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Wasser im Weltraum

und wie es auf die Erde kam

von Prof. Dr. Johannes Viktor Feitzinger

Wir kennen heute mehr als 2.000 Planetensysteme in unserer Heimatgalaxie der Milchstraße. ­Hochgerechnet auf unser gesamtes Sternsystem sind wir von mehr als 100 Mrd. Planetensystemen umgeben. Unser eigenes Sonnensystem mit acht großen Planeten fügt sich dabei hinsichtlich der ­Planetentypen und Planetenanzahl um einen Zentralstern nahtlos in diese größere Stichproben ein. Festkörperplaneten, Wasserplaneten, Gasplaneten mit den unterschiedlichsten Radien und Massen zeigen, dass die Erde keineswegs ein seltener ­kosmischer Ausnahmefall ist. Wie erhielten
die Planeten, insbesondere der Festkörperplanet Erde, das Wasser?

Wassermoleküle: überall im Kosmos

Der Raum zwischen den Sternen ist nicht leer. Er ist angefüllt mit gewaltigen Gaswolken aus H, He sowie höheren Elementen und durchsetzt mit flockigen Staubpartikeln (<1µm), hauptsäch­lich aus Fe, C und Si. Angereichert sind diese Gas- und Staubwolken mit einer Unzahl von organischen Molekülen: Hydrokarbonate, Metha­nol, Ameisensäure, Kohlenstoffketten und Ringmoleküle wie z.B. polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe (PAHs). Mit dabei sind stets Wassermoleküle. In den Galaxien entstehen Sterne aus interstellaren Gaswolken und ver­gehen je nach Masse schnell, wenn rund 10% ihres Wasserstoffvorrates in den Fusionspro­zessen von H zu He bei der stellaren Energie­erzeugung verbraucht sind. In ihren Endzuständen geben die Sterne Teile ihrer fusionierten höheren Elemente wie O, C, N, P, Si, Al wieder an das interstellare Medium zurück und eine neue Sterngeneration kann sich aus diesem ­Material bilden. Die interstellaren Gaswolken ent­halten daher eine reiche Elementpalette – chemische Reaktionsketten in diesen Gaswolken sind gang und gäbe. In Abbildung 1 ist dies schematisch dargestellt.

Der allgegenwärtige Wasserstoff verbindet sich mit dem in den Sternen erzeugten Sauerstoff, der von diesen bei ihrem oft explosiven Verlöschen im interstellaren Raum verteilt wurde. Die beiden Elemente beginnen in den ­dichteren Gaswolken auf den Oberflächen von Staub­teilchen zu reagieren und bilden Wasser. In solchen dichten Gas-, Staub- und Molekül­wolken entstehen auch neue Sterne mit Plane­ten. Sternentstehung ist stets mit Planeten­ent­stehung verknüpft. Das Wasser – heißer Wasserdampf, kaltes Wasser und Wassereis –, aber auch Kohlendioxideis (CO₂) lagert sich in den Entstehungsgebieten der Sterne und ihrer Planeten nicht nur in diesen ab, sondern auch in den mit entstehenden Kometen, Asteroiden und Meteo-riten. Eine sehr wichtige Rolle spielen dabei die Staubteilchen der interstellaren Molekülwolken. Vor allem wird viel Wasser in den Mineralien der Stäube gespeichert [1].

Interstellarer Staub

Staubteilchen im Größenbereich von 0,1µm–100µm sind lockere, verklebte Konglomerate mit Strukturen von kompakt bis flockig aus Si, Fe, C und gesteinsbildenden Elementen wie Mg, Ni, Al, Ca. Staub entsteht teilweise in den Atmosphären alter Sterne oder allmählich durch Koagulation in den interstellaren Wolken. Er ist der erste Baustein bei der Planetenbildung.

Einfache Moleküle (O₂, H₂, C_O, H_O) aus dem interstellaren Gas frieren auf den kosmischen Staubkörnern aus, reagieren miteinander und erzeugen einen Eisüberzug auf dem Staub, der als eine Art Katalysator bei den chemischen ­Reaktionen dient [2]. Dies ändert nicht nur die Staubeigenschafften, sondern erzeugt auch ein Wasserreservoir für die sich später bildenden Vorplaneten (Planetesimale). Moleküle bilden sich nicht nur im interstellaren Gas und lagern sich dann auf den Stauboberflächen an, sie bilden sich auch auf den Stauboberflächen, um unter Umständen bei Temperaturänderungen wieder zurück in die Gasphase abzudampfen (Anima­tionsfilm hierzu: www.youtube.com/watch?v=X_jSenHTqFw). Als Ergebnis dieses Wechselspiels überziehen sich die Stäube mit Wasser- und Kohlendioxideis, das mit höheren organischen Molekülen vermischt ist (Abb.?2).

