Quelle: ESA/Science&Exploration/SpaceScience/Cassini-Huygens, 1. Oktober 2025

Im Jahr 2005 fand Cassini den ersten Beweis dafür, dass Enceladus unter seiner eisigen Oberfläche einen verborgenen Ozean hat. Aus Spalten nahe dem Südpol des Mondes schießen Wasserstrahlen hervor, die Eiskörner in den Weltraum schleudern. Einige dieser winzigen Eispartikel, die kleiner als Sandkörner sind, fallen zurück auf die Mondoberfläche, während andere entweichen und einen Ring um Saturn bilden, der der Umlaufbahn von Enceladus folgt.
Der Hauptautor Nozair Khawaja erklärt, was wir bereits wussten: „Cassini hat während seines Fluges durch den E-Ring des Saturn ständig Proben von Enceladus erfasst. Wir hatten bereits viele organische Moleküle in diesen Eiskörnern gefunden, darunter Vorläufer von Aminosäuren.

Die Eiskörner im Ring können Hunderte von Jahren alt sein. Im Laufe der Zeit sind sie möglicherweise „verwittert“ und durch intensive Weltraumstrahlung verändert worden. Die Wissenschaftler wollten frischere Körner untersuchen, die erst vor kurzem ausgestoßen wurden, um ein besseres Bild davon zu bekommen, was genau im Ozean von Enceladus vor sich geht.
Glücklicherweise lagen uns die Daten bereits vor. Im Jahr 2008 flog Cassini direkt durch den Eisspray. Nur wenige Minuten zuvor ausgestoßene, unberührte Körner trafen mit einer Geschwindigkeit von etwa 18 km/s auf das Instrument „Cosmic Dust Analyzer” (CDA) des Raumfahrzeugs. Dies waren nicht nur die frischesten Eiskörner, die Cassini jemals entdeckt hatte, sondern auch die schnellsten.

Die Geschwindigkeit war entscheidend. Nozair erklärt warum:
„Die Eiskörner enthalten nicht nur gefrorenes Wasser, sondern auch andere Moleküle, darunter organische Verbindungen. Bei geringerer Aufprallgeschwindigkeit zerbricht das Eis, und das Signal der Wassermolekülcluster kann das Signal bestimmter organischer Moleküle überdecken. Wenn die Eiskörner jedoch mit hoher Geschwindigkeit auf die CDA treffen, bilden die Wassermoleküle keine Cluster, und wir haben die Möglichkeit, diese zuvor verborgenen Signale zu erkennen.“
Es dauerte Jahre, um das Wissen aus früheren Vorbeiflügen aufzubauen und es dann zur Entschlüsselung dieser Daten anzuwenden. Aber jetzt hat Nozairs Team aufgedeckt, welche Art von Molekülen in den frischen Eiskörnern vorhanden waren.
Sie stellten fest, dass bestimmte organische Moleküle, die bereits im E-Ring gefunden worden waren, auch in den frischen Eiskörnern vorhanden waren. Dies bestätigt, dass sie im Ozean von Enceladus entstehen.
Sie fanden auch völlig neue Moleküle, die zuvor noch nie in Eiskörnern von Enceladus beobachtet worden waren. Für die Chemiker unter den Lesern: Zu den neu entdeckten Molekülfragmenten gehörten aliphatische, (hetero)zyklische Ester/Alkene, Ether/Ethyl und vorläufig auch stickstoff- und sauerstoffhaltige Verbindungen.
Auf der Erde sind dieselben Moleküle an den Ketten chemischer Reaktionen beteiligt, die letztendlich zu den komplexeren Molekülen führen, die für das Leben unerlässlich sind.

„Es gibt viele mögliche Wege von den organischen Molekülen, die wir in den Cassini-Daten gefunden haben, zu potenziell biologisch relevanten Verbindungen, was die Wahrscheinlichkeit erhöht, dass der Mond bewohnbar ist“, sagt Nozair.
„Die Daten, die wir derzeit untersuchen, enthalten noch viel mehr, daher freuen wir uns darauf, in naher Zukunft mehr herauszufinden.“
Mitautor Frank Postberg fügt hinzu: „Diese Moleküle, die wir in dem frisch ausgestoßenen Material gefunden haben, beweisen, dass die komplexen organischen Moleküle, die Cassini im E-Ring des Saturn entdeckt hat, nicht nur ein Produkt langer Sonneneinstrahlung sind, sondern auch im Ozean von Enceladus vorkommen.“
Nicolas Altobelli, ESA-Projektwissenschaftler für Cassini, fügt hinzu: „Es ist fantastisch zu sehen, dass fast zwei Jahrzehnte nach ihrer Erfassung neue Entdeckungen aus den Cassini-Daten hervorgehen. Das zeigt wirklich die langfristige Wirkung unserer Weltraummissionen. Ich freue mich darauf, die Daten von Cassini mit denen anderer ESA-Missionen zu den Eismonden von Saturn und Jupiter zu vergleichen.“

Rückkehr zu Enceladus
Die Entdeckungen von Cassini sind wertvoll für die Planung einer zukünftigen ESA-Mission, die sich speziell mit Enceladus befassen wird. Die Studien für diese ehrgeizige Mission haben bereits begonnen. Geplant ist, durch die Fontänen zu fliegen und sogar auf dem südpolaren Gelände des Mondes zu landen, um Proben zu sammeln.
Ein Team aus Wissenschaftlern und Ingenieuren befasst sich bereits mit der Auswahl moderner wissenschaftlicher Instrumente, die das Raumschiff mitführen soll. Die neuesten Ergebnisse, die mit Hilfe von CDA erzielt wurden, werden bei dieser Entscheidung helfen.

Enceladus erfüllt alle Voraussetzungen für eine bewohnbare Umgebung, die Leben ermöglichen könnte: das Vorhandensein von flüssigem Wasser, eine Energiequelle, eine bestimmte Zusammensetzung chemischer Elemente und komplexe organische Moleküle. Eine Mission, die direkt von der Mondoberfläche aus Messungen vornimmt und nach Anzeichen von Leben sucht, würde Europa einen Spitzenplatz in der Erforschung des Sonnensystems verschaffen.
„Selbst wenn man kein Leben auf Enceladus finden würde, wäre das eine enorme Entdeckung, denn es würde ernsthafte Fragen aufwerfen, warum in einer solchen Umgebung kein Leben vorhanden ist, obwohl die richtigen Bedingungen dafür gegeben sind“, sagt Nozair.

„Detection of Organic Compounds in Freshly Ejected Ice Grains from Enceladus’s Ocean” von N. Khawaja et al. wurde in Nature Astronomy veröffentlicht. DOI: 10.1038/s41550-025-02655-y
Der Hauptautor Nozair Khawaja führte die Forschung an der Freien Universität Berlin und der Universität Stuttgart, beide in Deutschland, durch. Frank Postberg ist ebenfalls an der Freien Universität Berlin tätig.
Cassini-Huygens war ein Kooperationsprojekt der NASA, der ESA und der italienischen Weltraumagentur. Es bestand aus zwei Elementen: dem Cassini-Orbiter und der Huygens-Sonde.
Der Cosmic Dust Analyzer (CDA) von Cassini wurde von der Universität Stuttgart in Deutschland geleitet.

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• Saturnmond Enceladus

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Quelle: Universität Bern 5. Juli 2022.

5. Juli 2022 – Die Entdeckung gelang dank der Analyse von Daten, die während der Rosetta-Mission der ESA vom Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko, kurz Chury, gesammelt wurden. Solche organischen Stoffe, die durch Kometeneinschläge auch auf die frühe Erde gelangten, könnten dazu beigetragen haben, das kohlenstoffbasierte Leben, wie wir es kennen, in Gang zu setzen.

Kometen sind Fossilien aus der Urzeit und den Tiefen unseres Sonnensystems und sind Überbleibsel der Entstehung von Sonne, Planeten und Monde. Einem Team unter der Leitung der Chemikerin Dr. Nora Hänni vom Physikalischen Institut der Universität Bern, Abteilung Weltraumforschung und Planetologie, ist es nun gelungen, erstmals eine ganze Reihe komplexer organischer Moleküle bei einem Kometen zu identifizieren. Dies berichten die Forschenden in einer Studie, die Ende Juni in der renommierten Fachzeitschrift Nature Communications veröffentlicht wurde.

Genauere Analyse dank Berner Massenspektrometer
Mitte der 1980er Jahre schickten die grossen Raumfahrtagenturen eine Flotte von Raumfahrzeugen aus, um am Halleyschen Kometen vorbeizufliegen. An Bord befanden sich mehrere Massenspektrometer, die die chemische Zusammensetzung sowohl der Kometenkoma – der dünnen Atmosphäre, die durch die Sublimation von Kometeneis in der Nähe der Sonne entsteht –, als auch von Staubpartikeln untersuchten. Die von diesen Instrumenten gesammelten Daten verfügten jedoch nicht über die erforderliche Auflösung, um eine eindeutige Bestimmung der Zusammensetzung des Kometen zu ermöglichen. Mehr als 30 Jahre später hat das hochauflösende Massenspektrometer ROSINA, ein Instrument unter der Leitung der Universität Bern an Bord der ESA-Raumsonde Rosetta, zwischen 2014 und 2016 Daten über den Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko, auch bekannt als Chury, gesammelt. Diese Daten gestatten den Forschenden nun zum ersten Mal, Licht in den komplexen organischen Haushalt von Chury bringen.

Das Geheimnis lag im Staub verborgen
Als Chury sein Perihel erreichte, den sonnennächsten Punkt, wurde er sehr aktiv. Das sublimierende Kometeneis erzeugte einen «Ausfluss», der Staubpartikel mit sich zog. Die abgestoßenen Partikel wurden durch die Sonneneinstrahlung auf Temperaturen aufgeheizt, die über denen liegen, die typischerweise auf der Kometenoberfläche herrschen. Dadurch gelangten größere und schwerere Moleküle in die Gasphase und konnten vom hochauflösenden Massenspektrometer ROSINA-DFMS (Rosetta Orbiter Sensor for Ion and Neutral Analysis-Double Focusing Mass Spectrometer) gemessen werden.

