Das Sonnensystem entwickelte sich vor mehr als 4,5 Milliarden Jahren aus einer Staub- und Gaswolke, die unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabierte. Dabei entstand ein junger Stern, die Sonne, die von einer rotierenden Hülle aus Material, dem solaren Urnebel, umgeben war. In diesem Nebel bildeten sich Minerale, Metalle und andere Verbindungen, die sich schließlich zu größeren Objekten zusammenballten, aus denen die Planeten hervorgingen. Meteoriten liefern Hinweise auf die Entstehung des Sonnensystems, aber die frühe Entwicklung des solaren Urnebels bleibt unklar. In der Fachzeitschrift »Nature« berichtet eine Arbeitsgruppe um Emma McClure von der University of Chicago über Beobachtungen eines Planetensystems in den frühen Stadien seiner Entstehung, das ähnliche Eigenschaften wie das sehr frühe Sonnensystem aufweist. 

Zum ersten Mal waren Details der inneren Struktur eines solchen Systems zu beobachten. So lässt sich untersuchen, wie die Anfangsstadien von Planetensystemen ähnlich dem unsrigen aussahen. Der größte Teil unseres Wissens über die Entstehung und Entwicklung des Sonnensystems stammt aus der Untersuchung extraterrestrischer Gesteinsproben, der sogenannten chondritischen Meteoriten. Diese Gesteine – also Fragmente von Asteroiden – blieben seit der Entwicklung des Sonnensystems vor 4,5 Milliarden Jahren weitgehend unverändert. Im Gegensatz zu anderen Meteoritentypen, den Eisenmeteoriten und Achondriten, waren die chondritischen Meteoriten nie Bedingungen ausgesetzt, die das Aufschmelzen und die Trennung der verschiedenen Metalle und Minerale zur Folge hatten. Demzufolge konnten chondritische Meteoriten die Staubkörner und andere feste Bestandteile, die sie im Urnebel aufgesammelt haben, bewahren. Sie erlauben somit einen Einblick in die physikalischen und chemischen Bedingungen zu Beginn des Sonnensystems.

Materialien, die bei der Bildung eines Meteoriten eingebaut werden, heißen Einschlüsse. Bei der radiometrischen Datierung, das heißt, um das Alter eines Minerals zu berechnen, nutzt man den Zerfall radioaktiver Isotope. Sie zeigt, dass eine Art von Einschlüssen, die sogenannten kalzium- und aluminiumreichen Einschlüsse (englisch: calcium-aluminium-rich inclusions, kurz CAIs), die in chondritischen Meteoriten vorkommen, die ersten festen Objekte waren, die im Sonnensystem aufkamen. Die Zusammensetzung von CAIs wird von kalzium- und aluminiumreichen Oxiden dominiert, Minerale, die sich in Regionen mit Temperaturen von mindestens 1300 Kelvin (rund 1000 Grad Celsius) gebildet haben. Es ist unklar, wo und wie solche Temperaturen im solaren Urnebel erreicht wurden, obwohl man allgemein annimmt, dass die CAIs früh in der Nähe der Sonne entstanden; dies stimmt mit Berechnungsmodellen überein.

Der solare Urnebel ist ein Beispiel für eine protoplanetare Scheibe, eine Struktur um junge Sterne, aus der sich alle Planeten bilden. Protoplanetare Scheiben absorbieren das Licht ihrer Zentralgestirne und strahlen auch Licht ab. Die Art des emittierten Lichts hängt von der Temperatur der Scheibe ab, und die Wellenlängen, die absorbiert und emittiert werden, sind charakteristisch für die vorhandenen chemischen Verbindungen. In den letzten vier Jahrzehnten wurden mit Instrumenten wie dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) in Chile, dem James Webb Space Telescope (JWST) und dem Hubble Space Telescope (HST) Absorptions- und Emissionsspektren von protoplanetaren Scheiben um junge Sterne aufgenommen. Sie zeigen, dass einzelne Scheiben viele unterschiedliche Bedingungen aufweisen, und erlauben es, diese seltene Phase ihrer Entwicklung zu beobachten.

