Die Welt, in der wir leben
Die Voraussetzungen für
Leben auf der Erde
Die Erde ist der einzige Planet in unserem
Sonnensystem, auf dem sich höheres Leben gebildet hat. (Wir wissen
nicht, wie viele Planeten es außerhalb unseres Sonnensystems noch im
Universum gibt; bei 100 Milliarden Sternen in 100 Milliarden
Galaxien ist die Zahl wohl unabsehbar groß - wir haben aber erst
etwa 2.000 davon entdeckt. Über Leben dort wissen wir nichts; die
>> Suche
nach außerirdischem Leben hat aber längst begonnen.) Warum
konnte sich gerade auf der Erde höheres Leben entwickeln?
Eine Voraussetzung für Leben auf der Erde:
unsere Erde liegt in der Lebenszone der Sonne -
einem Bereich, in dem die Sonnenstrahlung nicht zu stark und auch
nicht zu schwach für die Entfaltung des Lebens ist. Eigene
Abbildung.
Die richtige Position in der Milchstraße
Die Erde liegt nicht zu nahe am Zentrum der Milchstraße (dort ist
es wegen heißer Staub- und Gaswolken lebensfeindlich), aber auch
nicht zu weit außen: Dort kommen nicht genug schwere Elemente vor.
Die meisten der Elemente, aus denen die Erde und die Lebewesen
bestehen, entstanden nicht beim Urknall, sondern erst im Laufe der
Erdgeschichte beim Vergehen ganzer Generationen von Sternen
vor unserer Sonne (>> Hintergrundinformation: Entstehung
des Universums); ohne diese Elemente gäbe es weder Gesteine
noch Lebewesen: das Eisen im Hämoglobin, dem roten Blutfarbstoff,
der Sauerstoff von der Lunge in den Körper transportiert; der
Sauerstoff selbst; das Kalium unserer Knochen - sie sind Produkte
ausglühender Sterne. Wir sind also alle Kinder der Sterne.
Wir sind alle Kinder der Sterne ...
Besonders große Sterne vergehen als Supernova (>> Der
Aufbau des Universums), dabei entstehen die radioaktiven
schweren Elemente, die wesentlich die Hitze im Erdinneren erzeugen,
die wiederum die >> Plattentektonik
antreibt: Ohne diese gäbe es in der Erdatmosphäre kein Wasser und
kein Kohlendioxid mehr (siehe hierzu die Seite zum
Kohlenstoffkreislauf, >> Kohlenstoffaustausch
mit dem Gestein); und auch Leben an Land - einschließlich der
Entstehung des Menschen - hätte es nie gegeben: ohne eine Geschichte
aus Vulkanismus, ersten Plattenkernen, anschließenden Kollisionen
und der Auffaltung von Gebirgen wäre die Erde flach und überall mit
einer 2,5 Kilometer hohen Wasserschicht bedeckt.
Die richtige Position im Sonnensystem
Die Erde ist gerade weit genug von der Sonne entfernt, um die
“richtige” Menge an Sonnenenergie abzubekommen. Die Sonnenenergie
ist mit Abstand >> die
wichtigste Energiequelle für die Erde. Sie entsteht, da die
Sonne mit ihrer Masse eine derartige Anziehungskraft entwickelt,
dass die Abstoßungskräfte der Kerne der Wasserstoffatome (die zu
drei Vierteln die Sonnenmasse ausmachen) überwunden werden und die
Kerne verschmelzen; die entstehenden Atome sind aber nicht stabil
und geben Energie ab, wodurch sie zu stabilen Heliumatomen werden.
Pro Sekunde “verbrennt” die Sonne auf diese Art 637 Millionen Tonnen
Wasserstoff, dabei entstehen 632 Millionen Tonnen Helium und 385
Milliarden Milliarden Megawatt. Die Position
der Erde - etwa 150 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt -
führt dazu, dass die ankommende Sonnenstrahlung energiereich genug
ist, um für das Leben notwendige Reaktionen anzutreiben, aber nicht
so stark, dass alles Wasser verdampfen würde. Das Grundprinzip des
Strahlungshaushalts der Erde ist in der folgenden Abbildung
dargestellt:
Der Strahlungshaushalt der Erde: Von
der ankommenden Sonnenstrahlung wird
ein Teil reflektiert, der übrig bleibende Anteil erwärmt Wasser,
Landflächen und
die Atmosphäre und wird als Wärmeabstrahlung wieder abgegeben.