Die Astrophysikerin Prof. em. Dr. Kathrin Altwegg, Hauptverantwortliche für das ROSINA-Instrument und Mitautorin der neuen Studie, sagt: «Aufgrund der extrem staubigen Bedingungen musste sich die Raumsonde auf eine sichere Distanz von etwas mehr als 200 km über der Kometenoberfläche zurückziehen, damit die Instrumente unter stabilen Bedingungen arbeiten konnten.» So war es möglich, Teilchen aufzuspüren, die aus mehr als einer Handvoll Atome bestehen und die zuvor im Kometenstaub verborgen geblieben waren.

Die Interpretation der komplexen ROSINA-Daten ist eine Herausforderung. Dem Berner Forschungsteam ist es jedoch gelungen, eine Reihe komplexer organischer Moleküle zu identifizieren, die bisher noch nie in einem Kometen nachgewiesen wurden. «Wir haben zum Beispiel Naphthalin gefunden, das für den charakteristischen Geruch von Mottenkugeln verantwortlich ist. Auch fanden wir Benzoesäure, ein natürlicher Bestandteil von Weihrauch. Und wir identifizierten Benzaldehyd, das weithin verwendet wird, um Lebensmitteln ein Mandelaroma zu verleihen und viele weitere Moleküle», erklärt die Chemikerin des ROSINA-Teams Nora Hänni. Diese komplexen organischen Stoffe würden den Geruch von Chury offenbar noch vielfältiger als bisher angenommen machen, aber auch angenehmer, so Hänni.

Abgesehen von wohlriechenden Molekülen wurden im organischen Haushalt von Chury auch viele mit sogenannter präbiotischer Funktionalität identifiziert (zum Beispiel Formamid). Solche Verbindungen sind wichtige Zwischenstufen bei der Synthese von Biomolekülen (zum Beispiel Zucker oder Aminosäuren). «Es scheint deshalb wahrscheinlich, dass einschlagende Kometen – als wesentliche Lieferanten von organischem Material – auch zur Entstehung von kohlenstoffbasiertem Leben auf der Erde beigetragen haben», erklärt Hänni.

Ähnliche organische Stoffe in Saturn und Meteoriten
Neben der Identifizierung einzelner Moleküle führten die Forschenden auch eine detaillierte Charakterisierung des gesamten Ensembles komplexer organischer Moleküle im Kometen Chury durch, um ihn in den größeren Kontext des Sonnensystems einordnen zu können. Parameter wie die durchschnittliche Summenformel dieses organischen Materials oder die durchschnittliche Bindungsgeometrie der darin enthaltenen Kohlenstoffatome sind für diverse wissenschaftliche Bereiche von Bedeutung, von der Astronomie bis zur Sonnensystemforschung.

«Es hat sich herausgestellt, dass der komplexe organische Haushalt von Chury im Durchschnitt identisch ist mit dem löslichen Teil der organischen Materie von Meteoriten», erklärt Hänni und ergänzt: «Starke Ähnlichkeiten gibt es – abgesehen von der relativen Menge der Wasserstoffatome – auch zum organischen Material, das auf Saturn von seinem innersten Ring herabregnet, wie es mit dem INMS-Massenspektrometer an Bord der NASA-Raumsonde Cassini nachgewiesen wurde», erklärt Hänni.

«Wir finden nicht nur Ähnlichkeiten zu den organischen Reservoirs im Sonnensystem, sondern viele der organischen Moleküle von Chury sind auch in Molekülwolken, den Geburtsstätten neuer Sterne, vorhanden», so Prof. Dr. Susanne Wampfler, Astrophysikerin am Center for Space and Habitability (CSH) der Universität Bern und Mitautorin der Publikation. «Unsere Ergebnisse sind konsistent mit dem Szenario eines gemeinsamen präsolaren Ursprungs der verschiedenen organischen Reservoirs des Sonnensystems und bestätigen, dass Kometen tatsächlich Material aus der Zeit lange vor der Entstehung unseres Sonnensystems enthalten,» so Wampfler abschließend.

Publikation
N. Hänni, K. Altwegg, M. Combi, S. A. Fuselier, J. De Keyser, M. Rubin, and S. F. Wampfler: Identification and characterization of a new ensemble of cometary organic molecules, Nature Communications,13, 3639 (2022). DOI : 10.1038/s41467-022-31346-9.
https://www.nature.com/articles/s41467-022-31346-9

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• Rosetta – wissenschaftliche Instrumente und Ergebnisse

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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
Erfahre mehr über das ESO Extremely Large Telescope

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• ESO-Projekt *ALMA*

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

22. Februar 2022 – Der drittgrößte Krater auf dem Zwergplaneten Ceres war viele Millionen Jahre nach seiner Entstehung noch mindestens einmal geologisch aktiv. In einer aktuellen Studie, die heute in der Fachzeitschrift Nature Communications erscheint, legen Forscher des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen, der Westfälischen Wilhelms-Universität Münster (WWU) und des National Institute of Science Education and Research (NISER) in Indien die bisher detailreichste Untersuchung des Urvara-Kraters vor. Dafür werteten sie erstmals Kamera-Aufnahmen aus der letzten Phase der NASA-Weltraummission Dawn aus, die geologische Strukturen von nur einigen Metern Größe erkennen lässt. Die Raumsonde Dawn war 2015 in eine Umlaufbahn um den Zwergplaneten eingeschwenkt und hatte ihn etwa dreieinhalb Jahre lang aus der Nähe untersucht.

Zahlreiche große Krater zeigen sich auf der Oberfläche des Zwergplaneten Ceres, der mit einem Durchmesser von etwa 960 Kilometern der größte Körper im Asteroidengürtel ist. Der wohl auffälligste dieser Krater heißt Occator und liegt auf der Nordhalbkugel. Die hellen Flecken in seinem Innern, die sich schon in der Anflugphase deutlich zeigten, entpuppten sich als salzhaltige Überbleibsel einer unterirdischen Sole, die bis in jüngster geologischer Zeit durch kryovulkanische Prozesse an die Oberfläche drangen. In einem anderen großen Krater, genannt Ernutet, finden sich Hinweise auf freiliegende organische Verbindungen und somit auf eine sehr komplexe Chemie. In ihrer jüngsten Veröffentlichung wenden sich die Forscher unter Leitung des MPS nun dem Urvara-Krater zu. Auf der Südhalbkugel gelegen, ist er mit einem Durchmesser von 170 Kilometern der drittgrößte Ceres-Krater. Der Einschlag, durch den er vor etwa 250 Millionen Jahren entstand, dürfte Material aus bis zu 50 Kilometern Tiefe zu Tage gefördert haben.

„Die großen Impaktstrukturen auf Ceres verschaffen uns Zugang zu den tieferliegenden Schichten des Zwergplaneten“, erklärt Dr. Andreas Nathues vom MPS, Erstautor der aktuellen Studie und wissenschaftlicher Leiter des Kamera-Teams von Dawn. „Wie sich zeigt, ist die heutige Topographie und mineralogische Zusammensetzung einiger großer Ceres-Krater das Ergebnis komplexer und langanhaltender geologischer Prozesse, die die Oberfläche des Zwergplaneten verändert haben“, fügt er hinzu.

Um diese Prozesse möglichst genau nachvollziehen zu können, sind hochaufgelöste Aufnahmen und spektroskopische Daten notwendig. Die präzisesten Messdaten des Urvara-Kraters entstanden in der „Verlängerung“ der Dawn-Mission: Nach Ablauf der zunächst auf zwei Jahre ausgelegten Primärmission, reichten die verbleibenden Treibstoffreste, um auf wagemutigeren, stark elliptischen Bahnen die Oberfläche des Zwergplaneten stellenweise in einem Abstand von nur 35 Kilometern zu überfliegen. Mit Hilfe der beiden Dawn Framing Cameras, dem wissenschaftlichen Kamerasystem der Mission, entstanden dabei Aufnahmen, in denen sich Strukturen von einigen Metern Größe erkennen lassen. Das Kamerasystem wurde unter Leitung des MPS entwickelt und gebaut und während der Mission betrieben.

Steilhänge, Senken und helles Material
Die hochaufgelösten Aufnahmen des Urvara-Kraters offenbaren eine geologisch ausgesprochen vielfältige Landschaft. Mehrfach terrassierte Steilhänge umschließen das Einschlagsbecken; als markantestes Merkmal ragt etwas abseits der Kratermitte eine etwa 25 Kilometer lange und 3 Kilometer hohe Bergkette empor. An ihrer südlichen Flanke finden sich schroffe Klippen, ausgedehnte Geröllfelder – und vereinzelt helles Material, das an die berühmten Flecken des Occator-Kraters erinnert. Des Weiteren zeigen die Bilder eine tiefe Senke, Gebiete mit auffallend glatter Oberfläche und solche, die von zahlreichen kleineren, runden Vertiefungen übersät sind.

„Unsere Auswertungen ergeben, dass verschiedene Bereiche des Kraters sehr unterschiedlich alt sind“, so Dr. Nico Schmedemann vom Institut für Planetologie der WWU. „Der Altersunterschied beträgt bis zu 100 Millionen Jahre. Das deutet darauf hin, dass dort Prozesse am Werk waren, die noch lange nach der eigentlichen Entstehung des Kraters gewirkt haben“, fügt er hinzu. Für Untersuchungen dieser Art zählen Forscherinnen und Forscher die kleinen Krater, die jede Oberfläche atmosphäreloser Körper überziehen. Da ältere Oberflächen mehr Zeit hatten, solche Einschläge kleinerer Brocken aus dem Weltall „anzusammeln“, weisen sie mehr Krater auf als jüngere. Bei der genauen Altersbestimmung spielen zudem Modelle von der Stärke des Bombardements zu verschiedenen Zeiten eine Rolle.

Die ursprünglichsten Gebiete im Urvara-Krater sind demnach etwa 250 Millionen Jahre alt. Dieser Zeitpunkt markiert die Entstehung des Kraters selbst. Zu den jüngeren Oberflächen innerhalb des Kraters zählen ausgedehnte glatte, dunkle Gebiete sowie Senktrichter, die wahrscheinlich durch Gasaustritt im Untergrund entstanden sind.

