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Werner von Bloh
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Sterne
und Weltraum 1/2004, S. 30-36
Wo kann es Zwillinge der Erde geben?Das Habitabilitätskonzept
und seine Anwendungen Von Christine Bounama, Werner von Bloh und Siegfried Franck In
welchen extrasolaren Planetensystemen unserer Galaxis kann es erdähnliche,
bewohnbare Planeten geben? Konnte das Leben durch interstellaren Transport von
einem zum anderen erdähnlichen Planeten und schließlich auf unsere Erde
gelangen? Noch vor weniger als zehn Jahren
mussten die Planetenforscher mit einem sehr kleinen Datensatz auskommen: den
neun Planeten in unserem Sonnensystem. Jetzt aber hat die Planetenjagd
Hochkonjunktur. In immer kürzeren Abständen wird die Entdeckung neuer
extrasolarer Planetensysteme mit einem oder sogar mehreren Planeten bekannt
gegeben – bis heute sind es weit über 100 [10]. Bisher
beschränken sich die Neuentdeckungen hauptsächlich auf jupiterähnliche
Riesenplaneten oder Braune Zwerge. Der Grund dafür liegt in den gegenwärtigen
Grenzen der Beobachtungs- und Nachweistechnik, mit der sich nur die größeren
Körper nachweisen lassen. Aber es ist damit zu rechnen, dass in sehr naher
Zukunft auch Planeten mit viel geringerer Masse entdeckt werden. Darunter
könnten sich Planeten mit Erdmasse befinden. Die Frage, ob es da draußen in der
Milchstraße tatsächlich noch eine zweite Erde gibt oder gab, gewinnt unter
diesem Gesichtspunkt immer größere Bedeutung. Das
Potsdam-Institut für Klimafolgenforschung (PIK) beschäftigt sich seit seiner
Gründung im Jahre 1992 mit der Erdsystemanalyse [9]. Dabei stehen natürlich vor
allem Fragen des globalen Wandels im Vordergrund. Darüber hinaus wird am PIK
aber auch Erdsystemanalyse in ihrer ganzen Breite, d.h. auch auf geologischen
Zeitskalen betrieben. Mit diesem interdisziplinären Ansatz wurde erstmals die
bewohnbare Zone für das Sonnensystem für die Vergangenheit und die langskalige
Zukunft bestimmt. Mit der fortschreitenden Entdeckung extrasolarer Planeten lag
es nahe, diese Untersuchungen auf extrasolare Planetensysteme auszuweiten. Das
Konzept der habitablen Zone
Dass bei anderen Sternen in unserem
Milchstraßensystem viele Planeten existieren müssen, deren Masse etwa eine
Erdmasse beträgt, steht außer Frage, denn es bilden sich viel mehr kleinere
Planeten als Riesenplaneten. Ob diese extrasolaren, bezüglich ihrer Masse
erdähnlichen Planeten dann aber auch bewohnbar (»habitabel«) sind, lässt sich
nicht allein aus ihrer Masse herleiten. Zur Diskussion der Bewohnbarkeit nutzt
man das Konzept der »habitablen Zone«. Die habitable Zone um einen Zentralstern
ist der Abstandsbereich, in dem ein erdähnlicher Planet moderate
Oberflächentemperaturen aufweist, die für höhere Lebensformen notwendig sind.
Im allgemeinen ist diese Voraussetzung mit der Existenz von flüssigem Wasser
verbunden. In
den siebziger und achtziger Jahren bestimmte man die habitable Zone in der
Umgebung eines Sterns, indem man die Entwicklung einer terrestrischen
Atmosphäre für verschiedene Werte ihres Abstandes zur Sonne simulierte. Die
Nische, in der sich Leben entwickeln und erhalten kann, ist der
Temperaturbereich zwischen der Hitze eines sogenannten runaway greenhouse (sich selbst verstärkender Treibhauseffekt) und
der Kälte eines sogenannten runaway
icehouse (sich selbst verstärkender Abkühlungsprozess). Für einen G2-Stern
wie unsere Sonne ergab sich ein sehr enger Bereich. Bezeichnet man den mittleren
Abstand der Erde von der Sonne (149.6 Millionen Kilometer) als eine
Astronomische Einheit (1 AE), so darf ein solcher Planet nicht näher als 0.958
AE und nicht weiter als 1.004 AE von der Sonne entfernt sein [5]. Diese ersten
Ergebnisse berücksichtigten jedoch nicht, dass es zwischen dem atmosphärischen
Kohlendioxidgehalt und der mittleren Oberflächentemperatur einen negativen
Rückkopplungsprozess gibt. Neue Berechnungen zeigten in den neunziger Jahren
[7], dass sich unter Berücksichtigung dieser Rückkopplung die äußere Grenze
unter bestimmten Bedingungen bis auf 1.77 AE hinausschiebt, während die innere
Grenze nahezu unverändert bei 0.84 AE bleibt. Die Modellrechnungen wurden nicht
