Nukleation von Eis aus der Gasphase in Verbindung mit kosmischem Staub
Auf der Oberfläche des kosmischen Staubs bildet sich Eis, das hauptsächlich aus H2O besteht, und weitere Molekülbildung findet hauptsächlich auf diesen Eisoberflächen statt. Später, wenn sich ein neues Planetensystem aus der Molekülwolke bildet, erhöht sich die Temperatur zuerst, bevor es wieder abkühlt, und das Eis sublimiert und kondensiert danach wieder. Die Sublimation findet im thermischen Gleichgewicht statt, während die Kondensation ein Nichtgleichgewichtsprozess ist, der die Keimbildung einschließt. Daher sind theoretische Vorhersagen schwierig, und die Temperatur- und Dichtebedingungen für sublimiertes Eis, das den Staub wieder bedeckt, sind nicht eindeutig. Die für die Molekülbildung zur Verfügung stehende Stauboberfläche ist unterschiedlich, je nachdem, ob der Staub wieder mit Eis bedeckt ist oder aus bloßen Mineralen besteht. Durch die Durchführung von Keimbildungsexperimenten an Mineralstaub und Eis erhalten wir die physikalischen Größen (freie Oberflächenenergie und Haftwahrscheinlichkeit von Eis-Nanopartikeln), die für die theoretische Vorhersage der Kondensation wesentlich sind. So können wir die Minerale und die Oberfläche von Staub in jeder Umgebung des primordialen Sonnennebels abschätzen.
Darüber hinaus agglomeriert der Staub in der protoplanetaren Scheibe und bildet Planetesimale, die Vorläufer von Planeten. Die Bildung von Planetesimalen setzt voraus, dass die kollidierenden Staubteilchen aneinanderhaften und ihre kinetische Energie abbauen, ohne voneinander abzuprallen oder sich gegenseitig zu zerstören. Die Bedingungen dafür hängen stark von der Größe und der Oberflächenbeschaffenheit des Staubs ab, aber bisherige Studien haben nur Experimente mit Teilchen von mehr als etwa 1 μm Größe oder Computersimulationen unter der Annahme einer idealen Oberfläche verwendet. Angesichts des Beitrags von Nanopartikeln könnten beispielsweise Planetesimale aufgrund ihrer hohen Kohäsionskraft effizienter gebildet werden, um die Akkumulation zu erleichtern.
Das endgültige Ziel unseres Projekts besteht darin, die freie Oberflächenenergie von Eis-Nanopartikeln, die Haftwahrscheinlichkeit zwischen Eis-Nanopartikeln und Wassermolekülen und die Agglomerationseffizienz von Eis-Nanopartikeln zusätzlich zu ihren Keimbildungswegen zu bestimmen, die für die Vorhersage der Staubbildung auf der Grundlage der Keimbildungstheorie und die Modellierung der Planetesimalentstehung wesentlich sind. In dieser Studie bestimmen wir in Mikrogravitationsexperimenten die wichtigsten physikalischen Größen von Staub im Bereich der tatsächlichen Partikelgröße (einige zehn Nanometer) und unter realistischen Temperatur- und Druckbedingungen (übersättigte Umgebung.