einer Wolke, w as letztlich zu einer Abplattung der ursprünglich
sphärisch verteilten Materie führt (w ie bei einem herumgew irbelten Pizzateig). Daneben spielen Magnetfelder
eine w ichtige Rolle, da geladene Teilchen (molekulare Ionen und negativ geladene Staubteilchen) den
Magnetfeldlinien folgen w ie Perlen auf einer Schnur, im Gegensatz zu neutralen Teilchen w ie H 2 , das den
Großteil der Materie bildet. Dies führt zu unterschiedlichen Bew egungsmustern und Zusammenstößen
zw ischen geladenen und neutralen Teilchen, die die Bahnen des in Richtung des Zentrums fallenden Gases
und Staubes ablenken. Mitunter könnten so auch große Lücken entstehen, die sogar die Bildung von
protoplanetaren Scheiben verhindern können. Leider gibt es bisher keine direkten Beobachtungen der
Entstehung von protoplanetaren Scheiben, die klären könnten, w elche physikalischen Prozesse ablaufen und
ob die Materie im Kern der Wolke (inklusive der organischen Moleküle) in diesen Phasen erhalten bleibt. Unser
derzeitiges W issen beruht auf Scheiben in späteren Phasen ihrer Entw icklung, w ie unten erklärt.
A bb. 4: Ein Bild de r ze ntra le n R e gion (e inige hunde rt
Astronom ische Einhe ite n) e ine s dichte n Ke rns in de r
Mole k ülwolk e „Schla nge nträ ge r” (Entfe rnung e twa 400
Lichtja hre ), be i de m bishe r k e ine Hinwe ise a uf e ine n
e inge la ge rte n junge n Ste rn ge funde n wurde n. Da s Fa rbbild
ze igt die Sta ube m ission, m it e ine r de utliche n Spitze und e ine r
lä ngliche n Struk tur in de r Mitte . Die schwa rze n Konturlinie n
ve rde utliche n die Em ission von H 2D + (Linie n gle iche r
Inte nsitä t). Die lä ngliche Form , die m a n in be ide n Aufna hm e n
sie ht, e rinne rt a n e ine protopla ne ta re Sche ibe in e ine m frühe n
Sta dium ihre r Entwick lung. De r große we iße Kre is ze igt da s
Ge sichtsfe ld von ALMA; die k le ine n we iße n Kre ise link s unte n
ve rde utliche n die rä um liche Auflösung von ALMA für de n Sta ub
(inne re r Kre is) und die Linie (ä uße re r Kre is).
© von Frie se n e t a l., The Astrophysica l Journa l 797, 27 (2014)
Sobald junge Sterne geboren sind, beginnen sie damit „ihre” Wolke zu zerstören. Die größte Rolle spielen
hierbei starke bipolare W inde, die ober- und unterhalb der protoplanetaren Scheibe ausströmen. Dabei
w erden die Staubteilchen ausgedünnt bis ihre Dichte entlang der Sichtlinie zu gering w ird um den zentralen
Stern zu verdecken. Sobald die Wolke also dünn und durchsichtig genug gew orden ist, kann die
protoplanetare Scheibe direkt beobachtet w erden – manchmal als scharf gezogener dunkler Streifen. Durch
Beobachtungen der Strahlung des Staubes und von Moleküllinien im Radio- und Infrarot-Bereich sind diese
Scheiben gut erforscht.
Zur Untersuchung, w ie protoplanetare Scheiben entstehen, begannen die Astronomen damit das Molekül
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H2 D+ (ein w ichtiger Tracer für kaltes Gas [9]) mit ALMA zu beobachten. Sie konnten so den innersten Bereich
eines dichten Kerns, w enige hundert Astronomische Einheiten (1 AE ist der mittlere Abstand der Erde von der
Sonne), räumlich auflösen [10]. In dieser Wolke haben sich bisher noch keine Sterne gebildet. Dieser erste
Nachw eis von H2 D+ bei hoher räumlicher Auflösung zeigt deutlich eine abgeflachte Struktur, die der einer
jungen protoplanetaren Scheibe ähnelt (Abb. 4). Weitere Beobachtungen sind geplant, um mit höherer
Empfindlichkeit und verbesserter spektraler Auflösung, d. h. einem genaueren Linienprofil, w eitere Details zu
enthüllen. So könnte man zum Beispiel innere Bew egungen nachw eisen, w ie Rotation um den Punkt mit der
höchsten Staubdichte, der Geburtsstätte des neuen Sterns. Im Modell einer protoplanetaren Scheibe, die
einen Stern umläuft, w ürde man genau so eine Rotation erw arten.
Derartige
Beobachtungen w erden dringend
benötigt, um die
dynamisch-chemischen Modelle
für die
Entw icklung eines dichten Wolkenkerns hin zur Stern- und Planetenentstehung testen und verbessern zu
können. Modelle, w ie sie derzeit im „Zentrum für astrochemische Studien” am MPE entw ickelt und verfeinert
w erden.
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H2D+ observations give an age of at least one million years for a cloud core
Nature 516, 219-221 (2014)
© 2015 Max-Planck-Gesellschaft
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