|
|
||||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||
Das Leben der Sterne
Vereinfachte Darstellung des Lebens von Sternen:
Sterne sind - wie unsere Sonne - riesige glühende Gasbälle. Einige Sterne sind größer, die meisten aber kleiner als unsere Sonne, welche wiederum 332 830 mal mehr Masse als die Erde enthält.
Sterne bestehen zu Anfang ihres Lebens etwa zu drei Vierteln aus Wasserstoff und einem Viertel aus Helium. Die schwereren Elemente machen nur etwa 1 Prozent aus. Bei der Sterngeburt stürzt eine Gaswolke in sich zusammen, bis im Inneren Druck und Temperatur hoch genug ist, um eine Kernfusion zu zünden. Dies kann mehrere 100 000 Jahre dauern. Die Gaswolke beginnt zu leuchten, zunächst durch die frei werdende Gravitationsenergie, später durch die Kernverschmelzung. Ein Stern ist entstanden.
In seinem Zentrum verbrennt der Stern nun bei mehreren Millionen Grad Wasserstoff zu Helium. Dies macht er den größten Teil seines Lebens lang als Hauptreihenstern. Je massereicher der Stern ist, desto mehr Brennstoff hat er zwar zur Verfügung, aber er verbrennt diesen viel schneller als ein kleiner Stern. Umso leuchtkräftiger ist er dann auch.
Wenn der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, dann kann ein kleiner Stern nicht mehr weiterbrennen. Allerdings ist das Universum mit seinen etwa 14 Milliarden Jahren noch zu jung, als das kleine Sterne schon ihren Brennstoff verbraucht haben könnten. Wenn es einmal so weit ist, dann werden diese Sterne einfach langsam kühler und dunkler.
Größere Sterne brennen in ihren äußeren Schichten Wasserstoff weiter. Daher erhitzt sich die äußere Hülle des Sterns und wird nach außen getrieben. Der Stern bläht sich auf und steigert massiv seine Helligkeit, er verlässt die Hauptreihe, ein Roter Riese entsteht. Dies geschieht mit allen Sternen bis zu drei Sonnenmassen (außer den sehr kleinen). Die Hülle wird immer weiter in den Raum getrieben und erscheint uns in Fernrohren oftmals als sehr hübscher Planetarischer Nebel (da er aussieht wie ein Planet, er hat aber mit Planeten nichts zu tun). Der Kern bleibt zurück als inaktiver Weißer Zwerg, etwa in der Größe der Erde (aber mit viel mehr Masse), welcher sehr langsam ausglüht.
Sterne von drei bis acht Sonnenmassen verhalten sich ähnlich, brennen aber noch weitere Elemente wie Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff und Neon, zunächst in ihrem Inneren, später in den Schalen.
Massereiche Sterne ab etwa 8-10 Sonnenmassen brennen noch weiter, bis hin zu Eisen. Der Stern wird immer größer und instabiler. Er pulsiert und kann heftig ausbrechen. Diese letzte Phase ist relativ kurz im Vergleich zur Hauptreihenphase eines Sternes.
Wenn der Stern einen Eisenkern erzeugt hat, dann ist Schluss. Er kann keine weitere Energie mehr erzeugen. Der Kern, der über 1,44 Sonnenmassen hat, kühlt ab und kann sich nun nicht mehr gegen seine eigene Schwerkraft wehren. Er stürzt auf einen Schlag zusammen zu einem nur mehrere Kilometer großen Neutronenstern oder Schwarzen Loch. Die daraus entstehende Schockwelle drückt gegen die nachstürzende Hülle, welche immer noch größtenteils aus Wasserstoff und Helium besteht. Diese fusioniert auf einen Schlag - eine Supernovaexplosion (vom Typ Ib oder II).
Nur wenige Sterne haben die erforderliche Masse für eine Supernova. Während der Explosion strahlt der Stern für ein paar Tage viele Milliarden mal heller und hinterlässt dann einen Nebel und einen winzigen Punkt in seinem Inneren - einen Neutronenstern bzw. ein Schwarzes Loch.
Sterne treten sehr selten einzeln ohne Begleiter auf. Das liegt daran, dass die Wolke, aus welcher der Stern entsteht, langsam rotiert. Zieht sich die Wolke zusammen, dann wird die Rotation schneller (Pirouetteneffekt) und ein Stern alleine kann den Drehimpuls nicht bewältigen. Daher entsteht oft ein Mehrfachsystem aus mehreren Sternen oder ein Einzelstern mit Planeten.
