Welche Bedingungen ermöglichten die Entstehung des Lebens?

Habitable Zone: Ein fragiles Gleichgewicht zwischen Wärme und Kälte

Flüssiges Wasser, eine unverzichtbare Bedingung für das Leben

Unsere Galaxis zählt etwa 200 Milliarden Sterne, und die Statistik sagt uns, dass sie 2 Billionen Planeten enthalten würde. Das scheint ausreichend, um zu sagen, dass das Leben sicherlich viele Orte unter den habitablen Zonen dieser Milliarden von Sternen gefunden hat, um sich zu entwickeln. Allerdings müssen so viele günstige Bedingungen erfüllt sein, dass dies die Möglichkeiten stark einschränkt.

Die erste unverzichtbare Bedingung ist die Anwesenheit von Wasser im flüssigen Zustand. Wasser ist im materiellen Universum reichlich vorhanden, das zu 74% aus Wasserstoff, 24% Helium, 1% Sauerstoff besteht, und alle anderen Elemente zusammen machen nur 1% der gewöhnlichen Materie aus.

Die biochemische Rolle des flüssigen Wassers

Wissenschaftler glauben, dass flüssiges Wasser aufgrund seiner Rolle in den biochemischen Reaktionen lebenswichtig ist. Es wird sogar als unverzichtbares Element für ein lebensfähiges Ökosystem angesehen, da es den Transport von Materialien, die für eine biochemische Aktivität notwendig sind, enorm fördert.

Ein Planet muss daher flüssiges Wasser haben und es lange genug bewahren, Milliarden von Jahren, um eine Chance zu haben, das Leben zu erhalten. Niemand weiß, wie das Leben entsteht; der Übergang vom Unbelebten zum Belebten ist noch ein Rätsel, aber das Leben, wie wir es auf unserem Planeten beobachten, basiert auf der Chemie des Kohlenstoffs in Lösung im flüssigen Wasser.

Eine Kohlenstoffchemie in wässriger Lösung

Wenn das Leben anderswo existiert, muss es auf der Chemie des Kohlenstoffs basieren. Das Leben hat nicht den Weg des Siliziums eingeschlagen, das auf der Erde viel häufiger vorkommt als Kohlenstoff.

Spezialisten haben versucht, sich Leben in einer anderen Chemie als der des Kohlenstoffs vorzustellen, und alle sagen, dass es viel komplizierter ist, weil Kohlenstoff (C) der wesentliche Bestandteil der organischen Verbindungen ist. Er ist die Grundlage einer Vielzahl von Verbindungen und verbindet sich sehr gut mit anderen Atomen, insbesondere mit Wasserstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Phosphor und Schwefel.

Die schwierige Bewahrung des Wassers an der Oberfläche

Da im Universum das Wassermolekül (H²O) überall vorhanden ist, müssen alle Planeten etwas davon haben. Die Schwierigkeit wird darin bestehen, das Wasser an der Oberfläche im flüssigen Zustand Milliarden von Jahren zu bewahren, und dazu muss der habitable Planet sehr viele Bedingungen für seine Stabilität erfüllen.

Der Planet muss daher in einer habitablen Zone in der Umlaufbahn bleiben.

Wie groß ist die habitable Zone?

Numerische Modelle zeigen, dass die Erde, wenn wir sie um 12% von der Sonne entfernen, nur noch 79% der Sonnenwärme erhalten würde. An diesem Ort gerät das Klima außer Kontrolle, die Erde bedeckt sich sehr schnell mit Eis in einigen Jahrzehnten. Dennoch war die Erde immer habitabel, trotz der Entwicklung der Sonnenwärme.

Am Anfang war die Sonne 25% weniger hell als heute, und dennoch gab es immer flüssiges Wasser an der Erdoberfläche mit einem im Durchschnitt wärmeren Klima als heute. Das ist das Paradoxon der schwachen jungen Sonne.

Das Paradoxon der schwachen jungen Sonne

Dieses alte Rätsel aus dem Jahr 1972 wurde von den Astronomen Carl Sagan (1934-1996) und George Mullen aufgeworfen. Es geschah, als Beweise für flüssiges Wasser und bakterielles Leben in den geologischen Schichten vom Beginn der Erdentstehung gefunden wurden. Sagan und Mullen schlugen damals vor, dass ein Treibhauseffekt, der dreimal stärker war als heute, dank Ammonium und Methan existiert haben muss.