nur für Sterne des Spektraltyps G2 durchgeführt, sondern auch auf andere
Hauptreihensterne erweitert. Eine neue Herangehensweise an das
Problem der Bestimmung habitabler Zonen um Hauptreihensterne ist die Anwendung
der Erdsystemanalyse auf unser eigenes und auf extrasolare Planetensysteme. Die
Erdsystemanalyse
Die moderne Erdsystemanalyse untersucht
das komplexe Verhalten der Ökosphäre. Die Erde wird als ein wechselwirkendes
System aus verschiedenen Komponenten (Sphären) mit sich selbst regulierenden
Eigenschaften betrachtet. Bei Untersuchungen über sehr lange (erdgeschichtliche)
Zeiträume sind als Komponenten die feste Erde, die Hydrosphäre, die Atmosphäre
und die Biosphäre zu berücksichtigen. Das System entwickelt sich unter dem
Einfluss der alternden Sonne, denn die Leuchtkraft unseres Zentralsterns nimmt
mit der Zeit zu. Seit der gemeinsamen Entstehung von Erde und Sonne vor etwa
4.6 Milliarden Jahren hat sich die Sonnenleuchtkraft um etwa 30 % erhöht. Nimmt
man an, dass die Zusammensetzung der Erdatmosphäre und das planetare
Rückstreuvermögen (die Albedo) zu jener Zeit ähnlich wie heute gewesen sind,
dann müsste die Temperatur an der Erdoberfläche noch vor zwei Milliarden Jahren
ständig unter dem Gefrierpunkt gelegen haben. Geologische Befunde weisen aber
auf eine Präsenz flüssigen Wassers an der Erdoberfläche schon vor 4.3
Milliarden Jahren hin. Das Paradoxon der
anfänglich schwachen Sonne lässt sich unter der Annahme lösen, dass die
Erde selbstregulierend auf die anwachsende Sonnenleuchtkraft reagiert. Der
globale Kohlenstoffkreislauf ist der Hauptprozess, der die Zusammensetzung der
Atmosphäre reguliert und über den Treibhauseffekt das Klima einstellt. Je höher
die mittlere globale Oberflächentemperatur ist, desto mehr Kohlendioxid wird
durch Verwitterung chemisch aus der Atmosphäre gebunden, zum Ozean
transportiert, dort abgelagert und zum Teil in den Mantel subduziert. Dieser
Kohlenstoff kann durch Entgasung aus den mittelozeanischen Rücken und aus den
sogenannten Hot-Spot-Vulkanen sowie aus den Subduktionszonen wieder freigesetzt
werden und sich dann in der
Atmosphäre ansammeln. Damit wird der Kohlendioxidgehalt der Atmosphäre durch
Rückkopplung reguliert. Grundlage für das Funktionieren des
Kohlenstoffkreislaufs ist der Ablauf von Plattentektonik. Plattentektonische
Prozesse (die Geodynamik) sind abhängig vom Entwicklungszustand des Planeten.
Je wärmer das Innere eines Planeten ist, desto schneller laufen seine
geodynamischen Prozesse (Subduktion und Ausbreitung der Ozeanböden) ab. Heute
hat sich der Mantel unserer Erde nach einem anfänglichen Temperatursturz mit einer
Rate von etwa 100 K pro Milliarde Jahre auf etwa 2500 K abgekühlt. Die
solare habitable Zone
Die
habitable Zone um unsere Sonne ist für das dargestellte Erdsystem der
Abstandsbereich, in dem die globale Oberflächentemperatur zwischen 0°C und
100°C liegt, also flüssiges Wasser vorhanden ist, und der atmosphärische
Partialdruck von Kohlendioxid größer als der Minimalwert für die Photosynthese
der C4-Pflanzen, die mit äußerst geringen CO2-Konzentrationen
auskommen, ist (10-5 bar). Durch die Photosynthese werden in den
Pflanzen organische Kohlenstoffverbindungen gebildet und Sauerstoff
freigesetzt. Damit dieser Prozess ablaufen kann, muss Licht einfallen, die
Umgebungstemperatur ausreichen, sowie genügend Wasser, Kohlendioxid und
Nährstoffe bereitgestellt werden. Diese Voraussetzungen für auf Photosynthese
beruhendes Leben müssen vorhanden sein, damit die Biosphäre produktiv ist.
Planeten mit Bioproduktivität bezeichnen wir als habitabel. Mit Hilfe des
globalen Kohlenstoffkreislaufs kann man diesen Prozess simulieren. Der
Kreislauf wird durch die sich abschwächenden geodynamischen Prozesse
angetrieben und läuft unter der Bedingung einer alternden Sonne ab. Die
von uns so bestimmte, heutige habitable Zone in unserem Sonnensystem erstreckt
sich von etwa 0.87 AE bis 1.20 AE [4]. In Zukunft wird sie immer schmaler, bis
sie in etwa 1.5 Milliarden Jahren ganz verschwindet. Dieses Ergebnis ist
qualitativ neu. Bislang war man überzeugt, dass sich mit zunehmender
Sonnenleuchtkraft die habitable Zone nur weiter vom Zentralstern weg verlagert.
