Leitartikel

Prof.Dr.

Unsere Teller waren noch nie so reichlich und mit so sicherem Essen gefüllt wie heute, und trotzdem vergeht kaum ein Jahr ohne Lebens- oder Futtermittelskandal. Erst im Jahr 2013 kam in Deutschland Mais aus Serbien auf den Markt, der erhöhte Werte von Aflatoxinen aufwies. Der jährliche wirtschaftliche Schaden durch solche Schimmelpilzgifte liegt allein in der Europäischen Union (EU) im Milliarden-Euro-Bereich. Um dieses gravierende Problem in der Lebens- und Futtermittelsicherheit zu reduzieren und schließlich zu lösen, müssen sich Chemiker, insbesondere die analytischen, einer Reihe von grenzüberschreitenden Herausforderungen stellen – dies ist geradezu kennzeichnend für unser verändertes Berufsbild in der globalisierten Welt.Zunächst ist die Finanzierung des Forschungsvorhabens sicherzustellen. Das EU-Forschungsrahmenprogramm „Horizon 2020“ ist zwar das weltweit größte, transnationale Programm für Forschung und Innovation. Die mageren Erfolgsquoten der Anträge schrecken jedoch viele ab und ersticken so manche gute Idee im Keim. Dennoch: Die durch solche Projekte mögliche Vernetzung mit internationalen Partnern gepaart mit der hohen Sichtbarkeit der EU-Forschung sind schlagkräftige Argumente, sich in Calls für EU-Projekt einzubringen.Insbesondere analytische Chemiker sind mehr denn je gefordert, die Datengrundlage für das Auftreten und Verhalten von Kontaminanten vor dem Hintergrund des Klimawandels zu schaffen. Zudem sind sie gefordert als Bindeglied zwischen verschiedensten wissenschaftlichen Disziplinen zu fungieren. Ich spreche da aus der Erfahrung als Koordinator des EU-Projekts MyToolBox (<a href="https://www.mytoolbox.eu" target="_blank">www.mytoolbox.eu</a>). In diesem entwickeln 23 Institutionen aus 11 Ländern – drei Institutionen davon aus China – neue Maßnahmen, um Mykotoxine über die gesamte Lebensmittelkette, also vom Acker bis zur Nudelfabrik, zu reduzieren. Für derartige Vorhaben verlangen die Fördergeber zunehmend Endnutzer einzubinden, beispielsweise Landwirte. Interdisziplinäre, kommunikative und kulturelle Herausforderungen zu meistern, gehört daher zum täglichen Brot der Projektkoordinatoren. Im Lebensmittelbereich rekrutieren diese sich nicht selten aus der Gruppe der Chemiker. Die Entwicklung ganzheitlicher Sichtweisen steht somit ebenfalls ganz oben auf der Liste der Berufsanforderungen eines modernen Chemikers. Mit metabolomikbasierten Methoden zum Studium von Interaktionen zwischen Pilz und Pflanze beantworten analytische Chemiker fundamentale biologischen Fragen zur Bildung und Metabolisierung von Toxinen.Die vielleicht größte Herausforderung ist es, den geschützten Bereich unserer mitteleuropäischen Komfortzone zu verlassen und die Probleme dort anzugehen, wo sie am drängendsten sind. China als weltweit größter Produzent von Getreide und Schweinen ist massiv von Mykotoxinen in Lebens- und Futtermitteln betroffen. Die Kooperation mit China eröffnet dem Projekt daher neue Dimensionen. So lässt sich dort etwa die Wirksamkeit von Entgiftungsmethoden und die Anwendbarkeit von neuartigen Sensorsystemen für Getreidesilos im Großmaßstab studieren.Der Bedarf nach effizienten Maßnahmen zur Reduktion aber auch zum schnellen und günstigen Nachweis von Mykotoxinen ist besonders in Subsahara-Afrika essenziell. Dort sterben weiterhin Tag für Tag Menschen durch Mykotoxine vor allem aus Mais. Offenkundig ist in dieser Region auch der Mangel an Daten zur Epidemiologie und zur menschlichen Belastung mit Mykotoxinen. Letztere konnten wir durch die sensitive Detektion von Biomarkern in Urin von Landbewohnern im nördlichen Nigeria erstmals quantifizieren.Es bleibt also viel zu tun, und es lohnt sich in der Tat, über den Tellerrand zu schauen, um global neue, sinnvolle Anwendungsfelder für unsere Forschung zu erschließen. BBProf. Dr. Rudolf Krska Universität für Bodenkultur Wien und Queen‘s University Belfast<div><img src="https://media.graphcms.com/BBvp3i8kTYPtR1kMjJfO">

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Meinungsbeitrag

Über den europäischen Tellerrand

Unsere Teller waren noch nie so reichlich und mit so sicherem Essen gefüllt wie heute, und trotzdem vergeht kaum ein Jahr ohne Lebens- oder Futtermittelskandal. Erst im Jahr 2013 kam in Deutschland Mais aus Serbien auf den Markt, der erhöhte Werte von Aflatoxinen aufwies. Der jährliche wirtschaft...