Dank dieses primordialen Treibhauseffekts konnte die Erde die schwache Wärme der jungen Sonne bewahren. Während die Sonne immer heller strahlte, übernahm der Carbonat-Silikat-Zyklus die Aufgabe, das Erdklima zu stabilisieren.

Die Grenzen der habitablen Zone und der Wasserverlust

Wenn der Planet in der Lage ist, sein Klima zu stabilisieren, weicht die Obergrenze der habitablen Zone auf 1,6 AE zurück. Die innere Grenze der habitablen Zone wurde von Computermodellen auf 5% (0,95 AE) berechnet. An diesem Ort, näher an der Sonne, gerät das Klimasystem außer Kontrolle. Die Temperatur steigt, der Treibhauseffekt nimmt zu und die Ozeane verdampfen. Die Bindungen der Wassermoleküle werden in der Atmosphäre aufgebrochen, und der sehr leichte Wasserstoff verschwindet im Weltraum. Nach und nach verliert der Planet sein gesamtes Wasser.

Es ist daher zwischen 0,95 und 1,65 AE, dass die Erde flüssiges Wasser an ihrer Oberfläche behalten kann. Sie muss sehr lange in dieser Zone bleiben, um die Evolution des Lebens zu ermöglichen. Dank des Carbonat-Silikat-Zyklus und der Plattentektonik konnte die Erde ihre Atmosphäre bewahren.

Carbonat-Silikat-Zyklus und Plattentektonik

Der Carbonat-Silikat-Zyklus, der Thermostat der Erde

Der Carbonat-Silikat-Zyklus spielt eine entscheidende Rolle bei der Regulierung des Erdklimas über lange Zeiträume. Dieser Zyklus beginnt, wenn atmosphärisches CO2 sich im Regenwasser löst und Kohlensäure (H2CO3) bildet. Die Produkte dieser Verwitterung werden dann zu den Ozeanen transportiert, wo Meeresorganismen sie zur Herstellung von Kalziumkarbonatschalen (CaCO3) verwenden. Wenn sie sterben, sammeln sich diese Organismen auf dem Meeresboden an. Die Plattentektonik recycelt dann das CO2 in den Subduktionszonen und setzt es in gasförmiger Form durch Vulkanausbrüche in die Atmosphäre frei. Ohne diese vulkanische Freisetzung wäre das atmosphärische CO2 in etwa 400.000 Jahren erschöpft. Der Zyklus setzt sich fort, wenn das vulkanische CO2 erneut vom Regenwasser gelöst wird, das es in die Meerestiefen transportiert. Dieser Prozess ist wesentlich für das Funktionieren der terrestrischen „Klimamaschine".

Eine unverzichtbare Plattentektonik

Zusammenfassend: Um Wasser im flüssigen Zustand zu halten, braucht man einen lebendigen Planeten mit intensiver geologischer Aktivität. Nun ist das Phänomen der Plattentektonik auf den anderen Planeten des Sonnensystems nicht vorhanden. Es scheint, dass wenn der Planet zu klein ist wie Mars, er keine Plattentektonik haben kann, aber wenn der Planet größer ist (Supererde), ist die Konvektion weniger effizient, es wird nur eine einzige große Platte geben. Dennoch profitiert Venus, die die gleiche Größe wie die Erde hat, nicht von der Plattentektonik!

Anm.:
Die zirkumstellare habitable Zone, auch Ökosphäre genannt, ist eine theoretische Region in Form eines kreisförmigen Rohrs um einen Stern, in der die Oberflächentemperatur der umlaufenden Planeten die Anwesenheit von flüssigem Wasser ermöglicht. Obwohl diese Zone potenziell Leben beherbergen könnte, sind die Bedingungen, die für seine Entwicklung notwendig sind, so zahlreich, dass die Wahrscheinlichkeiten sehr gering bleiben.