Abbildung übersetzt, Original NASA (Quelle: http://visibleearth.nasa.gov/).
Dieser Bereich, in dem die Sonnenstrahlung nicht zu stark und nicht
zu schwach ist, wird die “Lebenszone” eines Sterns
genannt (siehe Abbildung >> oben auf der
Seite). Dabei ist die Lage der Lebenszone nicht nur von der
Entfernung von der Sonne abhängig, sondern wird auch davon
beeinflusst hat, ob ein Planet eine Atmosphäre hat oder nicht -
Treibhausgase in der Atmosphäre können die Temperatur des Planeten
erhöhen und damit nach außen verschieben (siehe >> unten).
Bei der Erforschung unseres Sonnensystems wurde zudem festgestellt,
dass die Jupitermonde Io und Europa wärmer sind als durch die
Sonnenstrahlung erklärbar: Sie werden auch durch Gezeitenkräfte
erwärmt, so dass auf Europa sogar flüssiges Wasser vorkommt. Das
bedeutet, dass auch Monde in der Nähe großer Gasplaneten in der
Lebenszone von Sternen liegen können. (Auf der Erde ist der Beitrag
der Gezeiten zum Energiehaushalt aber verschwindend klein.) Die
Lebenszone wandert zudem während der Lebenszeit eines Sternes: da
dieser mit zunehmenden Alter immer heißer wird, entfernt sich die
Lebenszone im Laufe der Zeit von ihrem Stern.
Die Lebenszone eines Sterns wandert im
Laufe der Zeit nach außen, da eine Stern >> im
Laufe seines Lebens immer heißer wird. Die Erde lag vermutlich
von Anfang an in der Lebenszone der Sonne. Eigene Abbildung nach
Fig. 5.1 aus >> Tim
Lenton & Andrew Watson 2011.
(Wie lange die Erde noch in der Lebenszone der Sonne liegt, ist nur
näherungsweise abzuschätzen - die vorliegenden Abschätzungen geben
uns noch zwischen 0,5 und 1,5 Milliarden Jahre. Kleinere Sterne, die
ihren Kernbrennstoff >>
weniger schnell verbrennen, sind daher womöglich
lebensfreundlicher als die Erde - sie besitzen jedenfalls eine
Lebenszone, die länger stabil ist.)
Die Rolle der Atmosphäre
Die Erde selbst dürfte aber nicht viel kleiner sein, denn Planeten
brauchen eine gewisse Größe, um mit ihrer Schwerkraft eine
Atmosphäre aus flüchtigen Gasen festzuhalten. Diese braucht nicht
nur das Leben an Land, sondern sie spielt auch eine zentrale Rolle
bei der Temperaturregulation. Zentral sind dabei die >> Treibhausgase,
sie lassen mehr (kurzwellige) Sonnenstrahlung an die Erdoberfläche
gelangen als (langwellige) Wärmestrahlung wieder hinaus:
Der Treibhauseffekt der
Erdatmosphäre: Ein Teil der abgegebenen Wärmestrahlung
wird von der Atmosphäre zurückgehalten. Verändert nach
Wikipedia, Artikel
“Strahlungshaushalt der Erde”, eingesehen am 22.12.2005.
Die Stärke des Treibhauseffekts hängt von der
Zusammensetzung der Atmosphäre ab (zum heutigen Zustand siehe die
Seite über das >>
Klima der Erde); diese hat sich im Laufe der Erdgeschichte
verändert. Das Ergebnis grenzt schon ans Unglaubliche: Die Sonne ist
ja etwa zeitgleich mit der Erde entstanden und hat zu Beginn nur
etwa 70 Prozent ihrer heutigen Strahlung abgegeben. Die Lebenszone
lag also - wie oben gezeigt - in der Frühzeit des Sonnensystems viel
näher an der Sonne. Und dennoch zeigen geologische Untersuchungen
und auch die Geschichte des Lebens, dass seit über vier Milliarden
Jahren die Temperatur der Erde immer hoch genug war, dass es
flüssiges Wasser gab - die Voraussetzung für Leben. Dass die Erde
auch bei schwacher Sonne warm genug für flüssiges Wasser war, lässt
vermuten, dass es eine Art Thermostat gegeben hat (dies ist eine der
zentralen Erkenntnisse, die zur Akzeptanz des Modells vom Ökosystem
Erde geführt haben, siehe auch die >> Einführung).
