Astrophysik in der Tiefsee

Vor 26 Jahren deuteten Wissenschaftler*innen erstmals an, dass es womöglich im tiefsten Abyssal der Erde Kosmisches zu entdecken gibt. Sie schlugen vor, in den unberührtesten Regionen des Ozeangrunds nach außerirdischen Spuren zu suchen und so die Geschichte des Universums auf der Erde selbst zu erforschen. Damit war das Forschungsgebiet der Tiefseeastronomie geboren.

Ein Beitrag von Jenny Feige

Die Umgebung unserer Sonne ist kein gemütlicher Ort. Unser Sonnensystem bewegt sich durch das interstellare Medium – also den Staub und das Gas zwischen den Sternen unserer Galaxie, das sich durch Temperaturextreme nahe dem absoluten Nullpunkt bis zu vielen Millionen Grad Celsius auszeichnet. Sterne entstehen aus dichten, kühlen Molekül-wolken und geben am Ende ihres Lebens die Materie wieder an das interstellare Medium ab. Vor allem die Giganten unter den Sternen, solche, die mehr als achtmal massereicher sind als unsere Sonne, bringen mit ihrem explosiven Ableben (sogenannte Supernovae) die Struktur des interstellaren Mediums gehörig durcheinander. Durch sie werden Stoßwellen erzeugt, die sich mit einigen Tausend Kilometern pro Se-kunde ausbreiten und somit das Medium komprimieren, aufheizen und für eine turbulente, aber gute Durchmischung der Materie sorgen. Auf ihrer Reise um das Zentrum der Milchstraße bewegt sich die Sonne durch dieses turbulente Medium. Dabei kann es vorkommen, dass unser Sonnensystem einem frisch explodierten Stern zu nahe kommt und dessen Überreste über uns hinwegfegen. Außerirdisches Material kann somit in unser Sonnensystem eindringen und nicht zuletzt zur Erde gelangen.

Außerirdisches 60Fe auf der Erde

Außerirdisches Material erkennt man daran, dass es auf der Erde nicht natürlich vorkommt. Das trifft zum Beispiel auf eine Variante von Eisen zu: 60Fe (Eisen-60). Es wird in massereichen Sternen gebildet und durch deren Explosionen ins Weltall geschleudert.

Dieses sogenannte langlebige Radio-nuklid zerfällt mit einer Halbwertszeit von 2,6 Millionen Jahren. Das heißt, dass von einer gewissen anfänglichen Menge nach 2,6 Millionen Jahren nur noch die Hälfte vorhanden ist. Unsere heimische Molekül-wolke, aus der unser Sonnensystem vor 4,6 Milliarden Jahren hervorging, enthielt damals 60Fe aus früheren Sterngenerationen. Jedoch konnte das Radionuklid diese Dauer von etwa 2.000 Halbwertszeiten bis heute nicht überleben und sollte daher auf der Erde nicht nachweisbar sein.

Das Langzeitgedächtnis der Tiefsee

Wenn 60Fe in der jüngeren Vergangenheit durch nahe Supernovae zur Erde gelangt, verbreitet es sich global. Auf den Kontinenten wäre es jedoch schwer nachweisbar. Wind und Wetter, aber auch Menschen und Tiere verändern stetig die Landschaft. Im Ozean gibt es dagegen Regionen, die fast völlig ungestört von äußeren Einflüssen über Millionen von Jahren existieren. Dort befinden sich geeignete Plätze, um nach 60Fe zu suchen: Tiefseearchive quasi, die ein geologisches Langzeitgedächtnis besitzen. Solche Archive sind Mangankrusten und -knollen sowie Tiefseesedimente, die sich am Meeresgrund extrem langsam bilden; mit einigen Millimetern (Krusten) bis zu einigen Metern (Sedimenten) pro Millionen Jahren. Chemische Elemente, die von oben kommen, ob irdisch oder außerirdisch, werden hier eingebaut. Durch ihr gleich-mäßiges Wachstum enthalten diese Tiefseearchive eine Zeitinformation: Je tiefer die Schicht ist, desto älter ist sie. Werden außerirdische Spuren in einer Schicht gespeichert, dann sind sie auch zeitlich dokumentierbar, und zwar viele Millionen Jahre zurück in die Vergangenheit.