Wegen des Abklingens der geodynamischen Prozesse – also des Alterns des
Planeten selbst – ist das aber nicht der Fall. Die äußere Grenze der habitablen
Zone ist stark geodynamisch geprägt. Sie wird dadurch bestimmt, dass selbst ein
hoher CO2-Gehalt in der Atmosphäre nicht mehr ausreicht, um über den
Treibhauseffekt eine zu geringe solare Einstrahlung so weit zu kompensieren,
dass die globale Oberflächentemperatur über den Gefrierpunkt ansteigt. Durch
das Abklingen der geodynamischen Prozesse gelangt zudem immer weniger
Kohlendioxid in die Atmosphäre. Die äußere Grenze verschiebt sich immer weiter
nach innen. Im Gegensatz dazu herrschen an der inneren Grenze sehr hohe
Temperaturen. Durch die erhöhte Verwitterung wird immer mehr Kohlendioxid aus
der Atmosphäre gebunden, um den Treibhauseffekt selbstregulatorisch zu
verringern. Durch den entstehenden CO2-Mangel kann aber die
Photosynthese nicht mehr ablaufen. Die 100°C-Grenze wird zu diesem Zeitpunkt
noch nicht erreicht. Die innere Grenze verschiebt sich geringfügig aber ständig
nach außen. Die Biosphäre stirbt in beiden Fällen aus. Man kann einen optimalen
Abstand der Erde von der Sonne angeben, bei dem unsere Biosphäre am längsten
überleben könnte. Das ist der Abstand, an dem die innere und die äußere Grenze
schließlich aufeinandertreffen. Er beträgt 1.08 AE. In der Vergangenheit war
die habitable Zone viel breiter. Eine Erde auf der Umlaufbahn des Mars währe
noch vor 500 Millionen Jahren bewohnbar gewesen. Zwar ist Mars durch seine geringere
Masse nicht direkt mit der Erde vergleichbar, aber trotzdem könnte man dieses
Ergebnis als optimistische Obergrenze für die Zeit seiner Bewohnbarkeit
ansehen. Eine Erde am Ort der Venus wäre dagegen nie habitabel gewesen. Für die Berechnung extrasolarer
habitabler Zonen wendet man vereinfachte Modelle des Erdsystems an. Zur
besseren Vergleichbarkeit ist deshalb in Abb. 1 die Entwicklung der habitablen
Zone in unserem Sonnensystem für ein Erdmodell mit zeitlich konstanter Fläche
der Kontinente dargestellt. Für dieses theoretische Erdmodell wird die
bewohnbare Zone viel länger, noch 3.2 Milliarden Jahre lang, existieren. Da
hier im Gegensatz zu einem echten Erdzwilling die Fläche der Kontinente in
Zukunft nicht mehr zunehmen wird, ist im Verhältnis eine kleinere Fläche der
Verwitterung ausgesetzt: Damit wird weniger Kohlendioxid aus der Atmosphäre
ausgewaschen. Der Mangel an Kohlendioxid für den Ablauf der Photosynthese
entsteht also viel später, und die Biosphäre überlebt länger. Man erhält eine
viel optimistischere Abschätzung für die Dauer der Habitabilität.
Abbildung 1: Zeitliche Entwicklung
der bewohnbaren (habitablen) Zone im Sonnensystem für ein Erdmodell mit
gleichbleibender Fläche der Kontinente. Extrasolare
habitable Zonen
Die oben dargestellten Modellrechnungen
sind auch auf andere Planetensysteme übertragbar. In Abhängigkeit vom Alter des
Systems (also vom Entwicklungszustand des Zentralsterns und des Erdzwillings),
von der Masse des Zentralsterns und vom Abstand des Planeten zu seinem Zentralstern
kann man die zeitliche Entwicklung der habitablen Zone darstellen (Abb. 2). Die
in der Abbildung angegebenen Grenzen, jenseits derer es keine habitablen Zonen
geben kann, ergeben sich wie folgt: (I) Um Hauptreihensterne mit mehr als
2.2 Sonnenmassen existieren die Bedingungen für die Entwicklung von Leben für
zu kurze Zeit. Diese Sterne verbleiben auf der Hauptreihe kürzer als 0.8
Milliarden Jahre. So lange muss aber ein Planet mindestens habitabel sein, um
Leben entwickeln zu können. (II) Sterne mit einer Masse von 1.1 bis
2.2 Sonnenmassen können eine habitable Zone zwar länger als 0.8 Milliarden
Jahre aufrecht erhalten. Sie verschwindet allerdings, sobald diese Sterne die
Hauptreihe verlassen und zu Roten Riesen werden. Unsere Sonne erreicht dieses
Entwicklungsstadium nach etwa zehn Milliarden Jahren. (III) Bei Sternen mit einer Masse von
0.6 bis 1.1 Sonnenmassen ist die maximale Überlebensspanne der Biosphäre
ausschließlich durch die Geodynamik bestimmt, also den Entwicklungszustand des
Planeten selbst. Bei masseärmeren Sternen (IV) liegt die
habitable Zone sehr nahe am Stern. In diesen Bereichen ist die Rotation eines
Planeten gebunden, d.h. er wendet dem Stern immer dieselbe Seite zu. Neueste
Erkenntnisse zeigen, dass gebundene Rotation Habitabilität nicht ausschließen
muss. Ihr Auftreten ist aber umstritten.
