Die Q-Phase ist eine der Hauptträgerkomponenten von primordialen Edelgasen in Meteoriten. Sie ist vor allem in sämtlichen Chondritenklassen anzutreffen.

Geschichtliches Der Begriff Q-Phase, Q-Gase oder Q-Komponente, oft auch nur Q, wurde erstmals von Roy S. Lewis und Kollegen im Jahr 1975 geprägt. Bei ihrer Untersuchung des Allende-Meteoriten – einem CV-Chondrit des Typus CV3 – hatten sie festgestellt, dass ein Großteil der Edelgase in den kohligen, gegenüber Flußsäure und Salzsäure resistent gebliebenen Rückständen bei anschließend erfolgender Oxidation verloren gegangen war. Sie bezeichneten die als Träger der Edelgase fungierende, oxidierbare Phase als nahezu massenlose, gasreiche Q-Phase (Englisch Q phase). Q stand hier für Quintessenz (engl. quintessence). Zahlreiche folgende Analysen legten an den Tag, dass diese Q-Gase in sämtlichen primitiven Meteoritenklassen nicht nur recht einheitliche Elementhäufigkeiten an Neon und Xenon aufwiesen, sondern auch über normale Isotopenverteilungen verfügten. Dies wurde von B. Srinivasan und Kollegen dahingehend interpretiert, dass die Q-Phase im Frühen Sonnensystem weit verbreitet gewesen sein muss.

Definition Roy Lewis und Kollegen (1975) geben für die Q-Phase folgende operationelle Definition:

Einführung mini|hochkant=1.6|Die glühenden Edelgase Helium, Neon, Argon, Krypton und Xenon

Auf dem Gebiet der Kosmochemie wurden grundlegende Erkenntnisse durch das Studium von eingeschlossenen Edelgasen ermöglicht – vor allem mit Hinblick auf ihre Häufigkeits- und Isotopenverteilung. Anomalien in der Isotopenhäufigkeit von Edelgasen waren schon lange vor der Entdeckung von Präsolaren Körnern – beispielsweise Nanodiamanten, Siliciumcarbid und Graphit – in primitiven Meteoriten bekannt. Ja es war gerade die Suche nach den Trägerphasen dieser Anomalien, die schließlich wiederum zur Identifikation und Abtrennung der Präsolaren Körner führen sollte.

Bereits 1963 war erkannt worden, dass die Elementverteilungsmuster in Meteoriten zwei Kategorien zugeordnet werden konnten: entweder gehörten sie zu einem solaren Muster gasreicher Meteoriten oder zu einem planetaren Muster. Das solare Muster zeichnet sich durch eine hohe Konzentration der leichtesten Gase Helium und Neon im Vergleich zu den schweren Edelgasen aus. Ihr Ursprung ist auf den Sonnenwind zurückzuführen. Das planetare Muster weist eine sehr starke Elementenfraktionierung auf, wobei im Vergleich zur Elementhäufigkeit in der Sonne die schweren Edelgase im Vergleich zu den leichten deutlich angereichert werden. Planetarische Gase sind am häufigsten in den primitivsten Kohligen Chondriten.

Die in primitiven Meteoriten gespeicherten schweren Edelgase Argon, Krypton und Xenon stecken vorwiegend in einer bisher nur wenig verstandenen Trägerphase – der Q-Phase. Es wird zwar angenommen, dass die Q-Phase aus einer an organischem Kohlenstoff reichen Trägersubstanz aufgebaut wird – jedoch ist die vollständige Identität dieser Substanz über vier Jahrzehnte hinweg verborgen geblieben. Dennoch gilt es als wahrscheinlich, dass die Q-Phase mit kohlenstoffhaltigen Strukturen korrespondieren dürfte, da die schrittweise entgasten Edelgashäufigkeiten mit denen des Kohlenstoffs korrelieren.

Auftreten der Q-Phase mini|hochkant=1.6|Der Vigarano-Meteorit, ein CV3

Die Q-Phase wird vorwiegend in primitiven (d. h. metamorph und hydrothermal nicht veränderten) Meteoriten angetroffen, vor allem in Chondriten (sowohl in Kohligen als auch in Gewöhnlichen Chondriten). Eine enge Verwandtschaft besteht insbesondere mit den Ureiliten. Aber auch in Eisenmeteoriten kann die Q-Komponente aufgefunden werden. Bekannte Meteoritenbeispiele für eine Entgasung von Q-Gasen sind der Allende-Meteorit (ein CV3), der Cold Bokkeveld-Meteorit, der Isna-Meteorit (ein CO3), der Paris-Meteorit (ein CM2.7-CM2.9), der Saratov-Meteorit (ein L4), der Vigarano-Meteorit (ebenfalls ein CV3-Chondrit) und viele andere. Der Paris-Meteorit ist insofern beachtenswert, da er den primitivsten bisher bekannten Chondriten darstellt.

