Enceladus` Ozean – Salzwasser im F-Ring

5. Mai 2009

Messergebnisse der NASA-Sonde Cassini deuten darauf hin, dass der Saturnmond Enceladus einen unterirdischen Ozean aus Salzwasser besitzt. Diese These ist nicht neu, konnte nun aber mit Daten aus dem E-Ring des Saturn untermauert werden.

Konzeptuelle Vorstellung der Eisfontänen des Enceladus - in der bisher vermuteten Form. Gas und Eispartikel können jedoch kaum Salze mittransportieren. (NASA JPL)

Konzeptuelle Vorstellung der Eisfontänen des Enceladus - in der bisher vermuteten Form. Gas und Eispartikel können jedoch kaum Salze mittransportieren. (NASA JPL)

Planetenforscher aus Deutschland hatten entdeckt, dass Spurenelemente im E-Ring des Saturn Bestandteile enthalten, die auf einen flüssigen Ozean im Innern von Enceladus hindeuten. Bei einem Enceladus-Vorbeiflug am 9. Oktober 2008 konnten mit dem Cosmic Dust Analyzer (CDA) an Bord von Cassini Anteile von Natrium, Natriumchlorid (NaCl), Natriumhydrogenkarbonat (NaHCO3) und Kalium nachgewiesen werden. Diese kommen in rund sechs Prozent der untersuchten Partikel im E-Ring vor. Man nimmt an, dass der E-Ring überwiegend mit Partikeln aus Enceladus` Kryovulkanen gespeist wird: Diese müssten die gelösten Salze freigesetzt haben.

„Das ist nur möglich, wenn die Quelle der Eruptionen flüssiges Wasser ist, das zuvor im Kontakt mit dem Gesteinskern von Enceladus stand“, schreiben Postberg und seine Kollegen in ihrer Veröffentlichung. Denn nur flüssiges Wasser kann – anders als Eis oder Wasserdampf – Salze in gelöster Form enthalten. Das Forscherteam um Frank Postberg vom Max-Planck-Institut für Kernphysik in Heidelberg stellte seine Ergebnisse auf einer Konferenz der American Geophysical Union in San Francisco, Kalifornien vor. Das Institut war maßgeblich an der Entwicklung des CDA beteiligt.

„Es ist natürlich denkbar, dass die Salze von einem früheren Ozean ausgelaugt wurden, der mittlerweile komplett gefroren ist. Dieser Prozess hätte dazu geführt, dass sich das Salz in großer Entfernung von der Oberfläche des Mondes konzentriert hätte“, sagte Julie Castillo vom NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena, Kalifornien gegenüber dem New Scientist. „Da ist es schon einfacher sich vorzustellen, dass die Salze in einem flüssigen Ozean direkt unter der Oberfläche vorkommen.

Enceladus – Cassinis bisherige Erkundung

Als die amerikanisch-europäische Sonde Cassini im März 2005 erstmalig am sechstgrößten Mond des Ringplaneten vorbeiflog, ergaben sich einige Überraschungen für die Forscher. Neben auffällig heterogenen topografischen Merkmalen stach vor allem die dünne Atmosphäre des Enceladus ins Auge. Diese Schicht hat an der Oberfläche einen minimalen Druck von 10-6 Pascal und kann nur damit erklärt werden, dass sie ständig aus dem Innern des Trabanten wiederbefüllt wird. Der nur 504 Kilometer durchmessende Enceladus hat eine so geringe Gravitation, dass externe Einflüsse wie der Sonnenwind ständig zu einem Gasverlust führen. Schließlich entdeckte man auch die Quelle der Atmosphäre: Fontänen schießen mit hoher Geschwindigkeit Material ins All. Diese Form des Vulkanismus funktioniert bei relativ geringen Temperaturen.

