NanoSIMS analysis and high resolution electron microscopy of silicate stardust grains from red giant stars and supernova explosions [Elektronische Ressource] / von Christian Vollmer

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• Publié par: goethe_universitat_frankfurt_am_main
• Publié le: 01 janvier 2009
• Nombre de lectures: 40
• Langue: English
• Poids de l'ouvrage: 34 Mo

Extrait

NanoSIMS Analysis and High Resolution Electron Microscopy
of Silicate Stardust Grains from Red Giant Stars and Supernova Explosions
Dissertation
zur Erlangung des Doktorgrades
der Naturwissenschaften
Vorgelegt beim Fachbereich Geowissenschaften
der Johann Wolfgang Goethe –Universit?t
in Frankfurt am Main
von
Christian Vollmer
aus Essen
Frankfurt 2008
(D30)Vom Fachbereich Geowissenschaften der
Johann Wolfgang Goethe –Universit?t als Dissertation angenommen.
Dekan: ...............................................................................................................Prof. Dr. Gerhard P. Brey
Gutachter: .......................................................................................................Prof. Dr. Frank E. Brenker
2. Gutachter: ..............PD Dr. Peter Hoppe
Datum der Disputation: .............................................................................................................17.12.2008“ I know why I'm here. Not for a closer look at the Moon,
but to look back at our home, the ”
(Alfred M. Worden, Apollo 15)Contents
Deutsche Zusammenfassung................................................................................................1
Outline of Thesis.................................................. 9
List of Figures and Tables........................................................ 10
List of most common abbreviations....... 11
1 Introduction......................................................13
1.1 The cosmic lifecycle of dust.................................................................... 13
1.1.1 The birth of a star....... 14
1.1.2 Nucleosynthesis and stellar evolution...... 15
1.1.2.1 Main sequence and H burning.... 16
1.1.2.2 The CNO cycle.............................................................................................. 16
1.1.2.3 Stellar evolution of low- to intermediate-mass stars (< 8 M )............... 17

1.1.2.4 of high-mass stars (> 8 M )........................................... 20