Andere Trägerkomponenten Neben den Q-Gasen, die wahrscheinlich die häufigste und am weitesten verbreitete Trägerkomponente darstellen und alternativ auch als P1 oder OC-Xe bezeichnet werden, erscheinen als weitere Trägerkomponenten Ureilit-Gase, P3-Gase, P6-Gase und HL-Gase sowie N-Komponenten, G-Komponenten und R-Komponenten.

Charakterisierung Im Vergleich zu solaren Zusammensetzungen sind Q-Gase stark fraktioniert und bevorzugen eindeutig die schwereren Elemente und Isotopen. Aus der Q-Phase primitiver Meteorite erwachsen in etwa bis zu 10 % des primordialen Heliums und sogar bis zu 90 % des primordialen Xenons. Isotopische Variationen betreffen offenbar nur Helium und Neon, wohingegen Argon, Krypton und Xenon in der Q-Phase isotopisch uniform sind. In Gewöhnlichen Chondriten umfassen die Q-Gase auch die Komponente OC-Xe.

Isotopenverhältnisse In der Q-Phase werden folgende durchschnittlichen Isotopenverhältnisse angetroffen (die jeweils vorangestellten Verhältnisse beziehen sich auf das Xenonisotop 132Xe):

Heliumisotopen Das Verhältnis 4He/132Xe erbrachte den numerischen Durchschnittswert 374 ± 72. Dies ist weitaus geringer als in anderen Komponenten. Nur die Ureilit-Gase zeigen einen noch niedrigeren Wert von 64,5 ± 9,1.

Das Verhältnis 4He/36Ar liegt bei ungefähr 70.

Von großer Bedeutung ist das Isotopenverhältnis 3He/4He, für das der Wert 1,23 ± 0,02 × 10−4 ermittelt wurde (1991 wurden noch 1,59 ± 0,04 × 10−4 angegeben).

Die genaue Kenntnis des Werts für 3He/4He in der Q-Komponente hat beispielsweise in der Kosmologie weitreichende Bedeutungen. Sehr wahrscheinlich steht die Q-Komponente stellvertretend für die primordiale Edelgaskomponente des Frühen Sonnensystems. und daher sollte ihr Verhältnis (3He/4He)Q dem protosolaren Wert entsprechen. Im Gegenzug sollte es wiederum möglich sein, aus dem Unterschied zwischen dem 3He/4He-Verhältnis in der Q-Phase und dem 3He/4He-Verhältnis im Sonnenwind das protosolare D/H-Verhältnis (Deuterium/Wasserstoff) zu bestimmen.

Der oben angegebene Verhältniswert von 3He/4He in der Q-Phase basiert auf Ätzanalysen unter hermetischen Bedingungen von gegenüber HF- und HCl-resistenten Meteoritenresiduen, wobei selektiv Q-Gase freigesetzt werden. Die Probe stammt aus dem Isna-Meteorit – ein CO3-Chondrit mit extrem niedrigem Expositionsalter gegenüber kosmischer Strahlung.

Neonisotopen Das Neonisotop 20Ne liefert für das Verhältnis 20Ne/132Xe den Durchschnittswert 3,2 ± 0,5. Auch dies ist niedriger als in allen anderen Komponenten – erneut mit Ausnahme der Ureilit-Gase (1,41 ± 0,2). Die subsolare Komponente fällt mit 7,59 ± 1,09 sehr ähnlich aus.

Das Verhältnis 20Ne/36Ar ergibt 0,044.

Für das Verhältnis 20Ne/22Ne in der Q-Komponente sind zwei Werte vorhanden – eine Meteoritengruppe liefert 10,67 ± 0,02 und die andere einen etwas niedrigeren Wert von 10,11 ± 0,02. Diese beiden Werte sind vergleichbar mit zwei Werten der Ureilit-Gase – 10,70 ± 0,25 und 10,40 ± 0,30. Auch hier besteht eine große Ähnlichkeit mit der Q-Phase, die erneut die enge Verwandtschaft der beiden Komponenten demonstriert – wie sie auch bei den Elementhäufigkeitmustern zum Ausdruck kommt.

Beim Verhältnis 21Ne/22Ne wurde 0,0294 ± 0,0010 ermittelt.

Argonisotopen Das Argonisotop 36Ar hat für das Verhältnis 36Ar/132Xe den Wert 76 ± 7. Dies ist relativ niedrig, die HL-Komponente liegt mit 50 ± 20 noch etwas niedriger. Recht ähnlich ist auch die N-Komponente mit 79 ± 11. Den niedrigsten Wert besitzt die G-Komponente mit 3,55 ± 0,55. Wesentlich höher sind die P3-Komponente, die Ureilit-Gase und die subsolare Komponente.

Das Verhältnis 36Ar/38Ar erbrachte für die Q-Komponente den Wert 5,34 ± 0,02. Die Variationen der einzelnen Komponenten untereinander sind bei den 36Ar/38Ar-Werten nicht so stark wie bei den 20Ne/22Ne-Werten. Die Argonwerte sind hierbei generell niedriger, folgen aber mehr oder weniger demselben Trend wie die Neonwerte. Auch hier ist die Q-Phase der Ureilit-Komponente mit 5,26 ± 0,06 sehr ähnlich, und auch die Sonnenwind-, die subsolare Komponente (mit 5,45 ± 0,04) und die P3-Komponente (mit 5,26 ± 0,03) liegen noch recht nah.

