Planeten und Leben im Überblick
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Planeten und Leben im Überblick Ringvorlesung - Einführung T. Spohn, DLR-PF, Berlin Überblick Überblick Mond Erdähnliche Planeten Mars Erde Merkur Venus ~ 30 Erdähnliche Monde Ganymede Mond Io Mars Mars Daten Mercury Venus Earth Mars Radius 0.38 0.95 1.0 0.54 Mass 0.055 0.815 1.0 0.107 5430. 5250. 5515. 3940. 3 Density [kg/m ] Atmosphäre 80 60 40 20 0 h Masse: kg Druck: 0,006 atm Temperatur: -130 – 25°C (-50°C im Mittel) Windgeschwindigkeit: 1030 km/h (Sommer), 20 – 40 km/h (Herbst), 60 100 km/h (Staubstürme) Ar H2O O2 N2 CO2 Ea rt 2.17.1016 100 s CO² 95%, N² 2,7%, Ar 1.6%, O² 0.13% Ve nu 120 ar s Zusammensetzung M Page 13 > Objectives and Accomplishments > Prof. Dr.Tilman Spohn 15 Venus Venus Daten Mercury Venus Earth Mars Radius 0.38 0.95 1.0 0.54 Mass 0.055 0.815 1.0 0.107 5430. 5250. 5515. 3940. 3 Density [kg/m ] Atmosphäre CO² 96,5%, N² 3,5% Spurenstoffe H²O, SO2, Ar, CO, He, Ne Masse: 4.1019 kg Druck: 92 atm Mittlere Temperatur: 400°C Windgeschwindigkeiten: 1 – 4 km/h Saurer Regen! 100 Ar H2O O2 N2 CO2 80 60 40 20 0 Ea rt h 120 Ve nu s Zusammensetzung M ar s Venusoberfläche Merkur Daten Mercury Venus Earth Mars Radius 0.38 0.95 1.0 0.54 Mass 0.055 0.815 1.0 0.107 5430. 5250. 5515. 3940. 3 Density [kg/m ] Magnetosphäre des Merkur MAGNETICFIELD FIELDMAGNITUDE MAGNITUDE(nT) (nT) MAGNETIC BS BS MP MP(5) (5) CA CA MP MP BS BS BS BS--BOW BOWSHOCK SHOCK MP MAGNETOPAUSE MP - MAGNETOPAUSE CA CA--CLOSEST CLOSESTAPPROACH APPROACH UPSTREAM UPSTREAM WAVES WAVES 22:10 22:10 22:20 22:20 UW UW 22:30 22:40 22:30 22:40 16 MARCH 1975 16 MARCH 1975 22:50 22:50 23:00 23:00 (After Slavin et al., Planet. Space Sci., 45, 133, 1997) Jupiter Vergleichsdaten Io Europa Ganymed Callisto Moon Mercury Mass (1020 kg) 894. 480. 1482. 1077. 735. 3302. Radius (km) 1816. 1569. 2631. 2400. 1738.. 2440. Density (kg m-3) 3570. 2970. 1940. 1860. 3340. 5427. Orbital Period (d) 1.769 3.551 7.155 16.689 27.322 87.97 Semi-major axis(103 km) 421.6 670.9 1070. 1883. 384.4 579100 eccentricity 0.0041 0.0101 0.0006 0.007 0.0549 0.2056 Io Europa Saturn Titan Jan. 2005 9,6 AE 5,2 AE 19,2 AE 39,2 AE 30,0 AE Suche nach extrasolaren Planeten ¾Entdeckung ¾ Mission: CoRoT ¾ Bodengebundene Beobachtung: BEST ¾Modelle ¾ Atmosphärenbedingungen für Leben ¾ Biomarker ¾ Aufbau und Entwicklung Corot-Exo-7b Page 33 Institut für Planetenforschung Prof. Dr.Tilman Spohn Page 34 > Objectives and Accomplishments > Prof. Dr.Tilman Spohn Gibt es Leben auf anderen Himmelskörpern? Außerirdisches Leben Die Suche nach außerirdischem Leben ist eine der größten Herausforderungen der modernen Naturwissenschaften Die Aufgabe ist außerordentlich schwierig. Sie führt die internationalen Raumfahragenturen in der Explorationsinitiative zusammen Ein Nachweis wäre von grundlegender, philosophischer Bedeutung: Er würde die Kopernikanische Revolution vollenden Er würde unsere menschliche Existenz in einen größeren Zusammenhang stellen und unser geozentrisches Weltbild nachhaltig verändern Giordano Bruno (1548-1600) ExoMars Rover “Pasteur” Bedingungen für außerirdisches Leben erforschen Die Suche nach außerirdischem Leben benötigt Grundlagenforschung um vorhersagen zu können, wonach man wo suchen muss Das neue Forschungsgebiet der Astrobiologie interessiert sich für die biologischen Aspekte des Themas Die geowissenschaftliche Planetenforschung untersucht das Potential eines Planeten Leben zu unterhalten: die Habitabilität Enrico Fermi (1901-1954) Habitabilität Habitabiltät wird verstanden als das Potential eines Planeten belebar zu sein.