Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE).

11. April 2022 – Die ALMA-Beobachtungen der molekularen Wolke L1544 im Sternbild Stier zeigten nicht nur eine Konzentration von Staubkörnchen zum Zentrum hin, sondern auch, dass stickstoffhaltige Moleküle sowie Kohlenstoff, Sauerstoff und alle weiteren Elemente schwerer als Helium in dicken Eishüllen um die Staubkörner gespeichert sind. Diese Eishüllen sind reich an Wasser und organischen Molekülen, den Vorläufern prä-biotischer Moleküle. Die Häufigkeiten ähneln denen, die in Resten der Entstehung unseres Sonnensystems beobachtet wurden.

Eine der zentralen Fragen der modernen Astrophysik ist, wie Planeten und Sterne entstehen. Während die groben Züge bekannt sind – eine kalte Molekülwolke kollabiert unter ihrer eigenen Schwerkraft, eine Akkretionsscheibe entsteht und in ihrem Zentrum ein Protostern – steckt der Teufel im Detail. Ein entscheidender Schritt ist die Phase des so genannten prästellaren Kerns, wenn sich die interstellare Gaswolke zusammenzieht und abflacht (um schließlich eine proto-planetare Scheibe zu bilden), aber noch bevor die Gravitationskraft einen zentralen Protostern erzeugt.

Astronomen des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik haben nun mit den ALMA-Radioteleskopen einen solchen prästellaren Kern mit der Bezeichnung L1544 im Sternbild Stier in noch nie dagewesener Auflösung beobachtet. „Studien von prästellaren Kernen in nahen Wolken haben bereits Hinweise auf ihre physikalische und chemische Struktur geliefert, aber es war immer noch unklar, was im Zentrum passiert“, erklärt Paola Caselli, Hauptautorin der jetzt im Astrophysical Journal veröffentlichten Studie. „Jetzt können wir die Strukturen innerhalb der zentralen 2000 Astronomischen Einheiten (AE) untersuchen, wo das zukünftige Sternsystem entstehen wird.“ Zum Vergleich: Neptun, der äußerste bekannte Planet in unserem eigenen Sonnensystem befindet sich in einer Entfernung von 30 AE zur Sonne, während sich der Kuiper-Gürtel und die so genannten transneptunischen Objekte, kurzlebige Kometen und andere Eiskörper, auf etwa 200 AE erstrecken.

Die Beobachtungen umfassten sowohl die Kontinuumsemission von Staubkörnchen in diesem prästellaren Kern als auch Beobachtungen der Spektrallinien von deuteriertem Ammoniak, d. h. einem Molekül aus Stickstoff und Wasserstoff, bei dem ein Wasserstoffatom durch ein Deuteriumatom ersetzt ist (NH2D). Während die Kontinuumsemission des Staubes eine kompakte zentrale Region mit einer Masse von etwa 1/6 der Masse unserer Sonne erkennen ließ, war die Analyse der Moleküllinien die eigentliche Überraschung. Zum ersten Mal lieferten die Beobachtungen Beweise für ein fast vollständiges Ausfrieren: so gut wie alle (99,99%) Moleküle und Atome, die schwerer als Helium sind, verschwinden aus dem Gas und kondensieren auf den Staubkörnchen in den zentralen 2000 AE.

„Dies deutet auf eine ‚vollständige Leerzone‘ hin, in Übereinstimmung mit Vorhersagen astrochemischer Modelle für den prästellaren Kern“, führt Olli Sipilä aus, der die theoretische Modellierung durchführte. Das hochmoderne chemische Modell sagt voraus, dass das Ausfrieren bereits bei 7000 AE beginnt und dass Strahlungstransfereffekte dafür sorgen, dass die Emission einiger Moleküle auf das Zentrum konzentriert zu sein scheint. „Dies hat verhindert, dass das Ausfrieren in früheren Beobachtungen, bei denen das Zentrum nicht aufgelöst werden konnte, entdeckt wurde“, fügt er hinzu.

Die Staubkörner in einem solchen prästellaren Kern sind also von dicken Eishüllen umgeben, reich an Wasser und organischen Molekülen, welche die Bausteine für zukünftige Planeten bilden. Eine kürzlich durchgeführte Untersuchung des Kometen 67P/CG zeigte tatsächlich, dass die relativen Häufigkeiten der Moleküle dort ähnlich sind zu denen von prästellaren Kernen und jungen Sternentstehungsgebieten.

„Wir konnten zeigen, dass prästellare Moleküle vor der Bildung eines Sternsystems ähnlich dem unserem im Eis ‚gespeichert‘ werden“, betont Jaime Pineda, Zweitautor der Studie. Einige dieser prästellaren Eiskörper, insbesondere die Eiskörnchen im äußeren Teil der Scheibe, könnten spätere Stadien der Planetenbildung überleben und die chemische Signatur dieser frühen Phasen kurz vor dem Aufleuchten eines neuen Sterns konservieren. „Eisige Objekte an den Rändern unseres Sonnensystems könnten tatsächlich die ‚eingefrorene‘ chemische Geschichte unseres präsolaren Kerns enthalten, der Wolke, aus der alles entstanden ist, was wir heute in unserem Sonnensystem sehen – einschließlich uns selbst“, fasst Paola Caselli abschließend zusammen. „Da wir wissen, dass im jungen Sonnensystem einige der eisigen Körnchen in Richtung der Entstehungszone der terrestrischen Planeten gedriftet sind, könnten diese sogar zu den flüchtigen Molekülen, einschließlich Wasser und organischen Stoffen, auf unserer Erde beigetragen haben. D. h. sie könnten wertvolle Zutaten für den Ursprung des Lebens auf unserem Planeten geliefert haben.“

Originalveröffentlichung
The Central 1000 au of a Pre-stellar Core Revealed with ALMA. II. Almost Complete Freeze-out
Paola Caselli, Jaime E. Pineda, Olli Sipilä et al.
ApJ 929 13, 2022
The Central 1000 au of a Prestellar Core Revealed with ALMA. II. Almost Complete Freeze-out

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• Planetenentstehung

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Quelle: eso2205de — Pressemitteilung Wissenschaft

8. März 2022. „Anhand dieser Ergebnisse können wir mehr über den Ursprung des Lebens auf unserem Planeten erfahren und somit eine bessere Vorstellung von dem Potenzial für Leben in anderen Planetensystemen bekommen. Wir finden es sehr aufregend zu erfahren, wie diese Ergebnisse in das Gesamtbild passen“, sagt Nashanty Brunken, Masterstudentin am Observatorium Leiden, das zur Universität Leiden gehört, und Hauptautorin der Studie, die heute in Astronomy & Astrophysics veröffentlicht wurde.