McClure und ihre Kollegen beschreiben das System HOPS-315, einen Protostern der Klasse I in der Orion-B-Molekülwolke. Die räumliche Ausrichtung von HOPS-315 ermöglicht es, die Emission von Licht aus der inneren Scheibe durch eine Lücke in der umgebenden Hülle zu beobachten. Die Forschungsgruppe kombinierte JWST- und ALMA-Beobachtungen der Absorptions- und Emissionsspektren von HOPS-315 und fand Anzeichen von Siliziummonoxidgas (SiO) und Mineralen, sogenannten kristallinen Silikaten, die sich weit in die protoplanetare Scheibe hinein erstrecken. Die Region, die diese Verbindungen enthält, ist etwa doppelt so groß wie die Entfernung zwischen Erde und Sonne.

Es gibt zwei Faktoren, welche die Beobachtung von Protosternen mit CAI-Bildung erschweren: Erstens geht man davon aus, dass die Entstehung der CAIs mit der Bildung des jungen Sterns und seiner protoplanetaren Scheibe zusammenfällt, wenn die kollabierende Wolke noch Material aus der umgebenden Region, der Hülle, aufnimmt. Das Licht von Sternen in diesem Entwicklungsstadium, die als Protosterne der Klasse I bekannt sind, wird durch einfallenden Staub und Gas verdeckt.

Zweitens geht man in Theorien davon aus, dass die Bildung von CAIs während einer kurzen, schnellen Phase der Entwicklung der protoplanetaren Scheibe erfolgt, in der es zu einem ausgeprägten Transfer von Materie und Drehimpuls in der Scheibe kommt. Die Energie dieses Prozesses erzeugt die hohen Temperaturen, die für die Bildung von CAIs in der Scheibe notwendig sind. Und sie schafft die dynamischen Bedingungen, welche die CAIs an die Orte umverteilen, an denen sich schließlich Asteroiden bilden. Diese Phase dauert nur 100 000 Jahre, sodass Beobachtungen protoplanetarischer Scheiben in dieser Entwicklungsstufe selten sind.

Sowohl das Gas als auch die kristallinen Silikate sind Anzeichen für Hochtemperaturumgebungen; vermutlich könnten sich in HOPS-315 also CAIs bilden. Es wird erwartet, dass SiO-Gas die primäre Form ist, in der Silizium bei Temperaturen von etwa 1300 Kelvin (1000 Grad Celsius) vorhanden ist, bevor es abkühlt und zu festen Mineralen kondensiert. Kristalline Silikate bilden sich bei Temperaturen oberhalb von 800 bis 1000 Kelvin; unterhalb dieser Schwelle haben die Atome nicht genug Energie, um sich in geordneten Strukturen, in Kristallen, anzuordnen. Sie bilden stattdessen einen amorphen Festkörper.

Emma McClure und ihr Team führten eine gründliche Analyse der JWST- und der ALMA-Daten durch und konnten zeigen, dass diese Hochtemperatursignaturen aus dem sternnahen Teil der Scheibe stammen. Die identifizierten Gase und Mineralkörner in den Spektren von HOPS-315 stimmen mit Vorhersagen über die Bildung von CAIs im solaren Urnebel überein. HOPS-315 bietet daher die Möglichkeit zu verstehen, wie sich die allerersten Festkörper im Sonnensystem ausbildeten. Die Astronomen sind nun womöglich in der Lage, die noch offenen Fragen zu den Vorgängen im frühen Sonnensystem zu beantworten.

Nach wie vor ist immer nicht genau bekannt, wie sich CAIs bilden oder wie diese Verbindungen – die auch in Kometen gefunden wurden, die aus den kältesten, am weitesten entfernten Regionen des Sonnennebels stammen – nach ihrer Entstehung in der inneren Scheibe umverteilt wurden. Mit Blick auf die Zukunft wirft diese Arbeit die Frage auf, ob andere protoplanetare Scheiben denselben Entwicklungsweg wie der solare Urnebel aufweisen. Dies erfordert die Suche nach Scheiben, die HOPS-315 ähneln. Die Arbeit von McClure und Co zeigt, dass wir die Möglichkeit haben, genau das zu tun.