Eisfontänen auf Enceladus (Cassini / NASA / ESA)

Eisfontänen auf Enceladus (Cassini / NASA / ESA)

Bisher war die Energiequelle für den Kryovulkanismus von Enceladus kontrovers diskutiert worden. Alternativ zum Modell eines flüssigen Ozeans unter der festen Oberfläche hatte man Gezeitenkräfte vom Saturn vermutet, die bei der Annäherung des Mondes auf seiner Bahn an den Ringplaneten vermehrt Klüfte öffnen. Durch diese könnte es zu einer Druckentlastung tiefer liegender Wassereisschichten kommen, die dann als Wasser oder Dampf an die Oberfläche schießen. Bereits im letzten Dezember war diese These mit einem Computermodell überprüft worden (Raumfahrer.net berichtete). Jedoch hatte man die theoretischen Vorgaben nicht mit Beobachtungen von Cassini in Übereinstimmung bringen können: Offenbar korrelierten die Ausbrüche nicht mit der Annäherung des Mondes an den Saturn.

Die von Cassini gemessene Masse des herausgeschleuderten Materials wäre jedoch zu hoch, würde es sich dabei nur um Wasser handeln. Geophysikerin Susan Kieffer von der University of Illinois Urbana-Champaign liefert die dazu passende Erklärung und schlägt Clathrate vor. Diese entstehen, wenn Wasser unter hohem Druck eine Gitterstruktur mit Käfigen ausbildet, in die andere Stoffe wie Salze eingelagert werden. Ähnlich wie bei Methanhydraten, die auf der Erde an kontinentalen Schelfhängen in großen Wassertiefen vorkommen, können ausreichend große Mengen eines zweiten Stoffes in die Gitterstruktur des Wassers eingelagert werden.

Dieser These stimmt auch Andrew Ingersoll aus dem Cassini-Kamerateam zu: „Die geringe Konzentration an Natrium in einigen Partikeln [des E-Rings] könnte aus dem Wasserdampf kondensiert sein, den die zerfallenden Clathrate freigesetzt haben. Partikel mit hoher Natriumkonzentration dagegen enthielten primär flüssiges Wasser. Die Zeit wird zeigen, ob sich dieser Kompromiss zweier Prozesse weiter erhärten lässt.“

In der Vergangenheit wurden auch andere Thesen zur Entstehung des Kryovulkanismus diskutiert, darunter das Überschlagen der Rotationsachse durch die Verlagerung einer Region mit positiver Wärmeanomalie. Diese kann zumindest erklären, warum die Eruptionen nur in der Südpolregion gefunden wurden, wird in der aktuellen Veröffentlichung jedoch nicht berücksichtigt.

Wilkins-Eisschelf setzt Abbau fort

28. April 2009

Kontinuierliche Satellitenbilder der Europäischen Raumfahrtagentur ESA zeigen, dass die letzte Brücke als Verbindung zwischen antarktischem Festland und einer vorgelagerten Insel nun in Eisschollen zerbrochen ist.

Eine schmale Landbrücke von 900 Meter verband die Antarktis anfang April noch mit Charcot Island (Raumfahrer.net berichtete). Nach dem Zusammenbruch beginnt der nördliche Teil des rund 14.000 Quadratkilometer großen Eisschelfs nun Eisberge ins Südpolarmeer abzugeben. Nach der Ansicht zweier deutscher Wissenschaftler bedeutet dies die sich fortsetzende Destabilisierung des meergebundenen Gletschers.

Am 5. April beobachtete Envisat diesen Kollaps, woraufhin sich rund 330 Quadratkilometer Eis zu entfernen begannen. Die bereits zuvor beobachteten Störungszonen in der Eisfläche begannen sich daraufhin noch zu vergrößern. Am 24. April startete schließlich der Kollaps des nördlichen Schelfs. Etwa 770 Quadratkilometer schwimmen nun als Eisberge in Richtung Ozean. Im Gegensatz zur unter enormem tektonischen Stress stehenden Eisbrücke wird erwartet, dass die aktuelle Abgabe von Eisblöcken mehrere Wochen andauern wird.