(Steele et al., 2005) Das Konzept ist nicht streng an bestimmte Lebensformen geknüpft und ist unabhängig davon ob Leben auf dem betrachteten Planeten tatsächlich entstanden ist oder nicht. Dennoch wünschen wir uns eine Vorstellung, was Leben eigentlich ist. Eine vollständig befriedigende Definition ist bislang nicht bekannt. Definitionen von Leben… Beinhalten Eigenschaften wie… …Verbrauch von Nahrungsmitteln (Metabolismus) …Reproduktion und Wachstum …Weitergabe von Erbinformationen …Darwinsche Evolution …Anpassung an Umweltbedingungen (Sagan, 1970) Carl Sagan Habitabilät Irdisches Leben benötigt Wasser Ein einfaches Postulat sagt, dass Habitabilität an das ausreichende Vorkommen von Waser geknüpft ist (e.g. Kasting et al., 1993) Habitable Zone Habitabilität Aber Wasser kann unabhängig vom Energieeintrag des Zentralsterns existieren. Beispiele sind Ozeane auf einigen Monden von Riesenplaneten. Es könnte Biofilme im Marsboden geben. Andere bedeutsame Voraussetzungen für Leben sind sogenannte biogene Stoffe (C, H, O, N), Energiequelle(n) sowie Zeit für ungestörte Entwicklung CHON Interessanterweise sind die chemischen Elemente, die die Basis für terrestrisches Leben bilden (C, H, O und N), die gleichen Elemente, die großräumige planetare Prozesse bestimmen. CO2 ist das wichtigste Treibhausgas (zusammen mit H2O and CH4) und regelt zusammen mit Wasser, Krustengestein und Lebewesen, die Temperatur der Atmosphäre Wasser regelt den Massen- und Wärmetransport (Konvektionsströmungen und Schmelze) im Inneren der Planeten N ist das primäre Atmosphärengas (Langzeit-) Kohlenstoffzyklus Der Kohlenstoffyklus regelt die Temperatur der Atmosphäre über die Konzentration von CO2 CO2 wird vermindert durch Niederschlag und Mikroben und vermehrt durch vulkanische Aktivität. Komplexere Darstellung Sundquist and Visser, 2005 Leben Leben wirkt als Katalysator für Verwitterungsreaktionen. Es beschleunigt die Reaktionsraten bei relativ niedrigen Temperaturen. Die Biosphere ist ein wichtiger geochemischerReaktor Die Biosphere modifiziert die Albedo des Planeten Metabolische Prozesse von geologischer Bedeutung Fauna Flora Die Planetare Biosphäre verändert die Atmosphäre Wasser Ozon, ein Bioprodukt „Biomarker“ ? Methan auf Mars Methan auf Mars “Geologie” Eisenoxid + Wasser + Kohlendioxid + Energie → Serpentin + Methan “Biologie” Kohlendioxid + Wasser + Energie + Bakterien → Methan Pedosphäre s? m l i f Bi o Spurenstoffe haben große Bedeutung für das Verhalten planetarer Materie Plattentektonik Viele glauben, dass (komplexes) Leben nur mit Plattentektonik möglich ist (e.g., die sog. Rare-Earth Theorie) Plattentektonik führt Oberflächengestein und Volatile in das Planeteninnere ein. Dadurch wird das Planeteninnere besser gekühlt und der Dynamo im Kern angetrieben werden Kratone und Kontinente gebildet Oberflächengestein erneuert Plattentektonik benötigt Wasser als Schmiermittel im Planeteninneren „Phasendiagramm“ für Konvektion Stein and Hansen 2008 „Phasendiagramm“ für Konvektion dry Wasser reduziert die Festigkeit wet „Phasendiagramm“ für Konvektion μ = μ (T , P ) ν = ν (T , P ) + - -T +P Offene Fragen Warum hat die Erde Plattentektonik und die anderen Planeten nicht? Gibt es einen Größenbereich terrestrischer Planeten mit Plattentektonik? Wie wichtig ist Wasser? Stabilisiert Leben Plattentektonik, indem es Wasser auf der Oberfläche stabilisiert? Hat Mars Plattentektonik verloren, weil das Leben sich dort nicht schnell genug entwickeln konnte? Hat es das Rennen verloren? Gegen die Erosion der Atmo- und Hydrosphäre? Gegen den Niedergang des Magnetfeldes? Oder betonen wir die Rolle der Plattentektonik weil wir die anderen tektonischen Mechanismen nicht gut genug verstehen? Ist dies Teil unseres geozentrischen Denkens? Komplexe Systeme Weltraum Erosion Erosion durch durch Sonnenwind; Sonnenwind; Impakte Impakte Biosphäre Hydrosphäre Atmosphäre Kruste Biogeochemiche Wechselwirkungen stabilisieren die Oberflächentemperatur (Kohlenstoff Zyklus) Vulkanismus Vulkanismus Mantel Ausgasen Ausgasen Weltraum Magnetosphäre Abschiirmung Abschiirmung Biosphäre Hydrosphäre Atmosphäre Kruste Subduktion, Subduktion, Volatilrückführung Volatilrückführung und und verstärkte Kühlung verstärkte Kühlung Vulkanismus Vulkanismus Mantel Konvektive Konvektive Kühlung Kühlung Kern Dynamo Dynamo Ausgasen Ausgasen Erosion Erosion durch durch Sonnenwind; Sonnenwind; Impakte Impakte Forschungsallianz “Planetenentwicklung und Leben” Helmholtz (DLR, AWI) Max-Planck Institutes for Biogeochemistry and Solar System Research German Universities Freie Universität Berlin Technische Universität Berlin Humboldt Universität Berlin Westfälische Wilhelms Universität Münster Universität Duisburg-Essen International Partners London South Bank University Yale Observatoire de la Cote d’Azur Nice Space Research Institute, Austrian Academy of Science Oberflächen:Endogene Prozesse (Tektonik,Vulkanismus, Cryovulkanismus) Dipl.-Geol. Ernst Hauber 30.04.2009 Exogene Geologische Prozesse: Kollisionen, Wasser, Eis und Wind im Sonnensystem Prof. Dr. Ralf Jaumann 07.05.2009 Oberflächen: Alter planetarer Oberflächen Prof. Dr. Gerhard Neukum 23.04.2009 Die beiden Voyager Sonden fliegen zu äußersten Grenze unseres Sonnensystems und suchen nach der Heliopause. Die Heliopause ist etwa 8 – 23 Milliarden Kilometer von uns entfernt und sollte irgendwann in den nächsten zwei Jahrzehnten erreicht werden. Die Voyagersonden haben Energie bis 2020. Dann werden die beiden Sonden etwa 15 Milliarden Kilometer von uns entfernt sein. In etwa 296,000 Jahren wird Voyager 2 bei Sirius, dem hellsten Sern am nördlichen Nachthimmel, vorbeifliegen. Was tun wir? Selbst-konsistente Modelle der Atmosphäre mit Erosion and Wechselwirkung mit der Biosphäre 3D Mantelkonvektion zur Kartierung der Stabilitätsfelder verschiedener Ausprägungen der Konvektion und zur Modellierung des Volatilaustauschs mit der Atmosphäre Numerische Modelle Planetarer Dynamos Isotopengeochemische Untersuchungen zur Geschichte des Volatilgehalts des Mars Kartierung der Habitabilität des Mars als erster Kandidat für die Entdeckung extraterrestrischen Lebens Studium der Geologie des Titan als Kandidat für exotische Lebensformen
