Habitable Zone

Habitable Zone

Als habitable Zone (auch Lebenszone oder veraltet Ökosphäre, missverständlich auch bewohnbare Zone) bezeichnet man im Allgemeinen den Abstandsbereich, in dem sich ein Planet von seinem Zentralgestirn aufhalten muss, damit Wasser dauerhaft in flüssiger Form als Voraussetzung für erdähnliches Leben auf der Oberfläche vorliegen kann.

Gelegentlich wird das Konzept einer Umgebung, in der Leben in der uns bekannten oder ähnlicher Form möglich ist, auch auf andere Parameter als Klima und flüssiges Wasser ausgedehnt. So wird von einer UV-habitablen Zone gesprochen, in der die ultraviolette Strahlung der der (frühen) Erde entsprechen muss, oder von einer habitablen Zone einer Galaxie, in der sich bereits genügend schwere Elemente gebildet haben, aber sich andererseits nicht zu viele Supernova-Explosionen ereignen. Schließlich gibt es noch das Konzept des kosmischen habitablen Alters.

Inhaltsverzeichnis

Begriff

Der Begriff der habitablen Zone geht zurück auf den Astronomen Su-Shu Huang und wurde Ende der 1950er geprägt.[1][2] Der Begriff bedeutet wörtlich auf Deutsch „bewohnbare Zone“. Das ist irreführend und hat zu Kritik geführt. Im eigentlichen Wortsinn bezeichnet „bewohnbar“ einen Himmelskörper mit einer voll entwickelten, für Menschen geeigneten Sauerstoff-Kohlenstoff-Ökologie. Im allgemeinsten heutigen astrobiologischen Verständnis ist mit habitabler Zone dagegen ein Parameterbereich gemeint, in dem ein Himmelskörper Leben hervorbringen kann, aber nicht muss.

Ökosphäre oder habitable Zone

Eine habitable Zone wurde auch schon als Ökosphäre bezeichnet. Der Ökosphäre-Begriff geht zurück auf Hubertus Strughold (1953/1955).[3][4] Doch in dieser Bedeutung wird Ökosphäre heute nicht mehr verwendet. Das liegt eben an der Begriffsalternative habitable Zone, die sich inzwischen durchgesetzt hat.[5]

Zirkumstellare habitable Zonen

Die klassische habitable Zone flüssigen Wassers

Primär hängt die zirkumstellare habitable Zone (circumstellar habitable zone, CHZ) von der Temperatur und Leuchtkraft des Sterns ab, um den der Planet kreist. Nur innerhalb eines bestimmten Abstandbereichs ist die Energie, die im Abstand des Planeten ankommt, in einem Bereich, so dass die daraus resultierende Oberflächentemperatur flüssiges Wasser erlaubt.

In einer sehr einfachen Betrachtung kann die Lebenszone demnach aus der Leuchtkraft des Sterns berechnet werden. Den Mittelpunkt dieser Zone eines beliebigen Sternes kann man mit folgender Gleichung berechnen:

d [{\mathrm AE}] = \sqrt {L_{\mathrm stern}/L_{\mathrm sonne}}
wobei
d ist der Durchschnittsradius der bewohnbaren Zone in AE,
L_{\mathrm stern} \, ist die bolometrische Leuchtkraft eines Sternes, und
L_{\mathrm sonne} \, ist die bolometrische Leuchtkraft der Sonne.

Als Beispiel betrachten wir einen Stern mit 25 % Sonnenhelligkeit. Das Zentrum der habitablen Zone würde etwa 0,5 AE vom Stern entfernt sein, bei einem Stern doppelt so hell wie die Sonne wäre der Abstand 1,4 AE. Das ist das Ergebnis des Abstandsgesetzes der Lichthelligkeit. Der mittlere Bereich der bewohnbaren Zone ist in diesem einfachen Modell so definiert, dass ein Exoplanet mit vergleichbarer Atmosphäre der Erde (Aufbau und Dichte) in etwa der globalen Durchschnittstemperatur der Erde entspricht, die Ränder entsprechen den Temperaturen, bei denen Wasser gefriert beziehungsweise siedet.

Darüber hinaus spielt aber auch die Oberflächenbeschaffenheit, insbesondere die Albedo (das Rückstrahlvermögen) des Planeten, eine große Rolle. Moderne Berechnungen berücksichtigen auch die Entwicklung der Planetenatmosphäre, wie durch den atmosphärischen und teilweise rein chemischen Treibhauseffekt hervorgerufen.

