Gibt es Leben auf anderen Planeten? Eine wichtige Größe ist in diesem Zusammenhang die habitable Zone. Sie bestimmt, in welchem Abstand von einem Stern Leben eventuell möglich ist. Dadurch lässt sich berechnen, auf wie vielen Exoplaneten in der Milchstraße oder auch im Universum es eventuell Leben geben könnte.
Damit ist die habitable oder bewohnbare Zone eine der wichtigsten Größen bei der Suche nach außerirdischem Leben. Auch für die Beantwortung der Frage, ob es intelligentes Leben auf anderen Planeten gibt, spielt die Anzahl der habitablen Planeten eine große Rolle.
Und auch für die Raumfahrt in der Zukunft, wenn Menschen zu anderen Sternensystemen fliegen, ist die bewohnbare Zone ein entscheidender Faktor: Sie bestimmt, auf welchen Planeten Menschen leben könnten.
Wie genau ist die habitable Zone definiert und welche Parameter benötigt man, um diese für ein bestimmtes Sternensystem zu berechnen? Wie viele Planeten in der Milchstraße befinden sich in der bewohnbaren Zone? Wie viele Exoplaneten in der habitablen Zone wurden bereits entdeckt? Und was bedeutet dies für die eventuelle Existenz von außerirdischem intelligenten Leben?
Diese und weitere Fragen wollen wir im Folgenden beantworten.
Die Kapitel im Überblick
Was ist die Habitable Zone?
Flüssiges Wasser ermöglicht Leben
Für das Leben auf der Erde ist Wasser die wichtigste Verbindung. Vor über 3 Milliarden Jahren ist das Leben im Wasser entstanden. Und auch (fast) alle heutigen Lebewesen sind zum Überleben auf Wasser angewiesen.
Biologen und Biochemiker sind der Meinung, dass dies kein Zufall ist. Wasser hat viele Eigenschaften, welche das Entstehen von Leben gefördert haben. Und die Existenz von flüssigem Wasser gilt auch in der Astrobiologie als das wichtigste Kriterium dafür, ob auf anderen Planeten eventuell Leben existieren kann.
Habitable Zone Definition
Deshalb erfolgt die Definition der habitablen Zone meistens über den Aggregatzustand von Wasser:
Die habitable Zone ist der Abstandsbereich von einem Stern, in dem Wasser auf einer Planetenoberfläche in flüssiger Form existieren kann.
Die Temperatur auf der Oberfläche eines Planeten muss dafür also im Bereich von 0 bis 100 Grad Celsius liegen. Das bringt uns zu der Frage: Was bestimmt die Temperatur auf einem Planeten?
Strahlungsantrieb durch den Stern
Zu einem großen Teil ergibt sich diese Temperatur aus der Strahlung, welche der Planet an der Oberfläche empfängt. Und diese ist wiederum durch den Abstand vom zentralen Stern bestimmt: Planeten, die näher an einem Stern sind, empfangen viel mehr Strahlung als Planeten, welche sich auf ihren Bahnen weit entfernt vom Stern befinden.
Damit ist die Entfernung vom Stern der Hauptfaktor, welcher die Existenz von flüssigem Wasser ermöglicht oder ausschließt.
Und die optimale Entfernung, bei der Wasser in flüssiger Form existieren kann, lässt sich relativ einfach berechnen. Denn die Strahlungsmenge, die ein Stern abgibt, ergibt sich aus dessen Leuchtkraft und der Temperatur, welche wiederum mit der Sternenklasse zusammenhängen.
Die Temperatur und die Leuchtkraft eines Sterns können gemessen werden und sind für Millionen von Sternen bereits bekannt. Und damit lässt sich auch die habitable Zone für sehr viele Sternensysteme berechnen.
Insbesondere kann für die meisten Systeme, in denen bisher Exoplaneten entdeckt wurden, auch die habitable Zone berechnet werden. Und so können Astronomen relativ genau sagen, auf welchen der bisher entdeckten Exoplaneten eventuell Leben existieren kann.
Weitere Faktoren
Allerdings gibt es neben der Wärmestrahlung des Sterns weitere Größen und Faktoren, welche die Temperatur auf einem Planeten stark beeinflussen können. Dazu gehören vor allem:
- die Albedo des Planeten: Die Oberfläche des Planeten bestimmt, wie viel der eintreffenden Strahlung absorbiert oder zurückgestrahlt wird. Das Rückstrahlvermögen (Albedo) kann maximal 1 sein (alle Strahlung wird zurückgestrahlt) und minimal 0 (alle Strahlung wird absorbiert). Wasser hat eine Albedo von ca. 0,05 bis 0,2 (je nach Einfallswinkel der Strahlung). Sand hat eine Albedo von etwa 0,3 und Neuschnee eine Albedo von 0,8 bis 0,9. Für den Planeten Mars ergibt sich insgesamt eine Albedo von 0,25. Venus hat eine Albedo von 0,77 und für die Erde beträgt der Wert der Albedo etwa 0,3.