Sogenannte Exoplaneten, Planeten anderer Sterne, sind für uns nicht leicht zu entdecken und schon gar nicht leicht zu sehen, da sie nicht selber leuchten. Es konnten aber bereits über hundert fremde Planeten aufgrund der Eigenbewegung des Muttersterns nachgewiesen werden, zumeist riesige Gasplaneten wie Jupiter.
Messwerte
Erklärung zu den bei den einzelnen Sternen angegebenen Daten:
Sternbild: Wo der Stern am Himmel steht. Es gibt 88 verschiedene Sternbilder.
Alter: Ist schwierig zu bestimmen und kann oft nur geschätzt werden. Sehr große Sterne werden nur ein paar Millionen Jahre alt, sehr kleine über 100 Milliarden, allerdings ist das Universum selbst erst etwa 13,7 Milliarden Jahre alt. Unsere Sonne hat ein Alter von 4,6 Milliarden Jahren.
Entfernung: Unsere Galaxie (Milchstraße) hat einen Durchmesser von ca. 100 000 Lichtjahren. Unsere Sonne ist 8 Lichtminuten von der Erde entfernt, der nächste andere Stern, Alpha Centauri, 4,3 Lichtjahre. Ein Lichtjahr sind etwa 9,5 Billionen Kilometer.
Spektralklasse: Gibt die Farbe (Wellenlänge) und damit die Oberflächentemperatur an. Die Angaben umfassen das Spektrum in der Reihenfolge O B A F G K M R S C wobei in etwa O und B blau entspricht, A und F ist weiß, G ist gelb, K orange und M - C rot. R, S und C sind Sterne mit speziellen chemischen Elementhäufigkeiten. L und T steht für Braune Zwerge. Daneben gibt es noch Sonderklassen wie W für Wolf-Rayet Sterne.
Hinter dem Buchstaben folgt zur genaueren Bestimmung eine Zahl zwischen 0 (kurzwelliger) und 9 (langwelliger). Die Temperatur beträgt entsprechend zwischen 50 000 (O3 Sterne) und 2000 (M9 Sterne) Kelvin, von extremen Ausnahmen abgesehen. O3 ist die höchste Spektralklasse.
Größenklasse: Die Helligkeit, wie sie von uns aus gesehen erscheint. Je kleiner der Wert, desto höher ist die Helligkeit. Sirius beispielsweise ist mit einem negativen Wert enorm hell. Bis 6,0 sind Sterne bei optimalen Bedingungen gerade noch mit bloßem Auge erkennbar. 5 Stufen bedeuten einen Unterschied um das Einhundertfache.
Leuchtkraft: Die absolute Helligkeit im Vergleich zur Sonne (in Einheiten der Sonnenleuchtkraft). Sie bezieht sich im allgemeinen auf das gesamte Spektrum und nicht nur auf den Bereich sichtbaren Lichts.
Masse: In Einheiten der Sonnenmasse. Die Sonnenmasse ist 1,9884 * 1030 kg
Durchmesser: In Einheiten des Sonnendurchmessers. Der Durchmesser der Sonne ist 1 392 000 km
Radialgeschwindigkeit: Die Bewegung eines Stern auf uns zu (positiver Wert) oder von uns weg (negativer Wert). Die Seitengeschwindigkeit ist wesentlich schwieriger zu messen und wird nicht angegeben.
Der Abstand innerhalb eines Sternsystems wird in AE, Astronomischen Einheiten angegeben. 1 AE entspricht 149 597 871 Kilometer. Das ist der durchschnittliche Abstand Erde-Sonne.
Gelegentlich wird eine Temperatur angegeben. Diese ist, wenn nicht anders erwähnt, immer die Oberflächentemperatur. Sie wird gemessen in Kelvin. Um den Wert in Grad Celsius zu erhalten, muss man 273,15 abziehen.
Um die verschiedenen Angaben ineinander umzurechnen, kann man den Astronomie-Rechner verwenden.
Junge Sterne
Sterne bilden sich in Gruppen von ein paar Wenigen bis zu vielen Tausend. Dies passiert, wenn eine der zahlreichen interstellaren Wolken beginnt, sich zusammenzuziehen (interstellar = zwischen den Sternen). Sie wird immer dichter und bricht in einzelne Segmente auseinander, die sogenannten Bok-Globule. Dies sind die Vorläufer der Protosterne, die noch eine Abmessung von mehreren Lichtjahren haben können.
Die Protosterne verdichten sich aufgrund der Gravitation immer weiter und beginnen durch die frei werdende Gravitationsenergie heiß zu werden und zu leuchten. Währenddessen kann die Wolke des Protosterns je nach Drehimpuls noch weiter zerbrechen in Mehrfachsysteme und Staubscheiben, den Vorgängern von Planetensystemen. Die Jugendzeit eines Sterns ist sehr turbulent und der Stern kann immer wieder Ausbrüche zeigen.
