Die Suche nach Leben auf Exoplaneten

Die Suche nach Leben auf Exoplaneten
Wo lohnt es sich überhaupt zu suchen?
Es besteht unter den Biologen mittlerweile völlige Einigung darüber, daß „Leben“
nur auf Kohlenstoffchemie beruhen kann (SI-Leben ist aus vielerlei Gründen nicht
möglich)
1. Frage: Welche grundlegenden Umgebungsbedingungen müssen gegeben sein,
daß die erste Phase der Biogenese – die molekulare Evolution – überhaupt
stattfinden kann?
Präsenz von Wasser im flüssigen Zustand
Wasser ist eines der häufigsten molekularen Stoffe im Kosmos. Man kann deshalb
davon ausgehen, daß es bei erdartigen Exoplaneten (Massebereich grob zwischen
0.3 und 5 Erdmassen) immer in irgendeiner Form vorhanden ist.
Die Bedingung, daß Wasser nur in dauerhaft flüssiger Form die Entstehung von
Leben ermöglicht, definiert die
Planetare habitable Zone
um einen Stern.
Habitable Zonen
Als habitable Zone (Goldilocks Zone) bezeichnet man im Allgemeinen den Abstandsbereich,
in dem sich ein Planet von seinem Zentralgestirn befinden muß, damit Wasser dauerhaft in
flüssiger Form als Voraussetzung für erdähnliches Leben auf der Oberfläche vorliegen kann.
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Kosmisches habitables Alter
Galaktische habitable Zone
Zirkumstellare habitable Zone (Ökosphäre)
Regionale habitable Zonen auf einen Planeten
Das Universum hat eine Geschichte, die vor 13.4 Milliarden Jahren mit dem Urknall
begann. Kurz nach diesem Zeitpunkt gab es an chemischen Elementen nur Wasserstoff,
Helium und etwas Lithium. Alle anderen chemischen Stoffe mußten erst in vielen
folgenden Sterngenerationen fusioniert und teilweise in den interstellaren Raum
entlassen werden.
Das Universum muß ein gewisses Alter haben, damit überhaupt erst einmal die
für das Leben notwendigen Stoffe in genügender Menge vorhanden sind.
Kosmisches habitables Alter
Ab wann in der Geschichte des Universums bestehen die
Voraussetzungen für die Entstehung von Leben?
Der wichtigste Parameter ist die „Galaktische Metallizität“, die wiederum stark
vom Typ einer Galaxie (Spiralgalaxie, elliptische oder irreguläre Galaxien) abhängt,
da sie unterschiedliche Sternentstehungsraten haben.
• Sternentstehungsraten für verschiedene Sternmassen bestimmen die Anzahl
der jeweiligen Sterngenerationen – dabei spielen für die Anreicherung der
interstellaren Materie nur massereiche Sterne, die als Supernova enden,
eine größere Rolle …
Ab wann wurde im Universum etwa die Metallizität unseres Sonnensystems erreicht?
(Annahme: die Metallizität unseres Sonnensystems entspricht im Mittel dem der 1-2% massereichsten Galaxien im Universums bei einem Weltalter von ca. 9 Milliarden Jahren)
 es gibt einen „Metallizitätsgradienten“ in radialer Richtung in einer Spiralgalaxie
im Zentralbereich (Bulge) ist die Supernovarate höher als außen in der Scheibe, wo sich
z.B. unsere Sonne befindet
Die ersten (extrem) massereichen Sterne wurden in den ersten 2 … 3 Milliarden
Jahren nach dem Urknall in den Kernbereichen von (Starburst-) Galaxien gebildet
(Population III – Sterne). Im gleichen Zeitraum sollten auch die ersten Exoplaneten
entstanden sein.
• Die Entstehung von Leben kann aber aufgrund der im Vergleich zu heute viel höheren
Supernovarate bei höherer Sterndichte ausgeschlossen werden, da deren energiereiche Strahlung einen Planeten sofort wieder sterilisieren würde.
• Durch die hohe Galaxiendichte kommt es häufig zu Kollisionen und Vereinigungen
unter ihnen, was wiederum die Sternentstehung anregt (Starbursts). Auch das ist
nicht gerade förderlich für die Entstehung von Leben (Verstärkung der Aktivität
eines zentralen Black holes mit Freisetzung intensiver kurzwelliger Strahlung).
Erst als die Supernovarate soweit abgenommen hat und sich die Bedingungen zur
Entstehung massearmer Sterne verbessert haben, bleibt nach der Planetenentstehung
genügend Zeit, daß unter günstigen Bedingungen die Molekulare Evolution bis zur
Entstehung der ersten Organismen stattfinden kann.