Dimethylether ist ein organisches Molekül, das häufig in Sternentstehungswolken vorkommt, aber noch nie in einer Planetenscheibe gefunden wurde. Zusätzlich entdeckte die Forschungsgruppe möglicherweise Methylformiat, ein komplexes Molekül, das Dimethylether ähnelt und ebenfalls ein Baustein für noch größere organische Moleküle ist.

„Es ist wirklich faszinierend, endlich diese größeren Moleküle in Scheiben aufzuspüren. Eine Zeit lang dachten wir, es sei nicht möglich, sie zu entdecken“, sagt Co-Autorin Alice Booth, ebenfalls Forscherin am Observatorium Leiden.

Die Moleküle wurden in der Planeten bildenden Scheibe um den jungen Stern IRS 48 (auch Oph-IRS 48 genannt) mit Hilfe von ALMA gefunden, einem Observatorium, an dem auch die Europäische Südsternwarte (ESO) beteiligt ist. IRS 48, der 444 Lichtjahre entfernt im Sternbild Ophiuchus liegt, war Gegenstand zahlreicher Studien, weil seine Scheibe eine asymmetrische, Cashewkern-förmige „Staubfalle“ enthält. Diese Region, die wahrscheinlich durch einen neu geborenen Planeten oder einen kleinen Begleitstern zwischen dem Stern und der Staubfalle entstanden ist, beherbergt eine große Anzahl millimetergroßer Staubkörner, die sich zusammenschließen und zu kilometergroßen Objekten wie Kometen, Asteroiden und möglicherweise sogar Planeten werden können.

Es wird angenommen, dass viele komplexe organische Moleküle, wie Dimethylether, in Sternentstehungswolken entstehen, noch bevor die Sterne selbst geboren werden. In diesen kalten Umgebungen bleiben Atome und einfache Moleküle wie Kohlenmonoxid an Staubkörnern haften, bilden eine Eisschicht und führen chemische Reaktionen durch, die zu komplexeren Molekülen führen. So haben Forschende vor kurzem entdeckt, dass die Staubfalle in der IRS 48-Scheibe auch ein Eisreservoir ist, in dem sich Staubkörner befinden, die mit diesem an komplexen Molekülen reichen Eis bedeckt sind. In dieser Region der Scheibe hat ALMA nun Spuren des Dimethylether-Moleküls entdeckt: Wenn die Erwärmung durch IRS 48 das Eis zu Gas sublimiert, werden die eingeschlossenen Moleküle, die aus den kalten Wolken stammen, freigesetzt und können nachgewiesen werden.

„Was das Ganze noch spannender macht, ist die Tatsache, dass wir jetzt wissen, dass diese größeren, komplexen Moleküle während der Entstehung von Planeten in der Scheibe vorliegen“, erklärt Booth. „Das war vorher nicht bekannt, denn in den meisten Systemen sind diese Moleküle im Eis verborgen.“

Die Entdeckung von Dimethylether deutet darauf hin, dass viele andere komplexe Moleküle, die üblicherweise in Sternentstehungsgebieten nachgewiesen werden, auch auf eisigen Strukturen in Planeten bildenden Scheiben lauern könnten. Diese Moleküle sind die Vorläufer präbiotischer Moleküle wie Aminosäuren und Zucker, die zu den Grundbausteinen des Lebens gehören.

Durch die Untersuchung ihrer Entstehung und Entwicklung können Wissenschaftler und Wissenschaftlerinnen daher besser verstehen, wie präbiotische Moleküle auf Planeten, einschließlich unseres eigenen, landen. „Wir freuen uns sehr, dass wir nun beginnen können, die gesamte Reise dieser komplexen Moleküle von den Wolken, aus denen Sterne entstehen, zu den Planeten bildenden Scheiben bis hin zu den Kometen nachzuvollziehen. Wir hoffen, dass wir mit weiteren Beobachtungen dem Verständnis des Ursprungs der präbiotischen Moleküle in unserem eigenen Sonnensystem einen Schritt näher kommen“, sagt Nienke van der Marel, eine Forscherin des Observatoriums Leiden, die ebenfalls an der Studie beteiligt war.

Künftige Untersuchungen von IRS 48 mit dem Extremely Large Telescope (ELT) der ESO, das derzeit in Chile gebaut wird und noch in diesem Jahrzehnt in Betrieb gehen soll, werden es dem Team ermöglichen, die Chemie der innersten Regionen der Scheibe zu untersuchen, wo sich möglicherweise Planeten wie die Erde bilden.

ESO-Links:
Forschungsartikel
Fotos von ALMA
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• ESO-Projekt *ALMA*

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Quelle: DLR.

17. April 2019 – Das Ausblieben von Heliumhydrid-Ionen-Funden hatte die Folge, dass die damit verbundenen chemischen Modellrechnungen angezweifelt wurden. Doch einem internationalen Forscherteam unter der Leitung von Rolf Güsten vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie ist es nun geglückt, dieses Molekül in Richtung des Planetarischen Nebels NGC 7027 eindeutig nachzuweisen. Gelungen ist der Nachweis mit Hilfe des Ferninfrarot-Spektrometers GREAT an Bord der fliegenden Sternwarte SOFIA. SOFIA (Stratosphären Observatorium für Infrarot-Astronomie) ist ein Gemeinschaftsprojekt des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) und der US-amerikanischen Raumfahrtbehörde NASA. Die Ergebnisse werden in der Ausgabe der Fachzeitschrift „Nature“ vom 18. April 2019 veröffentlicht.

„Im vergangenen Jahrzehnt setzte man große Hoffnungen in die Weltraumobservatorien ‚Spitzer‘ (NASA, gestartet 2003) und ‚Herschel‘ (ESA, gestartet 2009), aber keines der Teleskope war in der Lage, dieses Molekül zu detektieren. Mit SOFIA haben wir den Nachweis erbracht, dass dieses Molekül sich tatsächlich in Planetarischen Nebeln bilden kann. Derzeit gibt es kein anderes Teleskop, welches in diesen Wellenlängen beobachten kann. Das macht diese Beobachtungsplattform noch für viele Jahre einzigartig“, sagte Anke Pagels-Kerp, Abteilungsleiterin Extraterrestrik im DLR Raumfahrtmanagement in Bonn.