Tatsächlich wurden entsprechende >> Regelkreise
gefunden; vor allem der Kohlenstoffkreislauf spielt diese Rolle: In
der frühen Atmosphäre gab es eine hohe Konzentration des
Treibhausgases Kohlendioxid, das dann von Gestein gebunden
wurde (siehe hierzu auch >>
Klimageschichte der Erde).
In der gesamten Geschichte des Lebens hat die Temperatur der Erde nur um wenige Grad
Celsius geschwankt.
Das Ergebnis: In der gesamten Geschichte des Lebens hat die
Temperatur der Erde nur um wenige Grad geschwankt. (Dass der
Treibhauseffekt verstärkt wird, weil durch menschliche Aktivitäten
eigentlich längst von der Erdatmosphäre abgeschiedene Treibhausgase
wieder freigesetzt werden, ist die wichtigste Ursache für den vom
Menschen verursachten >> Klimawandel.)
Die Erde als System
Wie könnte das "Thermostat" der frühen Erde ausgesehen haben?
(Thermostat in Anführungszeichen, da es ja keinen Sollwert gibt, den
jemand eingestellt hat, wohl aber Regelkreise, die die Erdtemperatur
in einem lebensfreundlichen Bereich gehalten haben.) Dazu braucht es
Regelkreise, die die Temperatur bei einem Anstieg senken, und
andere, die sie bei Abkühlung erhöhen. Solche
"systemstabilisierenden" Regelkreise heißen auch negative
Rückkoppelungen (negativ kommt hier nicht von
schlecht, sondern bedeutet, dass sie Änderungen entgegenwirken - bei
einem Temperaturanstieg etwa zur Abkühlung führen). Daneben gibt es
auch positive Rückkoppelungen, die Auswirkungen von Änderungen
verstärken, und die daher die innere und äußere Grenze der
Lebenszone bestimmen. Auf der Erde gibt es beide, und die
wichtigsten, die die Temperatur auf der frühen Erde beeinflusst
haben könnten, zeigt die folgende Abbildung:
Rückkoppelungen, die zur
Temperaturregelung auf der frühen Erde beigetragen haben könnten.
Schwarze Pfeile mit "+" bedeuten eine gleichgerichtete
Veränderung, graue Pfeile mit "-" eine entgegengesetzte.
Lesebeispiele: Mit steigender Temperatur nimmt die
Silikatverwitterung zu (gleichgerichtet, daher "+"), die
Eisbedeckung der Erde nimmt aber ab (entgegengesetzt, daher "-").
Wie diese Rückkoppelungen die Temperatur der Erde beeinflussen,
ist im nachfolgenden Text erläutert. Eigene Abbildung nach Fig. 7.2
aus aus >> Tim
Lenton & Andrew Watson 2011.
Der Regelkreis, der die innere Grenze der Lebenszone bestimmt, ist
der Wasserdampf-Regelkreis: steigende Temperaturen
(durch Annäherung des Planeten an die Sonne oder durch eine heißer
werdende Sonne) führen zu einer stärkeren Verdunstung, und diese zu
einer höheren Wasserdampfkonzentration in der Atmosphäre. Da
Wasserdampf ein Treibhausgas ist, steigt hierdurch die Temperatur
weiter, was wiederum die Wasserdampfkonzentration steigen lässt.
Hier liegt also eine positive Rückkoppelung vor. Diese wird aber
durch einen Effekt gebremst, auf dem das Funktionsprinzip von
Dampfkochtöpfen beruht - bei steigender Wasserdampfkonzentration
("Dampfdruck") wird die zusätzliche Verdunstung erschwert. Aber
irgendwann - bei ausreichend heißer Sonne - kann die Verdunstung
"durchgehen", und dazu kommt, dass dann auch der Wasserdampfgehalt
in der oberen Atmosphäre anstiegt, wo UV-Strahlung Wassermoleküle
aufspalten kann und der leichte Wasserstoff dann nicht mehr von der
Schwerkraft in der Atmosphäre gehalten wird und ins Weltall verloren
geht. Auf diese Art und Weise hat vermutlich die Venus ihr Wasser
verloren. Der Bereich, in dem die Temperatur hierfür noch nicht hoch
genut ist, ist die innere Grenze der Lebenszone.