Protoplanetare Scheiben

Gas und Staub zwischen den Sternen ist wolkig verteilt. Die dichteren Wolken werden Molekülwolken genannt, mit H und He als atomaren und O₂ und CO₂ als molekularen Hauptbestandteilen, außerdem natürlich H₂O, C₂H₂, HCN, SiS, HC₃N und vielen anderen Molekülen, die im anzahlmäßigem Vorkommen um wesentlich zwei Größenordnungen geringer auftreten. Das Massenverhältnis vom Staubanteil zur Gesamtmasse beträgt M_gas/M_staub~90, in dichten Molekülwolken ist M_gas/M_staub~18 pro Einheitsvolumen. Der Staub in seinen weiterent­wickelten Ausformungen besteht aus Agglo­meraten von Olivin, Pyroxen, Enstatit, Quarz, Korund, Eisen-Nickel-Verbindungen und anderen schwer verdampfbaren Mineralien [3].

In den Vorstufen der Sternentstehung und der mit dieser innig verknüpften Planetenent­stehung beginnen größere Verdichtungen, in einer Molekülwolke unter ihrer eigenen An­ziehung zu kollabieren. Die Turbulenz der ­Wolke wird aufgrund der Drehimpulserhaltung in eine rotierende, diskusartige protoplanetare Scheibe übergeführt. Sobald sich in der zu einer Scheibe kollabierenden Wolke der junge, neue Stern entwickelt, spricht man von einer protoplanetaren Scheibe: Eine diskusartige, ringförmige Scheibe um den immer heißer werdenden und schließlich voll erstrahlenden Stern herum. Mehr als 96% der Gesamtmasse vereinigen sich dabei in der Regel zu einem Stern, die restlichen 4% bilden die Scheibe, in der aus Kleinteilen allmählich Planetenkörper zusammenwachsen. Nach rund 105–106 Jahren erzeugt der neu gebildete Stern seine eigene Fusionsenergie und ändert den Temperaturverlauf in der Gas-Staubscheibe mit den ersten größeren Planetesimalen. Als Planetesimal bezeichnet man Vorstufen von Planetenkörpern mit Durchmessern von 10–1.000km. Sie sind meistens noch nicht verfestigt. Planetesimale lagern sich schließlich zu Planeten zusammen, werden zu Asteroiden (Kleinplaneten) oder zerfallen in Kometen oder Meteorite. Im Innenbereich der Scheibe beginnen das Wasser und andere leicht flüchtige Stoffe, die nicht in den mineralischen Stäuben eingelagert sind, zu verdampfen.

Die einsetzende Planetenentstehung in den folgenden 100 Mio. Jahren findet in unterschiedlichen Temperaturzonen der Scheibe statt. Die Planeten bilden sich über Planetesimale durch Aufsammeln von festem und gasförmigem Schei­benmaterial (Abb.3). Entscheidend hierbei ist die so genannte Schnee- oder Frostlinie, jene Abstands­linie vom frisch entstanden Zentral­stern, ab der die flüchtigen Stoffe wieder kondensieren und ausfrieren können. Für sonnenähnliche Sterne liegt sie bei 2–4 astronomischen Einheiten (1 as­tro­nomische Einheit = Erdentfernung zur ­Sonne = 149,610⁶km). Wasser ist dabei das erste Molekül, das seinen Aggregatszustand wechselt und an der Frostlinie kondensiert.

Die Physik der Frostlinie in planetaren Scheiben erklärt zwanglos den Unterschied zwischen Festkörper -(felsigen) Planeten (Merkur, Venus, Erde, Mars) und den großen Gasplaneten. Innerhalb der Frostlinienzone werden mehr feste, hitzebeständige Partikel eingesammelt, außerhalb der Frostlinie überwiegen die flüchtigen Gaskomponenten. Die hitzebeständigen Materialien sind der Teilchenvorrat, der von den Planetesimalen erfasst wird und schließlich zur Ausformung der Festkörperplaneten hoher Dichte führt. Jenseits der Schneelinie reicht das feste Material zur Bildung von größeren Planetenkernen (10–15 Erdmassen) aus, die dann großräumig durch ihre Anziehungskraft Wasserstoff und Helium und natürlich auch alle anderen Moleküle aufsammeln und an sich binden. Es bilden sich schnell (10 Mio. Jahre) die Riesenplaneten geringer Dichte. Außerhalb der Frostlinie können leicht Wassereispartikel und andere flüchtige Elemente in planetare oder kometare Embryos eingearbeitet werden, dazu gehören natürlich auch die probiotischen Moleküle.

