3. Habitable Zonen
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Astronomie und Astrophysik III 18.07.2007 Intelligentes Leben im Universum Von Dirk Baumann 1. Leben auf der Erde 2. Suche nach extraterrestrischem Leben 3. Habitable Zonen 4. Extraterrestrische Intelligenz 5. Literatur 1. Leben auf der Erde Was ist Leben? Kriterien für Leben? Jedes Lebewesen bildet ein System 1. Fähigkeit zur Selbstreproduktion 2. Selbstregulierender Stoffwechsel Bei allen Organismen • • • Informationsträger Funktionsträger Energieträger Nukleinsäuren Proteine ATP DNA Basenpaare: A – T (U) G–C Genetischer Code ist Triplett-Code Voraussetzungen für Leben? 1. Biogene Elemente: C, H, O, N, S, P Schlüsselrolle des Kohlenstoffs (organische Chemie) 2. Vorkommen von flüssigem Wasser (aquatisches Umfeld) 3. Vorhandensein einer externen Energiequelle Für extraterrestrisches Leben ähnliche Voraussetzungen? Evolution Phylogenetischer Stammbaum des Lebens Phylogenetischer Stammbaum der Primaten Entwicklung der Atmosphäre Entwicklung des Sauerstoffgehalts in der Erdatmosphäre 2. Suche nach extraterrestrischem Leben Mars Oberflächentemperaturen: -113°C – 0°C Atmosphäre: 95% CO2 , 3% N2 , 2% Ar bei 7 mbar Masse: etwa 1/10 ME Frühe Suche: Schiaparelli (1877) „canali“ Viking-Experimente (1976) Mars mit Polkappe (Hubble-Bild) Oberlächenstrukturen Topographie des Mars aufgenommen mit MOLA (Mars Global Surveyor 1999, NASA): Ozeanbecken? der N-Hemisphäre Valles Marineris (Mars Express 2003, ESA): Canyon 100 km breit und 7 km tief. Wasser auf dem Mars Krater mit Wassereis (ESA) Spuren von geflossenem Wasser (NASA) Flüssiges Wasser unter der Oberfläche? Die frühe Mars-Atmosphäre Oberflächentemperaturen in der frühen Atmosphäre von Erde und Mars (nach Sagan 1977) Falls Leben auf Mars entstanden, hätte es irreversible Vergletscherung nicht überlebt. Trotzdem nach frühen Lebensspuren suchen. Mars-Meteorit ALH84001 ALH84001: kristallisiert vor 4-4,5 Ga auf Mars, vor 15 Ma durch Einschlag herausgeschleudert, vor 13 000 a auf Erde gekommen, 1984 in Antarktis gefunden Elektronenmikroskop-Aufnahme 1996 mit fossilen Bakterien? Europa Die Galileischen Jupiter-Monde Io Europa Ganymed Galileo Spacecraft Mission (NASA) 1995 – 2003 35 Jupiter-Orbits viele nahe Vorbeiflüge an Europa Callisto (Galileo) Europas Eiskruste mit Rissen („gesprungene Eierschale“). Kaum Einschlagskrater – ein Indiz für geologisch junge Oberfläche. (Galileo) Parallele Eisbänder könnten Spreizungszentren ähneln. Chaos-Regionen durch aufsteigende Wärme („Matsch“). Globaler Ozean unter Europas Eiskruste? Wärmequelle Gezeitenerwärmung 350 km dicke Wasserhülle größtenteils flüssig oder aus wärmerem Eis Mond wird durch variierende Gezeitenkräfte „geknetet“ Leben außerhalb des Sonnenssystems Extrasolare Planeten Wie Leben entdecken? Indikatoren für biologische Prozesse? Infrarotspektrum Absorptionsbanden H2O 8 µm O2 0,76 µm im sichtbaren! aus Photosynthese O3 9,6 µm photochemisch aus O2 (CH4 ) 7,6 µm aus Bakterien, Kuhmägen, oxidiert schnell! (N2 O) aus Bakterien im Boden und im Ozean Infrarotspektrum von Venus, Erde und Mars 3. Habitable Zonen Welche Bedingungen sind günstig für Leben? Existieren solche geeigneten erdähnlichen Planeten? Habitable Zone (HZ): Region um einen Stern, in der Leben prinzipiell möglich ist. Kontinuierliche habitable Zone (CHZ): ununterbrochene Entwicklung von Leben möglich über Milliarden von Jahren. Habitabler Planet (erdähnlicher Planet): Planet