Die äußere Grenze der Lebenszone wird vom Eis-Albedo-Regelkreis
bestimmt. Wenn der Planet sich weiter von der Sonne entfernt und
sich abkühlt, bilden sich an den Polen Eiskappen, die sich mit
weiterer Abkühlung ausdehnen. Eis reflektiert aber das Sonnenlicht
sehr stark, so dass das Rückstrahlvermögen (Albedo, von lat. albus
= weiß) der Erde zunimmt - es wird also weniger Sonnenstrahlung vom
Planeten absorbiert, so dass dieser weiter abkühlt. Auch dieses ist
eine positive Rückkoppelung, und jenseits der äußeren Grenze der
Lebenszone führt dieser Regelkreis dazu, dass alles Wasser auf dem
Planeten gefriert und kein flüssiges Wasser mehr vorkommt.
Negative Regelkreise stabilisieren die Lebenszone, indem sie den
Planeten weniger anfällig für Veränderungen etwa der Sonnenstrahlung
machen. Ein Beispiel ist der
Silikatverwitterungs-Regelkreis , der - in geologischen
Zeiträumen betrachtet - die Konzentration des Treibhausgases
Kohlendioxid in der Erdatmosphäre bestimmt. Der im Gestein gebundene
Kohlenstoff wird in heißen Quellen im Meer und bei Vulkanausbrüchen
in Form von Kohlendioxid freigesetzt, und bei der Verwitterung von
Silikatgestein wieder in Gestein verbunden (siehe: >>
Kohlenstoffkreislauf - Kohlenstoffaustausch mit dem Gestein).
Die Verwitterung von Silikatgestein nimmt bei steigender
Temperatur zu. Nimmt also die Temperatur zu, entfernt die zunehmende
Silikatverwitterung eine größere Menge des Treibhausgases
Kohlendioxid und bremst damit die Erwärmung (negative
Rückkoppelung). Umgekehrt geht bei sinkender Temperatur die
Silikatverwitterung zurück, mehr Kohlendioxid bleibt in der
Atmosphäre und führt zu steigender Erwärmung, bremst also die
Abkühlung. Ergebnis: dieser Regelkreis sorgt dafür, dass die innere
und die äußere Grenze der Lebenszone nicht so leicht erreicht werden
können, stabilisiert also den Planeten in der Lebenszone. Seine
Grenzen liegen darin, dass er sehr langfristig wirkt, die oben
dargestellten positiven Rückkoppelungen aber viel schneller.
Auf der Erde sollte es aber bei den unbelebten
Regelkreisen nicht bleiben. Diese haben die Erde immerhin schon zu
einem System gemacht - bei einem System interagieren die Elemente so
miteinander, dass sie als Einheit angesehen werden können. Aber mit
der >> Entstehung des Lebens
begann auch dieses, mit den Regelkreisen der Erde zu interagieren:
aus dem System Erde wurde das Ökosystem Erde.
Die Größe der Erde hält nicht nur die Atmosphäre fest, sondern hat
noch eine zweite Wirkung: Die Erde kühlt im Inneren kaum aus;
dadurch bleibt der Antrieb der Plattentektonik erhalten. Für den
Wärmehaushalt der Erde ist die Energie im Erdinneren im Vergleich
zur Sonnenstrahlung kaum von Bedeutung; sie schützt das Leben aber
auf eine andere, doppelte Weise: Erstens sorgt das Einschmelzen von
Gestein im Erdinneren immer wieder dafür, dass das im Gestein
gebundene Wasser und der Kohlenstoff freigesetzt werden, ohne dieses
Recycling gäbe es vermutlich längst kein Wasser und keinen
Kohlenstoff mehr in der Atmosphäre, und auch kein Leben auf der
Erde. Und zweitens sind Konvektionsbewegungen im flüssigen äußeren
Teil des Erdkerns wahrscheinlich die Ursache für die Erzeugung des
Erdmagnetfelds; dieses Erdmagnetfeld schützt die
Erde vor den Sonnenwinden. Sonnenwinde bestehen zum größten Teil aus
Wasserstoffkernen, die elektrisch geladen sind und daher durch das
Magnetfeld zum größten Teil um die Erde herumgelenkt werden. Im
hohen Norden kann man diese Sonnenwinde manchmal sehen: Ein kleiner
Teil der Partikel gelangt, den Feldlinien folgend, in die
Polarregion und erzeugt dort durch Wechselwirkung mit Luftteilchen
die spektakulären Polarlichter.