Wissenschaft & Forschung

Obwohl Kohlenstoff nach kosmischen Maßstäben häufig ist, hat unser Heimatplanet nur eine verschwindend kleine Menge davon mitbekommen. Dafür scheinen Hochtemperaturprozesse verantwortlich zu sein, die bei der Planetenentstehung im frühen Sonnensystem auftraten. Solche Prozesse sind von
Kohlenstoff und seine Verbindungen sind unsere Lebensgrundlage und scheinen in Biosphäre und Hydrosphäre allgegenwärtig zu sein. Die Kohlenstoffkonzentration der Erde, bezogen auf deren Gesamtmasse, beträgt jedoch nur etwa 0,5 Promille. Die Seltenheit im Erdinneren beruht auf der geochemischen Eigenschaft von Kohlenstoff, der durch magmatische Aufschmelzprozesse eher abgesondert wird als andere Elemente. Er reichert sich in oberflächennahen Reservoiren an, etwa als flüchtige Verbindungen wie Kohlendioxid, außerdem als Biomasse sowie in Carbonaten und fossilen Lagerstätten.<h2>Kohlenstoff – ein häufiges Element im Kosmos</h2>Dass die Erde verglichen mit der kosmischen Häufigkeit nur wenig Kohlenstoff mitbekommen hat, zeigt sich bei einem Blick auf die Kohlenstoffhäufigkeit kleiner kosmischer Körper, die als Überbleibsel des Baumaterials der größeren Planeten gelten. Kleinkörper wie Kometen oder Asteroiden enthalten bis zu dreißig Prozent Kohlenstoff. Ein Beispiel dafür ist der Komet Churyumov-Gerasimenko, den in den Jahren 2014 bis 2016 die Raumsonde Rosetta begleitete.Daten liegen zudem von Meteoriten vor. Das sind zentimeter- bis metergroße Gesteinsfragmente, die durch Kollisionen von größeren Objekten im Weltraum abgespalten wurden. Ihre Umlaufbahnen kreuzen manchmal die Erdbahn, sodass sie schließlich auf der Erde landen. Die meisten dieser Meteorite stammen von den Asteroiden – Kleinplaneten auf Bahnen zwischen Mars und Jupiter.Kometen und Asteroiden sind Relikte des Bildungsprozesses der Planeten im frühen Sonnensystem. Das Sonnensystem entstand aus dem Kollaps einer interstellaren Gas- und Staubwolke vor 4,6 Milliarden Jahren. Staub agglomerierte zu metergroßen Aggregaten und dann zu kilometergroßen Kleinplaneten, die ihrerseits Protoplaneten und schließlich die heutigen Planeten bildeten.Den Kohlenstoffgehalt dieses Planetenbaumaterials zeigt Abbildung 1. Zwar sind die 30 Prozent von Churyumov-Gerasimenko nur ein Einzelwert, wenn auch ein besonders hoher. Wie Messungen an interplanetaren Staubpartikeln kometaren Ursprungs bestätigen, sind Werte von mehr als 10 Prozent eher typisch für Kometen. Auch die Meteoritengruppen der kohligen Chondrite erreichen hohe Werte, also bis in den Prozentbereich; teilweise betragen die Werte aber auch nur Promille, etwa bei den kohligen Chondriten CK, CO, CV und CH (C für Carbonaceous, zweiter Buchstabe für Fundort des Hauptvertreters der Meteoritenklasse: K Karoonda, O Ornans, V Vigarano, ...) sowie bei den Meteoritengruppen H, L und LL der gewöhnlichen Chondrite (Kürzel für den Metallgehalt: high iron, low iron und low iron, low metal).<figure><img src="https://media.graphcms.com/vGWIjImLTpqjEUWhgRVA"><figcaption><label>Abb. 1: </label>Kohlenstoffgehalt terrestrischer Planeten (kugelförmiger Himmelskörper aus Gestein) und Kleinkörper: Kometen und Meteoritenklassen, die von verschiedenen Asteroiden stammen.</figcaption></figure>