„Der Rückzug des Wilkins-Eisschelfs ist der größte dieser Art, der bisher beobachtet wurde. Damit zeigen bereits acht vergleichbare Schelfe entlang der antarktischen Küste ein ähnliches Verhalten. Der Rückzug war überall in den letzten Jahrzehnten zu beobachten. Es gibt kaum Zweifel daran, dass diese Veränderungen mit der Erwärmung der antarktischen Halbinsel zusammenhängen. Hier wurden die höchsten Erwärmungsraten in der gesamten südlichen Hemisphäre gemessen“, erklärte David Vaughan vom Britisch Antarctic Survey. Die antarktische Halbinsel ist der einzige Teil des südlichen Kontinents, für den bisher einwandfrei eine Erwärmung festgestellt werden konnte. Der Großteil der Antarktis dürfte aufgrund ihrer isolierten Lage nur sehr träge auf Klimaschwankungen reagieren.

„Die Veränderungen von Wilkins stellen für uns ein wunderbares natürliches Labor dar, das uns dabei hilft zu verstehen, wie Eisschelfe auf den Klimawandel reagieren. Damit ist eng die Frage verbunden, wie die Zukunft der gesamten Antarktis aussieht“, so Vaughan. „Die Qualität und Frequenz der Aufnahmen von ESA-Satelliten erlaubt es uns, deutlich genauer zu analysieren, wie die Destabilisierung vonstatten geht.“

Der Umweltsatellit der ESA verfolgt die Entwicklung in der Antarktis mit täglichen Aufnahmen, die auch via Webcam abrufbar sind.

Herschel und Planck: Ein Blick hinter die Kulissen

26. April 2009

Am 14. Mai 2009 starteten zwei Teleskope der Europäischen Weltraumagentur ESA, deren Präzision unser Verständnis des Universums grundlegend verändern werden. Das Infrarot-Observatorium Herschel kann bisher durch Staub verborgene Prozesse in jungen Galaxien und Sonnensystemen sichtbar machen. Planck wird eine hochgenaue Karte der kosmischen Hintergrundstrahlung (cosmic microwave background, CMB) erstellen.

Das nach dem Uranusentdecker Wilhelm Friedrich Herschel benannte Teleskop ist mit 3.900 kg das Schwergewicht des Starts und besitzt mit 3,5 Metern Durchmesser die größte jemals ins All gestartete Teleskopschüssel. Um leuchtschwache Infrarotobjekte präzise aufnehmen zu können, darf Herschels Arbeit nicht durch Störsignale anderer Himmelskörper oder gar von sich selbst beeinflusst werden. Die Messinstrumente, die im Ferninfrarot sowie im Submillimeter-Bereich arbeiten, werden von superfluidem Helium auf bis zu -272,85 °C oder 0,3 K heruntergekühlt. Dafür sind die drei Spektrometer in einer großen Thermosflasche – dem Cryostaten – untergebracht. Rund 2.400 Liter flüssiges Helium werden seine Missionsdauer auf rund vier Jahre begrenzen. Ist das Kühlmittel verbraucht, sind keine exakten Messungen mehr möglich. Bis dahin wird das ESA-Teleskop die Arbeit seines US-Kollegen Spitzer und in einem deutlich breiteren Frequenzspektrum fortsetzen. Das Infrarot-Teleskop der NASA startete bereits 2003 und wird sein Kühlmittel in Kürze aufgebraucht haben.

Gelingt der ESA die Abschirmung, wird Herschel Einblicke in Raumregionen erhalten, die bisher durch dichte Staubwolken verhüllt waren. Infrarotstrahlung kann diese anders als sichtbares Licht durchdringen und ermöglicht es dem Teleskop, etwa die Entwicklung von Galaxien im jungen Universum zu untersuchen. Auch zukünftige Sonnensysteme sind von dichten Staubscheiben umgeben, aus denen sich später Planeten entwickeln können. Die Details dieser Prozesse waren bisher nur schwer zu beobachten. Herschel soll zudem die Molekülchemie von Planeten, Asteroiden und von weiter entfernten Objekten analysieren.