Bereits winzigste Mengen können gemessen werden

Um es schon vorwegzunehmen: 60Fe wurde in all diesen Archiven nachgewiesen! Jedoch ist das Radionuklid nicht einfach zu messen, denn es kommen nur winzigste Mengen auf der Erde an. Verglichen mit stabilem (nicht radioaktivem) Eisen, das auf der Erde natürlich vorkommt, ist 60Fe 1015-mal seltener. Das bedeutet, dass pro 1.000.000.000.000.000 Eisen-Atome nur ein einziges 60Fe-Atom existiert. Um dieses Atom unter allen anderen auszusortieren und zu detektieren, benötigt man eine besonders empfindliche experimentelle Messmethode: die Beschleuniger-Massenspektrometrie. Mit dieser Methode werden die Atome des Eisens aus der Probe mit-hilfe von elektrischen und magnetischen Feldern nach ihrer Masse sortiert.

Millionen Jahre alte kosmische Signale auf der ganzen Erde

Die Suche nach dem Supernova-Radio-nuklid 60Fe hat sich ausgezahlt: In allen Weltozeanen konnte die Existenz zweier 60Fe-Signaturen vor etwa zwei bis drei und vor sechs bis acht Millionen Jahren nach-gewiesen werden. Die Messungen zeigten, dass 60Fe global verteilt ist, was auf seinen extraterrestrischen Ursprung hindeutet. Selbst in Mondproben, die zwischen 1969 und 1972 von Missionen des Apollo-Pro-gramms zur Erde gebracht wurden, fanden sich Spuren des Supernova-Radionuklids.

Zur Zeit des höchsten 60Fe-Eintrags auf die Erde vor zwei bis drei Millionen Jahren erreichten uns insgesamt nur wenige Kilo-gramm 60Fe. Das entspricht etwa 25 60Fe- Atomen pro Quadratzentimeter, die pro Jahr auf die Erde rieselten – eine unvorstellbar geringe, aber dennoch nachweisbare Menge. Selbst heute erreicht uns noch ein Zehntel dieser geringen Menge, wie durch Messungen von antarktischem Schnee sowie in Oberflächenproben von Tiefsee-sedimenten nachgewiesen wurde.

Messungen geben Aufschluss über unser Sonnensystem

Solche Messungen tragen dazu bei, die letzten Millionen Jahre der Reise unseres Sonnensystems, um das Zentrum unserer Milchstraße zu rekonstruieren. Durch astronomische Beobachtungen weiß man, dass unser Sonnensystem heute in einer blasenartigen Struktur im interstellaren Medium eingebettet ist: der lokalen Blase. Innerhalb der Blase herrschen Temperaturen von einigen Millionen Grad Celsius, am Rand ist diese Blase durch eine Schale aus dichterem und kühlerem Gas und Staub begrenzt. Sie entstand höchstwahrscheinlich durch mehrere aufeinanderfolgende Sternexplosionen, wobei sich die erste Explosion vor etwa 13 Millionen Jahren ereignete. Diese riss einen Hohlraum in das bestehende interstellare Medium, weil die Materie vom Explosionszentrum weg-gefegt wurde. Nachfolgende Explosionen innerhalb des Hohlraums führten zu einer weiteren Expansion der Blase. Heute hat unsere lokale Blase eine Ausdehnung von bis zu 600 Lichtjahren in der Ebene unserer Galaxie, was verglichen mit unserer 100.000 Lichtjahre großen Milchstraßenscheibe eher klein ist.

Zurzeit befindet sich das Sonnensystem in einer etwa 30 Lichtjahre großen dichteren Substruktur innerhalb der lokalen Blase: der lokalen interstellaren Wolke, auch als lokale Flocke bezeichnet. Vor einigen 10.000 Jahren trat unser Sonnen-system in die mit gemütlichen 7.000 Grad Celsius kühlere Wolke ein und wird sie in einigen 10.000 Jahren wieder verlassen.

Wenn Sterne eine Superblase hinterlassen

Aufeinanderfolgende Sternexplosionen fin-den in Sternassoziationen statt. Das sind Sternhaufen, deren Mitglieder gemeinsam in einer Gruppe entstanden sind. Dabei werden viele massearme und nur wenige massereiche Sterne geboren. Die Lebens-dauer eines Sterns hängt mit seiner Masse zusammen: Je massereicher ein Stern, desto kürzer lebt er. Im Gegensatz zu unserer Sonne – ein eher massearmer Stern mit einer Lebensdauer von 10 Milliarden Jahren – werden die massereichsten Sterne nur wenige Millionen Jahre alt. Somit explodieren in einer Sternassoziation sequenziell die massereichsten Sterne und können eine Superblase wie unsere lokale Blase im interstellaren Medium hinterlassen.