Abbildung 2: Die habitable Zone
(grüner Bereich) für einen Erdzwilling in einem Abstand vom Zentralstern von 2
AE. In den grauen Bereichen ist Habitabilität durch vom Abstand Stern-Planet
unhabhängige Faktoren ausgeschlossen, siehe Text. (Nach [4]) Die beschriebenen Ergebnisse beziehen
sich nur auf theoretische Berechnungen für einen Erdzwilling, der seinen
Zentralstern auf einer stabilen Bahn umkreist. Deshalb ist noch ein weiteres
Kriterium zu untersuchen – die Bahnstabilität. Bahnstabilität
– dynamische Habitabilität
Bereits im Jahre 1687 konnte Isaak
Newton zeigen, dass die relative Bewegung, die sich aus der gravitativen
Wechselwirkung zweier sphärisch symmetrischer Körper ergibt, durch einfache
geometrische Figuren beschrieben werden kann: Ellipsen für eine gebundene Bahn
und Parabeln bzw. Hyperbeln für ungebundene Trajektorien. Sobald man jedoch von
diesem Zweikörperproblem zum Dreikörperproblem übergeht (Berücksichtigung eines
dritten, gravitativ wirksamen Körpers), ergibt sich eine Vielfalt qualitativ
neuer dynamischer Phänomene. In einem solchen System lassen sich der Ort und
die Geschwindigkeit der drei Körper nicht für jeden beliebigen Zeitpunkt in
geschlossener algebraischer Form angeben – das System ist nicht mehr
vollständig integrierbar. Die Bestimmung der Bahnstabilität eines fiktiven
erdähnlichen Planeten in einem extrasolaren Planetensystem, das bereits einen
Riesenplaneten aufweist, ist ein klassisches Dreikörperproblem. In vielen
Fällen wird der Bereich stabiler Bahnen durch die Anwesenheit des
Riesenplaneten sehr stark eingeschränkt, oder er verschwindet vollkommen.
Andererseits ist das Vorhandensein von Riesenplaneten erforderlich, um den
inneren Bereich des Systems vor zu häufigen Einschlägen von Asteroiden oder
Kometen abzuschirmen. Verweilt ein Erdzwilling für hinreichend lange Zeit auf
einer stabilen Bahn in der habitablen Zone um einen Zentralstern, dann spricht
man von dynamischer Habitabilität. Fallbeispiel:
47 Ursae Majoris
Charakterisierung des Systems: Der Stern
47 UMa befindet sich im Sternbild des Großen Bären, etwa 45 Lichtjahre von der
Sonne entfernt. Seine Spektralklasse ist G0V, bezüglich seiner Masse (1.03
Sonnenmassen), seiner effektiven Temperatur und seiner Metallizität ist er mit
unserem Zentralstern vergleichbar. Der Stern besitzt zwei Riesenplaneten. Der
erste, 47 UMa b, wurde 1996 entdeckt. Seine Masse beträgt 2.54 Jupitermassen,
er umkreist den Zentralstern in einer Entfernung von 2.09 AE. Der zweite, 47
UMa c, wurde 2002 entdeckt. Seine Masse beträgt 0.76 Jupitermassen, seine Entfernung zum Zentralstern 3.73 AE.
Beide Planeten haben nahezu kreisförmige Bahnen. Mit seinen beiden Giganten ist
das System 47 UMa unserem Sonnensystem ähnlich (Jupiter umkreist die Sonne bei
5.20 AE, Saturn mit seinen 0.30 Jupitermassen bei 9.56 AE). Zur Bestimmung der Position der
habitablen Zone um 47 UMa müssen das Alter des Systems und die Leuchtkraft des
Zentralsterns bekannt sein. Die Leuchtkraft setzt den Rahmen für die externe
Beeinflussung des planetaren Klimas, das Alter bestimmt den geodynamischen
Zustand eines eventuellen erdähnlichen Planeten. Die Parallaxe, und damit der
Abstand von 47 UMa zum Sonnensystem, ergibt sich aus Beobachtungen des Astrometrie-Satelliten
Hipparcos. Dieser von der ESA 1989 gestartete Satellit lieferte wesentlich
genauere Daten als erdgebundene Messungen. Aus dem Abstand des Sterns lässt
sich ein Mittelwert für seine absolute Leuchtkraft von 1.54 Sonnenleuchtkräften
ableiten. Zur Bestimmung seines Alters wurden spektroskopische Methoden
angewandt. Aktuelle Untersuchungen ergeben ein mittleres Alter von 6.32
Milliarden Jahren, die Ungenauigkeit dieser Angabe beträgt +1.2 und –1.0
Milliarden Jahre. Entstehung terrestrischer Planeten: In der
inneren Region um 47 UMa befinden sich keine weiteren Riesenplaneten. Das ist
deshalb wichtig, weil innere Riesenplaneten die Bildung terrestrischer Planeten
in einer erdähnlichen Entfernung nahezu verhindern würden. Ein Riesenplanet in
diesem Bereich würde bewirken, dass sich die vorhandenen Planetenembryos
gegenseitig stören und deshalb nicht zu größeren Objekten heranwachsen.