In den späten 1970er Jahren deuteten astrochemische Modelle auf die Möglichkeit hin, dass HeH+ in nachweisbarer Häufigkeit in astrophysikalischen Nebeln innerhalb unserer Milchstraße vorhanden sein könnte. Es wurde angenommen, dass es vielleicht am leichtesten in sogenannten Planetarischen Nebeln gefunden werden könnte, die von sonnenähnlichen Sternen in der letzten Phase ihres Lebenszyklus ausgestoßen werden. Die energiereiche Strahlung, die dabei vom Zentralstern erzeugt wird, treibt Ionisationsfronten in die ausgestoßene Hülle. Genau dort soll sich nach den Modellrechnungen das HeH+-Molekül ausbilden. Doch trotz seiner unbestrittenen Bedeutung für die Geschichte des frühen Universums gelang es für lange Zeit nicht, das HeH+-Molekül im interstellaren Raum aufzufinden. Durch Laboruntersuchungen ist es seit 1925 bekannt, während die gezielte Suche im Weltall während der vergangenen Jahrzehnte erfolglos blieb.

Das Molekül strahlt am stärksten in einer Spektrallinie bei einer charakteristischen Wellenlänge von 0,149 mm (entsprechend einer Frequenz von 2,01 Terahertz). Die Erdatmosphäre ist in diesem Wellenlängenbereich komplett undurchlässig für alle bodengebundenen Observatorien, so dass die Suche entweder aus dem Weltraum oder mit hochfliegenden Observatorien wie SOFIA erfolgen muss. In einer Flughöhe von 13 bis 14 Kilometern operiert SOFIA oberhalb der absorbierenden Schichten der unteren Atmosphäre.

„SOFIA bietet die einzigartige Möglichkeit, jederzeit neueste Technologien einzusetzen. Mit der aktuellen Weiterentwicklung des deutschen Instruments GREAT wurde dieser Nachweis von Helium-Hydrid nun ermöglicht. Dies unterstreicht die Wichtigkeit und Chance, auch in Zukunft neue Instrumente für SOFIA zu entwickeln“, erläutert Heinz Hammes, SOFIA-Projektleiter im DLR Raumfahrtmanagement.

Nach dem Urknall: Die Chemie unseres Universums beginnt
Die herausragende Bedeutung des HeH+-Moleküls ergibt sich aus seiner Rolle bei der Entstehung des Universums: Ungefähr 300 000 Jahre nach dem Urknall erfolgte der Beginn aller Chemie. Die Temperatur im noch jungen Universum war zu diesem Zeitpunkt bereits unter einen Wert von zirka 3700 Grad Celsius gefallen. Die im Urknall entstandenen Elemente wie Wasserstoff, Helium, Deuterium und Spuren von Lithium waren zunächst aufgrund der hohen Temperaturen ionisiert. Sie rekombinierten sich im abkühlenden Universum wieder mit freien Elektronen, um so die ersten neutralen Atome zu erzeugen. Zunächst erfolgte dies bei Helium. Zu diesem Zeitpunkt war der Wasserstoff selbst noch ionisiert und lag in der Form von freien Protonen oder Wasserstoffkernen vor. Mit ihnen verbanden sich die Heliumatome zum Heliumhydrid-Ion HeH+, das so zu einer der wohl ersten molekularen Verbindungen im Universum wurde. Mit fortschreitender Rekombination reagierte das HeH+ mit den nun vorhandenen neutralen Wasserstoffatomen und bildete so einen Pfad zur Entstehung von molekularem Wasserstoff und damit dem chemischen Beginn unseres Universums.

„Mit den jüngsten Fortschritten in der Terahertz-Technologie ist es nun möglich, hochauflösende Spektroskopie bei den erforderlichen ferninfraroten Wellenlängen durchzuführen“, erklärte Rolf Güsten, Erstautor der Veröffentlichung. Als Ergebnis von Messungen mit dem GREAT-Spektrometer an Bord der fliegenden Sternwarte SOFIA kann das Team nun den eindeutigen Nachweis des HeH+-Moleküls in Richtung der Hülle des Planetarischen Nebels NGC 7027 bekannt geben.

SOFIA
Das Stratosphären Observatorium für Infrarot Astronomie, ist ein Gemeinschaftsprojekt des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt und der National Aeronautics and Space Administration (NASA). Es wird vom DLR Raumfahrtmanagement mit Mitteln des Bundesministeriums für Wirtschaft und Energie, des Landes Baden-Württemberg und der Universität Stuttgart durchgeführt. Der wissenschaftliche Betrieb wird auf deutscher Seite vom Deutschen SOFIA Institut (DSI) der Universität Stuttgart koordiniert, auf amerikanischer Seite von der Universities Space Research Association (USRA). Die Entwicklung der deutschen Instrumente ist finanziert mit Mitteln der Max-Planck-Gesellschaft (MPG), der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG) und des DLR.

GREAT
Der „German Receiver for Astronomy at Terahertz Frequencies“ ist ein hochauflösendes Spektrometer für astronomische Beobachtungen bei fern-infraroten Wellenlängen zwischen 0,06 und 0,6 mm. Damit operiert GREAT in einem Spektralbereich, der wegen der Absorption der Erdatmosphäre von bodengebundenen Observatorien aus nicht zugänglich ist. Der modulare Aufbau des Instruments ermöglicht den kurzfristigen Einbau neuartiger Technologie. Mit dem GREAT-Empfänger an Bord des Flugzeugobservatoriums SOFIA sind seit 2011 mehr als 150 erfolgreiche Forschungsflüge durchgeführt worden. GREAT ist eine gemeinsame Entwicklung des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie in Bonn und KOSMA/Universität zu Köln, in Kooperation mit dem DLR-Institut für Optische Sensorsysteme in Berlin.

Originalpublikation:

• Rolf Güsten et al.: First astrophysical detection of the helium hydride ion (HeH+), zur Veröffentlichung in Nature, Ausgabe vom 18. April 2019.

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

Die neue Technik verspricht genaue Messungen von Reaktionsenergien, anhand derer sich chemische Reaktionen unter Weltraumbedingungen besser verstehen lassen – auch Reaktionen wie jene, die dafür verantwortlich waren, organische chemische Stoffe als Ausgangsstoffe für die Entwicklung von Leben hervorzubringen.