<h2>Chondritische Meteorite – Bausteine der Planeten</h2>Chondritische Meteorite sind nach einer Gesteinskomponente benannt, die in großer Häufigkeit in ihnen vorkommt: millimetergroße Gesteinskügelchen, die Chondren (Abbildung 2). Wie Gesteinsdatierungen zeigen, sind Chondren als eigene unabhängige Bestandteile durch intensive, kurzzeitige Aufheizprozesse im solaren Urnebel entstanden, und zwar innerhalb der ersten vier Millionen Jahre nach Entstehung unseres Sonnensystems. Diese Prozesse müssen häufig und großräumig stattgefunden haben, weil Chondren Hauptbestandteile von Meteoriten unterschiedlicher Klassen sind. Das Material muss auf 1600 bis 2100 K erhitzt worden sein, bis zur Schmelzgrenze des Minerals Olivin. Die Abkühlraten müssen mehrere Kelvin pro Stunde betragen haben, da eine zu Glas erstarrte Schmelze die Kristallzwischenräume in den Chondren füllt.<figure><img src="https://media.graphcms.com/OqLzi8PeS02z4KFLl2Jz"><figcaption><label>Abb. 2: </label>Scheibe des kohligen Chondriten Allende vom Typ CV mit millimetergroßen Gesteinskugeln (Chondren). Chondrite sind die größte Klasse der Meteoriten.</figcaption></figure>
Die Ursache dieser Aufheizprozesse ist bis heute nicht geklärt. Astronomen und Kosmochemiker diskutieren Blitze im solaren Urnebel, Schockwellen, Kollisionen protoplanetarer Körper und mehr.<h2>Pyrolyse im Sonnennebel</h2>Der Kohlenstoffgehalt in den terrestrischen Planeten – also Himmelskörpern mit fester Oberfläche, die hauptsächlich aus Gestein bestehen und durch die eigene Schwerkraft annähernd Kugelform haben –, den gewöhnlichen und einigen kohligen Chondriten ist relativ gering. Das legt nahe, dass der relativ hohe Massenanteil von etwa 30 Prozent kohligem Material im ursprünglichen Staubmaterial des Sonnennebels bereits umgewandelt wurde, bevor er in diese Körper eingebaut wurde. Diese Umwandlung, eine Oxidation mit dem reichlich vorhandenen Wasserdampf, führte zu CO, da bei den hohen Temperaturen das Wassergasgleichgewicht fast vollständig auf der linken Seite ist. Wegen des Überschusses von H und O gegenüber C im Sonnennebel ist im chemischen Gleichgewicht C praktisch vollständig in CO gebunden. Dieses wird bei den hohen Temperaturen im inneren Sonnennebel nicht in die entstehenden Körper eingebaut. Dass eine so große Menge Kohlenstoff erst nach der Entstehung der kleinen und großen planetaren Körper verloren geht, ist unwahrscheinlich.Eine Oxidation des kohligen Materials noch im Gas-Staub-Gemisch im Sonnennebel erfordert OH-Radikale. Dazu sind Temperaturen über 1000 K nötig, also höhere, als die Zusammensetzung der daraus entstehenden Körper verträgt. So hohe Temperaturen scheinen nur bei dem Prozess aufzutreten, der zur Entstehung von Chondren geführt hat. Eine Analyse ihrer Zusammensetzung und Untersuchungen zu den Schmelz- und Erstarrungsprozessen, die während ihrer Entstehung abgelaufen sein müssen, ergeben folgendes: Einem sehr raschen Temperaturanstieg folgen ein Verweilen von zirka 10 Minuten bei Spitzentemperaturen von 1600 bis 2100 K und Abkühlraten von 10 bis 1000 K pro Stunde.Die Ursache dieser blitzartigen Temperaturexkursion ist bisher unbekannt, aber die Informationen über Häufigkeit und Temperaturverlauf solcher Ereignisse reichen, um den Verlauf der Oxidation des kohligen Materials zu studieren.1) Dazu dienten Ergebnisse aus der Chemie für die Reaktionskinetik bei der Verbrennung organischer Brennstoffe.8,9) Wie die Modellrechnungen zeigen, wird während der Chondrenbildung tatsächlich das kohlige Material vollständig zu CO oxidiert.