Stattdessen könnte ein Asteroidengürtel entstehen. Die Bildung erdähnlicher
Planeten ist im System 47 UMa durch die geringere Entfernung der
jupiterähnlichen Gasgiganten weniger wahrscheinlich als in unserem
Sonnensystem. Dennoch dürften sich während der Akkretionsphase genügend große
Planetenembryos gebildet haben. Es fand auch keine Migration eines
Riesenplaneten in den Innenbereich statt, der die Bahnen der dort eventuell
vorhandenen Planeten hätte stören können. Bahnstabilität: Eine
notwendige Vorraussetzung dafür, dass sich auf einem erdähnlichen Planeten in
diesem System einfaches und sogar intelligentes Leben entwickeln kann, ist die
langfristige Stabilität seiner Bahn um 47 UMa innerhalb der habitablen Zone. In
einem Computermodell setzten Jones et al. [6] einen terrestrischen Planeten mit
Erdmasse an unterschiedliche Startpositionen in den stellaren habitablen Zonen
von vier unterschiedlichen Planetensystemen. Die Planetenbewegungen wurden bis
zu einer Milliarde Jahre lang verfolgt. Orbitale Instabilität trat ein, wenn
der Planet die Nähe des Hill-Radius des inneren Riesenplaneten erreichte, also
den Punkt, an dem die Anziehung des Riesenplaneten die des Zentralsterns gerade
ausgleicht (vgl. [11]). Das System 47 UMa stellte sich als ein
erfolgversprechender Kandidat für dynamisch habitable Planeten heraus. Die
äußere Grenze für stabile Umlaufbahnen ergab sich zu 1.32 AE. Allerdings kannte
man in diesem System zum Zeitpunkt jener Rechnungen nur einen Riesenplaneten.
In anderen Studien, die den Einfluss des zweiten Riesenplaneten beachteten,
wurde der Fall eines Planeten mit einer Erdmasse untersucht, der zu Beginn jeweils
bei 1.13 AE, 1.44 AE und 1.75 AE platziert wurde. Nur für den ersten Fall
ergaben sich stabile Bahnen. Aktuelle Untersuchungen zeigen, dass die äußere
Grenze der Stabilität im Sinne einer konservativen Näherung wahrscheinlich bei
1.25 AE liegt und jenseits von 1.3 AE keine Stabilität mehr auftritt. Dynamische Habitabilität: Für die oben angegebene Leuchtkraft haben wir für das System 47 UMa mit Hilfe der Erdsystemanalyse die Entwicklung der habitablen Zone berechnet [3]. Es zeigt sich, dass ein Erdzwilling unter diesen Voraussetzungen sowohl habitabel als auch bahnstabil sein kann.
Abbillung 3: Die habitablen Zonen
(grüne Bänder) im Sonnensystem und in den Systemen 47 UMa und 55 Cancri A für
ein Erdmodell mit zeitlich konstanter Fläche seiner Kontinente. Die
gestrichelte Linie gibt jeweils die Grenze des Bereichs stabiler Bahnen
erdähnlicher Planeten an. In Pfeilrichtung sind alle Bahnen solcher Planeten
instabil. Die
Chancen für Habitabilität sind bei Annahme der unteren Grenze für das Alter
bzw. die Leuchtkraft besonders groß. Zur Simulation der geodynamischen
Entwicklung des Planeten haben wir verschiedene Modelle für das Wachstum der
Kontinente angenommen und auch die Modifikation der habitablen Zone bei
verändertem Verhältnis von Festland- zu Ozeanfläche untersucht. Ein Planet mit
einem Flächenverhältnis von Land zu Wasser wie auf der Erde und Kontinenten,
die seit seiner Entstehung in der heutigen Größe vorhanden waren, hat bessere
Chancen im System 47 UMa habitabel zu sein als ein Planet, dessen Kontinente
erst wachsen. Mehr noch, je größer der Anteil der Ozeanbedeckung an der
Planetenoberfläche ist, desto mehr Lösungen lassen sich für einen dynamisch
habitablen Planeten finden. In Abb. 3 ist die heutige habitable Zone für einen
Erdzwilling, der 47 UMa umläuft, als grünes Band eingezeichnet. Jenseits der
gestrichelten Linie (in Pfeilrichtung) gibt es keine stabilen Bahnen mehr, so
dass der Bereich dynamischer Habitabilität eingeschränkt ist. Unsere Erde wäre
in einer Entfernung zum Zentralstern, in der die Einstrahlung Sonnenstärke
erreicht (1.24 AE), auch im älteren System 47 UMa noch dynamisch habitabel. Fallbeispiel:
55 Cancri A
Charakterisierung des Systems: 55
Cancri, ein Doppelstern im Sternbild Krebs, ist etwa 41 Lichtjahre von uns
entfernt. Die Hauptkomponente 55 CnC A ist aufgrund ihrer Spektralklasse G8V
den gelben Zwergen zuzuordnen. Ihre Masse beträgt 0.95 Sonnenmassen. Dieser
