Fußballmolekül: Brutstätte für Fußballmoleküle
Eine Quelle für Fußballmoleküle
Rund 10 000 Lichtjahre von uns entfernt im südlichen Sternbild Altar (lateinisch: Ara) befindet sich der Planetarische Nebel Tc 1, der Überrest eines sterbenden Sterns von etwas mehr als einer Sonnenmasse. Er wurde hier mit dem James-Webb-Teleskop (JWST) in unterschiedlichen infraroten Wellenlängen mit dem Instrument MIRI aufgenommen. Der abgedeckte Bereich liegt zwischen 5,6 und 25,5 Mikrometern. Es ist das bislang detailreichste Infrarotbild dieses Planetarischen Nebels und erlaubt Einblicke in seine Struktur.
Tc 1 ist bekannt für seinen Gehalt an C60-Kohlenstoffmolekülen, die bereits im Jahr 2010 von einem Team um Jan Cami von der kanadischen Western University in London, Ontario, nachgewiesen wurden. Damit war es erstmals gelungen, das im Labor schon zuvor, im Jahr 1985, synthetisierte C60-Molekül im interstellaren Raum aufzuspüren. Für die Entdeckung des C60-Moleküls wurde im Jahr 1996 der Nobelpreis für Chemie vergeben.
C60 wird fachsprachlich als Buckminsterfulleren bezeichnet, zu Ehren des Architekten Buckminster Fuller (1895–1983), dessen geodätische Dome an die Struktur des Moleküls erinnern. Bekannter ist die Bezeichnung »Fußballmolekül«, da sich die 60 Atome pro Molekül in Fünf- oder Sechsecken anordnen wie die Lederstücke eines klassischen Fußballs.
Rund 15 Jahre nach seinen ersten Untersuchungen an Tc 1 nutzte das gleiche Team um Cami das JWST, um den Planetarischen Nebel noch genauer zu untersuchen. Es zeigen sich feine Strahlen, strähnige Filamente und schimmernde Gasschalen um den sterbenden Stern im Zentrum des Gebildes. Gas mit höheren Temperaturen leuchtet bläulich, kühlere Bereiche erscheinen in dieser Bildverarbeitung rötlich.
Zusätzlich zu den fotografischen nutzte die Gruppe auch die spektrografischen Fähigkeiten des JWST, um Informationen über die chemische Zusammensetzung von Gas und Staub und deren Verteilung im Nebel zu sammeln. Das Team hofft, klären zu können, warum in Tc 1 die Fußballmoleküle so hell leuchten. Insbesondere möchte die Gruppe ihre dreidimensionale Verteilung im Nebel bestimmen.
Ein Planetarischer Nebel entsteht, wenn der Vorrat an Wasserstoff in einem Stern von etwa einer bis maximal acht Sonnenmassen im Kernbereich zur Neige geht. Nachdem dort der Wasserstoff durch Fusionsprozesse zunächst zu Helium und in der Folge zu Stickstoff und Kohlenstoff verschmolzen ist, erlöschen die Fusionsprozesse im Kern. Dieser zieht sich zu einem Gebilde von etwa Erdgröße zusammen, aber mit bis zur anderthalbfachen Masse der Sonne – er wird zu einem heißen Weißen Zwerg. Zuvor hat der Stern als Roter Riese einen signifikanten Teil seiner Masse in den umgebenden Raum geblasen, die jetzt den Planetarischen Nebel bildet.
Die starke ultraviolette Strahlung des Weißen Zwergs regt diese Gasmassen zum Leuchten im Infraroten, Visuellen und Ultravioletten an, ein Planetarischer Nebel ist geboren. Dieser dehnt sich langsam immer weiter aus, bis sich die Gas- und Staubmassen so weit ausgedehnt haben, dass die Strahlung des Weißen Zwergs nicht mehr ausreicht, sie zum Leuchten anzuregen. Planetarische Nebel haben Lebensdauern von wenigen Zehntausend Jahren.
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