Salze und organische Verbindungen aus der Tiefe
Weitere Hinweise auf die bewegte Vergangenheit des Kraters enthalten die Bilder, die mit Hilfe der Farbfilter des Kamerasystems aufgenommen wurden. Sie erlauben Rückschlüsse darauf, welche Wellenlängenbereiche des sichtbaren Lichtes bestimmte Oberflächen ins All reflektieren – und damit auf ihre mineralogische Zusammensetzung. Wie sich zeigt, handelt es sich bei dem hellen Material um Salze. Daten des Dawn-Spektrometers VIR, das von der italienischen Weltraumagentur ASI zur Mission beigesteuert wurde, deuten zudem darauf hin, dass sich an einem Hang westlich der zentralen Bergkette organische Verbindungen zusammen mit Salzen abgelagert haben. Eine solche Kombination aus markanten Salzablagerungen und organischen Verbindungen wurde zuvor noch nicht beobachtet. Auch die Ablagerungen organischer Verbindungen sind offenbar vergleichsweise jung.

„Die Frage nach dem Ursprung und der Entstehung organischer Stoffe auf Ceres ist nach wie vor offen. Ihre Antwort hat Auswirkungen auf unser Verständnis der gesamten geologischen Geschichte von Ceres und mögliche Verbindungen zu Fragen der Astrobiologie und Habitabilität“, erklärt NISER-Wissenschaftler Dr. Guneshwar Thangjam. „Die organischen Verbindungen, die wir möglicherweise im Urvara-Krater auf der Südhalbkugel gefunden haben, unterschieden sich deutlich von den Gebieten im Ernutet-Krater auf der Nordhalbkugel, die reich an organischen Verbindungen sind“, fügt er hinzu. Und weiter: „Das Team arbeitet an diesen Fragen, indem es sowohl FC- als auch VIR-Spektraldaten auswertet.“

„Insgesamt zeigt sich uns im Urvara-Krater ein ausgesprochen komplexes Bild, das wir noch nicht vollständig verstehen und das Raum für zwei Interpretationen lässt“, fasst Andreas Nathues die Ergebnisse zusammen. So könnte etwa der Einschlag, der den Urvara-Krater formte, Salze aus dem Innern des Zwergplaneten an die Oberfläche befördert haben. Einiges spricht jedoch dafür, dass stattdessen eine salzhaltige Sole im Spiel war, die aus dem Innern nach oben stieg und weitere Prozesse in Gang setzte. Ob die Sole die Oberfläche erreichte oder sich lediglich dicht darunter anreicherte, ist unklar.

Unabhängig von der genauen Interpretation bekräftigen die aktuellen Ergebnisse das Bild des Zwergplaneten, das die Dawn-Mission in den vergangenen Jahren von Ceres gezeichnet hat: ein geologisch aktiver Körper, unter dessen Kruste sich in verschiedenen Tiefen salzhaltige Schichten erstrecken. Diese könnten in Verbindung stehen mit einem früheren, in der Tiefe gelegenen Ozean, der auch organische Verbindungen enthielt. Trotz Ceres‘ gewaltigen Sonnenabstandes und der damit verbundenen Kälte könnte diese Sole dank der gelösten Salze noch heute in großen flüssigen Reservoirs in etwa 40 Kilometern Tiefe überdauern.

Originalveröffentlichung
A. Nathues, M. Hoffmann, N. Schmedemann, R. Sakar, G. Thangjam, K. Mengel, J. Hernandez, H. Hiesinger, J.H. Pasckert:
The Urvara basin on Ceres – brine residues and organics,
Nature Communications, 22. Februar 2022
https://www.nature.com/articles/s41467-022-28570-8
https://dx.doi.org/10.1038/s41467-022-28570-8

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• Zwergplanet Ceres

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

Labor-Astrophysiker um Jiao He (Max-Planck-Institut für Astronomie) haben einen Mechanismus gefunden, der die Entstehung komplexer organischer Moleküle im All erklären könnte ­– eine offene Schlüsselfrage der Astrochemie. Sie fanden in Laborexperimenten ungewöhnliche Eis-Eigenschaften, die auch jene eisbedeckten Staubkörner aufweisen sollten, die chemische Reaktionen im Weltraum ermöglichen. Der Übergang zu sogenanntem „polykristallinen“ Kohlenmonoxid-Eis hilft eingebetteten Molekülen und Radikalen, innerhalb des Eises zueinander zu finden und ebnet so den Weg für komplexere chemische Reaktionen. Die Ergebnisse wurden in der Zeitschrift Astrophysical Journal Letters veröffentlicht.

Laborexperimente, die simulieren, wie sich Eisschichten auf winzigen kosmischen Staubkörnern bilden, haben eine mögliche Antwort auf eine der wichtigsten offenen Fragen der Astrochemie geliefert: wie in interstellaren Molekülwolken komplexe organische Moleküle entstehen können. Solche Moleküle, die von Meteoriten zur Erde transportiert werden, könnten eine der Zutaten sein, die zur Entstehung von Leben auf der Erde und möglicherweise auf anderen geeigneten Planeten geführt haben.

Organische Moleküle im interstellaren Raum
Die gigantischen Weiten zwischen den Sternen sind fast, aber eben nicht ganz leer – und in den dünnen Gas- und Staubwolken, die sich dort draußen finden, haben Astronom*innen in den letzten Jahrzehnten immer mehr komplexe Moleküle entdeckt. Interessanter Weise ist eine ganze Reihe der rund 200 bekannten interstellaren Molekülarten im interstellaren Raum organisch – so heißen insbesondere komplexere Moleküle, die Kohlenstoff enthalten. Hier auf der Erde sind solche Moleküle die Grundlage des Lebens, wie wir es kennen.

Das hat, wenig überraschend, zu der Frage geführt, ob interstellare organische Moleküle in irgendeiner Weise mit der Entstehung des Lebens auf der Erde und möglicherweise auch des Lebens auf anderen Planeten in Verbindung stehen könnten. Ein mögliches Szenario sieht vor, dass Meteoriten organische interstellare Moleküle in kleine Teiche hier auf der Erde transportieren und so die Voraussetzungen für die Entstehung von Leben schaffen.

Kosmische Chemie in winzigen „Laboren“
Doch wie können sich im interstellaren Raum überhaupt komplexe organische Moleküle bilden? Die dortigen interstellaren Molekülwolken haben enorm niedrige Dichten. Selbst die dichtesten solcher Wolken mit etwa hunderttausend Gasteilchen pro Kubikzentimeter entsprechen dem, was Ingenieure mindestens „Ultrahochvakuum“ nennen, wenn sie versuchen, solche Bedingungen hier auf der Erde nachzuahmen. Gewöhnliche chemische Reaktionen, bei denen Moleküle oder Atome aufeinander treffen und sich dann miteinander verbinden, laufen unter solchen Bedingungen viel zu selten ab, um etwas anderes als sehr einfache Moleküle zu erzeugen.

In den 1960er Jahren begannen Astronomen, die sich für die interstellare Chemie interessierten, die Idee zu entwickeln, dass interstellare Staubkörner als „kosmische Laboratorien“ dienen könnten, in denen komplexere chemische Reaktionen ablaufen könnten. Solche Staubkörner, die entweder auf Kohlenstoff oder Silikaten basieren und einen Durchmesser von weniger als einem Millionstel Meter haben, bilden sich typischerweise in den äußeren Schichten von kühlen Sternen oder infolge von Supernova-Explosionen. In einer interstellaren Molekülwolke würden solche Staubkörner eine äußere Schicht aus Wassereis ansammeln, und solche eisigen Schichten wiederum würden dann als winzige kosmische Chemielabore dienen.

Die Schwierigkeit, komplexere Moleküle zu bilden
Das Eis, das ein kosmisches Staubteilchen umhüllt, hat typischerweise eine zwiebelartige Struktur mit Dutzenden von aufeinanderfolgenden Schichten. Die inneren Schichten bestehen vor allem aus Wassereis, enthalten aber auch Moleküle wie Kohlendioxid (CO₂), Ammoniak (NH₃), Methan (CH₄) und andere. Chemisch gesehen sind die äußeren Schichten viel interessanter. Hier ist der Hauptbestandteil Kohlenmonoxid-Eis (CO), gemischt mit anderen Komponenten wie den organischen Verbindungen Methanol (CH₃OH) oder Formaldehyd (H₂CO). Es kann auch Wasserstoff- und Sauerstoffatome enthalten, sowie Verbindungen, die als „Radikale“ bezeichnet werden und sich besonders eifrig an chemischen Reaktionen beteiligen: Hydroxy-Gruppen (OH), Formyl-Radikale (HCO), Methoxy-Gruppen (CH₃O), Hydroxymethyl-Gruppen (CH₂)OH) und andere.

Frühere Laborexperimente zeigten schlüssig, dass chemische Reaktionen zwischen diesen reaktiven Spezies in den CO-reichen Eisschichten zur Bildung zahlreicher interessanter komplexer organischer Moleküle führen, darunter Methylformiat (CH₃OCHO), Glycolaldehyd (HCOCH₂)OH und Ethylenglycol [(CH₂)OH)₂] – selbst bei Temperaturen von nur 10 Kelvin, wie sie in interstellaren Molekülwolken typisch sind. Eine große offene Frage war jedoch das „Wie“ des Ganzen. Um komplexere Moleküle zu bilden, müssten sich die im Eis eingebetteten chemischen Substanzen an denselben Ort bewegen. Chemische Reaktionen können schließlich nicht auf Distanz ablaufen. Hier stießen bisherige Modelle auf Schwierigkeiten – und für dieses Problem bietet die neue Arbeit von He und seinen Kollegen eine mögliche Lösung.

Molekül-Transport im Eis
Moleküle, die in festes Eis eingebettet sind, sind nicht vollständig an ihrem Platz eingefroren. In jedem Stück Materie mit einer Temperatur ungleich Null wackeln die Atome ständig ein wenig herum, und immer wieder erlaubt dieses Wackeln eingebetteten Molekülen, ihre Position zu wechseln – entweder durch „Durchquetschen“ oder weil eine der unzähligen Bindungen, die das Eis zusammenhalten, vorübergehend gelockert oder sogar gebrochen wird. Diese Art zufälliger Fortbewegung heißt Diffusion.