1959 beschrieben die Physiker Philip Morrison und Giuseppe Cocconi diese Zone zum ersten Mal in einem SETI-Forschungsbericht. 1961 veröffentlichte Frank Drake die nach ihm benannte Drake-Gleichung.

Da sich sowohl der Stern als auch der Planet im Laufe der Zeit verändern, ändert sich auch die habitable Zone. Die Leuchtkraft eines Sterns nimmt im Laufe seiner Entwicklung zu. Soll sich Leben in einer Form wie unserer auf einem Planeten entwickeln, muss dieser nicht nur im richtigen Abstand dort sein, sondern die Umstände dürfen sich auf entsprechend langen Zeitskalen auch nicht ändern, so dass der Planet sich die ganze Zeit innerhalb der habitablen Zone befinden muss, auch wenn diese sich langsam zu einem größeren Abstand vom Zentralstern verschiebt. Normalerweise nimmt man einen Mindestzeitraum von 4 bis 6 Milliarden Jahren an. Will man den zeitlichen Aspekt hervorheben, spricht man auch von der kontinuierlichen habitablen Zone; meist meint man aber auch in der Kurzform „die kontinuierliche“.

Habitable Zone unter Berücksichtigung des planetaren Klimas

Das Konzept der CHZ wurde seit den oben skizzierten Anfängen durch Einbeziehung von Klimarechnungen, insbesondere des Treibhauseffekts durch Kohlendioxid und Wasser, wesentlich verfeinert.

Der Treibhauseffekt auf einem unbelebten Gesteinsplaneten oder -mond in der habitablen Zone wird hauptsächlich durch den Carbonat-Silicat-Zyklus reguliert:

  1. Atmosphärisches CO2 regnet in Form von Kohlensäure auf das Gestein der Oberfläche, wo die Säure Silicat-Gesteine erodiert und der Kohlenstoff in Calcium-Silicat-Mineralen gebunden wird.
  2. Das kohlenstoffhaltige Gestein wird durch tektonische Vorgänge in die planetare Lithosphäre transportiert und dort zu Magma geschmolzen.
  3. Vulkanismus setzt den Kohlenstoff als CO2 wieder frei.

Der Zyklus ist selbstregulierend, da bei sinkenden Temperaturen die Regenmenge fällt, weswegen weniger Kohlenstoff aus der Atmosphäre entfernt wird als der Vulkanismus langfristig, also aufgrund des früheren Klimas, liefert. Dadurch wird der atmosphärische Kohlenstoff angereichert, der Treibhauseffekt steigt und wirkt der Abkühlung entgegen. Bei steigenden Temperaturen reguliert sich der Zyklus über eine größere Regenmenge ebenfalls selbst zu einem niedrigeren Treibhauseffekt. Die Zeitdauer für den Carbonat-Silicat-Zyklus auf der Erde liegt bei mehreren hunderttausend Jahren.

Die innere Grenze wird nun durch einen sich selbst verstärkenden Treibhauseffekt definiert, in dessen Verlauf das Wasser des Planeten in den interplanetaren Weltraum entkommt, und somit die Regulation des Carbonat-Silicat-Zyklus außer Kraft setzt. Diese Grenze liegt im Sonnensystem bei etwa 0,95 AE. An der äußeren Grenze können selbst Wolken aus gefrorenem Kohlendioxid keinen ausreichenden Treibhauseffekt mehr bewirken. Die äußere Grenze der CHZ des Sonnensystems liegt, je nach Modell, bei 1,37 bis 2,4 AE.

Im Sonnensystem befindet sich nur die Erde klar innerhalb dieses Gürtels um die Sonne. Die Venus ist der Sonne, ebenso wie der Merkur, zu nahe. Der Mars liegt je nach Modell noch knapp innerhalb der CHZ und könnte somit einen ausreichenden Treibhauseffekt gehabt haben. Allerdings ist der Planet zu klein, um eine Plattentektonik über Jahrmilliarden in Gang zu halten. Damit fiel nach dem Erstarren der marsianischen Lithosphäre ein wichtiges Element des nicht-biologischen Klimagleichgewichtes, der Vulkanismus innerhalb des Carbonat-Silicat-Zyklus, weg, und so konnte sich das Klima auf dem Mars nicht langfristig stabilisieren.[6] Ein Planet von Erdmasse könnte somit im Abstand von Mars, abhängig von den Modellparametern, noch Leben beherbergen. In der Entfernung des Jupiters würde ein Planet unter keinen Umständen genug Strahlungsenergie erhalten, um Wasser schmelzen zu lassen.