Die Schwerlastvariante ECA der Ariane-Trägerrakete wird die gemeinsam 5.300 kg schwere Doppelnutzlast nahe dem Lagrange 2-Punkt (L2) aussetzen. Hier gleichen sich die Schwerkraft von Sonne und Erde aus und beide Körper stehen ständig an derselben Stelle. Obwohl dies für die thermische Abschirmung der beiden Teleskope von Vorteil ist, haben die Orbits um den L2-Punkt den entscheidenden Nachteil der Bahninstabilität, so dass alle drei Wochen eine Kurskorrektur notwendig wird.

Nachdem die Ariane-Oberstufe Herschel in einen Transferorbit abgesetzt hat, kommt wenig später Planck an die Reihe. Die Aufgabe des Observatoriums besteht in der genauen Vermessung der CMB: Als das Universum 380.000 Jahre nach dem Urknall durchsichtig wurde, hatte es eine Temperatur von rund 3.000 K. Durch seine Expansion vergrößerte sich die Wellenlänge des Strahlungshintergrunds und die Temperatur des Universums sank auf den heutigen Wert von 2,7 K. Die Hintergrundstrahlung ist von Objekten unabhängig und verteilt sich relativ gleichförmig über die gesamte Himmelskugel.

Plancks Vorgängermissionen COBE (1989 – 93) und WMAP (Start 2001) der NASA hatten erstmals Karten des CMB erstellt und damit die Urknallhypothese untermauert. Planck wird die Auflösungsfähigkeit von COBE um den Faktor 50 sowie die von WMAP um den Faktor drei übertreffen. Das Observatorium wird Temperaturen von einem Millionstel Kelvin sowie Strukturen im Bereich von fünf Bogenminuten auflösen können. Laut ESA entspricht dies der erdgebundenen Messung der Wärmeabstrahlung eines lebendigen Hasen auf der Mondoberfläche.

Während das High Frequency Instrument (HFI) im Radiowellenbereich arbeitet, wird das Low Frequency Instrument (LFI) Mikrowellenstrahlung detektieren. Beide Bereiche gehören zum kosmischen Strahlungshintergrund. Das Problem seiner exakten Vermessung sind die effektive Abschirmung und Kühlung der sensiblen Detektoren. Bereits durch seinen Aufbau ist Planck passiv gekühlt: Die Abwärme der Instrumentensektion wird durch Radiatoren ins All abgeführt, so dass sich die Temperatur bei rund 50 K halten kann. Die Instrumente werden von den beheizten Komponenten des Servicemoduls abgeschirmt, das Systeme zur Datenverarbeitung, Kommunikation und Steuerung der Instrumente enthält.

Zwei weitere Kryosysteme kühlen HFI und LFI weiter herunter: mit flüssigem Wasserstoff auf 20 K, während die Strecke zwischen Teleskop und Wärme messenden Bolometern des HFI mit flüssigem Helium auf 4 K gebracht wird, dem Siedepunkt von Helium. Der technologische Gral sitzt jedoch im dritten Kühlkreislauf: Damit werden Thermometer, Bolometer und Filter auf Temperaturen zwischen 1,6 und 0,1 K gebracht. Das System setzt auf die Lösung des Helium-Isotops 3He in 4He, die in superfluidem Zustand vorliegen. In diesem Zustand unter extrem niedrigen Temperaturen und hohem Druck wirken keine internen Reibungskräfte mehr und Lösungsvorgänge können auch in Schwerelosigkeit funktionieren.