in CHZ mit der richtigen Masse. Solare habitable Zone Sonnensystem Abschätzung der solaren HZ Klimazonen der Erde mit Isothermen Variation des solaren Energieflusses mit der geographischen Breite Solarer Energiefluss S (Energie pro cm² pro sec) Lebenszone auf Erde: S variiert höchstens um Faktor 2 Gegankenexperiment: Abstand Erde-Sonne so verändern, dass S höchstens um Faktor 2 variert ( S r 2 ) Habitable Regionen (grau), arktische Regionen (weiß) und Wüstenregionen (schwarz) bei verschiedenen Abständen von der Sonne (Ulmschneider 2006) Solare HZ 0,7 — 1,4 AU Umlaufbahnen: Venus (0,723 AU) Mars (1,524 AU) erste Abschätzung Lebensdauer der Sterne Entscheidend ist Zeit auf der Hauptreihe (tabelliert). Leben auf Erde seit etwa 4 Ga, intelligentes Leben seit etwa 2,5 Ma. Stern muss etwa 5 Ga auf Hauptreihe bleiben, damit intelligentes Leben entstehen kann. Nur G, K, M kommen in Frage G-Sterne (Sonne G2V): ca. 12 Ga auf Hauptreihe Habitable Zonen um andere Sterne Nur Hauptreihensterne (V) kommen in Frage. HZ für verschiedene Hauptreihensterne berechnen: Mittels Teff (Spektralklasse) den Energiefluss S berechnen und vergleichen mit solarem S. HZ von Hauptreihensternen (nach Landolt-Börnstein 1982) Masse der Planeten terrestrische: jupiterartige KBO innere Region 1 10 5M E Jupiterartige sind lebensfeindlich. Nur terrestrische Planeten kommen in Frage. Gezeiteneffekte auf Planeten Planeten mit gebundener Rotation ausschließen. Habitable Zonen und Bereiche terrestrischer Planeten für verschiedene Sterne (nach Kasting 1993) K, M ausschließen (90 % aller Sterne). Nur G-Sterne geeignet, weil lange genug auf Hauptreihe und Planeten in HZ nicht in gebundener Rotation. Anstieg der Leuchtkraft und kontinuierliche habitable Zone (CHZ) Entwicklung der Leuchtkraft sonnenähnlicher Sterne auf der Hauptreihe (nach Bressan 1993) Leuchtkraft der Sonne in 4,6 Ga angestiegen HZ wandert nach außen ( r L ) Engerer Bereich für Planeten, um immer in HZ zu bleiben. CHZ 0,7—1,13 AU Instabilitäten Weitere Einschränkungen der CHZ durch Gefahren für den Planeten: • Irreversible Vergletscherung • Achsenvariationen senkt äußere Grenze • Unkontrollierter Treibhauseffekt hebt innere Grenze CHZ 0,95—1,01 AU 0,06 AU (nach Ulmschneider 2006) Zusammenfassung Habitabler Planet: terrestrischer Planet mit richtiger Masse Umlaufbahn in CHZ 0,95—1,01 AU um einen G-Stern Wie viele solcher Planeten gibt es in der Galaxis? 4. Extraterrestrische Intelligenz Drake-Formel F. Drake (1961) Drake-Formel schätzt die Anzahl extraterrestrischer intelligenter Zivilisationen in der Galaxis, die durch Radiowellen kommunizieren. N N S f P nE f L f I f C L LS N Anzahl intelligenter kommunizierender Zivilisationen in der Galaxis NS Anzahl geeigneter Sterne in der Galaxis fP Anteil Sterne, die Planeten haben nE Anzahl habitabler Planeten in CHZ pro Stern fL Wahrsch., dass sich Leben entwickelt auf habitablem Planet fI Wahrsch., dass sich aus Leben Intelligenz entwickelt fC Wahrsch., dass intelligente Zivilisation kommuniziert L Durchschn. Lebenszeit einer technologischen Zivilisation LS Zeitspanne, während der habitable Planeten existiert haben N N S f P nE f L f I f C L LS f IC N HP astronomischer Teil NHP fIC biologischer Teil Anzahl habitabler Planeten in Galaxis Anteil habitabler Planeten, die kommunizierende Intelligenz entwickeln N N HP f IC Anzahl der habitablen Planeten in der Galaxis N HP N S f P nE N S 1,6 1011 0,1 0,6 0,3 0,5 1,4 109 f P 1,0 Sterne in Galaxis G-Sterne Population I Einzelsterne Gezeiten-Störungen Akkretionsscheiben ähnlich 0,06 AU nE 4 0,06 0,003 5,2 AU 4 terr. Planeten innerhalb 5,2 AU in CHZ 0,06 AU Migration Existenz eines großen Mondes? N HP 4106 4 Millionen habitable Planeten (nach Ulmschneider 2006) Anzahl der intelligenten Zivilisationen in der Galaxis N N HP f L f I f C L LS Angenommen f L f I fC 1 LS 1,0 1010 a L 107 a N 4 10 Lebenszeit als log. Durchschnitt aus ältesten (109 a) und jüngsten (104 a)? 