Beispiele habitabler Zonen von Sternen der Hauptreihe[7]:

Spektralklasse in AU[8]
O6V 450 - 900
B5V 20 - 40
A5V 2,6 - 5,2
F5V 1,3 - 2,5
G5V 0,7 - 1,4
K5V 0,3 - 0,5
M5V 0,07 - 0,15

Habitable Zonen um andere als sonnenähnliche Sterne

Nachdem man zunächst davon ausgegangen war, dass nur um solche Sterne habitable Zonen möglich sind, die eine ähnliche Größe wie unsere Sonne haben, bezieht man mittlerweile auch Rote Zwerge in die Überlegungen ein. Zwar läge bei massearmen Sternen die Zone ausreichender Energie so nahe an dem Stern, dass die Rotation eines Planeten dort mit seiner Umlaufzeit synchronisiert wäre, d. h. er wendet seinem Zentralgestirn immer dieselbe Seite zu (so wie der Mond beim Umlauf um die Erde). Allerdings kann eine ausreichend dichte Atmosphäre die Strahlungsenergie des Sterns ausreichend effizient umverteilen, um auf weiten Teilen des Planeten flüssiges Wasser zu ermöglichen.[9][10]

Bei wesentlich massereicheren Sternen als der Sonne ist die Lebensdauer zu kurz, als dass eine habitable Zone mehrere Milliarden Jahre andauern kann. So leben Sterne mit dem 3-4 fachen der Sonnenmasse schon nur noch etwa eine Milliarde Jahre.

Weitere mögliche habitable Bereiche mit flüssigem Wasser

Das obige Konzept der habitablen Zone macht nur eingeschränkte Annahmen, unter welchen Bedingungen Leben entstehen kann. Die Hauptvoraussetzung ist flüssiges Wasser. Wasser spielt für das Leben eine zentrale Rolle als Lösungsmittel für biochemische Reaktionen. Problematisch ist jedoch, dass das klassische Konzept der habitablen Zone auf rein atmosphärischen Annahmen basiert. Es sind jedoch seither noch weitere Möglichkeiten bekannt geworden, die wie folgt eingeteilt werden können[11]:

  • Ein Klasse 1 Habitat entspricht einem erdähnlichen Planeten in der oben beschriebenen CHZ.
  • Ein Klasse 2 Habitat ist ein Planet, der sich zwar ebenfalls in einer wie oben definierten Zone befindet, sich aber aufgrund anderer Parameter dennoch anders als die Erde entwickelt, also zum Beispiel Planeten um M-Sterne, oder ein Planet am Rand einer habitablen Zone wie zum Beispiel der frühe Mars, bevor der Vulkanismus zum Stillstand kam.
  • Klasse 3 Habitate sind Monde oder Planeten mit Ozeanen unter der Oberfläche, die aber mit Gesteinsoberflächen in Kontakt sind. Beispiele für solche Objekte im Sonnensystem sind die Jupitermonde Ganymed und Europa. In ihnen kann das gefrorene Wasser der Ozeane z. B. durch Gezeitenreibung verflüssigt werden.
  • Als Klasse 4 Habitate werden reine Wasserumgebungen bezeichnet, entweder Monde wie Enceladus mit einer dicken Eisschicht, die nur innerhalb der Eisschicht flüssig sein könnten, oder reine Ozeanplaneten.

Bekannte Exoplaneten in einer habitablen Zone

Derzeit ist von keinem Exoplaneten mit Sicherheit bekannt, ob er sich in einer habitablen Zone befindet. Der beste Kandidat war zeitweise der etwa 20 Lichtjahre von der Erde entfernte Gliese 581 c, der zweite Planet des roten Zwerges Gliese 581, der aber inzwischen seinen Status als ein eventueller habitabler Planet eingebüßt hat, da er zu intensive Strahlung von seinem Stern erhält.[12] Seither ist ein anderer Planet des Systems, Gliese 581 d, ins Zentrum der Aufmerksamkeit gerückt. Der Planet mit der achtfachen Erdmasse umrundet seinen Stern binnen 84 Tagen einmal. Der Planet liegt in seinem System in einer Zone, die klimatische Bedingungen wie die des frühen Mars ermöglicht. Damit wäre er ein Kandidat für einen Planeten, dessen Bedingungen die Entstehung von Leben ermöglicht haben könnten.[13] Diese Annahmen beruhen jedoch auf Modellrechnungen, nicht auf direkten Beobachtungen, und sind von zahlreichen Modellparametern abhängig.