Das Erdmagnetfeld schützt die Erde
vor den Sonnenwinden. Abb.: >> NASA
Die Sonnenwinde haben aber auch ihr
gutes: Sie schwächen die energiereiche kosmische Strahlung ab, so
dass deren Einfluss auf die Erde relativ gering ist. Auch hierzu
leistet die Atmosphäre einen Beitrag: In einer Höhe von etwa 80
Kilometern befindet sich eine Schicht (die Ionosphäre), in der
Teilchen zum Beispiel aus verglühenden Meteoriten ionisiert werden
und dabei die tödliche kosmische Strahlung abfangen. Energiereiche
UV-Strahlung von der Sonne, die durch die Ionosphäre dringt, wird
weitgehend von einer >>
Ozonschicht in der Erdatmosphäre gefiltert. Ohne diese
Schichten wäre Leben zumindest an Land kaum möglich.
Die Hilfe von Jupiter und Mond
Und schließlich helfen auch Jupiter und der Mond: Die Schwerkraft
des Jupiter hat bei der Entstehung von Mars und
Erde geholfen und kleinere Stein- und Eiskörper in einen
Asteroidengürtel verbannt - damit hat sie die Erde vor noch
häufigeren Einschlägen von Himmelskörpern bewahrt. Wir Menschen
verdanken unsere Existenz aber einem dieser Einschläge: Bei dem
Zusammenprall, bei dem der Mond entstand (mehr
dazu >>
hier), wurde ein Teil der Erdkruste ins All geschleudert -
erst dadurch wurde die Erdkruste so dünn, dass die Plattentektonik
entstehen konnte (deren Bedeutung für das Leben auf der Erde oben
bereits dargestellt wurde). Auch die heutige biologische Vielfalt
gäbe es ohne diesen Zusammenprall vermutlich nicht - auf ihn geht
nämlich auch die Neigung der Erdachse zurück, die für die
Jahreszeiten sorgt. Die Jahreszeiten spielten aber eine ebenso große
Rolle bei der Entstehung der Vielfalt an Lebewesen, die wir heute
auf der Erde finden, wie die vielfältigen Lebensräume, die infolge
der Plattentektonik entstanden - weshalb der Mond schon als
“Architekt der Evolution” bezeichnet wurde. Und schließlich
stabilisiert der Mond mit seiner Schwerkraft wie ein Ausleger die
Rotationsachse der Erde - ohne diese Stabilisierung würde die Erde
zeitweise eine Neigung von 85 Grad erreichen; die Eiskappen der Pole
wären direkt auf die Sonne gerichtet und würden schmelzen, die
Tropen dagegen in Eis und Schnee versinken. Die dadurch ausgelösten
Klimaschwankungen hätten möglicherweise jedes Leben früh vernichtet,
es auf jeden Fall aber anders aussehen lassen. (Da der Mond sich
jedes Jahr um fast 4 Zentimeter von der Erde entfernt, wird seine
Schwerkraft in einer Milliarde Jahre nicht mehr ausreichen, die
Rotationsachse der Erde zu stabilisieren - sollte es dann noch
intelligentes Leben auf der Erde geben, dürfte der Klimawandel
wieder zum Thema werden).
Die Entstehung (?, siehe >> Die
Entstehung des Lebens) und Weiterentwicklung des Lebens auf
der Erde ist also von vielen Faktoren abhängig (siehe dazu auch
>> Die
Erde als Ökosystem). Je besser dieses verstanden wird, desto
mehr interessieren sich die Erdwissenschaftler und Biologen wieder
für Astronomie. Weitere Planeten zu finden, auf denen die
Bedingungen für Leben erfüllt sind, wäre der erste Schritt, um
außerirdisches Leben zu entdecken. Und bringt uns vielleicht einer
Antwort auf die Frage näher, ob die Existenz von Leben auf der Erde
lediglich einem glücklichen Zufall zu verdanken ist, oder aber in
den Naturgesetzen angelegt ist - dann dürfte es auf vielen Planeten,
auf denen Leben möglich ist, auch tatsächlich Leben geben.