Astronomische Bedingungen, damit ein Planet sein flüssiges Wasser behält

Die Stabilität der Planetenbahnen

Eine weitere wesentliche Bedingung für die Erhaltung des Wassers im flüssigen Zustand betrifft die astronomischen Eigenschaften des Sterns, um den ein Planet kreist. Diese Eigenschaften sind dadurch eingeschränkt, dass 60% der Sterne Doppelsternsysteme sind, was für die Entstehung des Lebens nicht günstig ist, da die Umlaufbahnen der Planeten in diesen Systemen oft unregelmäßig und chaotisch sind. Damit ein Planet habitabel ist, muss seine Orbitale Exzentrizität gering sein, nahe 0 (kreisförmige Umlaufbahn). Die Exzentrizität der Erde, die 0,01 beträgt, ist ideal. Im Gegensatz dazu zeigen Beobachtungen von Exoplaneten eine durchschnittliche Exzentrizität von 0,29, was beträchtlich ist. Eine hohe Exzentrizität macht die Planetenbahn instabil und setzt den Planeten den gravitativen Störungen anderer Planeten aus (Arbeiten von Jacques Lascar), was auch die Temperaturstabilität beeinflusst. Unter den beobachteten Sonnensystemen bieten nur wenige nahezu kreisförmige Umlaufbahnen wie die unseres Sonnensystems.

Die Masse des Sterns, ein entscheidendes Kriterium

Eine weitere entscheidende Bedingung für die Bewahrung des flüssigen Wassers ist die Masse des Sterns. Sterne haben Massen, die von etwa 1/100 bis zum 100-fachen der Sonne variieren. Sterne, die massereicher als die Sonne sind, zwischen 1,2 und 1,5 Sonnenmassen, emittieren zu viel ultraviolette Strahlung, was für die Entstehung des Lebens nicht günstig ist. Darüber hinaus ist ihre Lebensdauer zu kurz, um die Entwicklung des Lebens zu ermöglichen.

Sterne, die kleiner als die Sonne sind, emittieren eine beträchtliche Menge an Röntgenstrahlen und für das Leben schädlichen Partikeln. Etwa 75% der Sterne haben eine Masse von etwa 0,5 Sonnenmassen. Diese Sterne emittieren wenig Licht, was die habitable Zone näher an den Stern rückt. Aufgrund dieser Nähe synchronisieren potenziell habitable Planeten ihre Rotation mit ihrem Stern durch Gezeitenwirkung, was zu einer gefrorenen und einer brennenden Seite führt. Obwohl eine „gemäßigte Region" an der Grenze existieren könnte, ist diese Situation nicht ideal, um Wasser im flüssigen Zustand zu halten. Darüber hinaus haben diese Planeten in dieser Entfernung kein Magnetfeld, da die Synchronisation die differentielle Rotation des Planetenkerns verhindert, was sie stärker der Sonnenstrahlung aussetzt.

Zusammenfassend sind Sterne von 0,9 bis 1,2 Sonnenmassen am günstigsten für die Entstehung des Lebens. Computersimulationen sind nicht überraschend, da sie die idealen Bedingungen modellieren, die unserem Sonnensystem entsprechen. Sie helfen Forschern jedoch, die komplexen Bedingungen, die für die Entstehung des Lebens notwendig sind, besser zu verstehen.

Anm.:
Die Exzentrizität definiert die Form einer elliptischen Umlaufbahn; sie variiert zwischen 0 und 1. 0 für kreisförmige Umlaufbahnen. Eine hohe Exzentrizität verringert die kleinste Achse (Perihel) und vergrößert die größte Achse (Aphel), verändert aber nicht die große Achse.

Die Zustände des Wassers oder Phasenübergänge

Das Phasendiagramm von reinem Wasser

Wasser liegt nur für ein gegebenes Druck-Temperatur-Paar in einer einzigen Form vor. Das Phasendiagramm unten fasst diese Gleichgewichte zusammen und hebt zwei bemerkenswerte Punkte hervor, den Triplepunkt und den kritischen Punkt.

Die Phasen des Wassers

Triplepunkt und Phasenübergänge

Reines Wasser liegt für einen bestimmten Druck und eine bestimmte Temperatur in einer einzigen Phase (fest, flüssig oder gasförmig) vor. Am Triplepunkt jedoch koexistieren die drei Phasen gleichzeitig bei einer präzisen Temperatur und einem präzisen Druck. Ein Druck-Temperatur-Paar kann einem Phasenübergang entsprechen, das heißt einer Zustandsänderung, wie dem Schmelzen (fest zu flüssig), der Erstarrung (flüssig zu fest), der Sublimation (fest zu gasförmig), der Kondensation (gasförmig zu fest), der Verdampfung (flüssig zu gasförmig) oder der Verflüssigung (gasförmig zu flüssig). Jenseits des kritischen Punktes tritt Wasser in eine fluide Phase ein, in der es sowohl gasförmig als auch flüssig ist, bei einem Druck von 218 Atmosphären und einer Temperatur von 374°C.