Anfang 2011 veröffentlichte die NASA vorläufige Beobachtungsdaten der Kepler-Mission, demnach liegen mehr als 50 der 1235 entdeckten Planetenkandidaten innerhalb einer habitablen Zone. [14][15][16]

Ultraviolette habitable Zone

Analog zu einer durch das Klima definierten Zone wurde eine Zone vorgeschlagen, in der die Ultraviolettstrahlung des Zentralsterns eine ähnliche Intensität aufweist, wie sie die frühe Erde erhalten hat. Dieser Zone liegt die Überlegung zugrunde, dass die chemische Evolution nicht nur Energie, sondern auch eine Quelle negativer Entropie benötigt. Andererseits darf die UV-Strahlung nicht zu intensiv sein, da sie sonst die Moleküle der frühen Biochemie zu schnell wieder zersetzt.[17] [18] [19]

Galaktische habitable Zonen

Das Konzept einer Zone, in der Leben wie auf der Erde entstehen kann, wurde 2001 auf galaktische Dimension erweitert.[20]

Ursprünglich beinhaltete diese galaktische habitable Zone (GHZ) nur den chemischen Entwicklungsstand einer galaktischen Region, wonach genügend schwere Elemente in einer Region einer Galaxie vorhanden sein müssen, damit Leben entstehen kann. Die meisten Elemente mit größeren Ordnungszahlen als Lithium entstehen erst im Laufe der Zeit durch Kernfusionsprozesse, die im Inneren der Sterne ablaufen, und beim Tod der Sterne ins interstellare Medium abgegeben werden. In den inneren Regionen einer Galaxie läuft diese Nukleosynthese schneller ab als in den äußeren Regionen, weswegen man einen maximalen Radius der galaktischen habitablen Zone definieren kann.

Später kam als weiteres Kriterium hierzu die Sternbildungsrate in der jeweiligen Region einer Galaxie hinzu. Befindet sich ein Stern mit einem Planeten zu dicht an einer Supernovaexplosion, die bevorzugt in Regionen mit aktiver Sternbildung stattfinden, wird dadurch die Atmosphäre des Planeten zu sehr gestört und der Planet zu starker kosmischer Strahlung ausgesetzt, als dass sich Leben dauerhaft entwickeln könnte. Für Spiralgalaxien wie unsere Milchstraße steigt die Supernovarate zu den inneren Regionen einer Galaxie hin an. Daher kann man auch einen inneren Radius der galaktischen habitablen Zone angeben.

Das bedeutet, dass die galaktische habitable Zone einer Spiralgalaxie wie der Milchstraße einen Ring um das Zentrum der Galaxie bildet. Innerhalb dieses Rings ist die Sterndichte zu hoch, außerhalb ist die Dichte zu gering, als dass genug Sterne schon genug schwere Elemente produziert haben. Im Laufe der Zeit vergrößert sich der Bereich jedoch nach außen. Andererseits sind viele dieser Parameter sehr unsicher, so dass es auch durchaus möglich sein kann, dass die gesamte Milchstraße in diesem Sinne „bewohnbar“ ist.[21]

Kosmisches habitables Alter

Dem Konzept des habitablen Alters des Universums (cosmic habitable age, CHA) liegen die chemische Entwicklung der Galaxien seit dem Urknall und die Erkenntnisse über die Strukturentwicklung der Galaxien und Galaxienhaufen zugrunde. Ausgehend von den Erfahrungen der chemischen Evolution auf der Erde kann im Universum seit mindestens 3,5 Milliarden Jahren Leben existieren und wahrscheinlich seit höchstens 5 Milliarden Jahren. Andererseits wird sich in Zukunft die Nukleosynthese durch Sterne soweit verlangsamen, dass in voraussichtlich 10 bis 20 Milliarden Jahren geologisch wichtige radioaktive Elemente nicht mehr in ausreichender Menge im interstellaren Medium vorhanden sein werden, um auf einem neu entstandenen Planeten Plattentektonik in Gang zu halten und ihn so durch den Carbonat-Silicat-Zyklus für die Bildung von Leben im Sinne der zirkumstellaren habitablen Zone geeignet zu machen.[22]

