Welche Bedingungen ermöglichten die Entstehung von Leben?

Bewohnbare Zone: Ein fragiles Gleichgewicht zwischen Hitze und Kälte

Unsere Galaxie hat rund 200 Milliarden Sterne und Statistiken besagen, dass sie 2.000 Milliarden Planeten enthält. Dies scheint ausreichend zu sein, um zu sagen, dass das Leben sicherlich viele Orte in den bewohnbaren Zonen dieser Milliarden von Sternen gefunden hat, an denen es sich entwickeln kann. Allerdings müssen so viele günstige Voraussetzungen erfüllt sein, dass dies die Möglichkeiten stark einschränkt.

Die erste wesentliche Voraussetzung ist das Vorhandensein von Wasser im flüssigen Zustand. Wasser ist im materiellen Universum reichlich vorhanden, das zu 74 % aus Wasserstoff, 24 % Helium und 1 % Sauerstoff besteht und alle anderen Elemente zusammen nur 1 % der gewöhnlichen Materie ausmachen.

Wissenschaftler glauben, dass flüssiges Wasser aufgrund seiner Rolle bei biochemischen Reaktionen lebenswichtig ist. Es gilt sogar als wesentliches Element für ein lebensfähiges Ökosystem, da es den Transport von Materialien, die für biochemische Aktivitäten notwendig sind, erheblich fördert.

Ein Planet muss daher über flüssiges Wasser verfügen und es lange genug, Milliarden von Jahren, speichern, um eine Chance auf die Erhaltung von Leben zu haben. Niemand weiß, wie Leben entsteht, der Übergang vom Unbelebten zum Lebendigen ist immer noch ein Rätsel, aber das Leben, wie wir es auf unserem Planeten beobachten, basiert auf der Chemie von Kohlenstoff in Lösung in flüssigem Wasser.

Wenn anderswo Leben existiert, muss es auf der Kohlenstoffchemie basieren. Das Leben hat nicht den Weg von Silizium eingeschlagen, das auf der Erde viel häufiger vorkommt als Kohlenstoff.

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

Da im Universum das Wassermolekül (H²O) ist überall vorhanden, alle Planeten müssen es haben. Die Schwierigkeit wird darin bestehen, das Wasser an der Oberfläche über Milliarden von Jahren hinweg in flüssigem Zustand zu halten, und dazu muss der bewohnbare Planet viele Bedingungen mit sich bringen, die für seine Stabilität günstig sind.

Der Planet muss daher in einer bewohnbaren Zone umkreisen.

Wie groß ist der Wohnbereich?

Numerische Modelle zeigen, dass die Erde, wenn wir sie um 12 % von der Sonne entfernen, nur 79 % der Sonnenwärme erhält. An diesem Ort rast das Klima, die Erde wird in wenigen Jahrzehnten sehr schnell mit Eis bedeckt. Dennoch war die Erde trotz der Entwicklung der Sonnenwärme immer bewohnbar.

Zu Beginn war die Sonne 25 % weniger hell als heute und dennoch gab es schon immer flüssiges Wasser auf der Erdoberfläche und das Klima war im Durchschnitt wärmer als heute. Das ist das Paradoxon vonJunge schwache Sonne.

Dieses alte Rätsel aus dem Jahr 1972 wurde von Astronomen aufgeworfenCarl Sagan(1934-1996) undGeorge Mullen. Dies geschah, als in den geologischen Schichten der frühen Erdentstehung Hinweise auf flüssiges Wasser und subbakterielles Leben gefunden wurden. Sagan und Mullen vermuteten damals, dass es dank Ammonium und Methan einen Treibhauseffekt gegeben haben muss, der dreimal so groß war wie heute.

Dank dieses ursprünglichen Treibhauseffekts konnte die Erde die geringe Wärmeabgabe der jungen Sonne speichern. Als die Sonne immer heller schien, übernahm der Carbonat-Silikat-Kreislauf die Stabilisierung des Erdklimas.