Eine wichtige Aufgabe der Labor-Astrochemie ist die Bestimmung der Diffusionsraten verschiedener Atome, Moleküle und Radikale auf und innerhalb des Eismantels eines Staubkorns. Die Ergebnisse für festes Eis sind allerdings entmutigend: Mit Ausnahme kleiner Wasserstoffatome und -moleküle ist die Diffusion in Eis bei 10 Kelvin, der typischen Temperatur interstellarer Molekülwolken, außerordentlich langsam. Das ist ein großes Problem für die Bildung von komplexeren Molekülen. Wenn die Ausgangsstoffe nicht gerade zufällig nebeneinandersitzen, finden die notwendigen chemischen Reaktionen unter solchen Bedingungen einfach nicht statt.

Eis auf Staubteilchen simulieren
Das war die Situation, als Francis Toriello, damals Doktorand an der Syracuse University, und seine Betreuer Jiao He (zunächst an der Universität Leiden, später am Max-Planck-Institut für Astronomie [MPIA]) und Gianfranco Vidali (Astrophysics and Surface Science Laboratory an der Syracuse University) sich daran machten, die Bildung von CO-Eisschichten auf Staubkörnern genauer zu untersuchen.

Nach einem von He entwickelten Plan erzeugte Toriello eine Ultrahochvakuum-Umgebung, in die er eine kleine goldbeschichtete Kupferscheibe mit einem Durchmesser von 13 mm einbrachte. Die Scheibe soll die Oberfläche eines kosmischen Staubkorns darstellen. Sie ist an einer externen Kühlvorrichtung befestigt und kann kontrolliert auf Temperaturen bis hinunter zu 5 Kelvin abgekühlt werden. Indem die Forscher Wasserdampf oder CO-Gas in die Kammer leiten, können sie systematisch Schichten aus Wassereis oder CO-Eis auf der Scheibe wachsen lassen.

Die Eisschichten werden dann mit einem Infrarotspektrometer beobachtet: Eine Lampe strahlt Infrarotlicht auf das Eis, und das reflektierte Licht wird analysiert. Die Art und Weise, wie das Material Licht bei bestimmten Wellenlängen absorbiert, gibt Aufschluss über die Eigenschaften des Eises.

Ein entscheidender Phasenübergang
In einer Reihe von Experimenten präparierten die Forscher zunächst einen mehrschichtigen Wassereis-„Kern“ und legten dann, bei einer Temperatur von 6 Kelvin, unterschiedlich dicke Kohlenmonoxid-Eisschichten darauf. Anschließend erwärmten sie die Probe auf 20 Kelvin und beobachteten die ganze Zeit sorgfältig die Infrarotspektren.

Bei etwa 10 Kelvin, einer typischen Temperatur in dichten interstellaren Wolken, passierte etwas Interessantes: Das Infrarotspektrum verschob sich in einer Weise, die die Forscher als Phasenübergang interpretieren. (Sie werden dieses Konzept aus dem Schulunterricht kennen: das Schmelzen von Eis zum Beispiel ist ein Phasenübergang von der festen zur flüssigen Phase. Aber wenn Sie genauer hinschauen, gibt es mehr Phasen als nur fest, flüssig oder gasförmig:) Unterhalb dieser Temperatur befand sich das Kohlenmonoxid-Eis in einer amorphen Phase, in der die CO-Moleküle in alle Richtungen aneinanderklebten. Oberhalb dieser Temperatur ändert sich die Phase, wahrscheinlich in eine sogenannte polykristalline Phase: eine Ansammlung von zahlreichen kleinen CO-Eiskristallen.

Wenn ein Phasenübergang die Mobilität erhöht
Um herauszufinden, was dies für die Rolle des CO-Eises als „kosmisches Labor“ bedeutet, bauten die Forscher eine zweite Version des Experiments auf, bei der etwas Kohlendioxid (CO₂) beigemischt wurde, als die ersten CO-Eisschichten entstanden. Das CO₂ sollte ganz allgemein für jede Art von zusätzlicher chemischer Substanz stehen, die an der Eisschicht des kosmischen Staubs anhaften könnte. Unterhalb von 10 Kelvin war alles wie erwartet: Die CO₂-Moleküle saßen einzeln im Eis fest und waren nicht in der Lage, sich zusammenzufinden, und damit potenziell an chemischen Reaktionen teilzunehmen.

Doch in der Zeit, in der der Phasenübergang stattfand, änderte sich die Situation drastisch. Anschließend zeigte der Infrarotspektrograph ein starkes Signal von Clustern von CO₂-Molekülen, die sich offensichtlich gefunden und verklumpt hatten. Während der Übergangsphase zur polykristallinen Form des CO-Eises konnten sich die CO₂-Moleküle und vermutlich auch andere Radikale und Moleküle offenbar im Eis bewegen und auf diese Weise geeignete Ausgangsbedingungen für chemische Reaktionen schaffen!

Ausgehend von ihren experimentellen Ergebnissen stellten die Forscher allgemeinere Berechnungen dazu an, was der Phasenübergang für eisbedeckte Staubkörner in riesigen interstellaren Wolken bedeuten sollte. Sie kamen zu dem Schluss, dass der Phasenübergang in den polykristallinen Zustand in solchen Wolken die Regel sein sollte: In den allerersten Stadien der Sternentstehung, wenn Teile der Wolke zu kollabieren beginnen und sich infolgedessen aufheizen. Dabei sollte das CO-Eis auf den Staubkörnern in der Umgebung polykristallin werden. Während dieses Phasenübergangs könnten die Radikale und Moleküle freier wandern als sonst, und größere Molekülansammlungen bilden.

Ein Funktionsprinzip für kosmische Chemielabore
Extrapoliert man von CO₂ auf komplexere Moleküle bzw. auf Radikale, könnte das die Effizienz der auf Staubkörnern basierenden kosmischen Chemielabore erklären: Mit der Zeit würden kosmische Staubkörner Eis sowie Radikale oder Moleküle aufsammeln. Sobald die Sternentstehung einsetzt, würde der Phasenübergang dafür sorgen, dass zahlreiche dieser Radikale und Moleküle sich zusammenfinden könnten. Damit wären die Bedingungen gegeben, unter denen chemische Reaktionen stattfinden und komplexere Moleküle entstehen können – Moleküle, die vielleicht irgendwann, nachdem sie über Meteoriten auf einen neu entstandenen Planeten transportiert wurden, eine Rolle bei der Entstehung von neuem Leben spielen könnten.

Angesichts der bisher durchgeführten Experimente ist dies ein faszinierendes und reizvolles Szenario. Möglicherweise ist diese Art des „Betriebsablaufs“ kosmischer Chemielabore von erheblicher Bedeutung für die Entstehung komplexer organischer Moleküle und schließlich des Lebens.

Aber es ist noch ein langer Weg zu gehen, bevor die Beweise stark genug sind, damit das Szenario in der wissenschaftlichen Gemeinschaft allgemein akzeptiert wird.

Als nächstes plant Jiao He, der inzwischen als Leiter des neu gegründeten MPIA-Labors „Origins of Life“ nach Heidelberg gewechselt ist, zusammen mit seinen Kollegen eine Version des Experiments, bei der Radikale und andere Moleküle als CO₂ dem Phasenübergang unterworfen werden. Sollte dies zum gleichen Clustering-Effekt führen, wäre das ein weiterer Schritt, um die Rolle des Übergangs zu polykristallinem CO-Eis in der Astrochemie interstellarer Wolken zu etablieren.

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebenen Ergebnisse wurden als J. He et al., „Phase transition of interstellar CO ice“, in den Astrophysical Journal Letters veröffentlicht. Diese Arbeit ist Teil einer Zusammenarbeit zwischen Syracuse und MPIA, die nun durch den Betrieb einer neuen und erweiterten Version des Syracuse-Experiments am MPIA fortgesetzt wird. Die beteiligten MPIA-Forscher sind Jiao He und Thomas Henning, in Zusammenarbeit mit Francis Toriello, Shahnewaz M. Emtiaz und Gianfranco Vidali (alle Syracuse University).

Publikation
Vorabdruck des Fachartikels (auf englisch)

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• Leben im Universum

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

Laborexperimente am Zentrum für Astrochemische Studien (CAS) des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik (MPE) in München führten zusammen mit astronomischen Beobachtungen des Italienischen Nationalen Instituts für Astrophysik (INAF) zur Identifizierung eines neuen Moleküls in der Molekülwolke G+0.693-0.027 in der Nähe des galaktischen Zentrums. Das neu entdeckte Molekül heißt Propargylimin: Nach Meinung der Experten könnte diese chemische Spezies eine fundamentale Rolle bei der Bildung von Aminosäuren spielen, die zu den wichtigsten Bestandteilen des Lebens, wie wir es kennen, gehören.

Propargylimin hat die chemische Formel HCCCHNH und ist eine instabile Verbindung. Es ist sehr schwierig, es unter den normalen Bedingungen der Erdatmosphäre zu isolieren; bei den für das interstellare Medium typischen niedrigen Dichten und Temperaturen fühlt es sich aber wohl. Luca Bizzocchi, der Hauptautor der Studie, der die Molekülspektroskopie am MPE untersucht hat, erklärte: „Die Besonderheit dieser chemischen Spezies liegt in ihrer Kohlenstoff-Stickstoff-Doppelbindung, die ihr eine hohe Reaktivität verleiht. Mit dieser Doppelbindung ist es ein grundlegender Bestandteil der chemischen Ketten, die von den einfachsten und am häufigsten im Weltraum vorkommenden Molekülen mit Kohlenstoff und Stickstoff – zum Beispiel Formaldehyd (H2CO) oder Ammoniak (NH3) – zu den komplexeren Aminosäuren, den Grundbausteinen der terrestrischen Biologie, führen“.

Jedes Molekül absorbiert und emittiert Strahlung bei bestimmten Wellenlängen, wodurch ein Muster entsteht, das es eindeutig beschreibt, wie der menschliche Fingerabdruck. Mit dem Ziel, das Vorhandensein von Propargylimin im Weltraum nachzuweisen, wurde in den Max-Planck-Laboratorien eine spektroskopische Analyse durchgeführt, um das „Identikit“ des Moleküls zu erstellen.

„Wenn ein Molekül im interstellaren Medium rotiert, sendet es Photonen mit sehr präzisen Frequenzen aus. Diese Informationen, kombiniert mit Daten von Radioteleskopen, erlauben uns herauszufinden, ob ein Molekül in den Molekülwolken, wo Sterne und Planeten entstehen, tatsächlich vorhanden ist“, fährt Bizzocchi fort.