Ehemalige Mitglieder der nahen Scorpius- Centaurus- Assoziation werden verdächtigt, unsere lokale Blase hervorgebracht zu haben. In dieser jungen (etwa 10 bis 20 Millionen Jahre alten) Assoziation fehlen die wenigen massereichen Sterne – genau jene, die in den letzten Millionen Jahren als Supernova explodiert sein könnten. Der bekannteste noch lebende Vertreter der Sternassoziation ist Antares, der hellste Stern des Sternbildes Skorpion, der im Sommer in unseren Breiten am Horizont zu beobachten ist.

Die Folgen von Explosionen in der Nachbarschaft

Anhand von Beobachtungsdaten der Stern-positionen und -geschwindigkeiten, die mit Weltraumteleskopen wie Gaia gewonnen werden, können die Bahnen der Assoziationsmitglieder zurückgerechnet und die wahrscheinlichsten Explosionsorte und -zeiten der ehemaligen Mitglieder ermittelt werden. Forscher*innen der Technischen Universität Berlin simulieren mit aufwendigen Computermodellen die Explosionen und damit die Entstehung der lokalen Blase. Jede einzelne Explosion verteilt das frisch produzierte 60Fe im umliegenden interstellaren Medium; die größte Menge aber sammelt sich in der umgebenden Superschale der expandierenden lokalen Blase an.

So wurde berechnet, dass sich unsere Superblase durch schätzungsweise 16 Super-nova-Explosionen gebildet hat. Dabei fegte zuerst die Superschale beim Eintritt des Sonnensystems in die lokale Blase über uns hinweg. Anschließend trafen uns die expandierenden Überreste nachfolgender Sternexplosionen innerhalb der lokalen Blase, wobei die geringste Supernova-Entfernung bei etwa 300 Lichtjahren lag. Heute wäre diese Supernova im Sternbild Wolf am Südsternhimmel zu sehen.

Die kosmische Reise unserer Sonne

Die numerischen Modelle liefern die Erkenntnis, dass die Explosionen in der Scorpius-Centaurus-Assoziation nicht nur die lokale Blase, sondern auch das zwei bis drei Millionen Jahre alte 60Fe in der Tiefsee erzeugt haben könnten. Selbst für den heutigen 60Fe-Eintrag gibt es mögliche Erklärungen: (1) Die lokale Flocke, durch die wir uns heute bewegen, könnte durch die 60Fe-haltigen Stoßwellen der Sternexplosionen mit 60Fe angereichert worden sein, oder (2) unser Sonnensystem wird noch heute von ausgeschleudertem Material der letzten Supernova getroffen, welches an der äußeren Superschale der lokalen Blase reflektiert wurde und daher wieder ins Innere der Blase und zurück läuft.

Der Ursprung des früheren sechs bis acht Millionen Jahre alten Signals ist noch Gegenstand von Ermittlungen. Beobachtungen zeigen, dass in der Umgebung der Sonne weitere Superblasen existieren, zum Beispiel die in Richtung des Sternbilds Orion gelegene Orion-Eridanus-Superblase oder die Loop-I-Superblase in Richtung des Galaktischen Zentrums. Es ist sehr wahrscheinlich, dass sich unser Sonnensystem früher schon durch eine dieser Nachbar-blasen bewegt hat und so das frühere 60Fe-Signal entstanden ist.

Auswirkungen auf die Erdgeschichte

Glücklicherweise waren die Supernova-Explosionen weit genug weg, um keinen nachhaltigen Schaden in der Biosphäre zu hinterlassen. Zwar kühlte sich vor etwa 2,6 Millionen Jahren das Erdklima merklich ab, aber ob die Scorpius-Centaurus-Assoziation etwas damit zu tun hat, darüber lässt sich nur spekulieren. Über eines sind sich Wissenschaftler*innen jedoch einig: Die Supernovae waren nahe genug, um neben der Sonne ein zweites Licht am Himmel erstrahlen zu lassen. Mit einer Helligkeit vergleichbar mit dem Vollmond wäre dieses Licht schon unseren Vorfahren aufgefallen.

Jenny Feige

forscht und lehrt am Zentrum für Astronomie und Astrophysik der Technischen Universität Berlin. Sie illustrierte das naturwissenschaftliche Kinderbuch „Die kleine Sonne auf großer Fahrt“ und erhielt 2015 den KlausTschiraPreis für verständliche Wissenschaft.

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