<h2>Kohlenstoffarme erdähnliche Planeten</h2>Kometen und Meteoriten von Asteroiden enthalten bis zu 600-mal mehr Kohlenstoff als Erde und Venus. Das lässt sich teilweise so erklären: Die Erde und die erdähnlichen Planeten Merkur, Venus und Mars sind im inneren Sonnensystem entstanden. Dort herrschten bereits während der Planetenbildung zeitweise bis zu 1000 K, sodass Kohlenstoff aus festen Phasen zu gasförmigen Verbindungen reagierte und entwich. Diese Annahme trifft sicher für einige der Kohlenstoffverbindungen in Kometen zu, etwa für flüchtige aliphatische und aromatische Kohlenstoffverbindungen (siehe Infokasten S. 848).Allerdings kommt in Kometen auch amorpher Kohlenstoff vor, der erst bei Temperaturen um 2100 K abgebaut wird. Derart hohe Temperaturen erreichen Standardmodelle auch im inneren Sonnensystem nicht. Für die terrestrischen Planeten wäre folglich ein höherer Kohlenstoffgehalt zu erwarten, der etwa 10- bis 50-mal so hoch liegen müsste wie beobachtet.Der niedrige Kohlenstoffgehalt lässt sich erklären, wenn in den Scheibenmodellen kurzzeitige Aufheizereignisse implementiert werden – sie sind notwendig für die Entstehung von Chondren.1) Diese Prozesse zerstören die schwerflüchtigen amorphen Kohlenstoffphasen und wandeln sie zu CO um, das in die Gasphase des solaren Urnebels übergeht. Diese Gaskomponente kondensierte im inneren Sonnensystem nicht und wurde mit dem Restgas des solaren Nebels zerstreut, möglicherweise durch einen intensiven Sternenwind unserer Ursonne, noch bevor die erdähnlichen Planeten entstanden.Dass die Chondrenbildung für die Kohlenstoffverarmung mitverantwortlich war, wird auch von der Beobachtung gestützt, dass Kohlenstoff in kohligen Chondriten hauptsächlich nicht in den Chondren selbst angereichert ist, sondern im feinkristallinen Gefüge zwischen den Chondren. Dass die Erde überhaupt so viel Kohlenstoff hat wie beobachtet, wird heute damit erklärt, dass ein kleiner Prozentsatz der Bestandteile, welche die Erde aufbauten, kohlige Chondriten aus dem äußeren Sonnensystem waren.<h2>Das ursprüngliche Material</h2>Das Staubmaterial bei der Entstehung des Sonnensystems bestand aus einer komplexen Mischung von Mineralen, hauptsächlich Silikate, Oxide und Sulfide sowie Nickeleisen, in Form nanometergroßer Partikel. Auch reine Kohlenstoffpartikel waren vorhanden. Alle diese Partikel waren von kohligem Material überzogen und zu größeren Aggregaten aus bis zu 106 einzelnen Partikeln verklumpt (Abbildung oben). In den äußeren Zonen der protoplanetaren Scheibe waren zusätzlich Wasserdampf, CO und andere Gase ausgefroren.<div>Oben: Bild eines interplanetaren Staubteilchens, das in der Stratosphäre von einem Forschungsflugzeug der Nasa aufgesammelt wurde. Größe zirka 10 Mikrometer.7)<img src="https://media.graphcms.com/n3zHBe7rQS5FmlZE6Vs2">

</div>Solche ursprünglichen Teilchen haben bei Temperaturen unter 30 K seit 4,6 Milliarden Jahren unverändert überdauert – und zwar in Kometen, Überbleibseln aus der Entstehungsphase des Sonnensystems. Die Partikel werden freigesetzt, wenn Kometen an der Sonne vorbeifliegen; sie verteilen sich längs der Kometenbahn. Kreuzt die Erde solche Staubfahnen, rieseln Teilchen daraus auf die Erde und lassen sich in der Stratosphäre von einem speziell ausgestatteten Forschungsflugzeug auffangen und analysieren.Um Kometen zu untersuchen, wurden drei Sonden zum Kometen Halley geschickt. Während des Vorbeiflugs im Jahr 1986 wurden die Elementzusammensetzungen von zirka 5000 Staubteilchen massenspektrometrisch bestimmt.2,3) In den Jahren 2014 bis 2016 begleitete die Raumsonde Rosetta den Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko und fing Staubteilchen ein, von denen jetzt die ersten massenspektrometrischen Analysen vorliegen.5)Aus der Analyse der