In diesem Fall wurden die Labordaten mit den Ergebnissen von Beobachtungen verglichen, die am 30-m-Radioteleskop in der Sierra Nevada, Spanien, gemacht wurden. „Unser Molekül war schon da“, sagte Víctor M. Rivilla M., Marie Skłodowska-Curie-Forschungsstipendiat am INAF Florenz, der die Beobachtungen des INAF leitete, die zur Bestätigung von Propargylimin in der G+0.693-0.027-Umgebung führten. „Es lag in unseren Daten der Molekülwolke, aber wir konnten es nicht identifizieren, ohne seine genaue Spektroskopie zu kennen, d.h. die vollständige Beschreibung seines Emissionsfrequenzmusters. Sobald wir das bekamen, stellten wir dank der Messungen im Labor fest, dass Propargylimin zweifellos vorhanden war und darauf wartete, dass es jemand erkannte.“

Tatsächlich nehmen Moleküle mit einer solchen Kohlenstoff-Stickstoff-Doppelbindung an der so genannten Strecker-Synthese teil, einem chemischen Verfahren, das zur Synthese von Aminosäuren im Labor weit verbreitet ist. Unter günstigen Bedingungen dürften ähnliche Reaktionen auch in einer Reihe extraterrestrischer Umgebungen wie dem gefrorenen Mantel um interstellaren Staub oder an der Oberfläche von Asteroiden auftreten, wie die jüngste Entdeckung von Glycin, der einfachsten Aminosäure, im Schweif des Kometen 67P Churyumov-Gerasimenko zeigt.

„Hochpräzise Molekülspektroskopie ist eines der Ziele unserer Gruppe“, schloss Paola Caselli, die Direktorin des Zentrums für Astrochemische Studien am MPE und Mitautorin des Artikels. „Nur mit hochpräzisen Messungen der Frequenzen interstellarer Moleküle können wir solche Moleküle als leistungsfähige Diagnosewerkzeuge der physikalischen und chemischen Entwicklung interstellarer Wolken nutzen, in denen sich Sternsysteme wie das unsere bilden.“

Originalveröffentlichung
L. Bizzocchi et al.
Propargylimine in the laboratory and in space: millimetre-wave spectroscopy and first detection in the ISM
accepted for publication in Astronomy & Astrophysics
Quelle

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• Molekülwolken entdeckt

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter

Das SAM-Instrument (kurz für „Sample Analysis at Mars“) beinhaltet ein Equipment, welches auch in vielen chemischen Analyselaboren auf der Erde zu finden ist. Die Hauptaufgabe des im Inneren der „Warm Electronics Box“ (kurz „WEB“) befindlichen SAM besteht in der Suche nach chemischen Verbindungen, welche das Element Kohlenstoff enthalten und die als die „Grundbausteine des Lebens“ bezeichnet werden. Die drei kombinierten Analysesysteme des SAM sollen dabei erforschen, unter welchen Bedingungen sich die erwarteten kohlenstoffhaltigen organischen Verbindungen einst gebildet haben und auf welche Weise und in welchem Umfang sie durch die auf dem Mars vorherrschenden Umweltbedingungen zersetzt werden. Die entsprechenden Resultate werden Hinweise darauf liefern, ob unser Nachbarplanet einstmals als potentieller Lebensraum für mikrobiologische Lebensformen geeignet war oder ob dies eventuell sogar noch in der Gegenwart der Fall sein könnte.

Des weiteren dient das Instrument der Identifizierung und Analyse von verschiedenen weiteren „leichten“ Elementen und der Bestimmung der Isotopenverhältnisse in der Marsatmosphäre. Das SAM kann dabei ein weiteres Spektrum von chemischen Komponenten mit einer weit größeren Genauigkeit analysieren, als dies bei den vorherigen Marsmissionen der Fall war. Zu diesem Zweck kann das Instrument sowohl Bodenproben als auch Luftproben der Marsatmosphäre eingehend untersuchen, welche im Vorfeld einer Messung allerdings zuerst entsprechend präpariert werden müssen.

Für die Vorbereitung von Bodenproben wird das „Sample Manipulation System“ (kurz „SMS“) genutzt. Das von der Marsoberfläche entweder im Rahmen einer Bohrung mit dem „Powder Acquisition Drill System“ (PADS) – einem am Roboterarm des Rovers befestigten Gesteinsbohrer – oder durch die Aufnahme mit einer kleinen Baggerschaufel von der Marsoberfläche gewonnene Material wird zuerst zu dem „Collection and Handling for Interior Martian Rock Analysis“ (CHIMRA) geleitet. Der CHIMRA-Komplex ist mit zwei Sieben ausgestattet, durch welche Partikel entweder kleiner als 150 Mikrometer oder aber kleiner als ein Millimeter aus einer gewonnenen Bodenprobe herausgefiltert werden können. Diese zuvor gesiebten Proben werden anschließend in verschiedene Probenauffangbehälter weitergeleitet, von wo aus sie zwecks eingehender Untersuchungen an die beiden im Inneren des Rovers befindlichen Analyseinstrumente SAM und CheMin weiter transportiert werden. Hierfür sind diese beiden Instrumente durch jeweils eine kleine Röhre mit der Oberseite der WEB verbunden.

Auch das SMS des SAM-Komplexes verfügt über mehrere Siebe, mit denen das zu untersuche Material noch weiter gefiltert werden kann. Anschließend wird die gefilterte Bodenprobe in einen der 74 zur Verfügung stehenden Auffangbehälter des SAM weitergeleitet, von denen jeder für mehrere Messungen genutzt werden kann. Jeder dieser Auffangbehälter kann anschließend im Inneren von zwei Öfen platziert und erhitzt werden. Durch eine Erhitzung der Bodenproben auf Temperaturen von bis zu maximal knapp 1.100 Grad Celsius werden flüchtige Stoffe durch ein dabei erfolgendes Ausgasen entfernt. Die Erhitzung kann dabei stufenlos erfolgen. Aufgrund der hohen Temperaturen ist dabei auch eine pyrolytische Zersetzung von organischen Verbindungen möglich. Für den Betrieb benötigt jeder der beiden zur Verfügung stehenden Öfen eine elektrische Leistung von bis zu 40 Watt.

Die bei der Erhitzung freigesetzten Gase werden anschließend – genauso wie auch bei einer zu untersuchenden Probe der Marsatmosphäre – in das „Chemical Separation and Processing Laboratory“ (kurz „CSPL“) weitergeleitet. Hierbei handelt es sich um ein sehr umfangreiches und komplexes System, in dem die zu untersuchenden Proben einer weiteren Vorbereitung für die Messungen unterzogen werden. Das CSPL setzt sich aus knapp 50 Ventilen, einem internen Leitungssystem für die Weiterleitung der Gase, mehreren Filtern und vielfältigen Misch- und Trennsystemen zusammen.

Nach dem Abschluss der Aufbereitungsphase wird das Gas in eines der drei Messinstrumente geleitet, aus denen sich der SAM-Komplex zusammensetzt. Hierbei handelt es sich um ein Quadrupol-Massenspektrometer (kurz „QMS“), einen Gaschromatografen (kurz „GC“) und um ein „Tunable Laser Spectrometer“ (kurz „TLS“).

Der Gaschromatograf verfügt über insgesamt sechs Kammern. Diese Kammern sind so konzipiert, dass in jeder von ihnen speziell eine bestimmte Untergruppe von organischen Verbindungen nachgewiesen werden kann. Zur weiteren Analyse kann die Probe im Bedarfsfall von dort aus an das QMS weitertransportiert werden. Dieses Instrument trennt die einzelnen Bestandteile der Probe nochmals anhand von deren Atommassen. Der Messbereich des QMS erstreckt sich auf Elemente und Moleküle mit einer Atommasse von zwei bis hin zu 535 Dalton. Hiermit können speziell die Elemente Stickstoff, Phosphor, Schwefel, Sauerstoff und Kohlenstoff nachgewiesen werden.

Das TLS ist dagegen speziell dazu gedacht, um die exakten Isotopenverhältnisse der beiden Elemente Kohlenstoff und Sauerstoff zu bestimmen, welche zum Beispiel in Wassereis, in Wasserdampf oder im Kohlenstoffdioxid innerhalb der Marsatmosphäre beziehungsweise auf der Marsoberfläche auftreten. Außerdem ist das TSL in der Lage, bereits kleinste Mengen an Methan zu ermitteln. Dazu sendet das TSL zwei Laserstrahlen aus, welche die zu untersuchende Gasprobe mehrfach durchdringen. Die Laserstrahlen „scannen“ dabei einen Wellenbereich des infraroten Lichtes, in dem Methanmoleküle in drei Absorptionslinien nachweisbar sind.

„Es handelt sich hier um eine sehr einfache, direkte und doch deutliche Messung“, so Dr. Christopher R. Webster vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, der Entwickler des TSL.

Das TSL ist zudem ein sehr sensitives Instrument. Mittels der ersten, nur „oberflächlichen“ Messungen, welche bereits innerhalb der ersten Wochen nach der Landung von Curiosity auf dem Mars erfolgen sollen, kann Methan nachgewiesen werden, sofern es zum Zeitpunkt der Messung in einer Konzentration von mindestens einem ppb in der Marsatmosphäre enthalten ist. Frühere Messungen, welche mittels erdgestützter Teleskope und durch den von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Marsorbiter Mars Express erfolgten, legen nahe, dass das gegenwärtig in der Marsatmosphäre enthaltene Methan einen Mengenanteil von bis zu 10,5 ppb einnimmt und sich somit eindeutig innerhalb der Nachweisgrenze des TSL befindet. Länger andauernde TSL-Messungen sollen das Methan dagegen sogar bis zu einer Konzentration von lediglich 50 bis 100 Molekülen pro Billion Luftmolekülen nachweisen können.

