Unter den leichten Nukliden, die in der Frühzeit des Universums entstanden, ist Deuterium einzigartig in seiner Empfindlichkeit, die kosmologische Barionendichte zu bestimmen. Deuterium wird bereits in der Vorhauptgruppenphase eines Sterns zu ³He verbrannt. Das Gas, welches durch z. B. Sternwinde und Supernovaexplosionen in das interstellare Gas zurückkehrt, ist frei von Deuterium. Da andererseits kein Prozeß bekannt ist, der Deuterium bildet, nimmt dessen Häufigkeit im Laufe der Zeit, d. h. mit fortschreitender Sternentstehung immer mehr ab. Die heute gemessene Deuteriumhäufigkeit ist daher eine untere Grenze für den entsprechenden primordialen Wert. Die Bestimmung der oberen Grenze kann nur zusammen mit der Kenntnis der Sternenstehungsgeschichte des beobachteten Gebiets erfolgen.

Among the light nuclides synthesised during the early evolution of the Universe, deuterium is unique in its sensitivity to determine the cosmological density of baryons. Already in the pre-main sequence of stars deuterium is burned up to ³He. The gas, which returns into the interstellar matter by stellar outflows and supernova explosions is then free of deuterium. On the other hand, no process is known to produce deuterium, therefore its abundance is decreasing with time, particularly with progressing star formation. The deuterium abundance as measured today thus provides a lower limit for the corresponding primordial value. Any determination of the respective upper limit can be achieved only together with the knowledge of the star-formation history of the observed target.

Aufgrund der Verwandtschaft von H₂ und HD ist die Detektion von HD-Linien besonders in Gebieten starker H₂-Emission zu erwarten. Ein besonders "heißer" Kandidat war daher Orion Peak 1, das hellste H₂-Emissions-gebiet am ganzen Himmel. Bei einer Entfernung von etwa 450 pc liegt es hinter der HII-Region M42 (Orionnebel) – der Untersuchung im sichtbaren Spektralbereich verborgen – eingebettet in dichten Staubwolken (OMC1). Die starke H₂-Emission wird durch Kollisionen von Materie, die in der Nähe von IRc2 ausgestoßen wird, mit der umgebenden Molekülwolke verursacht (Abb. 3.5).

Because of the molecular similarity between H₂ and HD, HD lines are expected especially in regions of strong H₂ emission. An obvious "hot" candidate has been Orion Peak 1, the brightest H₂ emission region known. Deeply embedded in dense dust clouds (OMC1) and therefore not observable in the visible spectral range, it is located at a distance of 450 pc behind the HII region M42 (Orion Nebula). Collisions between matter ejected close to Irc2 and the embedding molecular cloud cause the strong H₂ emission (Fig. 3.5).

Zur Bestimmung des HD/H₂-Verhältnisses und daraus der Deuteriumhäufigkeit benötigt man die Kenntnis über die totalen H₂- bzw. HD-Säulendichten. Die detektierten Emissionslinien erlauben lediglich die Bestimmung der Säulendichte eines, nämlich des jeweiligen oberen Energieniveaus. Im Falle von H₂ ist es jedoch ohne weiteres möglich, aus den so bestimmten Einzelsäulendichten auf die der restlichen Energieniveaus und damit auf die totale Säulendichte zu schließen. Die gemessene HD-Linie erlaubt dies nicht, dazu wären mindestens zwei Linien erforderlich. Statt dessen wird hier von der engen Verwandtschaft zum H₂-Molekül Gebrauch gemacht und angenommen, daß die Emissionen beider Moleküle aus dem gleichen Gebiet stammen und daher die gleichen Anregungstemperaturen besitzen. Mit dieser Annahme und unter Berücksichtigung einer nicht-thermischen Besetzung der Energieniveaus läßt sich ausgehend von der beobachteten HD 0-0 R(5)-Linie die Besetzung der anderen – nicht beobachteten – Energieniveaus bestimmen.

In order to determine the HD/H₂ ratio and subsequently the abundance of deuterium one needs to know the total H₂ and HD column densities. The detected emission lines only provide the column density of the upper energy level. In the case of H₂, however, it is possible to derive the column density of the other energy levels from these values and thus the total column density. This is not possible for the measured HD line, since at least two lines would be required for this purpose. Instead, taking advantage of the tight correlation between HD and H₂ emission, we assume that the emission of both molecules originates from the same region and has therefore also the same excitation temperature. This assumption together with the assumption of a non-thermal population of the energy levels, permits the determination of the population of the non-observed energy levels based on the observed HD 0-0 R(5) line.