Gelingt es dem Planeten, sein Klima zu stabilisieren, sinkt die Obergrenze der bewohnbaren Zone auf 1,6 AE. Die innere Grenze der bewohnbaren Zone wurde durch Computermodelle auf 5 % (0,95 AU) berechnet. An diesem Ort, näher an der Sonne, rast das Klimasystem. Die Temperatur steigt, der Treibhauseffekt nimmt zu und die Ozeane verdunsten. In der Atmosphäre werden die Bindungen der Wassermoleküle aufgebrochen und der sehr leichte Wasserstoff verschwindet im Weltraum. Nach und nach verliert der Planet sein gesamtes Wasser.

Die Erde kann also flüssiges Wasser auf ihrer Oberfläche zwischen 0,95 und 1,65 AE halten. Es muss sehr lange in diesem Bereich bleiben, damit sich Leben entwickeln kann. Es ist dem zu verdankenCarbonat-Silikat-Kreislaufund diePlattentektonikdass die Erde ihre Atmosphäre behalten konnte.

Karbonat-Silikat-Zyklus und Plattentektonik

DERCarbonat-Silikat-Zyklusspielt eine entscheidende Rolle bei der Regulierung des Erdklimas über lange Zeiträume. Dieser Kreislauf beginnt, wenn sich atmosphärisches CO2 im Regenwasser löst und Kohlensäure (H2CO3) bildet. Die Produkte dieser Verwitterung werden dann in die Ozeane transportiert, wo Meeresorganismen daraus Schalen aus Kalziumkarbonat (CaCO3) herstellen. Wenn diese Organismen sterben, sammeln sie sich auf dem Meeresboden an. Die Plattentektonik recycelt das CO2 dann in Subduktionszonen und gibt es durch Vulkanausbrüche gasförmig an die Atmosphäre ab. Ohne diese vulkanische Freisetzung wäre das atmosphärische CO2 in etwa 400.000 Jahren erschöpft. Der Kreislauf setzt sich fort, wenn vulkanisches CO2 durch Regenwasser wieder gelöst wird und in die Tiefen des Ozeans gelangt. Dieser Prozess ist für das Funktionieren der „Klimamaschine“ der Erde von wesentlicher Bedeutung.

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass man einen lebenden Planeten mit intensiver geologischer Aktivität braucht, um Wasser in flüssigem Zustand zu halten. Auf den anderen Planeten des Sonnensystems fehlt das Phänomen der Plattentektonik jedoch. Es scheint, dass, wenn der Planet zu klein ist wie der Mars, es keine Plattentektonik geben kann, aber wenn der Planet größer ist (Supererde), ist die Konvektion weniger effizient, es wird nur eine große Platte geben. Allerdings profitiert die Venus, die genauso groß wie die Erde ist, nicht von der Plattentektonik!

Hinweis: Die zirkumstellare bewohnbare Zone, auch Ökosphäre genannt, ist eine theoretische Region in Form einer kreisförmigen Röhre um einen Stern, in der die Oberflächentemperatur der Planeten in der Umlaufbahn das Vorhandensein von flüssigem Wasser ermöglicht. Obwohl dieses Gebiet potenziell Leben beherbergen könnte, sind die für seine Entwicklung notwendigen Bedingungen so zahlreich, dass die Wahrscheinlichkeit sehr gering bleibt.