Literatur

  • Margaret C. Turnbull, Jill C. Tarter: Target Selection for SETI. I. A Catalog of Nearby Habitable Stellar Systems. In: The Astrophysical Journal Supp. Ser.2003, online
  • J.C. Tarter, u.a.: A Reappraisal of The Habitability of Planets around M Dwarf Stars. In: Astrobiology, 7 (2007) Abstract, bei arxiv
  • Michael H. Hart: Habitable zones about main sequence stars. In: Icarus Band 37, Nummer 1, Januar 1979, S. 351–357; doi:10.1016/0019-1035(79)90141-6
  • James F. Kasting: How to find a habitable planet. Princeton Univ. Press, Princeton 2010, ISBN 978-0-691-13805-3.
  • Arnold Hanslmeier: Habitability and cosmic catastrophes. Springer, Berlin 2009, ISBN 978-3-540-76944-6.

Weblinks

Einzelnachweise

  1. Huang SS: Occurrence of life in the universe In: Amer. Scientist 47 (1959): 397-402
  2. Huang SS: Life outside the solar system. In: Scientific American 202 (1960): 55-63
  3. Strughold H: The Green and Red Planet. Albuquerque, 1953: 43
  4. Strughold H: The ecosphere of the Sun. In: Avia. Med. 26 (1955): 323-8
  5. Kasting JF: How to Find a Habitable Planet. Princeton, 2009 ISBN 0691138052 pdf
  6. Kasting & Catling: Evolution of a Habitable Planet. In: Annual Review of Astronomy&Astrophysics. 41, 2003, S. 429-463. Abgerufen am 18. August 2009.
  7. James F. Kasting: Habitable Zones around Mainsequence Stars., astro.berkeley.edu, pdf, abgerufen am 19. Juli 2011
  8. Arnold Hanslmeier: Habitability and cosmic catastrophes. Springer, Berlin 2009, ISBN 978-3-540-76944-6, Table.3.4.,S.62
  9. M. Joshi: Climate Model Studies of Synchronously Rotating Planets. In: Astrobiology. 3, 2003, S. 415-427.
  10. : Special Issue: M star Planet Habitability. In: Astrobiology. 7, 2007, S. 27-274.
  11. Lammer et al.: What makes a planet habitable?. In: The Astronomy and Astrophysics Review. 17, 2009, S. 181-249.
  12. SPACE.com: Hopes Dashed for Life on Distant Planet 18. Juni 2007
  13. Selsis et al.: Habitable planets around the star Gliese 581?. In: Astronomy & Astrophysiscs. 476, 2007, S. 1373-1387. arXiv:0710.5294.
  14. NASA Finds Earth-Size Planet Candidates In Habitable Zone, Six Planet System nasa.gov, abgerufen am 19. Juli 2011
  15. 50 Milliarden Planeten allein in unserer Milchstraße derstandard.at, 21. Februar 2011
  16. Planet Candidates kepler.nasa.gov, abgerufen am 19. Juli 2011
  17. J. Kasting et al.: Ultraviolet radiation from F and K stars and implications for planetary habitability. In: Origins of Life and Evolution of the Biosphere. 27, 1997, S. 413-420.
  18. A. Buccino et al.: Ultraviolet radiation constraints around the circumstellar habitable zones. In: Icarus. 183, 2006, S. 491-503. arXiv:astro-ph/0512291.
  19. A Buccino et al.: UV habitable zones around M stars. In: Icarus. 192, 2007, S. 582-587. arXiv:arXiv:astro-ph/0701330.
  20. G. Gonzalez et al: The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution. In: Icarus. 152, 2001, S. 185-200. arXiv:astro-ph/0103165. Abgerufen am 18. August 2009.
  21. N. Prantzos: On the "Galactic Habitable Zone". In: Space Science Reviews. 135, 2008, S. 313-322. arXiv:astro-ph/0612316. Abgerufen am astro-ph/06123162009-08-18.
  22. G. Gonzalez: Habitable Zones in the Universe. In: Origins of Life and Evolution of Biospheres. 2005, S. 555-606. arXiv:astro-ph/0503298. Abgerufen am 18. August 2009.

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