Damit auf der Erde Leben entstehen konnte, waren zahlreiche Ausgangsstoffe in Form von komplexen organischen Molekülen nötig. Einige dieser Moleküle dürften sich bereits vor langer Zeit im Weltraum gebildet haben, während der Entstehung des Sonnensystems. Systematische Untersuchungen der dazu nötigen chemischen Reaktionen, die auf den unregelmäßigen Oberflächen von Staubteilchen stattfanden, sind allerdings schwierig, weil für eine Reihe der Reaktionen grundlegende Informationen zum Ablauf und zu den benötigten Energien fehlen: Welche Elementarreaktionen sind unter Einbeziehung welcher einzelnen Reaktionspartner möglich? Welche Temperatur ist erforderlich, damit eine Reaktion stattfinden kann? Welche Moleküle entstehen bei diesen Reaktionen? Jetzt haben Thomas Henning, Direktor am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA), und Sergiy Krasnokutskiy von der Labor-Astrophysik-Gruppe des MPIA an der Universität Jena eine elegante Methode entwickelt, um solche elementaren Oberflächenreaktionen zu untersuchen – mit Hilfe winziger flüssiger Heliumtröpfchen.

Im frühen Sonnensystem, lange vor der Entstehung der Erde, fanden komplexe chemische Reaktionen statt, bei denen erhebliche Mengen an organischen Molekülen entstanden. Das kosmische Labor für diese chemischen Synthese wurde von Staubkörnern gebildet: Zusammenballungen vornehmlich von Silikaten und Kohlenstoff, bedeckt mit einem Eismantel. Deren vergleichsweise großen Oberflächen boten die richtigen Bedingungen auch für durchaus komplexe Reaktionen. In den Millionen von Jahren, die folgten, schlossen sich zahlreiche der Staubkörner zu noch größeren Strukturen zusammen, bis rund um die junge Sonne schließlich Planeten entstanden.

Die Grundstoffe für das Leben
Alle organischen Verbindungen, die auf den Oberflächen der derjenigen Staubkörner synthetisiert worden waren, aus denen die Planeten entstanden, wurden durch die unvermeidbare Hitze während der Planetenentstehung zerstört. Übrig blieben diejenigen Moleküle, die auf den Oberflächen der verbliebenen Staubteilchen, Kleinkörpern oder eisigen Kometenkernen entstanden waren. Einem Modell für die Entstehung des Lebens zufolge waren es diese kleineren Körper, welche chemische Grundlage für die Entstehung von Leben auf unserem Heimatplaneten schufen. Sobald die Erdoberfläche ausreichend abgekühlt war, sodass sich flüssiges Wasser bilden konnte, hätten Kleinkörper, die auf die Erde auftragen, organische Moleküle auf die Erde getragen. Einige davon, deren Meteoriten zufällig in kleinen, warmen Teichen gelandet wären, hätten als Ausgangsstoffe für das erste Leben auf der Erde gedient.

Um die frühen chemischen Vorgänge in unserem Sonnensystem verstehen zu können, muss bekannt sein, wie derartige Reaktionen im Prinzip ablaufen. Benötigen bestimmte Reaktionen zum Beispiel eine bestimmte Aktivierungsenergie, um ablaufen zu können? Welche Stoffe entstehen bei einer gegebenen Reaktion? Die Antworten auf diese und ähnliche Fragen entscheiden, welche Reaktionen unter welchen Bedingungen im frühen Sonnensystem ablaufen konnten. Sie sind der Schlüssel für eine realistische Rekonstruktion der chemischen Zusammensetzung des frühen Sonnensystems.

Datenknappheit für Tieftemperatur-Reaktionen auf Oberflächen
Leider gibt es nicht annähernd genügend Daten zu solchen Reaktionen. Stattdessen widmet sich ein wesentlicher Teil der chemischen Forschung der Untersuchung solcher Reaktionen in der Gasphase, in der die Atome und Moleküle frei schweben, kollidieren und Verbindungen eingehen. Aber die entscheidenden chemischen Reaktionen im Weltraum, die notwendig sind, um größere organische Moleküle zu bilden, finden unter ganz anderen Bedingungen statt – nämlich auf der Oberfläche von Staubkörnern, und bei tiefen Temperaturen.

Das ändert sogar die grundlegende Physik der Situation: Gehen Atome oder Moleküle eine Bindung ein, wird Energie freigesetzt. Kann diese Energie nicht an die Umwelt weitergegeben werden, wird das neue Molekül unter Umständen sehr schnell zerstört. Das verhindert, dass bestimmte Arten von Molekül in der Gasphase überhaupt entstehen. Auf einer Oberfläche oder in einem Medium kann solche Energie von der zusätzlich vorhandenen Umgebungsmaterie aufgenommen werden. Damit sind die Bedingungen für bestimmte Arten von Reaktionen, die Schritt für Schritt komplexe Moleküle bilden, unter solchen Verhältnissen viel günstiger.

Henning und Krasnokutskiy entwickelten eine elegante Methode für die Messung der Energetik solcher Reaktionen. Ihre Modelle der kosmischen Staubteilchen-Laboratorien sind winzige Heliumtröpfchen von wenigen Nanometern Größe, die in einem Hochvakuum umherschweben. Die an der Reaktion beteiligten Atome oder Moleküle werden als Gase in die Vakuumkammer geleitet. Dabei werden allerdings so kleine Mengen verwendet, dass die Heliumtropfen mit größter Wahrscheinlichkeit entweder ein einziges Molekül von jeder benötigten Art oder aber gar keines aufnehmen – auf keinen Fall jedoch mehrere. Die Heliumtröpfchen fungieren dabei als Medium das, ähnlich wie die Oberfläche eines Staubkorns, Reaktionsenergie absorbieren kann. Damit können Reaktionen unter ähnlichen Bedingungen wie im frühen Sonnensystem stattfinden. (Einige Unterschiede bestehen weiterhin – beispielsweise kann die Oberfläche eines Staubkorns auch eine katalytische Wirkung haben.)