Astronomische Bedingungen, unter denen ein Planet sein flüssiges Wasser behält

Eine weitere wesentliche Voraussetzung für die Aufrechterhaltung des flüssigen Zustands von Wasser betrifft die astronomischen Eigenschaften des Sterns, um den ein Planet kreist. Diese Eigenschaften werden durch die Tatsache eingeschränkt, dass 60 % der Sterne Doppelsternsysteme sind, was der Entstehung von Leben nicht förderlich ist, da die Umlaufbahnen der Planeten in diesen Systemen oft unregelmäßig und chaotisch sind. Damit ein Planet bewohnbar ist, muss seine Umlaufbahnexzentrizität gering sein, nahe bei 0 (Kreisbahn). Ideal ist die Exzentrizität der Erde, die 0,01 beträgt. Andererseits zeigen Beobachtungen von Exoplaneten eine durchschnittliche Exzentrizität von 0,29, was beachtlich ist. Eine starke Exzentrizität macht die Umlaufbahn des Planeten instabil und setzt den Planeten Gravitationsstörungen durch andere Planeten aus (Arbeit von Jacques Lascar), was sich auch auf die Temperaturstabilität auswirkt. Unter den beobachteten Sonnensystemen gibt es nur wenige, die nahezu kreisförmige Umlaufbahnen wie unser Sonnensystem aufweisen.

Eine weitere entscheidende Voraussetzung für die Aufrechterhaltung flüssigen Wassers ist die Masse des Sterns. Sterne haben Massen, die etwa 1/100 bis 100 Mal so groß sind wie die der Sonne. Sterne, die massereicher als die Sonne sind und zwischen 1,2 und 1,5 Sonnenmassen haben, emittieren zu viel ultraviolette Strahlung, was für die Entstehung von Leben ungünstig ist. Darüber hinaus ist ihre Lebensdauer zu kurz, um die Entwicklung von Leben zu ermöglichen.

Sterne, die kleiner als die Sonne sind, emittieren eine erhebliche Menge an Röntgenstrahlen und lebensgefährlichen Partikeln. Etwa 75 % der Sterne haben eine Masse von etwa 0,5 Sonnenmassen. Diese Sterne strahlen wenig Licht aus, was die bewohnbare Zone des Sterns näher bringt. Aufgrund dieser Nähe synchronisieren potenziell bewohnbare Planeten ihre Rotation durch den Gezeiteneffekt mit ihrem Stern, was zu einer eisigen und einer heißen Seite führt. Obwohl an der Grenze eine „gemäßigte Region“ existieren kann, ist diese Situation nicht ideal, um Wasser in einem flüssigen Zustand zu halten. Darüber hinaus verfügen diese Planeten in dieser Entfernung über kein Magnetfeld, da die Synchronisation die unterschiedliche Rotation des Planetenkerns verhindert und sie somit stärker der Sonnenstrahlung aussetzt.

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass Sterne mit 0,9 bis 1,2 Sonnenmassen für die Entstehung von Leben am günstigsten sind. Die Computersimulationen sind nicht überraschend, denn sie modellieren die idealen Bedingungen, die unserem Sonnensystem entsprechen. Sie helfen Forschern jedoch, die komplexen Bedingungen, die für die Entstehung von Leben notwendig sind, besser zu verstehen.

Hinweis: Die Exzentrizität definiert die Form einer elliptischen Umlaufbahn, sie variiert zwischen 0 und 1,0 für kreisförmige Umlaufbahnen. Eine starke Exzentrizität verkleinert die kleinere Achse (Perihel) und vergrößert die größere Achse (Aphel), verändert jedoch nicht die Hauptachse.

Wasserzustände oder Phasenübergänge

Wasserphasen

Reines Wasser liegt in einer einzigen Phase (fest, flüssig oder gasförmig) mit einem bestimmten Druck und einer bestimmten Temperatur vor. Allerdings beiDreifachpunkt, die drei Phasen koexistieren gleichzeitig bei einer genauen Temperatur und einem genauen Druck. Ein Druck-Temperatur-Paar kann einem Phasenübergang entsprechen, also einer Zustandsänderung, wie zFusion(fest zu flüssig), dieErstarrung(flüssig bis fest), dieSublimation(fest zu gasförmig), dieKondensation(Gas zu Feststoff), dieVerdampfung(Flüssigkeit zu Gas) oderVerflüssigung(Gas zu Flüssigkeit). Jenseits des kritischen Punktes gelangt Wasser bei einem Druck von 218 Atmosphären und einer Temperatur von 374 °C in eine flüssige Phase, in der es sowohl gasförmig als auch flüssig ist.