Täysin deuteroitu metanoli löytyi avaruudesta ensimmäistä kertaa

Miksi tämä metanoli on raskasta

Metanoli eli metyylialkoholi, CH₃OH, on yksinkertaisin alkoholi: hiiliatomiin on kiinnittynyt kolme vetyatomia, ja hiili on sitoutunut happiatomiin, jossa on kiinni neljäs vetyatomi. Deuterium on vetyä, jonka ytimessä on protonin lisäksi neutroni. Sen massa on siksi kaksinkertainen, mutta se muodostaa samanlaisia molekyylejä kuin tavallinen vety. Saman molekyylin muotoja, jotka eroavat toisistaan vain isotoopeiltaan, kutsutaan isotopologeiksi.

Metanolista tunnettiin jo neljä osittain deuteroitua muotoa, joissa on yksi, kaksi tai kolme deuteriumatomia (yksittäinen deuterium voi olla kiinni joko hiilessä tai hapessa). Täysin deuteroidusta muodosta oli aiemmissa tutkimuksissa löydetty vain epävarmoja merkkejä. Nyt Max Planckin radioastronomian instituutin Arnaud Bellochen johtama tutkimusryhmä kertoo tehneensä ensimmäisen varman havainnon CD₃OD:stä. Se on samalla ensimmäinen tähtienvälisestä avaruudesta löydetty molekyyli, jossa on neljä deuteriumatomia.

Yllättävää on molekyylin runsaus. Linnunradassa on vain noin 1,6 deuteriumatomia 100 000 vetyatomia kohden. Jos deuterium jakautuisi molekyyleihin satunnaisesti, täysin deuteroituja molekyylejä olisi alle yksi jokaista 10¹⁹ tavallista metanolimolekyyliä kohden. IRAS 4A2:n ympäriltä ryhmä kuitenkin mittasi noin neljä CD₃OD-molekyyliä 10 000 tavallista kohden.

Miten ALMA tunnistaa molekyylin, jota se ei näe

Lämpimässä kaasussa molekyylit pyörivät, mutta vain tietyillä kiinteillä nopeuksilla. Aina kun molekyyli siirtyy hitaampaan pyörimistilaan, se lähettää radioaallon yhdellä tarkasti määrätyllä taajuudella. Raskaammat atomit muuttavat molekyylin pyörimistä, joten jokaisella isotopologilla on omat taajuutensa. Tämä sormenjälki on ensin mitattava laboratoriossa, ja CD₃OD:n osalta mittaukset julkaistiin vuonna 2023.

Havainnot tehtiin ALMAn laajassa COMPASS-ohjelmassa, jossa tutkittiin taajuuksilla 279,0–311,7 GHz (aallonpituus noin yksi millimetri) 11 nuorta, Auringon kaltaista prototähteä eli vielä syntymässä olevaa tähteä. ALMA erottaa yksityiskohtia noin 100 astronomisen yksikön säteellä kunkin prototähden ympärillä (100 kertaa Maan ja Auringon välinen etäisyys) eli planeettakunnan kokoisella alueella. IRAS 4A2:n suunnassa kymmenen CD₃OD:n spektriviivaa oli voimakkaita, eivätkä ne juuri sekoittuneet muiden molekyylien viivoihin. Siksi tunnistus on varma.

Toisessa COMPASS-tutkimuksessa metanolin spektriviiva 302,9 GHz:n taajuudella havaittiin seitsemässä kohteessa 11 prototähdestä. Kaasu vahvistaa tätä säteilyä samaan tapaan kuin laser vahvistaa valoa, ja tällaista luonnollista vahvistinta kutsutaan maseriksi. Kuusi näistä seitsemästä on varhaisimmassa kehitysvaiheessa, jota kutsutaan luokaksi 0; seitsemännen kohteen maseria ylläpitää todennäköisesti massiivisemman naapuritähden ulosvirtaus.

Miksi tällä kemialla on merkitystä planeetoille ja komeetoille

Metanolia syntyy pölyhiukkasia peittävässä jäässä, kun vetyatomit liittyvät yksi kerrallaan jäätyneeseen hiilimonoksidiin. Tämä tapahtuu kylmässä vaiheessa ennen prototähden syntyä. Näin matalissa lämpötiloissa raskaampi deuterium reagoi joissakin reaktioissa vetyä mieluummin, joten molekyyleihin kertyy deuteriumia paljon enemmän kuin sen yleisyys avaruudessa antaisi odottaa. Metanolin deuteriumpitoisuus kertoo siksi, miten jää syntyi. Kun nuori tähti lämmittää ympäristöään, jää muuttuu kaasuksi, jonka lämpötila on IRAS 4A2:n ympärillä noin 200 kelviniä (−73 °C), ja silloin ALMA voi mitata siinä olevan metanolin.

Nykyiset kemialliset mallit eivät selitä havaintoja: kahden tai kolmen deuteriumatomin muodoille ne ennustavat kymmenestä sataan kertaa pienempiä määriä kuin havaitaan, ja CD₃OD kasvattaa eroa entisestään. Tutkijat arvelevat, että malleista puuttuu jokin keskeinen tekijä.

Komeetat yhdistävät tämän kemian omaan aurinkokuntaamme. ALMAn havaintoja toisesta nuoresta tähtijärjestelmästä, IRAS 16293-2422:sta, Komeetat yhdistävät tämän kemian omaan aurinkokuntaamme. Kun ALMAn havaintoja toisesta nuoresta tähtijärjestelmästä, IRAS 16293-2422:sta, verrattiin Rosetta-luotaimen komeetan 67P/Tšurjumov–Gerasimenko luona tekemiin mittauksiin, monien molekyylien suhteelliset määrät näissä kahdessa kohteessa korreloivat, joskin hajontaa oli jonkin verran. Tämä viittaa siihen, että osa komeettojen ja muiden planeettojen rakennusaineiden jäästä on periytynyt siitä vaiheesta, jossa IRAS 4A2 on nyt. siitä vaiheesta, jossa IRAS 4A2 on nyt.

Mihin katsoa ja mitä voi nähdä

IRAS 4A2 sijaitsee NGC 1333:n eteläosassa. NGC 1333 on nuori tähtijoukko Perseuksen tähdistössä, ja sitä ympäröi heijastussumu eli lähitähtien valaisema pölypilvi. IRAS 4A2:n rektaskensio on 3 h 29 min ja deklinaatio +31° 14′, ja sen etäisyys on noin 950 valovuotta (290 parsekia). Marraskuun puolivälissä joukko on taivaalla Aurinkoa vastapäätä ja korkeimmillaan keskellä yötä; joulukuusta helmikuuhun se on iltataivaalla hyvällä paikalla. Noin 59. eteläisen leveyspiirin eteläpuolella se ei nouse koskaan horisontin yläpuolelle, ja 35. eteläiseltä leveyspiiriltä katsottuna se kohoaa pohjoistaivaalla vain noin 24°:n korkeudelle.

Prototähti ei näy harrastajien kaukoputkissa, koska se on hautautunut kaasuun ja pölyyn, josta se on syntymässä; sen metanoli näkyy vain millimetriaaltojen spektreissä. Ympäröivän sumun visuaaliselle kirkkaudelle ei näytä julkaistun luotettavaa arvoa.