Das TSL kann dabei auch die interne Isotopenverteilung der untersuchten Proben bestimmen, wodurch sich eventuell auch Aussagen über die Prozesse tätigen lassen, durch welche sich das in der Marsatmosphäre befindliche Methan bildete. Eine mögliche Quelle wären dabei organische Lebensformen, welche das Methan im Rahmen einer Methanogenese produzieren und an ihre Umwelt abgeben, und die zum Beispiel die Hauptverursacher des in der irdischen Atmosphäre befindlichen Methans sind. Ein anderer Lösungsansatz für die Freisetzung von Methan in der Marsatmosphäre geht von einer in der Gegenwart stattfindenden vulkanischen Aktivität auf dem Mars aus. Eine dritte Möglichkeit wäre, dass das Methan bereits vor Milliarden von Jahren im Marsboden gespeichert wurde und jetzt durch jahreszeitlich bedingte Einflüsse wieder freigesetzt wird. Aktuelle Forschungsergebnisse legen dagegen den Schluss nahe, dass das Methan durch Meteoriten auf die Marsoberfläche transportiert und anschließend durch chemische Prozesse freigesetzt wird.

„Curiosity werden im Verlauf der Mission viele neue, erstaunliche Entdeckungen gelingen“, so Dr. Paul R. Mahaffy vom Goddard Spaceflight Center der NASA, der für das SAM-Instrument verantwortliche Wissenschaftler. „Wir sind gespannt darauf, welche Beiträge unser mobiles chemisches Labor liefern wird, um dabei mehr über die Entwicklungsgeschichte unseres Nachbarplaneten zu erfahren.“

Die wissenschaftlichen Analysen des SAM sollen dabei die drei folgenden Fragen beantworten:

• Welche Erkenntnisse liefern der Nachweis (oder auch ein eventueller „Nicht-Nachweis“) von Kohlenstoffverbindungen in der unmittelbaren Nähe der Marsoberfläche über das Potential des Planeten bezüglich der Entstehung und Beherbergung von mikrobiologischen Lebensformen?
• Wie gestalten sich die Isotopenverhältnisse der leichteren chemischen Elemente in den Gesteinen, den Böden und der Atmosphäre des Mars und was bedeutet dies für seine eventuelle Bewohnbarkeit?
• In welchem Umfang haben sich die Umweltbedingungen auf dem Mars seit dessen Entstehung verändert und wie haben sich diese Bedingungen in früheren Zeiten gestaltet?

Entwickelt und gebaut wurde das SAM-Instrument vom Goddard Spaceflight Center der NASA in Kooperation mit der französischen Weltraumagentur CNES und dem JPL. Im Betriebsmodus benötigt das Instrument eine elektrische Leistung von bis zu 240 Watt.

Diskussion zu diesem Artikel

• Marsrover Curiosity
• MSL Rover Curiosity auf Atlas V (541)
• Planet Mars

Verwandte Webseiten

• Mahaffy et al., 2009: Sample Analysis at Mars (SAM)
• Conrad et al., 2011: MSL Organic Check Material
• NASA: Instrument SAM
• NASA GSFC: Instrument SAM
• NASA: Martian Methane Reveals the Red Planet is not a Dead Planet 01.15.2009

Der Beitrag Das SAM-Instrument erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Autor: Lars-C. Depka.

Versteckt sich also hinter diesen Ergebnissen etwa der lang ersehnte Nachweis von existierendem exotischem Leben auf dem Saturnmond (Raumfahrer.net berichtete)? Ein solches Urteil zu fällen, wäre aktuell noch immer weit von einem belastbaren Beweis entfernt, was die Ergebnisse aber nicht uninteressanter macht, denn trotz allem könnte sich in ihnen der Nachweisansatz nicht wasserbasierter Organismen finden lassen. Aus astrobiologischem Blickwinkel betrachtet eine möglicherweise nicht unerhebliche Entwicklung.

Bereits kurz nach dem erfolgreichen Aufsetzen der europäischen Atmosphärensonde Huygens auf Titan im Jahre 2005 wurde erstmals über methanbasiertes Leben – methanogene Organismen – spekuliert, die ihren Energiebedarf durch Nutzung der exergonen (Energie freisetzenden) Methanogenese als Energiequelle (Verstoffwechselung von Wasserstoff, Ethin und Ethan (C₂H₆) decken, spekuliert. Hintergrund der Überlegung war seinerzeit schon die durch Benner et al. ein Jahr zuvor formulierte Hypothese einer gegenüber Wasser deutlicheren Reaktionsfähigkeit von Kohlenwasserstofflösungen im Hinblick auf eine komplexe organische Chemie.

Diese als Methanogenese bekannte letzte Stufe des obligat anaeroben (strikt sauerstofffreien) Biomasseabbaus ist bislang lediglich von Archaeen (Archaebakterien) bekannt. Kernaussage der in diesem Zusammenhang veröffentlichten Arbeit ist die durch Methanogenese herbeigeführte abnorm niedrige Konzentration von Wasserstoff und Ethin auf der Mondoberfläche. Gleichzeitig wird von dritter Seite die Idee verfolgt, dass nicht unerhebliche Mengen des fünfprozentigen Methanbeitrags innerhalb der Mondatmosphäre als Stoffwechselprodukt methanproduzierender Mikroorganismen angesehen werden könnten.

Diese vor fünf Jahren publizierten spekulativen Annahmen erfahren aktuell durch zwei Arbeiten jüngeren Datums durchaus einiges an Unterstützung. Wie auch schon McKay und Smith fünf Jahre zuvor, kommen Clark et al. in ihrem in Druck befindlichen Paper ebenfalls zu dem Ergebnis eines zu niedrigen Acetylengehalts auf der Titanoberfläche. Zusätzlich prognostiziert Strobel in seiner ebenfalls derzeit in Druck befindlichen Arbeit einen starken oberflächennahen Wasserstoff-Teilchenfluss.

Die Gegenwart verschiedenster organischer Moleküle auf Titan in nachweisbaren Mengen ist seit der Huygensmission ausreichend gut dokumentiert. Ungesättigte Kohlenwasserstoffverbindungen – die Alkine, zu denen das Eingangs erwähnte Ethin zählt, wie auch gesättigte Kohlenwasserstoffe (die Alkane wie Ethan) „flocken“ aus der dichten Atmosphäre aus und erreichen die Mondoberfläche, wo sie sich in den seit 2008 bestätigten Kohlenwasserstoffseen hauptsächlich um die Polregionen des Titan sammeln.

Allerdings eignen sich das Ethan und die aus ihm durch ultraviolette Einstrahlung gebildeten Tholine nur bedingt als Nahrungsgrundlage, da sie lediglich das absolute Minimum des auf der Erde für bakterielle metabole Aktivitäten notwendigen Energiebedarfs bereithalten. Acetylen hingegen offeriert ein etwa sechsfach erhöhtes Energiepotential pro Mol und ist darum immer mal wieder spekulativer Gegenstand planetobiologischer Diskurse, wie beispielsweise ebenfalls im Jahre 2005 die Arbeit Schulze-Makuchs und Grinsoons zeigte, die dem Wasserstoff auf Titan eine ähnliche Rolle wie dem Sauerstoff auf der Erde zugestehen, der von Organismen durch Verstoffwechselung zur Energiegewinnung genutzt wird.

Abfallprodukt eines spekulativen Wasserstoffmetabolismus auf Titan wäre demnach Methan, CH₄. Jenes Alkan, welches einen deutlichen Prozentsatz in der Mondatmosphäre ausmacht und sich in flüssiger Form in großen Oberflächengewässern sammelt.

Wie zuvor schon erwähnt, eignet sich Acetylen wegen des besonders hohen Energiepotentials im besonderen Maße als Energielieferant metaboler Aktivitäten. Doch auch weniger geeignete Kandidaten, wie Ethan (C₂H₆) können einen gewissen Beitrag leisten, sofern in beiden Fällen die Umstände stimmen. Durch Reaktion der organischen Komponenten in Schokolade beispielsweise mit dem Sauerstoff der Luft hier auf der Erde, sollte Energie freigesetzt werden, was allerdings nicht bzw. nur in höchst unzureichendem Maße geschieht. Tatsächlich allerdings existieren bei diesem Beispiel drei Möglichkeiten, den (Reaktions)Prozess in Gang zu setzen.

Entweder erhitzt man die Schokolade auf hohe Temperatur, oder man setzt sie entsprechenden Katalysatoren aus, die die Reaktion anstoßen, oder aber drittens isst man die Schokolade und nutzt praktischerweise in unserem Körper vorhandene biologische Katalysatoren, die die Reaktion erzeugen. Um sich zu entwickeln und zu etablieren, benötigt Biologie also eine Umwelt reich an chemischer Energie und gleichzeitig einen Katalysator, der diese freisetzt. Nicht anders verhält es sich auf Titan.

Die notwendige Umwelt, soviel ist gesichert, bietet Titan mit seinen großflächigen Methanseen in den Polgebieten. Überhaupt scheint flüssiges Methan weit verbreitet auf der Mondoberfläche vorzukommen. So existieren beispielsweise seit der Huygenslandung nahe des Äquators direkte Nachweise eines methandurchfeuchteten Grundes. In ihrer Arbeit sprechen McKay und Smith 2005 daher auch direkt die potentiell großräumige Verbreitungsmöglichkeit einer hypothetischen Titanbiologie unter Analogieverweis zur Erde an. Organismen stellen auf der Erde nicht zuletzt auch wegen der großräumigen Verbreitung flüssigen Wassers auf der Erdoberfläche ein gängiges Phänomen dar. Noch unbekannt sind weitere gleichermaßen wichtige Eigenschaften im Hinblick auf ein möglicherweise lebensfreundliches Klima der Seen auf Titan. So wie beispielsweise das Vorhandensein von Strömungen, die die einzelnen Bestandteile innerhalb der Lösung vermengen. Ohne die Anwesenheit solcher Mischkapazitäten blieben Wasserstoff und Alkine in separaten Schichten getrennt, was die nachhaltige Limitierung der chemischen Reaktionen zwischen ihnen nach sich ziehen würde.

Da Leben auf der Erde bekanntermaßen weit verbreitet ist, unterliegt unsere Umwelt demzufolge zwangsläufig früher oder später auch profunden Einflüssen, die direkt beobachtbare Effekte nach sich ziehen. So ist z.B. während der Frühlingsmonate ein signifikanter Abfall der CO₂-Konzentration in der Atmosphäre zu beobachten, da Kohlenstoffdioxid während dieser Phase verstärkt durch die Pflanzen zur Bildung der Blattorgane verbraucht wird. Durch das Zersetzen des Laubes in den Herbstmonaten verkehrt sich dieser Befund sodann jedoch ins Gegenteil.