Nanotropfen als Messgeräte
Darüber hinaus verwendeten die beiden Astronomen die Helium-Nanotropfen als Energiemessgeräte (Kalorimeter). Wenn Reaktionsenergie in den Tropfen freigesetzt wird, verdunsten einige der Heliumatome in einer vorhersagbaren Weise. Der verbleibende Tropfen ist nun kleiner als zuvor, und dieser Größenunterschied kann auf verschiedene Weisen gemessen werden: zum einen mit einem Elektronenstrahl (ein größerer Tropfen ist einfacher zu treffen als ein kleiner!), zum anderen durch eine präzise Messung des durch die Heliumtröpfchen an den Wänden der Vakuumkammer erzeugten Drucks (größere Tropfen erzeugen einen höheren Druck als kleinere).

Die beiden Astronomen konnten dabei die Genauigkeit erhöhen, indem sie ihr Verfahren mit gut untersuchten chemischen Reaktionen kalibrierten. Insgesamt bietet die neue Methode eine elegante neue Möglichkeit, den Entstehungsweg komplexer organischer Moleküle im Weltraum zu untersuchen. Das sollte es Forschern ermöglichen, mit größerer Sicherheit anzugeben, auf welche Ausgangsstoffe die Entstehung des Lebens auf der Erde zurückgreifen konnte.

Die ersten Messungen mit der neuen Technik bestätigen einen Trend, der bereits in anderen Experimenten der jüngeren Vergangenheit sichtbar wurde: Auf Oberflächen mit niedrigen Temperaturen sind Kohlenstoffatome überraschend reaktionsfreudig. Die Forscher stellten fest, dass eine überraschend hohe Anzahl – fast ein Dutzend – Reaktionen mit Kohlenstoffatomen barrierefrei verlaufen. Diese Reaktionen benötigen keine Energiezufuhr, um in Gang zu kommen, und können daher auch bei sehr niedrigen Temperaturen ablaufen. Offensichtlich führt die Kondensation von atomarem Gas auf Staubteilchen bei niedrigen Temperaturen so gut wie automatisch zur Bildung einer großen Vielfalt an organischen Molekülen.

Diese Vielfalt bedeutet aber auch, dass die Moleküle jeder einzelnen Spezies sehr selten sein werden. Das könnte zur Folge haben, dass Astronomen die Menge an organischen Molekülen im Weltraum drastisch unterschätzen. Um Häufigkeiten zu schätzen, werden mit Hilfe astronomischer Beobachtungen die „optischen Fingerabdrücke“ (Spektrallinien) jeder Molekülart gesondert gemessen. Darüber hinaus können unter solchen Bedingungen auch die charakteristischen Spektraleigenschaften der Moleküle (allgemeiner: von spezifischen Funktionsgruppen, die jeweils in einer Reihe unterschiedlicher Moleküle vorkommen) leicht verändert sein. Insgesamt würden Astronomen mithilfe der üblichen Spektralanalyse kaum Moleküle nachweisen – und doch könnte direkt unter der Nachweisgrenze eine komplexe Welt von Molekülen existieren, die ein erhebliches Reservoir an organischem Material darstellt.

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebenen Forschungsergebnisse sind veröffentlicht als Henning, Th. & S. A. Krasnokutskiy 2019, “Experimental Characterization of the Energetics of Low-temperature Surface Reactions” in der Fachzeitschrift Nature Astronomy.

Journal article

• Thomas K. Henning and Serge A. Krasnokutski: Experimental characterization of the energetics of low-temperature surface reactions

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Neue Sterne entwickeln sich aus interstellaren Gas- und Staubwolken, welche durch gravitative Einflüsse kollabieren. Hierbei bilden sich im Inneren diesen Wolken dichte und sehr heiße Materiekonzentrationen, welche sich letztendlich im Rahmen einer stellaren Kernfusion entzünden und im Rahmen dieses Prozesses zu Sternen werden. Das im Rahmen dieser Sternentstehung nicht verbrauchte Material konzentriert sich zunächst in einer diesen ’neu geborenen‘ Stern umgebenden protoplanetaren Scheibe und ist das Ausgangsmaterial für die sich im Verlauf eines komplexen Entstehungsprozesses innerhalb dieses Sternsystems bildenden Kometen, Asteroiden und Planeten.

Bei einem solchen von einer protoplanetaren Scheibe umgebenen Stern handelt es sich um den etwa 455 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt gelegenen Stern MWC 480, welcher über ein Alter von etwa einer Million Jahren verfügt und der ein Bestandteil des im Bereich des Sternbildes Stier (lat. Name „Taurus“) gelegenen Taurus-Sternentstehungsgebietes ist. MWC 480 verfügt in etwa über die doppelte Masse des Zentralgestirns unseres Sonnensystems und die den Stern umgebende protoplanetaren Scheibe befindet sich noch in einer sehr frühen Entwicklungsphase. Frühere Beobachtungen zeigten, dass sich in dieser Scheibe neben Staubpartikeln auch größere Mengen an atomaren Wasserstoff, Wasserdampf und Kohlenmonoxid befinden.

Komplexe organische Moleküle
Jetzt ist es Astronomen zudem gelungen, im Bereich der den Stern MWC 480 umgebenden protoplanetaren Scheibe die Existenz verschiedener komplexer organischer Moleküle nachzuweisen, die allgemein als die ‚Bausteine des Lebens‘ angesehen werden. Die Beobachtungen, welche mit dem Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (kurz „ALMA“) erfolgten, zeigen, dass sich in der Scheibe große Mengen an Cyanwasserstoff (HCN) sowie von einem mit diesem verwandten, aber deutlich komplexeren Molekül – dem ebenfalls auf Kohlenstoff basierenden Methylcyanid (CH3CN) – befinden. Die Menge des in der Umgebung von MWC 480 detektierten Methylcyanids würde ausreichen, um damit alle Ozeane auf der Erde zu füllen.

Diese organischen Moleküle konzentrieren sich auf die relativ kalten Außenbereiche der protoplanetaren Scheibe von MWC 480. Die Astronomen nehmen an, dass diese Region, welche sich etwa 4,5 bis 15 Milliarden Kilometern von dem Zentralgestirn entfernt befindet, mit dem Kuipergürtel unseres Sonnensystems vergleichbar ist, wo sich viele Planetesimale und Kometen befinden.