kohligen Komponente in kometaren Staubpartikeln und den Ergebnissen von Halley und 67P für deren Staubmaterial ergibt sich folgendes Bild: Die kohlige Komponente macht zirka 30 Prozent der festen Phase aus5,6) und ist ein komplexes Gemisch leicht- und schwerflüchtiger Kohlenstoffverbindungen. Sie scheint aus vier Hauptkomponenten zu bestehen:2,3,4) 60 Prozent sind ein komplexes, schwerflüchtiges, organisches Material mit der Bruttozusammensetzung C100H115N9O65S, nach den Hauptelementen als CHON bezeichnet (Abbildung unten).2,4) Zirka 20 Prozent des Kohlenstoffs sind hoch verzweigte, aliphatische Kohlenwasserstoffe aus sechs bis zehn Kohlenstoffatomen, und etwa 10 Prozent des Halley-Materials wurden als fast reiner, vermutlich amorpher Kohlenstoff eingestuft. Weitere 10 Prozent sind andere, schlecht charakterisierte Formen. Dieses Material entstand vermutlich bereits in der Molekülwolke, in der die Sonne geboren wurde, durch Molekül-Ionen-Reaktion bei Temperaturen unter 30 K.<div>Unten: hypothetische Struktur der schwerflüchtigen CHO-Komponente in den Staubteilchen des Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko im äußeren Sonnensystem.<img src="https://media.graphcms.com/2FcLCA5YSF2ZNp6tOTrR">

</div>Diese Mixtur mit Mineralen, NiFe-Metall und gefrorenen Gasen (H2O, CO, ...) ist das Anfangsmaterial, aus dem die kleinen und großen Körper im äußeren Sonnensystem entstanden sind. Im inneren Sonnensystem, dessen Durchmesser etwa dreimal so groß ist wie der Abstand von der Erde zur Sonne, waren die Temperaturen hoch genug, dass die leichtflüchtigen Komponenten vor dem Einbau in Körper verloren ging, nicht jedoch die amorphe C-Komponente.<h2>Wäre das Klima einer kohlenstoffreichen Erde stabil?</h2>In seiner oxidierten Form bildet Kohlenstoff das Treibhausgas CO2. Dieses wird auf der Erde aus der Atmosphäre entfernt, insbesondere durch den Silikat-Karbonat-Zyklus, der wie ein Thermostat wirkt: Wenn sich Kohlendioxid in der Atmosphäre anreichert, steigt die Durchschnittstemperatur und kurbelt den Wasserkreislauf an. Beides beschleunigt die Gesteinsverwitterung auf den Kontinenten, wo aus Silikatgesteinen Kationen ausgewaschen werden. Calcium ist hierbei besonders wichtig, da es im Meer als Carbonat abgeschieden wird und sedimentiert. Dadurch bindet es langfristig CO2 – die Temperaturen sinken.Carbonate werden durch plattentektonische Prozesse hauptsächlich an Kontinentalrändern abgelagert. Dort finden jedoch auch vulkanische Prozesse statt, die Carbonate zersetzen. Das dabei entstehende Kohlendioxid wird durch die vulkanische Ausgasung wieder der Atmosphäre zugeführt. Bei vergleichsweise niedrigen globalen Durchschnittstemperaturen von derzeit etwa 14 °C wird weniger Gestein verwittert, sodass sich vulkanisches CO2 in der Atmosphäre anreichert. Dadurch steigen sowohl der Treibhauseffekt als auch die Temperaturen. Dieser thermostatische Zyklus wirkt allerdings über Millionen Jahre, da die zugrundeliegenden Vorgänge entsprechend langsam sind.Ob 10- bis 50-mal mehr Kohlenstoff auf unserer Erde es noch erlauben würde, CO2 aus der Atmosphäre zu entfernen, ist zumindest fraglich. Schon heute stammt das durch Verwitterung freigesetzte Calcium zu 80 Prozent aus Carbonaten und nur zu 20 Prozent aus Silikaten. Müssten noch größere Mengen CO2 in Carbonaten untergebracht werden, würde das zu einer so großen Menge führen, dass sich Verwitterung und Ausfällung nahezu die Waage hielten. CO2 ließe sich dann nur noch schlecht entfernen. Zuviel CO2 in der Atmosphäre