Übertragen auf die Verhältnisse des Titans bedeutet dies in allen ernsthaft diskutierten chemischen Methoden zur organischen Energiegewinnung auf Titan (sowohl McKay und Smith, als auch Schulze-Makuch und Grinspoon) den Konsum oberflächennahen Wasserstoffs, der in globalen Skalen nachweisbar sein sollte und aktuell zumindest durch eine Modellberechnung erstmals nachvollzogen werden konnte.

Es ist zunächst darum auch im wesentlichen diese Modellrechnung, die den grundlegenden Unterschied zur bisherigen allgemeinen Gemengelage markiert. Denn trotz intensiver Bemühungen gelang es in der Vergangenheit nicht, den vor dem Hintergrund der bedingten Wasserstoffatmung potentieller Organismen prognostizierten oberflächennahen H-Verlust relativ zum Atmosphärenbestand aus den Huygensdaten belastbar zu extrahieren. Da kein anderer bekannter biologischer Prozess auf Titan ein entsprechendes Wasserstoffprofil zu etablieren in der Lage ist, wird ein solches oberflächennahes Missverhältnis allgemeinhin als entscheidendes Indiz metaboler Aktivitäten angenommen.

Vieles ist hinsichtlich der Fragestellung nach möglichem Leben auf Titan weiterhin hoch spekulativ und wird es mittelfristig wohl auch bleiben. Dass es allerdings weniger Ethan auf Titan gibt, als dies photochemische Modelle voraussagten, ist seit 2008 durch Lorenz et al. hinreichend sicher etabliert. In ihnen (den photochemischen Modellen) wurde eine global mehrere Meter mächtige Ethanschicht vorhergesagt, die allerdings durch Cassini bis zum heutigen Tage nicht bestätigt werden konnte. Clark et al. kommen in ihrer jüngsten Arbeit ebenfalls zu einem Mangel-Ergebnis. Sie stellen einen Mangel an C₂H₂ trotz der zu erwartenden Produktion in der Atmosphäre und dem darauffolgenden Absinken auf den Boden, fest. Gestützt wird ihre Untersuchung durch die Tatsache, dass ein C₂H₂-Negativ-Nachweis in den durch Huygens verursachten Ausgasungen (der Landescheinwerfer erwärmte seinerzeit den unmittelbaren Untergrund rings um den Lander) geführt werden konnte. Sowohl der beobachtete Ethan-, als auch der Ethinmangel ist aktuell daher weitgehend unstrittig.

Richtig signifikant werden beide Befunde aus astrobiologischem Blickwinkel indes erst durch den experimentell nachvollzogenen oberflächennahen Wasserstofffluss, der den Methan- und Ethinmangel eben nicht als Minderproduktion ausweist, sondern ihn in direkten Bezug zu einer Art chemischen Reaktion an der Oberfläche setzt. Leider handelt es sich bei dem durch Strobel postulierten Wasserstofffluss nicht um das Ergebnis von in-situ-Beobachtungen. Er ist vielmehr das Ergebnis einer Simulationsrechnung, die in ihrem Ursprung das Ziel verfolgte, die nachgewiesenen Wasserstoffkonzentrationen der unteren und höheren Atmosphärenschichten des Mondes kraftschlüssig nachvollziehen zu können. Es ist demzufolge nicht hinreichend klar, wie belastbar seine Ergebnisse und Interpretationen sind. Schließlich wurde der Algorithmus primär zu anderen Zwecken erstellt. Auch ist unsicher, inwieweit er Titans Chemie hinreichend präzise simuliert.

In der Gesamtbetrachtung lassen sich die derzeit vorgestellten Befunde anhand von vier möglichen Ursachen unterschiedlich hoher Wahrscheinlichkeiten erklären.

Quellen:

• Schulze-Makuch, D. und Grinspoon, D.H. (2005)
• McKay,C.P. und Smith, H.D. 2005
• Lorenz et al. (2008)
• Strobel, D.F . (2010, in Druck)
• Eigene Recherchen

Verwandte Artikel:

• Ergebnisse von Cassinis Titan-Flyby

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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

Der Beitrag Lebensbausteine entstanden im All? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Daniel Schiller. Quelle: astrobionet, UF.

Bei der Suche nach Spuren von Leben oder dessen Grundlagen auf dem Mars ist ein Aspekt, dass durch Missionen zu unserem Nachbarn keine Mikroben oder auch organische Moleküle von der Erde eingeschleppt werden, wodurch die Ergebnisse verfälscht werden könnten. An der University of Florida wurden in mehreren Versuchen die Strahlungsbedingungen auf der Oberfläche in Äquatornähe in einem Marssimulator nachgestellt.

Nach bisheriger Erkenntnis sterben einfache Lebewesen (Mikroben, Einzeller) an Bord einer Raumsonde durch die hohe Intensität der harten UV-Strahlung auf der Marsoberfläche sehr schnell, innerhalb von Stunden, da ihre DNA zerstört wird. Die Oberfläche eines Landers wird demnach schnell sterilisiert.

Unbekannt war bisher, was mit den organischen Überresten der blinden Passagiere passieren würde. Es wurde erwartet, dass auch diese schnell zerfallen müssten, was durch Versuche mit einfachen Molekülen bisher bestätigt wurde. In Florida wurde jetzt das komplexe Molekül ATP (Adenosintriphosphat), verantwortlich für den Energietransport in Zellen irdischer Lebewesen, im Marssimulator den Oberflächenbedingungen ausgesetzt.

Überraschendes Ergebnis war, dass es bis zu 158 Sol (Marstage) dauern kann, bis das Molekül von freien Flächen verschwunden ist. Bei schattigen Flächen kann es sogar bis zu 32.000 Sol ausharren, was ca. 50 Marsjahren entspricht. Da bei den Versuchen aber nur die Wirkung der harten UV-Strahlung simuliert wurde, kann die wahre Verweildauer unter allen Effekten der Marsumgebung deutlich kürzer ausfallen, da noch Oxidationsprozesse durch die Atmosphäre auftreten können.

Es muss davon ausgegangen werden, dass ATP bei den zurückliegenden Marslandungen bereits mit eingeschleppt wurde. Bisher wurde auf die Reinheit der Sonden bezüglich Lebewesen geachtet. Als Richtwert der NASA gilt, dass beim Start weniger als 300.000 Mikroben auf der Oberfläche eines Landers existieren dürfen. Die Mengen an unlebendigem, organischem Material wurden bisher nicht geregelt.

Der Beitrag MARS – Kontaminationsgefahr durch Raumsonden erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von felixherrmann. Quelle: CfA News Release. Vertont von Siegfried Krug.

Astronomen haben die ersten negativ geladenen Moleküle im Weltraum entdeckt. Sie wurden mittels von ihnen selbst emittierten Radiosignalen, die sich bisher nicht entschlüsseln ließen, identifiziert. Zurzeit ist bekannt, dass 130 neutrale und 14 positiv geladene Moleküle im interstellaren Raum existieren, aber dieses ist das erste negative Molekül.
„Wir haben eine seltene und exotische Sorte entdeckt, wie der weiße Tiger des Weltraums“, berichtet der Astronom Michael McCarthy vom Havard-Smithsonian Zentrum für Astrophysik (CfA).

Aus mehr Erkenntnissen über die Chemie des interstellaren Raums erhoffen sich die Astronomen, endlich erklären zu können, wie die junge Erde all die grundlegenden Substanzen für das Leben bilden konnte. Forschungsergebnisse aus diesem Gebiet helfen anderen Wissenschaftlern, die Geburt und die Geburtsorte der Planeten besser nachzuvollziehen.

McCarthy arbeitet mit seinen Kollegen vom CfA Carl Gottlieb, Harshal Gupta und Patrick Thaddeus an der weiteren Identifizierung des negative geladenen Moleküls C₆H^–. Eine gerade Kette aus 6 Kohlenstoffatomen, an sie gebunden ein Wasserstoffatom und ein weiteres „Extra“ Elektron. Bisher dachte man, dass solche Moleküle extrem selten sind, weil das ultraviolette Licht, welches den Raum durchdringt, alle Elektronen ganz leicht abspaltet. Die Größe des C₆H^–-Moleküls, größer als die meisten neutralen und positven Moleküle, ruft wahrscheinlich die hohe Stabilität aus.
„Die Entdeckung des C₆H^–-Moleküls löst ein uraltes Rätsel der Astrochemie: Der ersichtliche Mangel an negativ geladenen Molekülen im Raum“, sagt Thaddeus.
Das Team führte erst Experimente im Labor durch, um genau die Radiofrequenzen zu bestimmen, nach denen sie später suchen wollten. Danach benutzten sie das Robert C. Byrd Green Bank Teleskop für ihre Suche, um nach dem C₆H^–-Molekül bei kosmischen Objekten zu suchen. In diesem Fall suchten sie zuerst die Regionen ab, von wo aus schon einmal unbekannte Radiofrequenzen mit ähnlicher Frequenz gemessen wurden.
Sie fanden das C₆H^–-Molekül in zwei verschiedenen Regionen – in einer Gashülle um den Roten Überriesen IRC+10216 in der Leo-Konstellation und außerdem noch in der kalten Molekülwolke TMC-1 im Taurus. Die Präsenz des Moleküls in beiden Regionen zeigt, dass die chemischen Prozesse, die C₆H^– entstehen lassen, allgegenwärtig sind. Es lässt auch die Existenz anderer negativ geladener Moleküle vemuten, die in nächster Zeit bestimmt gefunden werden.

„Der Fund ist der handfeste Beweis für unser ziemlich primitives Verständnis der interstellaren Chemie. Es ist aber inbegriffen, dass mehr molekulare Anionen, vielleicht sogar sehr viele, im Labor oder im Weltraum gefunden werden“, erzählt McCarthy.

Ein ausführlicher Forschungsbericht wird am 1.Dezember in der Ausgabe des „Astrophysical Journal Letters“ erscheinen.

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Ein Beitrag von 25.09.2005 / Autor:. Quelle: Druckansicht.