Die Kometen innerhalb unseres Sonnensystems bewegen sich auf stark elliptischen Umlaufbahnen um die Sonne. Den Großteil ihrer Existenz fristen diese auch als ’schmutzige Schneebälle‘ bezeichneten Objekte dabei fernab der Sonne als kalte, nahezu unveränderliche Brocken, die im Wesentlichen aus Wassereis, Staub- und Gesteinspartikeln sowie verschiedenen gefrorenen Gasen wie zum Beispiel Kohlenstoffdioxid, Methan und Ammoniak bestehen. Die Kometen sind wahrscheinlich die ältesten und weitgehend unverändert gebliebenen Überreste der protosolaren Staubscheibe, aus der sich vor etwa 4,64 Milliarden Jahren unser Sonnensystem gebildet hat.

In den Kometen ist diese Materie aus der Entstehungszeit unseres Sonnensystems dabei bis in die Gegenwart wie in einer ‚kosmischen Tiefkühltruhe‘ konserviert. Es wird davon ausgegangen, dass die Kometen und Asteroiden aus den Außenbereichen unseres Sonnensystems einstmals Wasser und organische Moleküle auf die Erde verfrachteten und dadurch die Voraussetzung für die Entwicklung von primitiven Lebensformen erzeugten (Raumfahrer.net berichtete).

Den Astronomen ist bereits seit längerer Zeit bekannt, dass interstellaren Gas- und Staubwolken sehr effiziente Produktionsstätten für die Bildung von komplexen organischen Moleküle darstellen – einschließlich einer Molekülgruppe, welche in der organischen Chemie als Cyanide bezeichnet werden. Diese Cyanide – und ganz besonders Methylcyanid – sind für die Entstehung von einfachen Lebensformen vermutlich von besonderer Bedeutung, da sie Kohlenstoff-Stickstoff-Verbindungen enthalten, welche für die Bildung von Aminosäuren unerlässlich sind und somit als Basis für Proteine dienen. Ebenfalls konnte in der Vergangenheit die Existenz von Methylcyanid in der Umgebung von einigen wenigen sonnenähnlichen Sternen nachgewiesen werden.

Bis in die Gegenwart war jedoch noch unklar, ob sich diese komplexen organischen Moleküle auch in der energiereichen und somit auch ‚zerstörerischen‘ Umgebung eines in der Entstehungsphase befindlichen Sternsystems bilden können, da die dort auftretenden Bedingungen komplexe chemische Verbindungen leicht aufbrechen können. Dank der außerordentlichen Messempfindlichkeit des Radioteleskopverbundes ALMA konnten die Astronomen jetzt anhand der Beobachtungen des Sterns MWC 480 nachweisen, dass diese Moleküle innerhalb der dortigen protoplanetaren Scheibe nicht nur ‚überleben‘, sondern dort auch in den äußeren Bereichen in großer Zahl vertreten sind. Dies zeigt den Wissenschaftlern, dass protoplanetare Scheiben innerhalb einer relativ kurzen Zeitspanne prinzipiell sehr effizient komplexe organische Moleküle bilden können.

„Untersuchungen von Kometen und Asteroiden [in unserem Sonnensystem] zeigen, dass der solare Urnebel, der die Sonne und Planeten hervorbrachte, reich an Wasser und komplexen organischen Verbindungen war“, so Dr. Karin Ingegerd Öberg vom Harvard-Smithsonian Center für Astrophysik in Cambridge/Massachusetts in den USA, die Erstautorin der mit den hier beschriebenen ALMA-Untersuchungen verbunden Studie. „Wir haben jetzt genauere Belege dafür, dass dieselben chemischen Eigenschaften auch anderorts im Universum vorkommen. Zum Beispiel in Regionen, in denen Sternsysteme entstehen könnten, die unserem Sonnensystem nicht unähnlich wären. Das ist besonders verblüffend, da die Moleküle, die in der Umgebung von MWC 480 gefunden wurden, in ähnlicher Konzentration auch in den Kometen in unserem Sonnensystem zu finden sind.“

Auf diesen Erkenntnissen basierend nehmen die an der ALMA-Untersuchung von MWC 480 beteiligten Wissenschaftler an, dass organische Moleküle, welche im Rahmen der weiteren Entwicklung von in der Entstehungsphase befindlichen Sternsystemen in die dort entstehenden Kometen, Asteroiden und Planetesimalen ‚eingekapselt‘ werden, in der Folgezeit auch in andere, lebensfreundlichere Umgebungen im Bereich des jeweiligen inneren Sternsystems transportiert werden könnten, wo sich unter Umständen zum gleichen Zeitpunkt erdähnliche Planeten oder gar eine ‚Zweite Erde‘ bilden könnten. Durch Impakte könnten dabei die ‚Grundbausteine des Lebens‘ auf diese Planeten befördern.

„Aus den Beobachtungen von Exoplaneten wissen wir, dass unser Sonnensystem bezüglich der Anzahl an Planeten und der Reichhaltigkeit an Wasser nicht einzigartig ist“, so Karin Öberg weiter. „Jetzt wissen wir auch, dass wir mit unseren organischen Eigenschaften nicht einzigartig sind. Ein weiteres Mal haben wir gelernt, dass wir nicht besonders sind. Aus der Sicht des Lebens im Universum sind das tolle Neuigkeiten.“

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse von Karin Ingegerd Öberg et al. wurden am 9. April 2015 unter dem Titel „The cometary composition of a protoplanetary disk as revealed by complex cyanides“ in der Fachzeitschrift Nature publiziert.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Zuckermoleküle im Weltall (3. September 2012)
• Organische Moleküle im Orion-Nebel (2. April 2010)

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• ESO-Projekt ALMA

Fachartikel von Karin I. Öberg et al.:

• The cometary composition of a protoplanetary disk as revealed by complex cyanides (Volltext, engl.)

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Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Quelle: Science / eigene Bewertung. Vertont von Peter Rittinger.

Chemiker und Astrobiologen an der Arizona State University sammelten Schlammproben aus dem kalifornischen Mono Lake, ein sehr salziges und alkalisches Gewässer, das hohe Konzentrationen an Arsen enthält. Im Labor züchteten die Forscher Protobakterien aus dem vorhandenen Sediment vom Stamm GFAJ-1.
Das Nährmedium enthielt kaum Phosphor und die Zufuhr von Arsen wurde laufend erhöht. Die wachsenden Kulturen wurden über einen Zeitraum von 2 Jahren immer wieder in eine neue Schale übersiedelt, um das ursprünglich noch vorhandene Phosphor weiter zu reduzieren. Das überraschende Ergebnis: Die Bakterien vermehrten sich weiter und gediehen prächtig, ohne feststellbaren Schaden.