Für das D/H-Verhältnis erhielten wir schließlich einen Wert von 7,6 x 10^-6. Dies ist etwa um einen Faktor zwei kleiner als er mit neueren H und D Lya Absorptionsmessungen für das lokale interstellare Medium (d.h. Entfernung < 100 pc ) gefunden wurde (Abb. 3.7), scheint jedoch im Rahmen des Fehlers mit einem weiteren ISO-Resultat für die Photodissoziationsregion Orion Bar übereinzustimmen. Das kleinere D/H Verhältnis für die beiden Regionen innerhalb der Orion-Molekülwolke könnte in einer stärkeren Sternentstehung und damit einem stärkeren Abbau von Deuterium begründet sein.

Finally we have obtained a D/H ratio of 7.6 x 10^-6, a value which is about a factor of two smaller than found recently with H and D Lya absorption measurements (Fig. 3.7) for the local interstellar medium (i. e. at distances < 100 pc). However our value is in good agreement with a further ISO result for the photodissociation region Orion Bar. The smaller D/H ratio for the two regions within the Orion Molecular Cloud could be caused by an enhanced star formation in this region, and therefore a more intensive destruction of deuterium.

Neben der bereits erwähnten kosmologischen Bedeutung, wurde ebenfalls schon früh erkannt, daß die Bestimmung des D/H Verhältnisses in den großen Planeten wichtige Aufschlüsse über die Entstehung unseres Sonnensystems gibt. Nach gegenwärtigem Verständnis formten sich alle großen Planeten durch Ansammlung eines Kerns von ca. 10-15 Erdmassen und dem nachfolgenden Gravitationskollaps des umgebenden protosolaren Nebels. Da die Kerne von Jupiter und Saturn nur jeweils 3% bzw. 10% zu deren Gesamtmasse beitragen und ihre Atmosphären zu mehr als 90% aus molekularem Wasserstoffgas bestehen erwartet man, daß das D/H Verhältnis in diesen Atmosphären dem des primordialen solaren Nebels entspricht. Im Gegensatz dazu tragen die Kerne bei Uranus und Neptun mit mehr als 50% zur Gesamtmasse bei. In deren Kernen, entstanden aus eingesammeltem eishaltigem Staub und größeren Brocken in der Frühzeit unseres Sonnen-systems, erwartet man ein stark angereichertes D/H-Verhältnis durch Isotopenaustauschreaktionen bei tiefen Temperaturen. Derartige Anreicherungen wurden bereits in anderen Objekten unseres Sonnensystems (Titan, Halley, Hyakutake, Hale-Bopp) beobachtet. Die D/H-Verhälnisse bei Uranus und Neptun sollten also deutlich höher liegen als bei Jupiter und Saturn.

Besides the already mentioned cosmological importance, it has been realised as well that the determination of the D/H ratio in the giant planets provides important clues about the evolution of our solar system. According to current understanding all giant planets are believed to have been formed by the accretion of a central core of about 10-15 terrestrial masses, followed by the gravitational collapse of the surrounding protosolar nebula. Because this central core represents only a small fraction of the masses of Jupiter (3%) and Saturn (10%) and their atmospheres consist of more than 90% of molecular hydrogen, it is expected that the D/H ratio in their atmospheres is representative of that of the primordial solar nebula. In contrast, in the case of Uranus and Neptune their cores contribute more than 50% of the total mass. In these cores, accreted from icy dust and planetesimals, the D/H ratio is expected to be strongly enriched by isotopic-exchange reactions at low temperatures. Such deuterium enrichments have already been observed in other solar-system targets (Titan, Halley, Hyakutake, Hale-Bopp). Therefore the D/H ratios of Uranus and Neptune should be considerably larger than the ones of Jupiter and Saturn.