Kohlige Chondrite

Viele Asteroiden (Klein-/Kleinstplaneten) sind Kör­per des sehr frühen Sonnensystems. Sie haben sich auch im Innenbereich der protoplanetaren Scheibe gebildet. Nach Einschlägen anderer Asteroiden auf ihrer Oberfläche gelangte ihr Material im freien Flug durch das innere Planetensystem als Meteorite zur Erde. Diese auf der Erdoberfläche aufgefundenen Meteorite stellen die ältesten Mineralien des Sonnensystems dar. Sie entstanden in den ersten 10–15 Mio. Jahren in der protoplanetaren Scheibe, sowohl im Innen- als auch im Außenbereich [4]. Die kohligen Chondrite sind vom Aufbau her die einfachsten Meteorite. Sie haben einen hohen Anteil an Kohlenstoff (5%) und organischen Komponenten. Als kleine Kügelchen sind sie in eine silikatische Matrix (Grundmasse) eingelagert. Neben eingelagertem freien Wasser enthalten sie auch Kristallwasser (10%–20%). Ihr Material entspricht in der Elementhäufigkeit der mittleren Zusammensetzung des Sonnensystems und somit auch der Erde und ist ein Grundmaterial der Planetenentstehung (Abb.3).

Die schnell entstandenen großen Planeten haben durch Bahnstörungen wasserreiche Plane­tesimale, stark angereichert mit chondritischem Material aus der äußeren Scheibe in die innere, warme bis heiße, trockene Zone umgelenkt und umgekehrt. Die wasserreichen Planetesimale wanderten durch Bahnverschiebungen aus den äußeren Gebieten der protoplanetaren Scheibe jenseits der Frontlinie in die Innenbereiche des sich bildenden Planetensystems. Dynamische Effekte, ausgelöst von den schon entstandenen großen Planeten, bestimmten die Art der Planetesimale, die für die Planetenentstehung an einem bestimmten Ort zur Verfügung standen.

Der Wasserweg

Wasser bildet sich auf interstellarem Staub in dichten Molekülwolken und überlebt als Eis den Sternentstehungsprozess in der protoplanetaren Scheibe. Im Innenbereich der Scheibe ist es teilweise in die hitzebeständigen Stäube eingelagert, andererseits ist der Wasserdampfgehalt hoch, da das Eis auf den Oberflächen der Stäube sublimierte. Wesentlich hinter der Frostlinie bleibt das Eis unbehelligt. Die Wasserspeicher im Innenbereich der protoplanetaren Scheibe sind der Wasserdampf und das gebundene Wasser, jenseits der Frostlinie als Eis und in den Außenschichten der Scheibe wiederum als Dampf. Das Wasser, das in den Planeten und Kometen bildenden Bereichen der Scheibe existiert, ist teilweise jungfräuliches Wasser aus der Molekülwolke, teilweise in der Scheibe entstandenes oder weiter prozessiertes Wasser. Das heißt, ein Teil des Wassers wurde sublimiert und schließlich irgendwo in der Scheibe neu kondensiert. Das Wasser fördert das Staubwachstum zu größeren Einheiten. Mit Wasser oder Eis überzogener Staub wächst schneller durch Zusammenlagerung auf die Größe von Planetesimalen und wirkt als eine Art Staubfalle für kleinere Einheiten. Planetesimale innerhalb der Frostlinie sind trockener. Anderseits besitzt Wasserdampf im Innenbereich der planetaren Scheibe in der gasreichen Anfangsphase eine große Volumenhäufigkeit (>20%), sodass Wasser in Mineralien chemisch gebunden werden konnte. Hier bildeten sich die wasserreichenkohligen Chondrite als irdische Grundbausteine vor 4,56510⁹ Jahren, rund 35 Mio. Jahre nach dem Entstehungsbeginn unseres Planetensystems. Der Wasseranteil von rund 70% des heutigen irdischen Wasservorrates ist dem Erdkörper von frühen Anfängen an mineralisch gebunden mitgegeben. In Abhängigkeit von Dichte-, Strahlung-, Temperatur-und Druckumgebung ist Wasser als Eis oder in der Gasphase und mit breiter Häufigkeitsverteilung in fast allen protoplanetaren Scheiben nachgewiesen. Es spielt eine wichtige Rolle bei der chemischen Entwicklung höherer Moleküle während der Stern- und Planetenentstehung. Wasser ist das wichtigste Molekül in der Kette der Sauerstoffchemie und der gleichzeitig laufenden Kohlenstoffchemie [5]. In Abbildung 4 ist der Wasserweg schematisch skizziert.