Mit Hilfe verschiedener Methoden analysierten die Forscher in der Folge, ob die Bakterien tatsächlich Arsen in ihren Stoffwechsel einbezogen hatten. Es konnte eindeutig festgestellt werden, dass das Gift tatsächlich in der Desoxyribonukleinsäure (DNA), in Proteinen und in Zellmembranen vorhanden war. Arsen hatte an manchen Stellen fast den zentralen Baustein Phosphor ersetzt. Von Astrobiologen wurde die Entdeckung als ein Meilenstein gewertet, da sie die Wahrscheinlichkeit erhöht, dass außerirdisches Leben existiert.

(Raumfahrer.net berichtete)

Nach Sichtung der Versuchsdaten wurden aber jetzt kritische Stimmen laut. Es existieren 2 Studien, die im Abstand von einem größeren Zeitraum erstellt worden sind, die aber eindeutig widersprüchliche Ergebnisse aufweisen. In der Versuchsdaten-Listung wurde jedoch ein gemeinsamer Mittelwert daraus errechnet, was nicht legitim ist. Des Weiteren wird ein Wert für ein Arsengehalt von 0,19 +/- 0,25 geführt, was aber bedeuten würde, dass die Fehlerwahrscheinlichkeit größer als der Messwert selber ist. Also ist Skepsis schon berechtigt.

Auch die Aussage der Wissenschaftler wird angezweifelt, dass GFAJ-1 sich ausschließlich von Arsen ernähren kann, wenn Phosphat nicht mehr zur Verfügung steht. Die Probanden enthielten nämlich immer noch eine Menge Phosphat. Das Verhältnis für die Phosphat-Anteile war mit 6.9×10^-6 zwar niedrig, aber gegen den Anteil von 13.4×10^-6 doch noch erheblich. Was sagt, dass die DNA nicht komplett phosphorfrei ist und nur noch Arsen enthält. Möglich ist, dass die Wissenschaftler den Grenzbereich erreicht haben, den die angewandte Messmethode überhaupt zulässt. Um dies abzuklären, müssten noch mehrere Versuchsreihen ausgewertet werden.

Die Kritiker meinen deshalb, dass es weit verfrüht ist, hier von einer Sensation zu sprechen. Man sollte also die Biochemie nicht neu schreiben, man kann bestenfalls eine hervorgehobene Anmerkung machen.

Für den Autor stellt sich die Frage, ob diese Versuchsreihe eine Bewertung finden kann hinsichtlich der Entstehung von Leben unter diesen Bedingungen oder ob hier die Evolution nachgeholfen hat. Es scheint ja nicht bekannt zu sein, ob die Bakterien sich der Umgebung angepasst haben, also nach einem Leben in arsen-freier Umgebung oder ob sie sich grundsätzlich in dieser sonst lebensfeindlichen Umgebung parallel entwickelt haben.

Der Beitrag Kritik an arsenbasierten Mikroorganismen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Quelle: NASA. Vertont von Peter Rittinger.

Auf einer Pressekonferenz am 2. Dezember 2010 haben Wissenschaftler der NASA der Öffentlichkeit präsentiert, dass das Bakterium GFAJ-1 in der Lage sei, Arsen anstelle von Phosphor in Biomoleküle sowie in seine DNA einzubauen. Bei GFAJ-1 handelt es sich um ein Gammaproteobacterium aus der Familie der Halomonadaceae. Es wurde aus Sedimenten des Mono Lake isoliert. Der Mono Lake ist ein See in Mono County im zentral-östlichen Teil von Kalifornien und zählt mit einem pH-Wert von 10 zu den alkalischsten Sodaseen.
Nach der Theorie einiger Astrobiologen wurde schon seit längerer Zeit vermutet, dass die Grundsubstanzen der chemischen Basis CHNOPS austauschbar sein müssten. Chemische Analysen bei dem Bakterium GFAJ-1, welches in arsenhaltigem, aber phosphatfreiem Nährmedium aufgepäppelt wurde, zeigten zwar noch geringe Mengen Phosphat, doch diese waren für den normalen Stoffwechsel nicht zwingend notwendig. GFAJ-1 ist damit nicht nur in der Lage, in Anwesenheit hoher Arsenkonzentrationen zu überleben, sondern kann diesen Giftstoff als Phosphorersatz in Biomoleküle einfügen, auch wenn sich daraus ein verringertes Wachstum ergibt.

Dass der Proband fähig war, dieses hochkonzentrierte Gift überhaupt anzunehmen, ist nicht unbedingt überraschend. Arsen und Phosphor sind sich chemisch ähnlich und können im Körper substituiert werden, jedoch normalerweise im Fall von Arsen mit tödlichen Folgen, zumindest aber stören sie den Stoffwechsel erheblich.

Bis jetzt ist nicht zweifelsfrei geklärt, wie die Mikroben das Arsen verwerteten. Zumindest gilt dieses Experiment jedoch als Sensation, denn die Fähigkeit der Annahme von Arsen wird jetzt als erster Beleg für eine alternative Biochemie bezeichnet. Hier wurden andere Elemente in den Grundbausteinen einer Zelle verwendet als in anderen Lebewesen.

Es bleiben viele Fragen offen. Bewiesen scheint jetzt zwar, dass DNA mit Arsen statt Phosphor genauso stabil und funktionstüchtig ist, wie das schon bekannte Original. Aber ergeben sich aus dieser neuen Situation bisher nicht bekannte chemische Besonderheiten und neue biologische Eigenschaften? Wie wirkt sie sich auf den Organismus aus? Wie kommt es mit der Toxizität des Arsens zurecht?

Die Wissenschaftler haben die Hoffnung geäußert, dass der Beleg für diese bisher nur theoretisch vermutete Möglichkeit auch für die Suche nach möglichem außerirdischen Leben von Bedeutung sein könnte. Nach ihrer Meinung müssen nun ein biologisches Dogma umgeworfen und Lehrbücher umgeschrieben werden. Auf der Suche nach Leben im Sonnensystem oder noch weiter draußen in unserer Milchstraße muss jetzt weiter und freier gedacht werden. Wir müssen ab diesem Datum auch Leben im Auge behalten, wie wir es bisher nicht für möglich gehalten haben.

Verwandte Webseite:

• NASA-Funded Research Discovers Life Built With Toxic Chemical

Der Beitrag NASA entdeckt arsenbasierte Mikoorganismen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Daniel Schiller. Quelle: NASA.

