WO EIN JUNGER STERN SEINEN KOHLENSTOFF VERBRENNT

Kohlenstoff ist das Rückgrat des Lebens, wie wir es kennen: mehr als die Hälfte der Trockenmasse eines menschlichen Körpers. Doch die Erde hat seltsam wenig davon. Das Gestein unseres Planeten enthält, gemessen an seiner Masse, etwa vier Größenordnungen – zehntausendmal – weniger Kohlenstoff als die Sonne oder als der interstellare Staub, aus dem die Erde hervorging. Mehrere Erklärungen wurden vorgeschlagen, von ultraviolettem Licht bis zur Oxidation, doch keine erklärt den Mangel vollständig.

Ein Verdächtiger ist die Hitze. Der Kohlenstoff in Staubkörnern kommt in mehreren Formen vor – rußartiger amorpher Kohlenstoff, Kohlenwasserstoffe, Graphit –, die bei unterschiedlichen Temperaturen zerfallen. Ab etwa 500 Kelvin, der Rußlinie (soot line), entweichen die flüchtigsten Formen; bei etwa 1.200 Kelvin ist selbst amorpher Kohlenstoff verschwunden. Frühere Arbeiten schätzten, dass diese Erhitzung innerhalb der ersten Million Jahre der Erdentstehung stattgefunden haben muss.

Ein Stern, ertappt bei „Zeitpunkt null“

HOPS-68 ist ein sehr junger Stern in der Orion-Molekülwolke, etwa 414 Parsec entfernt. Eine Begleitstudie desselben Teams zeigte, dass die Mitte seiner inneren Scheibe 1.400 Kelvin erreicht – heiß genug, damit aller Staub verdampft. Auch unser Sonnensystem hat eine solche Phase durchlaufen: Sie ist der „Zeitpunkt null“ der Meteoritenchronik, als Körner, reich an Calcium und Aluminium, nahe der jungen Sonne aus heißem Gas kondensierten. Nur zwei junge Sterne geringer Masse gelten als Kandidaten für diesen Moment, beide im Orion.

Das Team um F. J. Ballieux und M. K. McClure an der Universität Leiden, mit Partnern in den USA und in Deutschland, hat nun den Kohlenstoff in seinem Spektrum untersucht, aufgenommen mit dem Mittelinfrarot-Instrument (Mid-Infrared Instrument) von JWST, zusammen mit Archivdaten des (Sub-)Millimeter-Teleskopverbunds ALMA.

Ein Spektrum voller Kohlenwasserstoffe

Das Licht von HOPS-68 ist von den Fingerabdrücken vieler Kohlenstoffmoleküle durchzogen:

• warmer Cyanwasserstoff und warmes Acetylen, bei etwa 320 und 430 Kelvin, in großen Mengen – etwa 20-mal mehr als um den anderen „Zeitpunkt-null“-Stern. Sie bewegen sich relativ zum Stern mit 39 bis 53 Kilometern pro Sekunde auf uns zu, wie das sauerstoffhaltige Gas, das einen von der Scheibe wehenden Wind nachzeichnet;
• kältere Moleküle, bei etwa 40 bis 55 Kelvin, darunter Diacetylen (C₄H₂), das Methylradikal und Kohlenstoffmonosulfid, wahrscheinlich in der äußeren Scheibe oder entlang der Wände des Hohlraums, den der Ausfluss des Sterns ausgehöhlt hat;
• Triacetylen (C₆H₂), eine Kette aus sechs Kohlenstoffatomen, zum ersten Mal nachgewiesen um einen jungen Stern.

ALMA liefert einen weiteren Hinweis: Das Radikal C₂H kleidet die Wände des Ausflusshohlraums aus und bewegt sich mit dem Jet nach außen, statt hineinzufallen.

Eine Zone der Kohlenstoffzerstörung

Das Team schlägt ein Szenario vor. Zwischen der Rußlinie und dem Punkt, an dem selbst amorpher Kohlenstoff verdampft – etwa 500 bis 1.200 Kelvin –, liegt das, was es eine „Zerstörungszone für refraktären Kohlenstoff“ nennt: Dort verlässt der gesamte feste Kohlenstoff die Körner und wird zu Gas. Bei HOPS-68 schiebt die sehr heiße innere Region diese Zone nach außen und vergrößert sie. Der freigesetzte Kohlenstoff wird dann entweder vom Stern verschluckt oder vom Scheibenwind fortgetragen.

So oder so verliert der Staub in der Region, in der Gesteinsplaneten entstehen, seinen Kohlenstoff. Derselbe Prozess, so vermutet das Team, könnte zum Kohlenstoffdefizit der Erde beigetragen haben. Wie viel Kohlenstoff der Wind tatsächlich abführt, muss noch gemessen werden.

Weiter draußen spaltet ultraviolettes Licht Acetylen zu C₂H, das mit weiterem Acetylen reagiert und längere Ketten wie C₄H₂ und C₆H₂ aufbaut. Zwischen 900 und 1.100 Kelvin könnte die Zerstörungszone sogar polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe schmieden, wie in einer Flamme – was noch bestätigt werden muss.

Von einem Protostern zu Asteroiden

Die Studie hat zwei weiterreichende Konsequenzen. Erstens wurden Kohlenstoffketten, die man um andere junge Sterne gesehen hat, meist Gas zugeschrieben, das aus der umgebenden Hülle einfällt; bei HOPS-68 strömen sie eindeutig nach außen, was nahelegt, dass diese Chemie stattdessen Ausflüsse nachzeichnen könnte.

Zweitens enthalten Proben, die von den Asteroiden Ryugu und Bennu zurückgebracht wurden, reichlich kettenförmige („aliphatische“) organische Materie. Weil sich die langen Ketten von HOPS-68 außerhalb des Winds bilden, werden sie nicht fortgeweht; sie könnten später wieder auf die äußere Scheibe fallen. Das Team vermutet, dass solche Ketten zur organischen Materie von Asteroiden und Meteoriten beitragen könnten. Wenn das stimmt, würde HOPS-68 in einem einzigen jungen System sowohl die Entstehung jener Meteoritenkörner zeigen als auch das kohlenstoffreiche Material, in das sie eingebettet sind – ein Stein von Rosetta für die Entstehung der ersten kleinen Körper eines Planetensystems.