hingegen könnte einen so starken und irreversiblen Treibhauseffekt verursachen, dass die Ozeane verdampfen.Hans-Peter Gail ist seit 2006 im Ruhestand. Vorher arbeitete er ab 1996 als außerplanmäßiger Professor am Institut für Theoretische Astrophysik der Universität Heidelberg. Er studierte Physik, Mathematik und Astronomie in Hamburg und Heidelberg und promovierte 1971, die Habilitation folgte 1977 an der Universität Heidelberg in Astronomie. Bevor er an das Institut für Theoretische Astrophysik ging, war er von 1985 bis 1987 für einen Gastaufenthalt an der Technischen Universität Berlin. Seine Forschungsinteressen betreffen Astromineralogie, Physik und Chemie des interstellaren und zirkumstellaren Staubs, Massenverlustprozesse bei Sternen und die Entstehung des Planetensystems. <email><a href="mailto:gail@uni-heidelberg.de">gail@uni-heidelberg.de</a></email> Mario Trieloff ist Leiter des Klaus-Tschira-Labors für Kosmochemie am Institut für Geowissenschaften in Heidelberg. Er studierte Physik und Astronomie an der Universität Heidelberg und promovierte am Max-Planck-Institut für Kernphysik. Er habilitierte sich 1998 im Fach Geochemie mit einem Stipendium der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG), worauf ein DFG-Heisenberg-Stipendium am Mineralogischen Institut der Universität Heidelberg und dem Institut de Physique du Globe de Paris folgte. 2009 wurde er außerplanmäßiger Professor, 2015 nahm er den Ruf auf eine Professur für analytische und theoretische Kosmochemie an. Seine Forschungsschwerpunkte sind die Entwicklung planetarer Körper im frühen Sonnensystem sowie die Gesteinsdatierung mit Isotopensystemen. <email><a href="mailto:mario.trieloff@geow.uni-heidelberg.de">mario.trieloff@geow.uni-heidelberg.de</a></email><h2>Quergelesen</h2>Einige Kohlenstoffverbindungen werden erst ab 2100 K abgebaut, einer Temperatur, die bei der Erdentstehung nicht erreicht wurde. Der Kohlenstoffgehalt der Erde sollte also 10- bis 50-mal höher sein als beobachtet.Chondren, millimetergroße Gesteinskugeln, entstanden durch Heizprozesse zwischen 1600 und 2100 K.Werden solche Heizprozesse in die üblichen Modelle zur Erdentstehung implementiert, lässt sich der geringe Kohlenstoffgehalt der Erde erklären.Ob sich bei 10- bis 50-mal mehr Kohlenstoff auf der Erde CO2 noch aus der Atmosphäre entfernen ließe, ist zumindest fraglich.
<ul><h2>Literatur</h2><li>
1 H.-P. Gail, M. Trieloff, Astronomy &amp; Astrophysics 2017, 606, A16.</li><li>
2 M. N. Fomenkova, S. Chang, Analysis of Interplanetary Dust Particles [Hrsg.: M. E. Zolensky, T. L. Wilson, F. J. M. Rietmeijer, G. J. Flynn ], American Institute of Physics Press, New York, 22–24.</li><li>
3 M. N. Fomenkova, S. Chang, L. M. Mukhin, Geochimica et Cosmochimica Acta, 1994, 58, 4503–4512.</li><li>
4 S. Derenne, F. Robert, Meteoritics and Plan. Sci. 2010, 45, 1461–1475</li><li>
5 A. Bardyn, D. Baklouti, H. Cottin et al., Montly Notices RAS 2017, 469, S712-S722.</li><li>
6 E. K. Jessberger, Space Science Rev. 1999, 90, 91–97.</li><li>
7 Von der NASA Webseite:<ext-link ext-link-type="uri"><a href="https://stardust.jpl.nasa.gov/science/sd-particle.html" target="_blank">https://stardust.jpl.nasa.gov/science/sd-particle.html</a></ext-link></li><li>
8 N. M. Marinov, W. J. Pitz, C. K. Westbrook, M. J. Castaldi, S. M. Senkan, Combust. Sci. and Technology 1996, 116, 211–287.</li><li>
9 J. Appel, H. Bockhorn, M. Frenklach, Combustion &amp; Flame 2000, 121, 122–136.</li></ul>

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