Urchemie: Wo entstehen die ersten organischen Moleküle?

Was ist ein organisches Molekül?

Ein organisches Molekül ist ein Molekül, das mindestens ein Kohlenstoffatom enthält, das über ein oder mehrere Elektronenpaare mit anderen Atomen (häufig Wasserstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Schwefel oder Phosphor) verbunden ist. Diese Moleküle sind die Grundlage der Chemie des Lebens, können aber auch synthetisiert werden oder in nicht-biologischen Umgebungen (wie protoplanetaren Scheiben, interstellaren Molekülwolken oder Kometen) vorkommen.

Beispiele für organische Moleküle:

• Methan (CH₄)
• Ethanol (CH₃CH₂OH)
• Glukose (C₆H₁₂O₆)
• Methanol (CH₃OH)

Bereiche der Bandscheibe, in denen die Chemie beginnt

Protoplanetare Scheiben, wirbelnde Überreste von Gas und Staub, die junge Sterne umgeben, bilden die Wiege von Planetensystemen. In diesen Strukturen entstehen auch die allerersten organischen Moleküle – Vorläufer der Bausteine ​​des Lebens. Ihr Aussehen hängt stark von den lokalen thermodynamischen und Strahlungsbedingungen wie Temperatur, Dichte und Einwirkung von ultravioletter und kosmischer Strahlung ab.

Die Chemie in einer protoplanetaren Scheibe ist alles andere als einheitlich. Drei Hauptzonen definieren die Bildungsregime organischer Moleküle:

• Interne heiße Zone (r < 3 AE): Die Temperatur übersteigt 300 K, wodurch die Kondensation der meisten flüchtigen Verbindungen verhindert wird. Es handelt sich jedoch um eine Umgebung, die reich an freien Radikalen ist und schnelle Reaktionen in der Gasphase begünstigt, bei denen beispielsweise Formaldehyd (H₂CO) oder Blausäure (HCN) entstehen.
• Mittlere Übergangszone (~3 bis 30 AE): oft als „Schneezone“ bezeichnet, hier sinken die Temperaturen unter 150 K, was die Kondensation von Molekülen wie H₂O, CO₂, NH₃ oder CH₄ auf den Silikatkörnern ermöglicht. Diese eisigen Körner lösen, wenn sie UV-Strahlen ausgesetzt werden, eine reichhaltige Photochemie an der Oberfläche aus, die zu komplexeren Verbindungen führt.
• Kalte Außenzone (über 30 AE): In dieser Region, die kaum durch Sternstrahlung gestört wird, sinkt die Temperatur unter 50 K. Die Chemie findet dort hauptsächlich auf den Oberflächen eisiger Körner statt, und zwar über langsame Prozesse wie die Rekombinationschemie oder die sukzessive Hydrierung von CO zu CH₃OH (Methanol).

Rolle von Staubkörnern

Staubkörner spielen eine entscheidende Rolle: Sie sind feste Matrizen, an denen Moleküle „kleben“ und reagieren. Die Porosität der Körner, ihre lokale Temperatur und die Beschaffenheit des Eismantels haben großen Einfluss auf chemische Reaktionen. Staubkörner sind Katalysatoren für Komplexität. Aus einfachen Spezies wie CO, NH₃ und H₂O beobachten wir die Synthese komplexer organischer Moleküle wie Aminosäuren oder stickstoffhaltiger Basen durch oberflächenchemische Prozesse, die oft durch UV-Strahlung oder energiereiche Teilchen aktiviert werden.

Beispiele für Aminosäuren:

• Glycin C₂H₅NO₂
• Alanin C₃H₇NO₂
• Serin C₃H₇NO₃
• Leucin C₆H₁₃NO₂
• Glutamat C₅H₉NO₄

Mehrere einfache Aminosäuren – sowie ihre chemischen Vorläufer – können in bestimmten Bereichen der protoplanetaren Scheibe unter bestimmten physikalisch-chemischen Bedingungen gebildet oder zusammengesetzt werden, obwohl die vollständige Bildung komplexer Aminosäuren weiterhin umstritten ist.

Die Gesamtzahl der in außerirdischen Proben (Meteoriten, Kometen, Experimente in einer simulierten Umgebung) nachgewiesenen Aminosäuren liegt über 90, allerdings mit einem unterschiedlichen Grad an Sicherheit, abhängig von der Nachweismethode, der terrestrischen Kontamination und dem Analysekontext.

Dies sind 20 Standardaminosäuren, aus denen Proteine ​​in terrestrischen Organismen bestehen.

Beobachtung und Entdeckung: ALMA und Spuren des Lebens

Dank des ALMA-Observatoriums (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) können Astronomen die spektralen Signaturen dieser Moleküle direkt in den Scheiben junger Sterne wie TW Hydrae oder IRS 48 nachweisen. Die Emissionslinien von Methanol, Formaldehyd oder sogar Ethanol zeugen von einer Chemie, die bereits lange vor der Entstehung der Planeten reichhaltig war. Dies deutet darauf hin, dass die organische Substanz, die wir auf Kometen oder Meteoriten finden und präbiotische Signaturen trägt, direkt aus diesen ursprünglichen Umgebungen stammt.

Ursprung des Lebens: die Samen, die vor der Geburt der Planeten gesät wurden

Somit schafft die ursprüngliche Chemie in protoplanetaren Scheiben ein bereits komplexes molekulares Reservoir, noch bevor die Planeten zusammenklumpen. Diese in Planetesimalen und Kometen konservierten organischen Verbindungen werden dann an junge Planeten abgegeben und stellen ein potenzielles Substrat für die Entstehung von Leben dar.