Stern ist der vierte überhaupt, bei dem ein Planet entdeckt wurde, und zwar
durch präzise, am Lick-Observatorium in den Jahren 1989 bis 2002 durchgeführte
Messungen der Dopplerverschiebungen in seinem Spektrum. Der Stern wurde wegen
seines hohen Gehaltes an schweren Elementen, seiner chromosphärischen Emission,
die möglicherweise durch die Anwesenheit der Planeten beeinflusst wird, und
seiner umstrittenen planetaren Staubscheibe intensiv untersucht. Die Masse
seines etwa 1100 AE weit entfernten, lichtschwachen Begleiters 55 CnC B beträgt
nur 0.13 Sonnenmassen. Bisher
konnten bei 55 CnC A drei Riesenplaneten nachgewiesen werden: Der Planet 55 CnC
b besitzt 0.84 Jupitermassen und umkreist den Zentralstern im Abstand von 0.115 AE, die Masse von 55 CnC c beträgt
0.21 Jupitermassen, sein Abstand 0.241 AE, die Masse von 55 CnC d schließlich
4.05 Jupitermassen, sein Abstand 5.9
AE. 55 CnC d ist von den bisher entdeckten Planeten der von seinem Zentralstern
entfernteste, seine Bahn ist vergleichbar mit der Bahn Jupiters in unserem
Sonnensystem (Abstand 5.2 AE). Diese Ähnlichkeit lässt auch vermuten, dass sich
im Bereich zwischen 0.25 AE und 5 AE weitere kleinere Planeten befinden
könnten. Die mittlere Leuchtkraft von 55 Cancri A beträgt 0.61
Sonnenleuchtkräfte, sein Alter wird mit 4.5 Milliarden Jahren angegeben bei
einer Unsicherheit von ± 1 Milliarde Jahren. Das kommt dem Alter unseres
Sonnensystems (4.6 Milliarden Jahre) sehr nahe. Bildung terrestrischer Planeten:
Im Gegensatz zu 47 UMa besitzt 55 Cancri A zwei sogenannte Hot Jupiters. Das
sind Riesenplaneten, oft größer als Jupiter, die ihren Zentralstern auf sehr
engen Bahnen umkreisen (manchmal in geringerer Entfernung als Merkur die
Sonne!) und infolge der großen Nähe zum Zentralstern einer sehr starken
Einstrahlung ausgesetzt sind. Diese beiden Giganten können aber nicht im
Innenbereich entstanden sein, sondern müssen kurz nach ihrer Bildung in
größeren Abständen vom Zentralstern einen Migrationsprozess durchlaufen haben.
Erst danach könnten sich terrestrische Planeten im Bereich von 0.25 AE bis 5 AE
gebildet haben oder von weiter außen dorthin migriert sein. Bahnstabilität: Mit Hilfe von
Bahnstabilitätsberechnungen unter Annahme der oben aufgeführten Planetenmassen
konnte der innere Rand des dynamisch stabilen Bereichs auf 0.69 AE festgesetzt werden. Diese
Arbeiten wurden von uns gemeinsam mit Manfred Cuntz (University of Texas at
Arlington) durchgeführt. Die Massenbestimmung extrasolarer Planeten ist
aufgrund der unbekannten Neigung der Bahnebene zur Beobachtungsebene
(Inklinationswinkel) ungenau. Falls die Massen der drei Riesenplaneten um 20 %
größer sind (Fehlergrenze der Massebestimmung für 55 CnC c), beginnt der
Bereich stabiler Bahnen erst bei 0.75 AE. Dynamische Habitabilität: Für das System 55 Cancri haben wir die gleichen Untersuchungen durchgeführt wie für das System 47 Ursae Majoris. Es zeigt sich, dass in einem Teil des Innenbereichs der habitablen Zone keine stabilen Bahnen auftreten. Im Gegensatz dazu gibt es aufgrund der Stabilität keine Einschränkung der äußeren Grenze, da der dritte Riesenplanet so weit außen liegt. Bei der geringen Leuchtkraft des Zentralsterns ist die Einstrahlung auf einen Planeten bereits in einer Entfernung von 0.78 AE so stark wie auf der Erde. Die Umlaufbahn eines Erdzwillings an dieser Stelle wäre in diesem extrasolaren Planetensystem stabil und der Planet wäre auch habitabel. Je weiter außen ein terrestrischer Planet seinen Zentralstern umkreist, desto größer muss seine Wasserbedeckung an der Oberfläche sein, damit Habitabilität besteht. Die heutige habitable Zone ist in Abb. 3 als grünes Band dargestellt. In diesem gesamten Bereich besitzen terrestrische Planeten stabile Bahnen. Eine Erde in 0.78 AE Entfernung vom Zentralstern wäre im jüngeren System 55 Cancri A heute dynamisch habitabel. Extrasolare
Planeten in unserer Galaxis
Schon an den beiden oben aufgeführten
Beispielen wird deutlich, dass dynamisch habitable Planeten keine Ausnahme sein
können, sondern dass viele solcher Objekte im Universum vorhanden sein müssen.
