Open Access

Christian Vollmer

• This thesis deals with the analysis of “presolar” silicates and oxides by high resolution mass spectrometry and electron microscopy techniques. This “stardust” was identified by its extreme oxygen isotopic anomalies, which point to nucleosynthetic reactions in stellar interiors, in the carbonaceous chondrite Acfer 094. Isotopic, chemical and mineralogical studies on these stardust grains therefore allow the testing of astrophysical questions on Earth, which are otherwise only accessible by spectroscopy and theoretical models. The class of presolar silicates has been identified only six years ago in 2002, although it was known already from spectroscopic observations that silicates represent the most abundant type of dust in the galaxy. The development of the “NanoSIMS” was a crucial step in this respect, because this ion probe with its superior spatial resolution of only 50 nm allowed the detection of the typically 300 nm sized presolar silicates. A total of 142 presolar silicates and 20 presolar oxides were identified within Acfer 094, whose matrix therefore contains 163 ± 14 ppm presolar silicates and 26 ± 6 ppm presolar oxides. This is among the highest amounts reported so far for any primitive solar system material. The majority of detected stardust grains derive from asymptotic giant branch stars of 1 – 2.5 Msun and close-to-solar or slightly lower-than-solar metallicity. However, by measuring the Si isotopic compositions of some enigmatic grains, it could be shown that there is a sub-class of presolar silicates characterized by an extreme enrichment of 17O and a moderate enhancement of 30Si relative to solar, whose origins might be explained by formation in binary stellar systems. About 10% of all grains exhibit an enrichment in 18O and some of them also of 28Si relative to solar, which most likely point to an origin in type II supernova explosions. The Si isotopic measurements also allowed to quantify the effect of the s-process on the Si isotopes in low-mass asymptotic giant branch stars. The results agree well with theoretical predictions. The grains were furthermore characterized by SEM and the chemistries of about half of the grains were determined by Auger electron spectroscopy. The majority of grain morphologies are consistent with what is expected from condensation experiments. However, a lot of grains are altered by Fe-rich minerals, which are either of primary condensation or of secondary ISM or solar nebula origin. Furthermore, complex presolar grains consisting of refractory Al-rich grains attached to silicate material could be identified, which have been predicted by condensation theory and observational evidence. Nine presolar silicates were analyzed by combined NanoSIMS/TEM studies. The majority of grains are Mg-rich and amorphous, which is in contrast to astrophysical evidence, which mainly postulate crystalline Mg-rich and amorphous Fe-rich circumstellar condensates. However, the grains might have been rendered amorphous by secondary processes in the ISM or could have condensed under non-equilibrium, low-temperature conditions in the circumstellar outflow. The grains are more likely characterized by a variable, pyroxene-like chemistry, which could be a result of sputtering in the ISM, which preferentially removes Mg. The detected crystalline presolar silicates in this study and in other work are all olivines, whereas grains with a pyroxene stoichiometry are all amorphous except one. This supports astrophysical models which point to different formation pathways for these two types of grains and therefore different crystallinity. However, the relatively high Fe content of three detected presolar olivines in this study and in other work is in contrast to astrophysical evidence and theoretical considerations, which predict essentially Fe-free crystalline grains. It is therefore possible that the infrared spectra might also be compatible with less Mg-rich olivines. The only crystalline presolar silicate with a pyroxene-like stoichiometry is the unusual grain 1_07: although it is chemically enstatite, the electron diffraction pattern could only be indexed to silicate perovskite, which is stable above ~23 GPa. The discovery of a high-pressure phase of presolar origin shows that dust grains encountering interstellar shocks might not necessarily be completely destroyed. In astrophysical models it is in principle also possible that a fraction of larger grains might survive such a shock wave encounter as a high-pressure modification, which is supported by this discovery.