Pamela Conrad reiste zu den Enden unserer Erde um das Leben zu studieren. Conrad erschien kürzlich in James Camerons 3-D Dokumentation „Aliens of the Deep“, wo sie und verschiedene andere Wissenschaftler seltsame Kreaturen, die den Boden des Ozeans bewohnen, untersuchten. Im zweiten Teil des Artikels erklärt Conrad wie ihre Arbeit in den Eiswüsten die Suche nach Außerirdischen unterstützen könnte. „Wenn wir Leben auf dem Mars finden, und dieses Leben lebt in den Steinen, wie würden wir es erforschen? Die Antwort kann nicht beantwortet werden, bevor nicht zuerst einige Experimente auf der Erde gemacht werden. Und das ist was wir in der Arktis und der Antarktis machen.“

In der Arktis wird ein etwa 150 bis 200 Tausend Jahre alter Vulkan, bestehend aus ausgetrocknetem Basalt, untersucht. Besonders der getrocknete Basalt ist sehr interessant. Es enthält Mineralien, welche einigen unerwarteten Mineralien im umstrittenen Martian Meteroid, von welchem gesagt wird, dass er fossiles Leben enthält, sehr ähnlich sehen. In der Arktis, genauer gesagt Svalbard in Norwegen, gibt es Eisbären, weswegen der Reise in die Arktis mit einem halbtägigen Schusstraining begonnen wurde – natürlich nur zur Verteidigung. In der Antarktis gibt es keine Eisbären, jedoch ist das reichliche Meeresleben vielseitig. Bei McMurdo Base gibt es Pinguine, da sind Vögel bekannt als Skua und da sind Paare von verschiedenen Arten von Robben. Sie entschieden sich für einen Platz in den Ebenen von McMurdo, als Battleship Promontory bezeichnet. Die Felsen dort sind Sandgestein und befanden sich ursprünglich unter Wasser. In den Felsen gedeihen Schichten von Gemeinschaften von Mikroben. Sie gefrieren währen des Winters und werden von den Sonnenstrahlen des Sommers wieder aufgetaut und kommen zurück ins Leben. Der Sommer schafft als größte Hitze nur bis zu 10 Grad Celsius.

NASAs Strategie um nach Leben zu suchen sieht vor einen schnellen Blick in die Runde zu werfen und eine große Menge an Informationen zu verarbeiten. Wenn etwas Interessantes entdeckt wird, wird vielleicht etwas mehr Zeit investiert und vorsichtiger und mit größerer Auflösung untersucht. Sie wollen nichts wirklich Zerstörendes zuerst machen, um auf keinen Fall das Objekt der Untersuchung zu zerstören. Man will so minimal-invasiv wie möglich sein. Gegenteiliges würde man beispielsweise erreichen, wenn man einen Hammer nimmt und den Stein in Stücke schlägt um sich das Innere anzusehen. Man könnte die Gesamtstruktur, die Geomorphologie, des Steines nicht mehr verstehen. Also wenn man nach Leben in einem Stein forscht und nicht destruktiv sein will, darf man den Stein nicht aufknacken und hineinschauen. Deswegen müssen Hinweise auf Leben an der Oberfläche des Steines zu finden sein.
Porphyrine sind eine allgegenwärtige Klasse von natürlich vorkommenden Komponenten mit vielen wichtigen biologischen Repräsentanten, beispielsweise Chlorophyll (das Blattgrün). Jedes Leben hat eine Art von elektronischen Fluss oder Energieverkabelungssystem. Die gewöhnliche Art auf der Erde basieren auf Porphyrinen, welche eine sehr spezielle Gestallt haben. Conrads Team hätte gerne Proben vom Mars auf Erde, jedoch wissen sie derzeit nicht wie sie das machen können. Das ganze wird in der Zukunft ein großes Projekt werden, von der Entwicklung der Technologie für die Arbeit, über der sicheren Landung und Sammlung der Proben bis zum Rücktransport derselbigen. Auch wenn spekuliert wird, Menschen zu dieser Mission zu schicken, ist sich Conrad sicher, dass sie nicht auf den Mars gehen wird. Sie forscht weiter an allen kalten Plätzen, die sie erreichen kann. „Zurzeit konzentriere ich mich auf Dinge die uns vielleicht auf die Arten von Sonnensystemforschung, welche wir gerade machen, vorbereiten: Ausschicken eines Raumschiffes, es landen und ein Experiment machen“, erklärte sie.

Sie und ihr Team entwickelt Strategien zur Entdeckung von Leben, die einerseits nicht destruktiv sind und andererseits schnell. Sie untersuchen die Landschaft mit Gerätschaften, welche so wenig wie möglich eingreifen, suchen nach Kontrasten in der Chemie des Steines und der Chemie von Organismen, welche vielleicht auf dem Stein vorkommen. Die Eiswüsten bieten dabei eine vergleichbarste Umgebung zum Mars, der Mars ist noch viel trockener und kälter, und sind somit die beste Arbeitsumgebung auf der Erde. Sie arbeiten dabei mit einer optischer Technik, der „laser-induced native fluorescence“

. Dabei werden sehr kurze Wellenlängen des Lichtes genommen, im ultravioletten Bereich, und ein einziger Punkt wird beleuchtet. Wenn dieser Punkt organische Molekühle aufweist, leuchtet der Punkt auf. Die Farbe in der der Punkt leuchtet, gibt an welche um Art von Molekühl es sich handelt, wie groß es ist und seine Komplexität. Besonders beeindruckend ist die Untersuchungsgeschwindigkeit, in 50 Mikrosekunden hat man ein Ergebnis. Auch wenn das ultraviolette Licht zerstörend wirken kann, erzeugt die Technik nur eine kurze Druckwelle, ist also eine sehr minimale Zerstörungskraft und betrifft lebende Objekte nicht. „Die Mikroben, die wir durch diese Methode entdeckt haben, sterben nicht“, bestätigte Conrad. Die Maschine ist von der Größe einer Schuhschachtel und kann damit überall hin mitgenommen werden, wo nach Leben geforscht werden soll.

Das Gerät wurde in der Arktis wurde bei der Untersuchung von Spalten angewendet, um nach Proben zu suchen, für die es sich lohnte diese ins Labor mitzunehmen. Weiters verwendete Conrad und ihr Team die Technik für Forschung unter Wasser. In der Antarktis leben die Organismen in speziellen Arten von Steinen, welche in Zwischenräumen Wasser festhalten um nicht auszutrocknen. Der Stein absorbiert auch die Hitze und bietet so einen Ausgleich der Hitzeschwankungen von außerhalb. Das Material des Steines wird ebenso transparent im ultravioletten Licht. Es gibt verschiedene Arten von Organismen, die in dem Stein leben. Nur etwa einen Zentimeter unterhalb der Oberfläche, leben Organismen in den feinen Spalten des Steines, es lassen sich jedoch auch chemische Hinweise einige Zentimeter tiefer in den Stein verfolgen. Einige Arten von Organismen leben nicht in den Spalten, sie siedeln in Einrissen am Stein. Sie arbeiten ähnlich wie Pflanzen und verarbeiten Arten von Ionen, jedoch ohne Photosynthese, womit sie kein Licht benötigen und tiefer im Stein leben können. Die Chemie des Steines bestimmt die tatsächliche Tiefe genauso wie die Größe der Organismen.
„Man kann die Unterschiede zwischen einer Bakterie und einer anderen mit unserem Instrument sagen, weil unterschiedliche Chemikalien auf der Oberfläche der Organismen sind. Schon die Verwendung von Fluoreszenz kann einem den Unterschied zwischen den Grundtypen von Bakterien sagen.“, erzählte Conrad. „Eines der coolen Dinge bei der Suche nach mikrobischen Leben auf der Erde ist, dass Mikroben überall vorkommen. Die meiste Artenvielfalt auf der Erde ist mikrobisch. … Wenn wir daran denken nach Fossilien von vergangenem Leben zu suchen, tendieren wir dazu an Dinge wie Dinosaurierknochen zu denken. Astrobiologen glauben nicht wirklich daran Dinosaurier auf dem Mars zu finden. … Es lässt sich jedoch fossile Strukturen in Steinen finden, erzeugt von Organismen, welche sich in der Ablagerung befanden, als es versteinert wurde. Man kann ebenso versuchen chemische Fossilien zu finden, welche anzeigen, dass es an diesem Ort Leben gegeben hat. Da sind einige Chemikalien, welche aus sehr großen Molekühlen bestehen, welche sehr hart und widerstandsfähig sind. Wir müssen nur klug genug sein um die Chemikalien, die zum Stein gehören von den Chemikalien, welche zu lebenden Dingen gehören, zu unterscheiden.“

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Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: SpaceRef.

Ein Meteoriteneinschlag in einer kritischen Phase der Evolution soll das höhere Leben auf der Erde erst ermöglicht haben. Meteoriten können mehr Phosphor aufnehmen und halten als irgendetwas sonst auf der Erde. Wenn ein solcher Meteorit mit der Erde kollidierte, kam mehr Phosphor auf die Erde, als diese natürlich erzeugen könnte – genug um Biomoleküle entstehen zu lassen, aus denen letztendlich wir Menschen entstanden. Phosphor wird als Grundbaustein für das Leben angesehen, denn es formt die DNA und RNA, weil sie einzelne Biomoleküle verbindet und zu einer genetischen Kette zusammenführt.

DNA und RNA sind unter den wichtigsten Bausteinen im menschlichen Körper. So ist anzunehmen, dass unsere Ursprünge auf solche Biomoleküle zurückgehen, bei deren Bildung Meteoriten-Phosphor eine entscheidende Rolle spielte. Diese sind auch fest verbunden mit dem so genannten Adenosin Triphosphat (ATP), das uns die Möglichkeit gibt, zu wachsen und uns zu verändern. Phosphor hat bei ATP auch kräftig die Finger im Spiel, aber auch bei AD (wird auch Living Architecture genannt), das in Zellwänden und Knochen von Wirbeltieren vorkommt. „Phosphor ist das fünftwichtigste Element, nach Kohlenstoff, Wasserstoff, Sauerstoff und Stickstoff“, sagt Matthew A. Parsek, ein Doktor.
Welche Rolle Phosphor bei der Entstehung der Menschen spielte, ist selbst ihm und allen anderen noch ein Rätsel. Sicher ist nur eins: Phosphor kommt in der Natur viel seltener vor als die anderen oben genannten Elemente. Dies untermauert die Theorie, dass die Erde etwas externe Hilfe benötigte, um das nötige Phosphor aufzutreiben, ohne das Leben unmöglich gewesen wäre.

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