Die Vikinglander konnten keine organischen Bestandteile in den Bodenproben entdecken, obwohl man sie erwartet hatte. Stattdessen hatte man nur (Di)Chlormethan entdeckt und damals als eine Kontamination aus Reinigungsmitteln erklärt.

Die von Phoenix überraschend nachgewiesenen Perchlorate im Marsboden können jetzt die Erklärung sein. Bei Tests auf der Erde konnte man mit organisch kontaminierter Erde bei Zugabe von Perchlorat und einer Erwärmung der Proben genau die Ergebnisse nachstellen, die Viking erzielt hat. Die Perchlorate im Marsboden könnten bei tiefen Temperaturen inaktiv liegen und bei der Erwärmung an Bord der Vikinglander „sofort“ alle organischen Bestandteile zerstört haben. Dabei können die nachgewiesenen Chlormethane freigesetzt worden sein.

Ein Indiz dafür, dass die alte Interpretation doch zutreffen könnte, ist, dass das Isotopenverhältnis in den Chlormethanen der Vikinglander dem der Erde entsprach, während es für den Mars noch nicht sicher bestimmt ist. Sollte es auf dem Mars deutlich von dem der Erde abweichen, wäre ein Teil der nachgewiesenen Substanzen aber doch von unserem Heimatplaneten.

Interessant an diesem Ergebnis ist auch, dass man unter diesem Blickwinkel die zukünftige Suche nach organischen Molekülen auf dem Mars umstellen müsste.

Raumcon:

• Phoenix (seit Dezember 2006)

Verwandte Seite:

• Viking bei Wikipedia

Der Beitrag Neue Interpretation von Viking-Daten erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: Nuevo et al., NASA. Vertont von Peter Rittinger.

Damit liefert ein US-amerikanisches Forscherteam ein neues Argument in der Debatte, ob die organischen Bestandteile des Lebens auf der Erde entstanden oder aus dem All hierher gelangten. Über ihr Ergebnis berichtet die Gruppe um Michel Nuevo vom Ames Research Center der NASA in der aktuellen Ausgabe des Journals Astrobiology.
Als Ausgangssubstanz hatten die Wissenschaftler eine Mischung aus Pyrimidin und Wassereis hergestellt. Pyrimidin ist ein einfacher polyzyklischer aromatischer Kohlenwasserstoff (PAK), der die biochemische Grundstruktur vieler Nukleinbasen darstellt, den Bausteinen des Erbguts. Die Mischung wurde dann in eine tiefgekühlte Vakuumkammer gegeben und hoher UV-Strahlung ausgesetzt. Schließlich analysierten sie die Produkte des Versuchs in einem hochgenauen Flüssigkeits- und Gaschromatographen. Dabei entdeckten sie Uracil und weitere komplexere organische Moleküle, die sich durch die Strahlungseinwirkung gebildet hatten.

„Wir konnten zum ersten Mal zeigen, dass Uracil abiotisch unter Bedingungen erzeugt werden kann, die man sonst nur im Weltraum findet“, sagte Nuevo. „Diese Laborprozesse, die reale Prozesse im All simulieren, können also die Bausteine erzeugen, die später von lebenden Organismen auf der Erde verwendet werden.“ Das Produkt Uracil ist eine Nukleinbase und gehört damit zu den Grundbausteinen der DNA. So komplexe Moleküle unter lebensfeindlichen Bedingungen bilden zu können, ohne dass sie sich sofort wieder zersetzen, war eine Überraschung für das Forscherteam.

„Ein Molekül wie Pyrimidin besitzt Stickstoffatome in seiner Struktur, wodurch es einigermaßen schwächlich ist. Es kann also schneller zerstört werden als ein Gegenstück ohne Stickstoffatom“, erklärt Scott Sandfort, Wissenschaftler am Ames Research Institute. „Wir wollten ausprobieren, ob Pyrimidin im All überleben kann oder ob es sogar zu noch komplexeren organischen Molekülen reagieren kann, wie etwa zu der Nukleinbase Uracil.“ staubDoch warum zerlegt sich das im All so instabile Pyrimidin nicht sofort, sondern kann zu einem Grundbaustein des Lebens reagieren? Die Forscher vermuten, dass hier das Wasser seine Finger im Spiel hat. Pyrimidin wird in eine Wolke kleiner Wassertröpfchen eingeschlossen, die wie der Atem im Winter kondensiert und an Staubpartikel gebunden werden kann. Nachdem solare UV-Strahlung die Entstehung der Biomoleküle ausgelöst hat, könnten die mit ihrer wertvollen Fracht beladenen Körner weiter in die Staubwolke migriert sein.
Junge Planetensysteme bestehen aus dichten Staubwolken, die UV-Strahlung nur sehr schlecht durchdringen kann. Darin wären die frühen Lebensbausteine nach ihrer Entstehung in Sonnennähe geschützt. Aus den Staubwolken entstehen schließlich Asteroiden, Kometen und Planeten, bestückt mit den Grundbausteinen des Lebens?

Ganz abwegig ist das nicht. – Denn komplexere Biomoleküle wurden bereits auf Meteoriten gefunden. Kohlige Chondrite machen etwa fünf Prozent aller Meteoritenfunde aus. Auf einem von ihnen, dem Murchison-Meteoriten, wurden direkt nach seinem Niedergang Nukleinbasen gefunden, darunter unser alter Bekannter Uracil.

Tellurischer Prolog
Die Erde vor vier Milliarden Jahren: Die Lufttemperatur ist gerade unter den Siedepunkt von Wasser gefallen, die Landmassen sind trocken, leer und öd. Schließlich wurde es kühler und Regen ging nieder, formte erste Pfützen und Seen. Dennoch war der Erdkörper heiß, viel Energie steckte in seiner Atmosphäre und heftige Gewitter gingen nieder. In dieser unwirtlichen Umwelt entstanden die ersten Organismen. Entstanden die ersten Lebensbausteine, als atmosphärische Gase wie Kohlenstoffdioxid und Methan bei einem Blitz zu größeren Molekülen reagierten? Dies zumindest suggeriert das umstrittene Experiment von Stanley Miller und Harold C. Urey von 1953. Vielleicht landete auch ein Meteorit auf dem spärlich gedeckten Esstisch der Evolution.

Raumcon

• Leben im Sonnensystem
• Kam das Leben aus dem All?
• Entstehung des Lebens auf der Erde

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