- die Exzentrizität der Planetenbahn: Die meisten Planetenbahnen um einen Stern sind nicht optimal kreisförmig, sondern stark ellipsenförmig. Der Abstand des Planeten vom Stern ist dann nicht konstant, sondern variiert zwischen einem minimalen und maximalen Abstand stark. Damit variiert auch die empfangene Strahlungsmenge und die Oberflächentemperatur stark, je nach der Position des Planeten auf der ellipsenförmigen Bahn.
- die Eigenrotation des Planeten um seine Achse: Manche Planeten rotieren sehr langsam um die eigene Achse, andere sehr schnell. Und viele haben überhaupt keine Eigenrotation. Dann ist immer die gleiche Seite des Planeten dem Stern zugewandt und die andere Seite empfängt keine direkte Wärmestrahlung. Entsprechend ist bei solchen Planeten die eine Seite sehr heiß und die andere sehr kalt. Dadurch kann auch bei Planeten, die eigentlich in der habitablen Zone liegen, die Temperatur auf beiden Seiten außerhalb des Bereichs sein, in dem flüssiges Wasser existieren kann.
- der Neigungswinkel des Planeten: Die Achse der Eigenrotation des Planeten ist oft relativ zu der Achse der Planetenbahn gedreht. Dann ist die Strahlungsmenge, welche die verschiedenen Breitengrade empfangen, sehr unterschiedlich. Auf der Erde bestimmt der Neigungswinkel das Auftreten und die Dauer der Jahreszeiten. Diese sind in den hohen und mittleren Breiten sehr ausgeprägt. Nahe dem Äquator sind die Temperaturen im Vergleich dazu sehr konstant.
- die Atmosphäre eines Planeten: Die Luftmoleküle oberhalb der Planetenoberfläche können den Strahlungsantrieb des Sterns und die Strahlungsbilanz des Planeten stark verändern. Dies gilt insbesondere dann, wenn sich Treibhausgase wie Wasserdampf, Kohlendioxid oder Methan in der Atmosphäre befinden. Ein Beispiel hierfür ist der Planet Venus, dessen Atmosphäre sehr viel Kohlendioxid enthält. Dadurch ist die Temperatur an der Oberfläche sehr viel höher, als sich aus dem Strahlungsantrieb durch die Sonne ergeben würde.
Im Folgenden schauen wir zunächst auf die habitable Zone, wie sie sich aus dem Strahlungsantrieb ergibt: Wie sieht diese für das Sonnensystem und für andere Sternensystem und verschiedene Sternenklassen aus?
Dann gehen wir auf die weiteren Faktoren ein, welche die Temperatur an der Oberfläche eines Planeten beeinflussen. Wir schauen, wie stark deren Auswirkung auf die mögliche Existenz von flüssigem Wasser und damit auch für eventuelles außerirdisches Leben ist.
Habitable Zone des Sonnensystems
Welche Planeten im Sonnensystem sind in der habitablen Zone?
In unserem Sonnensystem befindet sich nur die Erde in der habitablen Zone.
Die Erde ist der dritte Planet im Sonnensystem. Der Abstand zur Sonne beträgt 149,6 Millionen km. Diese Entfernung ist definiert als 1 Astronomische Einheit (AE), oder auf Englisch: astronomical unit (AU).
Berechnungen von Kasting et al. (1993) ergeben, dass sich die Habitable Zone in unserem Sonnensystem etwa über den Bereich von 0,95 bis 1,37 AE erstreckt. In diesem Bereich befindet sich nur die Erde.
Der zweite Planet, die Venus ist 0,72 AE (108,2 Mio. km) von der Sonne entfernt. Damit ist die Venus zu nah an der Sonne, als dass dort flüssiges Wasser existieren könnte. Die Temperatur auf der Venus beträgt 462 Grad Celsius, was weit oberhalb des Siedepunkts von Wasser ist.
Mars, der vierte Planet im Sonnensystem, ist 1,52 AE (227,9 Mio. km) von der Sonne entfernt. Damit ist die Entfernung zu groß und die Temperatur an der Oberfläche ist zu kalt für flüssiges Wasser: die Temperaturen auf dem Mars liegen zwischen -153 bis +20 Grad Celsius.
Wenn Mars allerdings so groß wäre wie der Erde, und über eine Atmosphäre mit Treibhauseffekt verfügen würde, könnte es auf solch einem Planeten in der gleichen Entfernung von der Sonne flüssiges Wasser geben.
Habitable Zone für andere Sternensysteme
Quellen
https://de.wikipedia.org/wiki/Habitable_Zone
https://de.wikipedia.org/wiki/Albedo
Kasting et al. (1993), Habitable Zones around Main Sequence Stars, Icarus. 101 (1): 108–118, doi:10.1006/icar.1993.1010., PMID 11536936