Vollständig deuteriertes Methanol erstmals im Weltall nachgewiesen

Was dieses Methanol schwer macht

Methanol, CH₃OH, ist der einfachste Alkohol: Ein Kohlenstoffatom trägt drei Wasserstoffatome und ist an ein Sauerstoffatom gebunden, an dem das vierte sitzt. Deuterium ist Wasserstoff, dessen Kern neben dem Proton auch ein Neutron enthält. Es ist deshalb doppelt so schwer, bildet aber dieselben Moleküle. Varianten eines Moleküls, die sich nur in ihren Isotopen unterscheiden, heißen Isotopologe.

Vier teilweise deuterierte Formen von Methanol waren bereits bekannt, mit einem, zwei oder drei Deuteriumatomen (ein einzelnes Deuteriumatom kann am Kohlenstoff oder am Sauerstoff sitzen). Für die vollständig deuterierte Form hatten frühere Studien nur unsichere Hinweise gefunden. Ein Team unter der Leitung von Arnaud Belloche vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie berichtet nun über den ersten sicheren Nachweis von CD₃OD. Es ist das erste im interstellaren Raum nachgewiesene Molekül mit vier Deuteriumatomen.

Überraschend ist die Menge. In unserer Milchstraße kommen auf 100.000 Wasserstoffatome nur etwa 1,6 Deuteriumatome. Wäre das Deuterium zufällig verteilt, gäbe es unter zehn Trillionen Molekülen gewöhnlichen Methanols weniger als ein vollständig deuteriertes. Bei IRAS 4A2 maß das Team dagegen etwa vier CD₃OD-Moleküle auf 10.000.

Wie ALMA ein unsichtbares Molekül erkennt

Moleküle in warmem Gas drehen sich, aber nur mit ganz bestimmten Geschwindigkeiten. Jedes Mal, wenn ein Molekül in einen langsameren Rotationszustand übergeht, sendet es eine Radiowelle mit einer genau festgelegten Frequenz aus. Schwerere Atome verändern die Drehung eines Moleküls, deshalb hat jedes Isotopolog seinen eigenen Satz von Frequenzen — einen Fingerabdruck, der zuerst im Labor vermessen werden muss. Für CD₃OD wurden diese Messungen 2023 veröffentlicht.

Die Beobachtungen stammen aus COMPASS, einem großen ALMA-Programm. Es untersuchte 11 junge, sonnenähnliche Protosterne, also Sterne, die noch im Entstehen sind, bei Frequenzen von 279,0 bis 311,7 GHz (Wellenlängen um einen Millimeter). ALMA zeigt dabei Einzelheiten innerhalb von etwa 100 Astronomischen Einheiten (AE) um jeden Protostern, dem Hundertfachen des Abstands zwischen Erde und Sonne — ein Gebiet von der Größe eines Planetensystems. Bei IRAS 4A2 waren zehn Spektrallinien von CD₃OD kräftig und kaum von Linien anderer Moleküle überlagert. Deshalb gilt der Nachweis als sicher.

Eine zweite COMPASS-Studie fand bei 7 der 11 Protosterne eine Methanollinie bei 302,9 GHz, die vom Gas selbst verstärkt wird, ähnlich wie Licht in einem Laser: einen Maser. Sechs dieser Protosterne befinden sich im frühesten Stadium, der sogenannten Klasse 0. Beim siebten wird der Maser vermutlich vom Gasausfluss eines massereicheren Nachbarsterns angeregt.

Warum diese Chemie für Planeten und Kometen wichtig ist

Methanol entsteht in Eisschichten auf Staubkörnern: In der kalten Phase, bevor sich der Protostern bildet, lagern sich Wasserstoffatome eines nach dem anderen an gefrorenes Kohlenmonoxid an. Bei so tiefen Temperaturen verschiebt die größere Masse des Deuteriums manche Reaktionen zu seinen Gunsten. Die Moleküle enthalten dadurch weit mehr Deuterium, als seinem Anteil im Kosmos entspricht. Am Deuteriumgehalt des Methanols lässt sich deshalb ablesen, wie das Eis entstanden ist. Sobald der junge Stern seine Umgebung erwärmt, verdampft das Eis. Das Gas ist bei IRAS 4A2 rund 200 Kelvin (−73 °C) warm, und in dieser Form lässt sich das Methanol mit ALMA messen.

Die Modelle dieser Chemie reichen nicht aus: Für die Formen mit zwei oder drei Deuteriumatomen sagen sie zehn- bis hundertmal geringere Mengen voraus, als beobachtet werden, und CD₃OD vergrößert die Lücke noch. Die Autoren vermuten, dass den Modellen ein entscheidender Prozess fehlt.

Kometen schlagen die Brücke von dieser Chemie zu unserem Sonnensystem. Astronomen haben ALMA-Beobachtungen eines anderen jungen Systems, IRAS 16293-2422, mit den Messungen der Raumsonde Rosetta am Kometen 67P/Tschurjumow-Gerassimenko verglichen. Bei vielen Molekülen korrelierten die relativen Mengen in beiden Objekten, wenn auch mit einiger Streuung. Das spricht dafür, dass ein Teil des Eises in Kometen und anderen Planetenbausteinen aus dem Stadium stammt, in dem sich IRAS 4A2 heute befindet.

Wo NGC 1333 steht — und was zu sehen ist

NGC 1333 ist ein junger Sternhaufen im Sternbild Perseus, eingehüllt in einen Reflexionsnebel: Staub, der vom Licht naher Sterne angestrahlt wird. IRAS 4A2 liegt am Südrand des Haufens, bei Rektaszension 3h 29m und Deklination +31° 14′, rund 950 Lichtjahre (290 Parsec) entfernt. Mitte November steht der Haufen der Sonne gegenüber und erreicht mitten in der Nacht seinen höchsten Stand; von Dezember bis Februar steht er abends günstig. Südlich von etwa 59° S geht er nie auf, und bei 35° S steigt er nur etwa 24° über den Nordhorizont.

Der Protostern selbst bleibt in Amateurteleskopen unsichtbar, denn er steckt noch in dem Gas und Staub, aus dem er entsteht; sein Methanol zeigt sich nur in Spektren im Millimeterwellenbereich. Für die visuelle Helligkeit des umgebenden Nebels hat offenbar noch niemand einen verlässlichen Wert veröffentlicht.