Umgekehrt liefert das Verhältnis (40Ar/36Ar)Q einen oberen Grenzwert von 0,12.

Kryptonisotopen Beim Kryptonisotop 84Kr hat das Verhältnis 84Kr/132Xe den Durchschnittswert 0,81 ± 0,05. Nach der HL-Komponente mit dem Verhältnis 0,48 ± 0,04 und der G-Komponente mit einem noch etwas niedrigeren Verhältnis von 0,465 ± 0,066 ist dies der drittniedrigste Wert. Alle anderen Komponenten haben höhere Werte.

Das isotopenreiche Krypton zeigt bei den unterschiedlichen Komponenten des Sonnensystems generell die niedrigsten Unterschiede in seinen Isotopenverhältnissen.

Folgende Werte wurden gemessen: für 78Kr/84Kr → 0,00603 ± 0,00003 für 80Kr/84Kr → 0,03937 ± 0;00007 für 82Kr/84Kr → 0,2018 ± 0,0002 für 83Kr/84Kr → 0,2018 ± 0,0002 für 86Kr/84Kr → 0,3095 ± 0,0005.

Xenonisotopen Es hat sich herausgestellt, dass neben Neon das Element Xenon am diagnostischsten für Isotopenzusammensetzungen in Trägerkomponenten ist. Wie auch beim Krypton ist ein generelles Charakteristikum des Xenons (beim Abgleich mit dem Sonnenwind) eine Abreicherung seiner leichten Isotopen gegenüber den schweren Isotopen. Bei den leichten Isotopen kommt es aber zu einer Datenstreuung mit relativ hohen Unsicherheitswerten (Abweichungen). Auch hier besteht eine sehr starke Ähnlichkeit der Komponente Q-Xe mit den Ureilit-Gasen. Ferner gleicht das Muster der subsolaren Komponente dem Muster des Sonnenwinds (innerhalb der Fehlergrenzen) – ausgenommen signifikativen Abweichungen bei 134Xe und 136Xe.

Die Xenonisotopenverhältnisse erbrachten folgende Werte: für 124Xe/132Xe → 0,00455 ± 0,00002 für 126Xe/132Xe → 0,00406 ± 0,00002 für 128Xe/132Xe → 0,0822 ± 0,0002 für 129Xe/132Xe → 1,042 ± 0,002 für 130Xe/132Xe → 0,1619 ± 0,0003 für 131Xe/132Xe → 0,8185 ± 0,0009 für 134Xe/132Xe → 0,3780 ± 0,0011 und für 136Xe/132Xe → 0,3164 ± 0,0008.

Fraktionierung Sämtliche Isotopenmuster sind (in unterschiedlichem Ausmaß) gegenüber der solaren Häufigkeit stark fraktioniert. Im Vergleich zu den schweren Edelgasen sind die Elemente Helium und Neon am stärksten fraktioniert – insbesondere in ihrer Q-Phase und in den Ureilit-Gasen. Die Ähnlichkeit in der Isotopenzusammensetzung der Q-Phase mit den Ureilit-Gasen hat, wie bereits angedeutet, den Verdacht genährt, dass beide Komponenten miteinander verwandt oder sogar miteinander identisch sind.

Offensichtlich besteht ein genereller Bruch in Fraktionierungsmustern zwischen leichten und schweren Edelgasen. Auch Henner Busemann und Kollegen (2000) konnten diesen Versetzungseffekt allein in den Variationen der Q-Komponente nachweisen.

Einfluss der Metamorphose In der Q-Phase sind Variationen in der Zusammensetzung beobachtet worden, die zum Teil mit der metamorphen Entwicklung des jeweiligen Meteoriten in Zusammenhang stehen dürften. Der eindeutigste Trend hierbei ist die Abnahme in der Häufigkeit der Q-Gase mit ansteigendem Metamorphosegrad in den meteoritischen Ausgangskörpern. Gleichzeitig geht ein Anstieg in den mittleren Entweichungstemperaturen einher. Dennoch hat es den Anschein, dass die Q-Phase gegenüber thermischer Metamorphose resistenter zu sein scheint als die Masse des makromolekularen Kohlenstoffs.

Ursprung der Q-Phase Genauer Ursprung sowie Entstehungsgeschichte der Q-Phase und der anderen eingeschlossenen Edelgaskomponenten bilden nach wie vor ein Rätsel. Dies gilt insbesondere für die Q-Phase, die allgemein stellvertretend für das wichtigste Edelgasreservoir des Sonnensystems (mit Ausnahme der Sonne selbst) angesehen wird. Über die Komponenten, die von Präsolaren Körnern gespeichert werden, haben wir etwas klarere Vorstellungen. Der Grund hierfür liegt in der aus ihren Isotopensignaturen ablesbaren einzigartigen Nukleosyntheseinformationen, die wiederum auf ihren stellaren Ursprung rückschließen lassen.

Modelle und Hypothesen