Mit Planck sollen fundamentale Probleme der Kosmologie beleuchtet werden: Wie ist es um die Expansion des Universums bestellt, beschleunigt sie sich tatsächlich? Eng damit verbunden ist die Frage der Baryonendichte, also dem Anteil der atomaren Materie im gesamten Universum verglichen mit der kaum verstandenen Dunklen Materie und Dunklen Energie. Die Modelle zur Entwicklung des jungen Universums sind bisher nur ansatzweise durch Beobachtungen nachgewiesen worden, weil ausreichend genaue Beobachtungsdaten fehlten. In der sogenannten Inflationsphase machte es laut dem theoretischen Physiker Alan Guth eine extrem schnelle Ausdehnung mit, womit die heutige Flachheit des Raums erklärt werden kann. Die hohe Energiedichte hätte nach Modellrechnungen sonst einen deutlich stärker gekrümmten Raum hervorgerufen, als wir ihn heute beobachten. Sollte es jedoch Inkonsistenzen im Theoriengebäude der Kosmologen geben, könnte Planck diese aufdecken. Dazu gehören vorhergesagte topologische Defekte wie kosmische Strings. Die Existenz dieser extrem dünnen und über viele Lichtjahre ausgedehnten massereichen Bänder könnten nach dem heutigen Urknallmodell entstanden sein, wurden bisher aber nicht gefunden.

Wilhelm Friedrich Herschel und Max Planck sind die Namen großer Forscher, die das Wissen ihrer Zeit fundamental erweiterten und veränderten. Die ESA-Missionen werden dem Ruf ihrer Namensgeber durch technologische Quantensprünge gerecht und werden vielleicht schon bald unser physikalisches Weltbild zu verändern.
Technische Daten

Herschel Planck
Startmasse: 3.900 kg 1.400 kg
Ausmaße: 7,2 x 4 x 4 m 4,2 Durchmesser, 4,2 m hoch
Kühlmittel: 2.400 Liter 1.500 Liter
Nominale Missioszeit: 3 Jahre 15 Monate
Teleskop: 3,5 m Cassegrain, 0,3 m sekundär 1,9 x 1,5 m
Frequenzbereich: 55 bis 672 µm (Nah- und Ferninfrarot) 27 GHz bis 1 Thz (Radio- und Mikrowellen)
Missionskosten: ca. 1 Mrd. Euro ca. 600 Mio. Euro

Unterschätzte Klimatreiber: Aerosole

11. April 2009

Eine neue Studie der NASA zeigt auf, dass Aerosole für einen Großteil der Erwärmung der Arktis und ihr Abschmelzen verantwortlich sind.

Bild A zeigt Rußpartikel (Pfeile), die sich an Sulfatblasen geheftet haben. Bild B zeigt den Ruß im Detail, Bild C Flugasche, ein Produkt der Kohleverbrennung (Peter Buseck, Arizona State University)

Bild A zeigt Rußpartikel (Pfeile), die sich an Sulfatblasen geheftet haben. Bild B zeigt den Ruß im Detail, Bild C Flugasche, ein Produkt der Kohleverbrennung (Peter Buseck, Arizona State University)

Aerosole sind feinste feste und flüssige Partikel, die aus menschengemachten und natürlichen Quellen in die Atmosphäre gelangen. Dort haben sie auf den ersten Blick einen kühlenden Einfluss auf das Klima. Denn sie verhindern, dass Sonnenlicht direkt auf den Boden fällt und ihn erwärmt. Die Aerosole reflektieren einen Teil der Strahlung und werfen ihn direkt zurück ins All, die Albedo der Atmosphäre steigt.

Zu den Aerosolen gehören vulkanische Asche, aufgewirbeltes Meersalz, Pollen oder Pilzsporen. Ein Großteil der heute in der Atmosphäre befindlichen Teilchen sind jedoch anthropogen. Der Mensch gibt vor allem Sulfate und Rußpartikel in die Atmosphäre ab.

Drew Shindell vom NASA Goddard Institute for Space Studies in New York untersuchte in einer Studie die Rolle anthropogener Sulfat- und Ruß-Aerosole mit Hilfe eines Computermodells. Das System Atmosphäre-Ozeane wurde analysiert, um die Einflüsse von steigenden CO2– und Aerosolemissionen, sowie den Abbau der Ozonschicht, auf sensible Klimazonen in den letzten drei Jahrzehnten zu untersuchen.

