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Deuteriumreiches Wasser verrät Herkunft des interstellaren Kometen 3I/ATLAS
Isotopenrätsel im interstellaren Kometen: Das Wasser von 3I/ATLAS enthält ungewöhnlich viel Deuterium. Astrochemische Modelle zeigen nun, dass sich dieser extreme Wert besonders gut in einer dichten, metallarmen Molekülwolke erzeugen lässt. Damit liefert der hohe Deuteriumanteil im Wasser einen zweiten Hinweis auf eine Entstehungsumgebung, die sich deutlich von der des Sonnensystems unterschied.
Wako (Japan). 3I/ATLAS trägt eine chemische Signatur, die unter bekannten Kometen extrem ausfällt. In seinem Wasser liegt das Verhältnis von Deuterium zu gewöhnlichem Wasserstoff bei 0,98 Prozent, rund eine Größenordnung über den Werten bei massearmen Protosternen und mehr als 30-mal über typischen Kometen unseres Sonnensystems.
Auch der Kohlenstoff fällt auf: Das Verhältnis ¹²C/¹³C in Kohlenmonoxid und Kohlendioxid liegt bei 123 bis 191 und damit deutlich über dem lokalen interstellaren Mittel von 68 ± 15. Beide Befunde passen zu der Idee, dass der Komet in einer alten, an schweren Elementen armen Region der Milchstraße entstanden sein könnte.
Doch ein Problem blieb: Ein hoher D/H-Wert entsteht normalerweise besonders effizient bei niedrigen Temperaturen, und seine Höhe hängt zugleich von Strahlung, kosmischen Strahlen, Dichte und chemischer Entwicklung ab. Deshalb war offen, ob eine geringe Metallizität den Wasserwert tatsächlich erklären kann oder nur mit ihm zusammenfällt.
Forscher des RIKEN Pioneering Research Institute um Kenji Furuya haben dazu ein zweistufiges Gas-Eis-Modell der frühen Kometenchemie untersucht. Metallizität bezeichnet in diesem Zusammenhang den Anteil von Elementen schwerer als Helium. Das Team hat zunächst die Bildung von Eis in einer Molekülwolke und anschließend die weitere Entwicklung in einem dichteren Kern simuliert.
Dabei variierten die Forscher die Metallizität, die Gasdichte, die Stärke der ultravioletten Strahlung und die Ionisationsrate durch kosmische Strahlen. Die untersuchten Metallizitäten entsprachen dem einfachen, dem halben und einem Fünftel des solaren Werts. Für die Wolkendichte testeten sie 10³ und 10⁴ Teilchen pro Kubikzentimeter.
Der entscheidende chemische Hebel liegt bei deuterierten Varianten des H₃⁺-Ions. In kaltem Gas kann dieses Ion Deuterium aus HD übernehmen und den Überschuss anschließend an andere Moleküle und schließlich an Eis weitergeben. Bei geringerer Metallizität gibt es weniger Kohlenmonoxid, das diese deuterierten Ionen zerstört. Zudem verdünnt atomarer Wasserstoff den Deuteriumüberschuss im Gas weniger stark, sodass mehr davon in Wassereis landet.
Die Modellrechnungen reproduzieren den beobachteten D/H-Wert von rund einem Prozent besonders leicht bei höchstens halber Sonnenmetallizität und einer Wolkendichte von etwa 10⁴ Teilchen pro Kubikzentimeter. Bei einem Fünftel der Sonnenmetallizität gelingt das in einem breiteren Bereich der getesteten Bedingungen als bei halber Sonnenmetallizität.
Die Stärke der UV-Strahlung und die Ionisationsrate lassen sich aus dem Wasserwert dagegen nicht eindeutig bestimmen. Mehrere chemische und thermische Effekte wirken gegeneinander. Sehr hohe Ionisationsraten von mindestens 10⁻¹⁵ pro Sekunde sind in den Modellen allerdings ungünstig, weil die dadurch stärkere Erwärmung die Deuteriumanreicherung bremst.
Ganz eindeutig ist die Herkunft damit nicht. Auch bei solarer Metallizität erzeugt eine spezielle Kombination aus hoher Dichte, stärkerem UV-Feld und mittlerer Ionisationsrate einen D/H-Wert über einem Prozent. Die metallarme Umgebung ist im Modell also bevorzugt, aber nicht die einzige rechnerisch mögliche Lösung.