In der Vergangenheit erwiesen sich jedoch genaue Messungen des D/H-Verhältnisses in den Planeten als sehr schwierig. Bodengebundene direkte Beobachtungen von HD bei sichtbaren Wellenlängen scheiterten zumeist an dem Überlapp mit anderen Moleküllinien im Spektralbereich der HD-Übergänge und an Störungen durch die Erdatmosphäre. Messungen des CH₃D Moleküls sind beobachtungstechnisch einfacher, jedoch ist der temperaturabhängige Isotopenanreicherungsfaktor f (f = (D/H)_CH4/(D/H)_H2) nur unzureichend bekannt und die resultierenden D/H-Verhältnisse sind sehr unsicher.

In the past accurate measurements of the D/H ratio in the planets have appeared to be rather difficult. Ground-based direct observations of HD at visible wavelengths basically failed because of blends with other molecular distortions by the earth’s atmosphere. Measurements of the CH₃D molecule are easier in the sense of observation technique, however there is a lack of knowledge of the temperature-dependent isotopic fractionation factor f (f = (D/H)_CH4/(D/H)_H2). The resulting D/H ratios are therefore rather uncertain.

Im Rahmen eines umfangreichen Beobachtungsprogrammes innerhalb der "garantierten" und "offenen" Zeit von ISO ist es uns nun erstmalig gelungen, ohne störende Einflüsse der Erdatmosphäre die reinen Rotationslinien von HD im mittleren und fernen Infrarot zu beobachten. Die quantitative Auswertung dieser Daten mit Hilfe eines mehrschichtigen Strahlungstransportmodels erfordert die genaue Kenntnis der vertikalen Temperaturverteilung in der jeweiligen Planetenatmosphäre.

Within an extensive observing programme of ISO’s "guaranteed" and "open" time we succeeded for the first time to observe the pure rotational lines of HD in the mid and far infrared without any distorting effects of the terrestrial atmosphere. The quantitative evaluation of these data by a multi-layer radiative transport model requires the precise knowledge of the vertical temperature distribution in the respective planetary atmosphere.

Ausgehend von dem durch die Voyagersonde gemessenen Temperaturprofil haben wir zusätzlich die Rotationslinien von H₂ gemessen und quasi als Thermometer benutzt, um bestehende Unsicherheiten in den nominellen Temperaturverteilungen zu minimieren (Abb. 3.6).

Starting from the temperature profile measured by the Voyager spacecraft, we also observed the rotational lines of H₂ and included them in our calculations, using them basically as a thermometer to minimise remaining uncertainties of the nominal temperature distribution (Fig 3.6).

As a result of our model we have obtained D/H ratios of 5.5x10^-5 and 6.5x10^-5 for Uranus and Neptune, respectively (Fig. 3.6). These values clearly confirm the theory that deuterium-enrichment processes have indeed occurred in these planets, since values for D/H, derived in a similar way from ISO data, for Jupiter and Saturn give ~2 x 10^-5, close to the protosolar D/H ratio (Fig. 3.7).

Mit Hilfe neuester Modelle der internen Struktur von Uranus und Neptun und dem D/H-Verhältnis im Wasserstoff der Atmosphäre, läßt sich nun auch der Deuteriumgehalt der Eisbrocken abschätzen, welche zur Bildung der Kerne dieser Planeten beitrugen. Natürlich sind derartige Abschätzungen mit einem großen Fehler behaftet, jedoch zeigt sich (Abb. 3.7), daß das ermittelte D/H-Verhältnis dieser Eisklumpen sehr ähnlich dem der niedrig-angereicherten Komponente der Semarkona und Bishunpur Meteoriten ist. In jedem Fall ist der Deuteriumanteil um etwa einen Faktor 3 kleiner als die Werte, die kürzlich in den Kometen Halley, Hyakutake und Hale-Bopp gemessen wurden. Ein wichtiger Schritt zum besseren Verständnis der Entstehungsszenarien von Kometen ist damit getan.

By adopting the latest models of the internal structures of Uranus and Neptune and the D/H ratio in molecular hydrogen of the atmosphere, we can now estimate the deuterium contents of the icy planetesimals forming the cores of these planets. It is quite obvious that such estimates will be rather uncertain, however one can see (Fig. 3.7) that the resulting D/H ratio in that accreted material is very similar to the low enriched component of the Semarkona and Bishunpur meteorites. In any case, the determined deuterium abundance is lower by about a factor of 3 compared to the recently measured values for the comets Halley, Hyakutake and Hale-Bopp. These data represent an important step towards a better understanding of the evolutionary scenarios of comets.