Seit der beginnenden Erwärmung der Arktis im Jahr 1976 wurden in Europa und Nordamerika – den industrialisierten Anrainern der Arktisregion – Gesetze zur Verringerung der Sulfatkonzentration aus Fabriken und Kraftwerken erlassen. Sulfat entsteht überwiegend bei der ungefilterten Verbrennung von Kohle und Öl. Die Emissionen sanken um 50 Prozent. Dieser Trend wurde jedoch durch die Industrialisierung Asiens ausgeglichen. Zeitgleich nahm die Luftkonzentration von Rußpartikeln weltweit zu. Diese entstehen beispielsweise bei der Verbrennung von Diesel. Die dunklen Partikeln absorbieren im Unterschied zu Sulfaten das Sonnenlicht und tragen zur Erwärmung der Atmosphäre bei.

Aerosole erwärmen (noch) am stärksten

Die asymmetrische Temperaturkurve der Arktis deutet auf die Rolle von Aerosolen in der nördlichen Hemisphäre hin. (Drew Shindell, Goddard Institute for Space Studies)

Die asymmetrische Temperaturkurve der Arktis deutet auf die Rolle von Aerosolen in der nördlichen Hemisphäre hin. (Drew Shindell, Goddard Institute for Space Studies)

In ihrem Modell berücksichtigte das Team um Drew Shindell die wichtigsten Einflussfaktoren auf das Klima, darunter Schwankungen der Sonnenaktivität, Vulkanausbrüche und die sich verändernden Treibhausgaskonzentrationen. Ihre Ergebnisse wurden mit realen Messdaten abgeglichen. Ihr Ergebnis: Aerosole hatten bisher den größten Einfluss auf die Klimaerwärmung.

Das Resultat klingt plausibel: Die Regionen mit den stärksten Reaktionen auf Aerosole sind deckungsgleich zu denen, die die stärkste Erwärmung seit 1976 aufweisen. In der Arktis hat sich die bodennahe Luft seitdem um 1,5 °C erwärmt. Die Antarktis zeigt dagegen mit +0,35 °C eine deutlich geringere Reaktion. Auch das macht Sinn, ist doch die Arktis den Erzeuerregionen von Aerosolen in der nördlichen Hemisphäre deutlich näher.

„Viele glauben, Aerosole spielten nur eine untergeordnete Rolle – das tun sie aber nicht“, sagt Shindell. „Aktuell sind die Auswirkungen von Aerosolen in mittleren Breiten der nördlichen Hemisphäre bis hinauf in die Arktis genauso hoch wie die der Treibhausgase.“

Diese Einsicht müsse auch in der politischen Agenda mit berücksichtigt werden.

„Wir werden der Klimaentwicklung in den kommenden Jahrzehnten kaum entgegen wirken können, wenn wir uns nur auf CO2 konzentrieren“, so Shindell weiter. „Wenn wir wirklich verhindern wollen, dass die Arktis in wenigen Jahrzehnten im Sommer eisfrei ist, sollten wir ein deutlich größeres Augenmerk auf Aerosole und Ozon werfen.“

Ein großer Unterschied zwischen den Klimatreibern liegt in ihrer Residenz- und Wirkungszeit in der Atmosphäre. Da sich Aerosole nur wenige Tage bis Wochen in der Luft halten können, bevor sie wieder absinken, beeinflussen sie maßgeblich das Klima von heute und das der kommenden Dekaden. Dagegen haben Treibhausgase wie CO2 einen längeren Atem, brauchen aber deutlich länger, bis sie ihre Wirkung entfalten. Sie werden das Klima kommender Jahrhunderte bestimmen.

Stellen kühle Sterne Lebensbausteine bereit?

8. April 2009

Neue Daten vom Spitzer-Teleskop werfen einen neuen Aspekt in die Debatte um die Entstehung von Leben im All: Sind kühle Sterne in der Lage, die Verbindungen bereitzustellen, die bei uns ein essentieller Bestandteil der Erbsubstanz sind?