Mit der hier beschriebenen Methode zur Bestimmung der habitablen Zone für
Zwillinge der Erde haben wir die Zahl
habitabler Planeten in unserem Milchstraßensystem abgeschätzt [1].
Abbildung 4: Die Bildungsraten für
Sterne und Planeten in unserer Galaxis als Funktionen der Zeit. Heute
enthält die Galaxis etwa 400 Milliarden Sterne. Die Sternbildungsrate ist im
allgemeinen zeitabhängig. Sie ist in Abb. 4 dargestellt und wurde nach
Lineweaver [8] für das Milchstraßensystem reskaliert. In den ersten 2.6
Milliarden Jahren nach dem Urknall stieg sie exponentiell an, um danach
exponentiell abzufallen. Heute wird in unserem Milchstraßensystem etwa eine
Sonnenmasse interstellarer Materie pro Jahr in Sterne umgewandelt. Für die
Bildung terrestrischer Planeten muss die interstellare Materie eine hinreichend
hohe Metallizität besitzen. Metallizität ist der Gehalt an Metallen, wobei alle
Elemente, die schwerer als Helium sind, in der Astrophysik als Metall
bezeichnet werden. In Systemen mit zu geringer Metallizität können keine
terrestrischen Planeten entstehen. Zu hohe Metallizitäten führen zur Bildung
von Hot Jupiters, bieten also schlechte Voraussetzungen für die Entstehung
terrestrischer Planeten. Die schweren Elemente werden hauptsächlich in Sternen
erbrütet, so dass die Metallizität direkt aus der Integration der
Sternbildungsrate abgeleitet werden kann. Die Bildungsrate terrestrischer
Planeten ist dann das Produkt aus der Sternbildungsrate und der
metallizitätsabhängigen Wahrscheinlichkeit für die Bildung der terrestrischen
Planeten (Abb. 4). 3.8 Milliarden Jahre vor der Entstehung unseres
Sonnensystems hatte sie ein Maximum. Es bildeten sich im gesamten
Milchstraßensystem etwa 0.06 terrestrische Planeten pro Jahr. Seitdem geht sie
zurück, heute sind es weniger als 0.02 terrestrische Planeten pro Jahr. Die
mittlere Dichte stellarer Systeme, die habitable Planeten beherbergen, kann aus
der Planetenbildungsrate und der Faltung dieses Wertes mit der
Wahrscheinlichkeit für Habitabilität berechnet werden. Für die Anzahl der Planetensysteme mit mindestens einem habitablen Planeten ergibt sich ein überraschendes Bild (Abb. 5). Zu dem Zeitpunkt, als unser Sonnensystem entstanden ist (8.8 Milliarden Jahre nach dem Urknall), gab es die meisten Planetensysteme, die zumindest einen habitablen Planeten beherbergt haben müssten, nämlich 65 Millionen. Diese Zahl sank im Laufe der Zeit und beträgt heute etwa 40 Millionen. Damit ergibt zusammen mit der Näherung eines Scheibenmodells der Milchstrasse (Scheibenvolumen »4.5´1012 parsec3) sich ein mittlerer Abstand habitabler Planeten von etwa 50 parsec. Wenn es zu der Zeit, als die Erde geboren wurde, so viele Planetensysteme mit habitablen Planeten gegeben hat – könnte es dann möglich sein, dass Sporen aus dem Weltall unsere Erde infiziert haben und sich daraufhin das Leben auf unserem Planeten explosionsartig entwickelte?
Abbildung 5: Anzahl der
Planetensysteme im Milchstraßensystem, die mindestens einen habitablen Planeten
beherbergen. (Nach [1]) Panspermie
Schon 1908 formulierte Svante Arrhenius
die Panspermie-Theorie. Er vermutete, dass das Leben nicht auf unserem Planeten
entstanden, sondern durch einen interstellaren Transport zu uns gelangt ist.