Ist da jemand? -
die Suche nach außerirdischem Leben
Gibt es außerirdisches Leben im Universum?
Schon die alten Griechen spekulierten über diese Frage, und noch
heute weiß niemand etwas genaues - aber inzwischen reichen unsere
technischen Möglichkeiten aus, Antworten direkt im All zu suchen.
Galaxie NGC 240: Auf
der Erde gibt es Leben, aber wie sieht aus woanders aus? (Foto:
NASA, ESA, the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble
Collaboration, and A. Evans (University of Virginia,
Charlottesville/NRAO/Stony Brook University; gemeinfrei)
Der älteste Ansatz ist die Nutzung der Radioastronomie:
Intelligente Zivilisationen könnten wie wir auf der Erde Radiowellen
zur Kommunikation verwenden, und diese werden seit 1960 mit riesigen
Radioteleskopen gesucht. Bisher ohne Erfolg. Die größte
Einschränkung der Methode ist, dass sie nur technische
Zivilisationen entdecken kann, die Radiowellen verwendet. Auf der
Erde gibt es seit 3,5 Milliarden Jahre Leben; mit den Methoden der
Radioastronomie wäre es erst vor etwa 100 Jahren entdeckt worden
(siehe auch >>
Gibt es andere intelligente Zivilisationen im Weltall?)
1995 wurde von Michel Mayor und Didier Queloz von der Universität
Genf der erste Planet außerhalb unseres Sonnensystems (51 Pegasi b)
entdeckt; und jetzt suchen die Astronomen nach Planeten,
auf denen die Bedingungen für Leben erfüllt sind.
Planeten zu finden ist nicht einfach: >> Tim
Appenzeller verglich die Idee, das Licht eines erdgroßen
Planeten neben einem milliardenfach helleren Stern einzufangen mit
dem Versuch, ein Glühwürmchen neben dem Scheinwerfer eines
Leuchtturms zu sehen, in 3000 km Entfernung und in einer nebligen
Nacht. So unglaublich es klingt: Dies kann gelingen; bisher wurden
11 Planeten direkt gesehen (dabei gibt es
natürlich einen Trick: das Licht des Sternes wird abgedeckt, so dass
es das von den Planeten abgestrahlte Licht nicht überdeckt. Dazu
werden Techniken wie die Interferometrie (bei der
das „störende“ Sternenlicht durch Phasenverschiebung von Lichtwellen
ausgelöscht wird - nach dem Funktionsprinzip von Kopfhörern, die
Umgebungsgeräusche reduzieren) verwendet oder das Sternenlicht durch
Masken blockiert; andere Forscher versuchen, Planeten durch die
Farbunterschiede des Lichtes von Planeten und Sternen aufzuspüren).
Die meisten Planeten wurden bisher jedoch indirekt
durch ihren Einfluss auf “ihren” Stern entdeckt, dazu werden drei
verschiedene Methoden genutzt:
- Doppler-Methode und astrometrische
Messungen beruhen beide darauf, dass die Schwerkraft
des Planeten seinen Stern anzieht, und diesen infolge des Umlaufs
des Planeten in ein leichtes Taumeln bringt. Dieses führt
einerseits zu regelmäßigen Schwankungen in der Wellenlänge des vom
Stern ausgehenden Lichts: es wird langwelliger, wenn der Stern
sich von der Erde wegbewegt (“Rotverschiebung”), und kurzwelliger,
wenn er sich auf die Erde zubewegt. Bei der Doppler-Methode wird
dieser “Doppler-Effekt” gemessen; die astrometrischen Messungen
messen dagegen die seitlichen Bewegungen des Sterns gegen andere
Sterne im Hintergrund.
- Die dritte Methode nutzt die Lichtabschattungen,
die entstehen, wenn Planeten von der Erde aus gesehen die
Oberfläche des Stern überqueren.