1.1.2.5 Binary stars..................................................................... 22
1.1.3 Dust condensation in stellar ejecta........... 22
1.1.3.1 Condensation around AGB stars................................ 22
1.1.3.2 supernovae.............................................................. 24
1.1.3.3 around novae........ 24
1.1.4 Dust in the interstellar medium (ISM)..................................... 25
1.2 Analysis of cosmic dust grains ................................ 26
1.2.1 Astronomical observations........................................................ 26
1.2.2 A short history of the discovery of presolar grains................ 28
1.2.3 The discovery of presolar silicate grains.................................. 29
1.3 Aims of this study..................................................................................... 30
1.4 References.................................. 30
2 Samples and Methods.......................................35
2.1 The Acfer 094 meteorite.......................................... 35
2.1.1 Classification scheme of meteorites ......................................... 35
2.1.2 The unique carbonaceous chondrite Acfer 094...................... 37
2.2 A SIMS instrument with superior spatial resolution: the NanoSIMS............................... 39
2.3 Auger electron spectroscopy................................................................................................... 43
2.4 The focused ion beam (FIB) preparation technique........................... 43
2.5 Transmission electron microscopy (TEM)........... 46
2.6 References.................................. 47
3 Si isotopic compositions of presolar silicate grains from red giant stars
and supernovae....................................................................................49
3.1 Introduction............................... 49
3.2 Experimental ............................................................. 51
3.3 Results and discussion.............................................................................. 52
3.3.1 Extreme Group I grains 52
3.3.2 Group IV grains.......................................... 55
3.3.3 I/II grains........................................................................ 57
3.4 Conclusions................................ 60
3.5 References.................................. 60
4 NanoSIMS analysis and high resolution electron microscopy of silicate stardust from
the carbonaceous chondrite Acfer 094................................................63
4.1 Introduction............................................................... 64
4.2 Experimental............................................................. 65
4.3 Results and discussion.............................................. 67
4.3.1 Oxygen isotopic compositions of silicate and oxide stardust grains................... 674.3.2 Morphologies of silicate stardust grains ...................................................................75
4.3.3 Distribution of stardust grains within the matrix of Acfer 094 ............................80
4.3.4 Abundances of silicate and oxide stardust...............................83
4.3.5 Transmission electron microscopy of silicate stardust...........................................87
4.3.5.1 Single grains ....................................................................87
4.3.5.2 Whole population..........................98
4.3.6 Auger electron spectroscopy of silicate and oxide stardust.................................100
4.3.6.1 Whole population ........................................................................................100
4.3.6.2 Complex grains.............................103
4.4 Conclusions ..............................................................108
4.5 References.................................................................................................110
5 Stellar MgSiO -Perovskite: a shock transformed stardust silicate3
found in a meteorite.......................................... 115
5.1 Introduction .............................................................115
5.2 Experimental ............................................................................................116
5.3 Results.......................................118
5.4 Discussion.................................119
5.4.1 Isotopic composition119
5.4.2 Mineralogy ..................................................................................................................120
5.5 References.122
6 Summary and outlook.....125
Danksagung....................................................................................................................... 131Deutsche Zusammenfassung
Diese Arbeit besch?ftigt sich mit der Analyse „ pr?solarer“ Silikat- und Oxidk?rner mit Hilfe
hochaufl?sender Massenspektrometrie- und Elektronenmikroskopie-Techniken. Pr?solare K?rner im
allgemeinen, oder „“ ist durch seine extremen Isotopenanomalien in Sauerstoff, Kohlenstoff
oder Stickstoff in primitiver Sonnensystemmaterie (Meteorite, interplanetare Staubpartikel,
Kometenproben) zu lokalisieren. Die isotopische Zusammensetzung dieses Staubes ist durch keinen
Prozess im Sonnensystem zu erzeugen, sondern deutet auf nukleosynthetische Kernreaktionen im Innern
von Sternen hin. Diese K?rner sind folglich in den sich abk?hlenden Gaswolken sterbender Sterne (rote
Riesen und Supernova/Nova-Explosionen) kondensiert und haben dabei den nukleosynthetischen
„ ihres Muttersterns konserviert. Nach einer gewissen Aufenthaltszeit im interstellaren
Medium (ISM) waren diese K?rner Teil des solaren Nebels, aus dem schlie?lich das Sonnensystem
entstanden ist. W?hrend der Gro?teil der Sonnensystemmaterie durch Aufheizung und Homogenisierung
diesen urspr?nglichen „ verloren hat, entgingen einige Staubk?rner diesen Prozessen, da
ihre Mutterk?rper niemals in Kern und Mantel differenzierten und kaum sekund?r ü gt worden sind.
Sie sind ?lter als das Sonnensystem und damit „“ Das genaue Alter dieser Proben konnte bisher
noch nicht ausreichend pr?zise ermittelt werden, da nicht gen?gend Probenmaterial f?r Datierungen
vorhanden ist.
Isotopische, chemische und mineralogische Studien an diesen K?rnern erlauben somit die ü
astrophysikalischer Fragestellungen, die ansonsten nur ü optische Spektroskopie oder theoretische
Modellierungen zug?nglich sind –und das mit der hohen Pr?zision der Analyseverfahren, die in Laboren
auf der Erde zur ü stehen. Wie entstehen Elemente in den stellaren Kernreaktoren? Wie
kondensieren zirkumstellare Staubk?rner in den Winden sterbender Sterne? Wie ver?ndern sich
Staubk?rner im interstellaren Medium? Wie haben sich die Elemente in der Milchstra?e entwickelt
(Galaktische chemische Evolution)? Welche Sterne haben Material in unser Sonnensystem geliefert? Die
Verteilung und Vermischung von solarer und pr?solarer Materie schlie?lich gibt Aufschl?sse ü die
Entwicklung des jungen Sonnensystems. Dieses Forschungsgebiet vereint somit so unterschiedliche
Disziplinen wie Astrophysik, Kosmochemie, Kernphysik und Mineralogie.
Bei den ersten pr?solaren K?rnern , die Ende der 80er Jahre identifiziert wurden, handelte es sich um
h?chst stabile Minerale, wie etwa Siliziumkarbid (SiC) oder Diamant, die durch komplexe chemische und
physikalische Methoden aus Meteoriten herausgel?st und angereichert wurden. Dadurch zerst?rte man
&