Woher kommt das irdische Wasser?

Der Planet Erde hat einen Massenanteil an flüssigem Wasser (1,351024g) von 0,02% und vermutlich nochmals die gleiche Wassermenge in den Mineralien des Erdkörpers. Kosmisch und astrophysikalisch betrachtet ist die Erde ein trockener Planet. Wir kennen Planeten und Monde mit Wasseranteilen bis zu 50% ihrer Masse. Jedes Wasser trägt seinen kosmischen, unverwechselbaren Fingerabdruck in Form des Isotopenverhältnisses von Schwerem Wasser zu normalem Wasser in sich. Ein Wasseratom H mit einem zusätzlichen Neutron im Atomkern heißt Deuterium D, es ist doppelt so schwer wie ein normales Wasserstoffatom. Wasser mit einem Deuteriumatom HDO ist somit ebenso doppelt so schwer wie normales H₂O. Das Verhältnis von schwerem Wasser zu normalem Wasser ist ein unverwechselbarer Anzeiger für die kosmische Temperaturgeschichte der Wasserprobe und somit ein Hinweis auf die Herkunft des Wassers. Verdampft oder sublimiert Wasser, wird daher das Schwere Wasser angereichert, da das leichtere, normale Wasser schneller den Aggregatszustand wechselt. Hinzu kommen chemische Reaktionen auf den Staubkörnern, die das Verhältnis von D/H erhöhen oder vermindern können. Es kann nämlich ein Austausch des einen oder anderen H-Atoms mit D stattfinden, je nach den spezifischen Umgebungsverhältnissen von Dichte und Temperatur auf dem Staub.

Der gesamte Wasserstoff und das Deuterium wurden in den ersten drei Minuten nach der Nullzeit des Kosmos vor 13,7 Mrd. Jahren gebildet. Das Grundverhältnis D/H ist also ein für alle Mal kosmisch festgeschrieben. Aufgrund der oben genannten Reaktionen in den protoplanetaren Scheiben kann das D/H-Verhältnis sich jedoch verändern und somit bei den fertigen Bestandteilen des Planetensystems – Planeten, Kometen, Monde, Asteroiden, Meteoriten – unter­schiedlich ausfallen. Der jedem Wasser eigene chemische Fingerabdruck in Form des D/H-Verhältnisses kann daher benutzt werden, das Erdwasser der Ozeane mit anderen kosmischen Wasserträgern zu vergleichen. Auf diese Art können die Ursprungsorte und Entstehungszeiten des irdischen Wassers eingegrenzt werden [6]. Dieser Vergleich ist in Abbildung 5 dargestellt.

Als Basis dient das D/H = 1,5610^-4 der irdischen Ozeane. Dieser Wert findet sich bei den Chondriten und den wasserführenden ­Kometen der Jupiterfamilie. Rund 70% des irdischen Wassers wurden schon im ersten Anfang der Erdbildung über Chondrite und ähnliche Minerale der Erde mitgegeben. 30 bis 100Mio. Jahre später wurde dieser Wasseranteil durch Aufnahme kometaren Wassers vervollständigt. Die frühe Erde erlitt mit den Kometen Zusammenstöße und vervollständigte ihr wässriges Inventar. Diese Kometensorte hat sich vermutlich in der wasserreichen Jupiternähe gebildet. Die Kometen vom Außenrand unseres Sonnensystems (Oortsche Wolke) kommen hierfür nicht infrage.

Literatur
[1] Th. Emerenca (2008) Ann. Rev. Astro.Astrophys. 46, 57
[2] E. F. van Dishoeck et al. (2013),
Chemical Reviews, 113, 9043
[3] M.C. Wyatt (2008) Ann. Rev. Astro.Astrophys. 46, 393
[4] C. Alexander et al. (2014) Science 346, No. 6209, 623
[5] E. F. van Dishoeck (2014) im Sammelband: Protostars and Planets VI, p. 835, Water: From Clouds to Planets
[6] D. Bockelée – Morvan,
D. Lis et al. (2012) A&A, 544, L15

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