Diese Bedingungen sind im Kosmos erst ab einem Weltalter von
~ 8 .. 9 Milliarden Jahren
gegeben.
Ist die Entstehung von Leben im Universum zeitlich in der Zukunft begrenzt?
Ja, durch die immer stärkere Anreicherung der interstellaren Materie mit jeder
weiteren Sterngeneration ändern sich die Eigenschaften der daraus entstehenden
Sterne – insbesondere die Zahl der neu gebildeten G-Sterne nimmt ab. Außerdem
werden nicht mehr genug radioaktive Isotope, die für die geologische Entwicklung
und klimatische Stabilisierung eines Planeten notwendig sind (Carbonat-Silikat-Zyklus)
erzeugt.
Grenze in der Zukunft:
In etwa 10 Milliarden Jahren werden die Bedingungen für die Entstehung von
Leben im Kosmos zunehmend schlechter. Das bedeutet nicht, daß es noch eine
lange Zeit „habitable“ Nischen geben wird. Aber in mehr als 20 Milliarden Jahren
sollte es nicht mehr möglich sein, daß sich Leben über längere Zeiträume (Größenordnung 100 Ma) etablieren kann.
Das Zeitfenster für die Entstehung lebender Materie auf Kohlenstoffbasis ist
in der Größenordnung von 10 Ga – von vor 8..9 Ga bis in etwa 10 bis 20 Ga.
Nachdenklich machende Korrelationen zwischen den unterschiedlichen Zeitskalen, die irdisches Leben ermöglichen …
Die Entstehung des Lebens ist in der Geschichte des Kosmos auf einen
Zeitrahmen in der Größenordnung von 1 bis 10 Ga begrenzt…
Das entspricht in etwa:
• Die nukleare Zeitskala der Sonne für das Wasserstoffbrennen (Hauptreihenstadium)
• Die Zeitskala der Zunahme der solaren Leuchtkraft bis zur Vernichtung allen
irdischen Lebens
• Der Halbwertszeit der geologisch relevanten Isotope – Plattentektonik
• Der Zeitskala, in der die Erde ihre Gase durch Diffusion in den Weltraum verliert
• Der Zeitskala, in der die Rotation der Erde soweit abnimmt, bis tidal lock eintritt
• Der Zeitsksala, in der sich der Mond gravitativ von der Erde trennt
• Der Zeitskala, in der sich die Sternbildungsrate in der Galaxie signifikant ändert
Die galaktische habitable Zone
Nicht überall in einer großen Spiralgalaxie
sind die Bedingungen für die Entstehung
von Leben gegeben.
Der Anteil schwerer Elemente sowie radioaktiver Isotope in der interstellaren Materie
wird durch die Supernovarate in der entsprechenden galaktischen Zone festgelegt.
• Zu wenige Supernovae: Metallizität zu gering
• Zu viele Supernovae:
Ausbrüche können Leben
wieder vernichten
 Außenbereich einer Galaxie ist lebensfeindlich
Eine zu hohe Sterndichte führt zu Störungen in den Bahnen von Planeten um einen
Stern. Dadurch kann sich bei einem Sternvorübergang die Bahnlage eines belebten
Planeten durch Störungen massiv ändern – mit fatalen Folgen für dessen Bewohner
 Bulge-Bereich einer Galaxie ist lebensfeindlich
Im Zentrum von Spiralgalaxien befindet sich ein mehr oder weniger
aktives supermassives Schwarzes Loch.
• Vom zentralen Black hole geht je nach Aktivitätszustand eine intensive Röntgenund Gammastrahlung aus, die komplexes Leben verhindern bzw. zerstören kann
Aufgrund der hohen Sterndichte im zentralen Bereich einer Galaxie ist die Supernovarate
so hoch, daß bei deren Ausbrüchen große Raumbereiche „sterilisiert“ werden.
 Der Bereich um das Zentrum einer Galaxie ist lebensfeindlich
Nur im mittleren Bereich einer
galaktischen Scheibe ist die Entstehung von Leben möglich bzw.
wahrscheinlich.
Habitable Zonen um Sterne – klassische „Habitable Zonen“
Die „zirkumstellare habitable Zone“, wo Wasser dauerhaft flüssig vorkommen
kann, hängt primär von der Leuchtkraft und Temperatur des Sterns ab:
Einfache Abschätzung:
𝑑≈
𝐿∗
𝐿⨀
Abstand des Zentrums der habitablen Zone in AU vom Stern.