Künstlerische Ansicht einer extraterrestrischen Ursuppe (NASA/JPL-Caltech)

Künstlerische Ansicht einer extraterrestrischen Ursuppe (NASA/JPL-Caltech)

Seit die Chemiker Stanley Miller und Harold C. Urey im Jahr 1953 das Ursuppen-Experiment vorstellten, ist viel Zeit vergangen. Das Experiment bestand aus den vermuteten Bestandteilen der jungen Erde, denen Energie in Form von Blitzen zugesetzt wurde. – Und siehe da, die ersten lebenswichtigen organischen Moleküle entstanden. Auch wenn die Aussagekraft des Miller-Urey-Experiments heute umstritten ist: Kann man davon ausgehen, dass auch in anderen Sonnensystemen ähnliche chemische Grundvoraussetzungen für die Entstehung von Leben bestehen? Diese Frage hat kürzlich ein US-amerikanisches Forscherteam versucht, mit Hilfe des Spitzer-Weltraumteleskops der NASA zu klären.

Ihre Anfangsfrage lautete: Enthalten andere Sterne solche Moleküle, die man als präbiotisch bezeichnen kann?

„Um kalte Sterne hat sich die präbiotische Chemie vielleicht ganz anders entwickelt,“ sagte Ilaria Pascucci, leitende Autorin der neuen Veröffentlichung von der Johns-Hopkins-Universität in Baltimore. Die Studie erscheint am 10. April im Astrophysical Journal.

Die Forscher waren auf der Suche nach Cyanwasserstoff, der in protoplanetaren Scheiben vorkommt. Aus diesen Scheiben entstehen später Planeten und auf ihnen sammelt sich dann vielleicht eine Ursuppe, aus der Leben entstehen könnte. Cyanwasserstoff ist eine Komponente des Adenin, einem Hauptbestandteil der DNA und damit jeden Lebens auf der Erde.

„Es ist durchaus möglich, dass auch das Leben auf der Erde durch die Zufuhr solcher Moleküle aus dem Sonnensystem gestartet wurde“, sagte Pascucci.

Die Forscher untersuchten mit dem Infrarotspektrografen des Spitzer-Teleskops 44 protoplanetare Scheiben um sonnenähnliche und 17 um kühle Sterne. Sie haben alle ein Alter von etwa drei Millionen Jahren. In dieser Phase entstehen nach den heutigen Modellen die meisten Planeten.

Das Ergebnis der Studie lautet: Cyanwasserstoff wurde in 30 Prozent der Staubsteiben um sonnenähnliche gelbe Sterne gefunden. Der übrige Teil sowie die kühlen M-Typ-Zwergsterne und braunen Zwerge zeigten keine Spuren des Moleküls.

„Vielleicht ist ultraviolettes Licht dafür verantwortlich, dass bei gelben Sternen mehr Cyanwasserstoff produziert wird. Sie erzeugen größere Mengen dieser Strahlung“, sagte Pascucci.

Die Funde bergen Implikationen für andere kürzlich gefundene Exoplaneten um M-Typ-Sterne. Bisher wurden keine erdähnlichen Planeten in der habitablen Zone gefunden, in der flüssiges Wasser existieren kann. Wird eines Tages ein solcher Planet gefunden, könnte er auch Leben beherbergen? Diese Frage möchte Pascuccis Gruppe beantworten.

„Die Astronomen sind sich da nicht so sicher. M-Typ-Sterne neigen zu extremen magnetischen Ausbrüchen, was frisch entstandenes Leben in Bedrängnis bringen könnte. Mit den neuen Spitzer-Daten müssen sie ein weiteres Detail berücksichtigen: Diese Planeten haben vielleicht einen ernsthaften Mangel an Cyanwasserstoff. Dieses Molekül ist ein nicht unwichtiger Bestandteil von uns“, sagt Douglas Hudgins, Spitzer-Programmwissenschaftler am NASA-Hauptquartier in Washington D.C. „Die Frage lautet: Enthalten kühle Sternensysteme überhaupt die richtigen Zutaten für die Entstehung von Leben? Hieße die Antwort nein, wäre die Frage über Leben an kühlen M-Sternen ausgesprochen fragwürdig.“