3 4 000 intelligente Zivilisationen (nach Ulmschneider 2006) Autorenvergleich Werte in der Drake-Formel bei verschiedenen Autoren (Ulmschneider 2006) Lebenszeit einer extraterrestrischen Zivilisation Zahl der vergangenen und gegenwärtigen intelligenten Zivilisationen (Ulmschneider 2006) Entfernungen zwischen extraterrestrischen Zivilisationen Falls 4 Millionen erdähnliche Planeten statistisch verteilt in Galaxis 170 Lj durchschn. Entfernung zwischen zwei habitablen Planeten 1 700 Lj durchschn. Entfernung zwischen den überlebenden intelligenten Zivilisationen Wichtig für zukünftige direkte Beobachtungen und Analyse der Atmosphäre. SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence) Suche nach intelligenten Signalen im Radiobereich. Warum Radiowellen? Vom Erdboden aus: Radio oder Licht Cacconi, Morrison (1959) Frequenzbereich? Störendes Rauschen und Lufthülle begrenzen Frequenzbereich 1—15 GHz Mikrowellenfenster der Radiostrahlung außerhalb der Erdatmosphäre Zwei wichtige Linien der Radioastronomie Intensive Suche im Wasserloch bei der 21-cm-Linie des neutralen Wassersfoffs H OH 21 cm — 18 cm 1,402 GHz — 1,662 GHz 242 MHz 442 Millionen Kanäle der Bandbreite 1 Hz Projekt Ozma F. Drake (1960) am NRAO in Green Bank 25-m-Teleskop über 4 Monate 6 Stunden pro Tag ausgerichtet auf sonnennahe G-Sterne Tau Ceti und Epsilon Eridani. Suche nach regelmäßig gemusterten Pulsen. Entdeckung des ersten Pulsars 1967 sah zuerst nach intelligenten Signalen aus! Weitere SETI-Projekte META (jetzt BETA) Harvard-University sucht Wasserloch ab bei 1,4 – 1,7 GHz SERENDIP University of California, Berkely nutzt 300-m-Teleskop Arecibo, Puerto Rico SERENDIP IV (ab 1997) Multimillionen-Kanal-Empfänger prüft 168 Millionen Kanäle jede 1,7 sec im 100 MHz-Band bei 1,42 GHz Wasserfall-Aufnahmen a. SERENDIP b. Ältere Aufnahmen 1970 mit Pulsar a. Aufnahme mit 2,5 MHz Bandbreite von 1,4180 – 1,4205 GHz Horizontale Achse: 4,2 Millionen Kanäle geplottet Vertikale Achse: Beobachtungszeit Laufende SETI-Programme: 3 kW detektieren in 100 Lj Entfernung, wenn Signal auf Erde gerichtet 1700 Lj jenseits unserer Möglickeiten! SETI@home SETI-Bildschirmschoner seit 1999 SETI Institute NASA-SETI-Programm 1984-1993 Kostenfrage! OSETI Suche im optischen nach extrem kurzen und starken Lichtsignalen Zukunftsprojekte: Allen Telescope Array Radioteleskope eigens für SETI Rückseite des Mondes? Keine störende Atmosphäre Fermi-Paradoxon: Wo sind die Außerirdischen? Zoo-Hypothese 5. Literatur HOERNER, Sebastian v. (2003): Sind wir allein. Seti und das Leben im All KASTING, J.F. (1993): Earth‘s early atmosphere, Science 259, 920 Spektrum der Wissenschaft. Dossier 3/ 2002: Leben im Weltall The Astrobiology Primer: An Outline of General Knowledge - Version 1, 2006 ULMSCHNEIDER, Peter (2006): Intelligent Life in the Universe http://sci.esa.int/marsexpress/ http://sci.esa.int/science http://mars.jpl.nasa.gov/ http://www.nasa.gov/missions/solarsystem/ http://www.seti.org/