Lange Zeit hielten viele Wissenschaftler einen solchen Transport für
unwahrscheinlich, denn das im Weltall herrschende Vakuum, die extremen
Temperaturen und die komplexen interstellaren Strahlungsfelder sind
außerordentlich lebensfeindlich. Dazu kommen die extremen Bedingungen beim
Verlassen des Mutterplaneten und bei der Landung auf der Erde. In den siebziger
Jahren lebte die Panspermietheorie durch die Arbeiten von Hoyle und
Wickramasinghe wieder auf [2]. Mit Hilfe spektroskopischer Untersuchungen des
Lichts entfernter Sterne fanden sie Hinweise auf Lebensspuren im interstellaren
Staub. Sie vermuteten, dass Kometen, die hauptsächlich aus Wassereis bestehen,
bakterielles Leben durch Galaxien transportieren und es vor Strahlungsschäden
abschirmen können. 1996 wurde die Entdeckung chemischer
Biomarker und möglicher Mikrofossilien in dem Marsmeteoriten ALH 84001 bekannt
gegeben. Wenn auch bis heute dieser Nachweis extraterrestrischen Lebens wissenschaftlich
umstritten ist, gilt der Transfer von Organismen zwischen Mars und Erde
(interplanetare Panspermie) als möglich. Das zeigt auch die Entdeckung und
Untersuchung von Extremophilen – Mikroorganismen, die unter extremen
Bedingungen leben können – durch die moderne Astrobiologie. Die letztlich sehr geringe
Wahrscheinlichkeit der interstellaren Panspermie ergibt sich im wesentlichen
aus der geringen Dichte habitabler Planeten in unserer Galaxis (siehe oben).
Für einen erfolgreichen Transport von Organismen zwischen Planetensystemen von
einem terrestrischen Planeten zum anderen müssen beide Planeten zur gleichen
Zeit habitabel sein. Die Wahrscheinlichkeit für interstellare Panspermie hängt
deshalb vom Quadrat der Dichte extrasolarer habitabler Planeten ab. Als
Ergebnis der Berechnungen ist festzustellen, dass zum Zeitpunkt der Entstehung
unseres Sonnensystems die meisten interstellaren Panspermie-Ereignisse
aufgetreten sind. Bis heute ist ihre Häufigkeit auf 30 % des damaligen Wertes
abgeklungen. Wenn überhaupt extrasolare Mikroorganismen ihre Reise im
interstellaren Raum überleben und auf unsere Erde gelangen können, dann war die
Wahrscheinlichkeit für ein solches Ereignis zur Zeit der Entstehung der Erde
vor 4.6 Milliarden Jahren am größten. Dass um unsere Sonne ein terrestrischer
Planet in der habitablen Zone auf einer stabilen Umlaufbahn kreist, ist
unumstritten. Denn die Erde ist ein Planet, auf dem niederes und höheres Leben
in vielen Formen existiert. Wie dieses Leben entstanden ist, kann uns die Panspermie-Theorie
auch nicht erklären. Sie verschiebt die Lösung dieses Problems nur in die Weite
des Universums. Literaturhinweise und Internetadressen: [1] Werner von Bloh,
Siegfried Franck, Christine Bounama, Hans-Joachim Schellnhuber: Maximum number of habitable planets at
the time of Earth’s origin: New hints for panspermia? Origins of Life and
Evolution of the Biosphere 33: 219
[2003] [2] Geoffrey Burbidge: Fred Hoyle. SuW 1/2003, S. 24 – 31. [3] Manfred Cuntz, Werner von
Bloh, Christine Bounama, Siegfried Franck: On the possibility of Earth-type habitable planets
around 47 UMa. Icarus 162, 214
[2003] [4] Siegfried Franck, Werner
von Bloh, Christine Bounama, Matthias Steffen, Detlef Schönberner, Hans-Joachim
Schellnhuber:
Determination of habitable zones in extrasolar planetary systems: Where are
Gaia’s sisters? J. Geophys. Res. 105 (E1), 1651
[2000] [5] Michael H. Hart: Habitable Zones about Main Sequence
Stars. Icarus 47, 351 [1979] [6] Barry W. Jones, P. Nick
Sleep, John E. Chambers: The
stability of the orbits of terrestrial planets in the habitable zone of known
exoplanetary systems. Astronomy & Astrophysics 366, 254 [2001] [7] James F. Kasting, Daniel
P. Whitmire, Ray T. Reynolds:
Habitable Zones around Main Sequence Stars. Icarus 101, 108 [1993] [8] Charles H. Lineweaver: An Estimate of the Age Distribution of
Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection
Effect. Icarus 151, 307 [2001] [9] Hans-Joachim Schellnhuber: `Earth system’ analysis and the second
Copernican revolution. Nature 402 (Suppl), C19 [1999]. [10] Jean
Schneider: Extrasolar Planets Encyclopaedia. http://www.obspm.fr/catalog.html [11] Günther Wuchterl: Die Ordnung der Planetenbahnen, Teil 2. SuW 12/2002, S. 32 – 41 Weitere Informationen zur Panspermie:
http://www.panspermia.org |
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