• Diese Arbeit beschäftigt sich mit der Analyse „präsolarer“ Silikat- und Oxidkörner mit Hilfe hochauflösender Massenspektrometrie- und Elektronenmikroskopie-Techniken. Dieser „Sternenstaub“ wurde anhand seiner extremen Isotopenanomalien in Sauerstoff, die auf nukleosynthetische Reaktionen im Innern von Sternen hindeuten, in dem kohligen Chondriten Acfer 094 lokalisiert. Isotopische, chemische und mineralogische Studien an diesem Staub erlauben die Überprüfung astrophysikalischer Fragestellungen auf der Erde, die ansonsten nur über Spektroskopie oder theoretische Modelle zugänglich sind. Die Klasse der präsolaren Silikate ist dabei erst 2002 entdeckt worden, obwohl man über spektroskopische Untersuchungen wusste, dass es sich bei Silikaten um die häufigste Staubart in der Galaxie handelt. Die Entwicklung der „NanoSIMS“ war dabei ein entscheidender Schritt, denn mit diesem Sekundärionen-Massenspektrometer konnte man erstmals mit einer Ortsauflösung von bis zu 50 nm die typischerweise nur etwa 300 nm großen präsolaren Silikatkörner aufspüren. Insgesamt wurden 142 präsolare Silikate und 20 präsolare Oxide in Acfer 094 detektiert, dessen Matrix damit 163 ± 14 ppm präsolare Silikate und 26 ± 6 ppm präsolare Oxide enthält. Diese Werte sind verglichen mit anderen Meteoriten sehr hoch, und folglich repräsentiert Acfer 094 eine der ursprünglichsten Proben, die zur Erforschung des frühen Sonnensystems zur Verfügung stehen. Der Großteil der gefundenen Körner stammt aus roten Riesensternen mit etwa 1 bis 2.5 Sonnenmassen und solarer oder sub-solarer Metallizität. Die Messung der Silizium-Isotopie einiger Silikate zweifelhafter Herkunft hat gezeigt, dass ein Teil der Körner extrem in 17O und moderat in 30Si angereichert ist, was durch den Ursprung in einem Binär-Sternsystem erklärt werden könnte. Ein weiterer Teil 18O-angereicherter Silikate (etwa 10%) zeigt einen Überschuss an 28Si, was auf den Ursprung in Supernovae hindeutet. Durch die Messung der Silizium-Isotopie einer großen Anzahl präsolarer Silikate konnte außerdem der Einfluss des s-Prozess auf die Siliziumisotope in roten Riesensternen geringer Masse quantifiziert werden. Die Resultate in dieser Arbeit stimmen gut mit theoretischen Vorhersagen überein. Weiterhin wurden die präsolaren Silikate im SEM charakterisiert und von fast der Hälfte die Chemie durch Augerelektronen-Spektroskopie bestimmt. Der Großteil der Morphologien stimmt mit den Erwartungen aus Kondensationsexperimenten überein. Viele Körner sind jedoch durch Eisenminerale verändert, die entweder mit den präsolaren Körnern zusammen primär kondensiert sind, oder durch sekundäre Prozesse im ISM oder im solaren Nebel implantiert wurden. Weiterhin konnten zum ersten Mal komplexe präsolare Silikate bestehend aus Al-reichen Oxiden und silikatischem Material nachgewiesen werden, die von theoretischen Kondensationsberechnungen und aufgrund astronomischer Beobachtungen vorhergesagt werden. Neun präsolare Silikate wurden neben der NanoSIMS mit TEM untersucht. Der Großteil dieser Körner ist Mg-reich und amorph, was mit den Modellen nicht übereinstimmt, welche kristalline Mg-reiche und amorphe Fe-reiche Silikate postulieren. Die Körner könnten jedoch im ISM sekundär amorphisiert worden sein oder unter Nicht-Gleichgewichtsbedingungen in der Sternatmosphäre kondensiert sein. Chemisch kennzeichnet die Silikate eher eine variable, pyroxen-ähnliche Chemie, was ebenfalls ein Effekt der Amorphisierung sein könnte, denn beim „Sputtering“ im ISM wird bevorzugt Mg in die Gasphase überführt. Weiterhin überwiegt in den bisherigen TEM-Arbeiten und in dieser Arbeit der Anteil der kristallinen Olivine, während Körner mit Pyroxen-Zusammensetzung bis auf eine Ausnahme amorph sind. Dies unterstützt astrophysikalische Modelle, die auf verschiedene Formationswege dieser beiden Minerale hindeuten und somit auf verschiedene Kristallinität. Weiterhin wurde ein präsolarer Fe-haltiger Olivin gefunden, was mit zwei anderen TEM-Arbeiten an präsolaren Silikaten übereinstimmt, von Theorien und anhand astronomischer Beobachtungen jedoch nicht vorhergesagt wird. Die Infrarotspektren könnten demnach eventuell auch mit weniger refraktären kristallinen Silikaten interpretiert werden. Das einzige, bisher gefundene kristalline präsolare Silikat mit pyroxen-artiger Chemie ist das Korn 1_07: Obwohl chemisch Enstatit, konnte das erzeugte Beugungsmuster im TEM nur Silikat-Perowskit zugeordnet werden, das erst ab ~23 GPa stabil ist. Die Entdeckung eines Hochdruck-Minerals präsolaren Ursprungs zeigt, dass Staubkörner im ISM nicht unbedingt komplett zerstört werden. In den theoretischen Modellen ist es prinzipiell auch möglich, dass ein Bruchteil größerer Körner eine solche Konfrontation als Hochdruck-Modifikation überlebt, was die Entdeckung dieses Korns unterstreicht.