Mit diesen Methoden suchen die Astronomen gegenwärtig vor allem
nach „Jupiters“: Ein Planet wie Jupiter in unserem Sonnensystem
hilft während der Planetenentstehung durch den Einfluss seiner
Schwerkraft bei der Bildung mars- und erdgroßer Planeten, und er
verbannt kleinere Stein- und Eiskörper in einen Asteroidengürtel.
Jupiter bewirkt allerdings ein „Sternentaumeln“ in Jahrzehnten,
abhängig von seiner Umlaufbahn. Die ersten Messreihen sind bald lang
genug, um auch solche Planeten mit der Doppler-Methode zu entdecken.
Im April 2007 wurde immerhin ein erster Planet gefunden, auf dem
eine Oberflächentemperatur von 0 bis 40 Grad Celsius herrscht,
Wasser also flüssig wäre - er umkreist den Roten Zwergstern Gliese
581. Insgesamt kennen die Astronomen heute über 2.000 “Exoplaneten”,
wie die Planeten außerhalb unseres Sonnensystems genannt werden.
Planeten von der Größe der Erde können weit besser bei
Weltraummissionen entdeckt und untersucht werden, bei
denen keine Erdatmosphäre stört. Die meisten Planeten wurde von der
März 2009 gestarteten Kepler-Mission der NASA, die 100.000 Sterne
auf Lichtabschattungen untersuchen soll, entdeckt. Aus den
bisherigen Funden schließen manche Astronomen, dass etwa ein Fünftel
aller Sonnen Planeten in der "Lebenszone" haben könnten. Die alten
Griechen jedenfalls glaubten an andere Welten: alles andere wäre wie
ein Acker mit nur einer einzigen Ähre. Heute können wir nur
vermuten, dass es diesen Acker gibt: Planeten, auf denen die
Bedingungen für das Leben stimmen. Wir wissen aber nicht, wie
wahrscheinlich die Entstehung von Leben ist, und wie es aussehen
könnte. Weil das >> Leben,
so wie wir es kennen, auf flüssiges Wasser angewiesen ist, suchen
die Astronomen auf den entdeckten Himmelskörpern nach flüssigem
Wasser: es wird tief im Mars vermutet und ist auf den Jupiter-Monden
Europa und Enceladus nachgewiesen; und sie suchen auch nach
Atmosphären, die - wie die >> Erdatmosphäre
- nicht im chemischen Gleichgewicht sind: auch dieses könnte - wie
der >> Sauerstoffgehalt
auf der Erde - ein Zeichen für Leben sein.
Mit Intelligenz hat das alles noch nichts zu tun: noch weniger als
die Wahrscheinlichkeit der Entstehung von Leben wissen wir, wie
wahrscheinlich dieses sich zu intelligentem Leben weiterentwickeln
würde. Aber schon "nicht-intelligentes" außerirdisches Leben zu
entdecken: Das wäre eine zweite kopernikanische Revolution. Vor 500
Jahren entdeckte Kopernikus, dass die Erde nicht der Mittelpunkt
unseres Sonnensystems ist; und dann wäre sie auch nicht mehr der
einzige Planet, der Leben beherbergt – sondern Teil eines Netzes von
Leben im Universum... Man kann sich kaum ausmalen, wie solch eine
Entdeckung unser Selbstbild verändern würde. Ob es jemals nötig sein
wird, steht dahin.
Weitere Informationen im Internet:
>> PlanetQuest:
Website des NASA Jet Propulsion Laboratory zur Suche nach
Exoplaneten (in englischer Sprache)
>> NASA-Kepler-Mission:
Wissenschaftlicher Hintergrund, Beschreibung der Mission und ihres
aktuellen Standes, Lehrmaterialen (in englischer Sprache).
Siehe auch:
>> Gibt
es andere intelligente Zivilisationen im Weltall?
Wie es weiterging ...
Dass die Voraussetzungen für Leben auf der Erde gegeben sind, ist
durch die Existenz von Leben auf der Erde bewiesen. Wie aber das
Leben auf die Erde gekommen oder auf ihr entstanden ist, ist immer
noch ein Rätsel. Mit dieser Frage und mit der Entwicklung des Lebens
auf der Erde beschäftigt sich der nächste Abschnitt: Das
Leben.
Nächster Abschnitt:
Das Leben