Die Breite ∆𝑑 der habitablen Zone eines Hauptreihensterns hängt von dessen
Leuchtkraft und effektiver Temperatur, also von dessen Spektraltyp ab.
 je heißer und leuchtkräftiger ein Stern ist, desto breiter ist seine habitable Zone
Habitable Zonen in Abhängigkeit des Muttersterns
Daten zu den habitablen
Zonen um Hauptreihensterne verschiedener
Spektraltypen
Sterne früher Spektraltypen
(O bis F6) sind für die Entstehung
von komplexen Leben nicht
geeignet, da ihre Lebensdauer
zu gering ist und sie außerdem
besonders stark lebensfeindliche
kurzwellige Strahlung emittieren.
Die habitable Zone im Sonnensystem (Sonne, „Gelber Zwerg“ G2V, Teff=5778 K)
Entwicklung der solaren habitablen
Zone mit der Zeit (Abszisse, in Ga)
Habitable Zonen massearmer Zwergsterne – für komplexes Leben geeignet
Habitable Regionen auf einem Planeten
Auch auf einem Planet kann es lebensfreundliche und lebensfeindliche Regionen
geben. Gewöhnlich ist die Biosphäre nur eine dünne Membran, welche die
Oberfläche eines Planeten überzieht und recht ungleichmäßig mit Lebewesen
besetzt ist.
Wüstenregion
Arktische Region
Erde in verschiedenen Abständen zur Sonne (Venusposition, Erdposition, Marsposition)
An welchen Merkmalen kann man potentiell belebte Exoplaneten erkennen?
Am Beispiel der Erde sieht man, daß Lebewesen ihre Umgebung maßgeblich
beeinflussen und insbesondere eine Planetenatmosphäre in einen chemischen
„Ausnahmezustand“ überführen können.
 diesen „Ausnahmezustand“ zu detektieren, heißt nach „Biomarkern“ zu suchen…
1. Vordetektion nach allgemeinen Merkmalen:
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Befindet sich der Mutterstern innerhalb der galaktischen habitablen Zone?
Ist der Mutterstern überhaupt geeignet ? (Spektraltyp später als F6, besser G, eventuell K)
Liegt der Exoplanet in der zirkumstellaren habitablen Zone?
Ist seine Bahn Langzeit-stabil? (Störungen, chaotische Bahnen -> Stabilitätskarten)
Handelt es sich bei dem Exoplaneten um einen Gesteinsplaneten mit einer Masse
zwischen 0.3 und vielleicht (maximal) 5 Erdmassen?
2. Ist der Exoplanet individuell beobachtbar? (Heute technisch noch nicht möglich)
• Bestimmung der effektiven Temperatur (im lebensfreundlichen Bereich?)
• Spektroskopische Bestimmung der wesentlichen Atmosphärenbestandteile
• Suche nach Biomarkern in den Spektren
„Biomarker“ in Planetenspektren
Hauptmerkmale:
Eine außergewöhnlich hohe Sauerstoffkonzentration in der
Exoplanetenatmosphäre bei moderaten Temperaturen
Ein außergewöhnlich hoher Methananteil in einer sauerstoffreichen Atmosphäre (Methankonzentration weit oberhalb
der theoretischen Gleichgewichtskonzentration)
Weiterer Biomarker: Lachgas (Distickstoffmonoxid)  Stoffwechsel anerober Bakterien
Weiterhin könnte eine stark rote Strahlung absorbierende Substanz Argwohn erwecken:
 Chlorophyll
Wie viele terrestrische Planeten gibt es in unserer Milchstraße?
Durch die Satellitenmissionen zur Entdeckung von Exoplaneten (z.B Kepler, CoRot)
werden immer mehr Exoplaneten bzw. Exoplanetenkandidaten entdeckt, deren
Bahnen innerhalb der habitablen Zone ihres Muttersterns verlaufen.
 erlaubt erste Abschätzungen über die Population derartiger Planeten in unserer
Milchstraße
• rund 23% aller Hauptreihenstene enthalten
mindestens einen erdähnlichen Planeten in
ihrem System (~45 Milliarden Exoplaneten)
• rund 10 Milliarden davon könnten sich innerhalb der habitablen Zone aufhalten
• Wie viele davon Leben beherbergen könnten, kann
nicht abschließend beantwortet werden, da die
Wahrscheinlichkeit einer Biogenese nicht bekannt ist
(außer bei der Erde, dort ist w=1)
Nächstes Mal: Neuer Exkurs – Wie entstehen eigentlich Planeten?