Wächst schließlich Druck und Temperatur im Inneren der Wolke über einen bestimmten Wert, dann beginnt die Kernfusion. Zunächst wird alles vorhandene Deuterium zu Helium 3 gebrannt. Ist dies getan, dann schrumpft der Stern ein letztes Mal, bis er mit der eigentlichen Wasserstofffusion beginnen kann. Ab da ist der Stern stabil und auf der Hauptreihe angekommen, seine bis zu mehrere 100 000 Jahre lange Jugendzeit ist vorbei.
Über Sterne: Hauptreihensterne
Ein Stern befindet sich auf der Hauptreihe, wenn er in seinem Zentrum Wasserstoff zu Helium verbrennt. Dies ist die meiste Zeit seines Lebens so. Er ist dann relativ stabil.
Aus seiner Farbe (=Oberflächentemperatur) kann dann seine Masse, Größe und Leuchtkraft abgeleitet werden. Rote Sterne sind klein und kühl, blaue groß und heiß. Dazwischen sind orangene, gelbe (wie unsere Sonne) und weiße Sterne. In einem Diagramm (Hertzsprung-Russell-Diagramm) lassen sich diese Sterne in einer Reihe anordnen, der Hauptreihe.
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm, von links oben nach rechts unten ist die Hauptreihe.
( Grafik: NASA )
Rote Zwerge
Spektralklasse: M, K
Rote Zwerge sind die häufigsten und unauffälligsten Sterne im Universum. Rote Zwerge haben zwischen acht Prozent und der Hälfte der Sonnenmasse und leuchten, man hätte es sich fast denken können, rot. Grund dafür ist ihre geringe Oberflächentemperatur von 2500 - 4000 Kelvin.
Rote Zwerge leben sehr lange, auf jeden Fall länger als das Universum jetzt alt ist. Daher sind sie so zahlreich. In Gruppen neu entstandener Sterne erreichen sie nicht diese Häufigkeit, weil die größeren Sterne dort alle noch da sind.
Viele Rote Zwerge dürften Planeten haben. Allerdings ist mit rotem Licht die Photosynthese schwieriger und weniger effektiv. In Folge davon findet Leben dort unter anderen Bedingungen statt. Daneben ist bei Planeten, die nah genug wären, um genug Energie zu erhalten, die Umlaufbahn synchronisiert. D.h. sie zeigen dem Stern stets die gleiche Seite. Ob unter diesen Bedingungen sich eine Atmosphäre halten könnte, ist umstritten, falls ja, dürften auf diesen Planeten extrem starke Winde herrschen.
Sterne sind auf ihrer Oberfläche nicht ruhig. Es gibt immer wieder kurze Ausbrüche, sogenannte Flares. Viele junge Rote Zwerge sind Flare-Sterne mit sehr häufigen und heftigen Ausbrüchen, die ihre Helligkeit kurzfristig merklich erhöhen.
Unterzwerge sind sehr alte Sterne, die unterhalb der Hauptreihe liegen, d.h. bei gleicher Farbe zu dunkel sind. Das liegt daran, dass sie auf Grund ihres Alters sehr wenige schwere Elemente enthalten.
Orange, gelbe und weiße Sterne
Spektralklasse: K, G, F, A
Sterne wie unsere Sonne. Mit einer dreiviertel Sonnenmasse erstrahlt ein Stern orange, mit der dreifachen dagegen weiß. Die Oberflächentemperatur variiert entsprechend zwischen 4000 und 10000 Kelvin. Unsere Sonne hat 5770 Kelvin und ist daher gelb.
Die Lebensdauer solcher Sterne beträgt eine bis viele Milliarden Jahre, je größer, desto weniger. Unsere Sonne wird etwa 10 Milliarden Jahre leben, 4,6 davon hat sie bereits hinter sich. Am Ende ihres Lebens blähen sich diese Sterne zu Roten Riesen auf und stoßen schließlich ihre Hülle ab. Zurück bleibt ein Weißer Zwerg.
Planeten im richtigen Abstand um diese Sterne wären für Leben geeignet. Gasplaneten zu entdecken gelingt uns inzwischen ziemlich gut, aber bis zur Aufspürung von Leben ist es noch ein weiter Weg.
Blaue Sterne
Spektralklasse: A, B, O
Mit über drei und bis zu 150 Sonnenmassen erstrahlen Sterne in den verschiedenen Blautönen - je größer und heißer desto intensiver. Diese Sterne verheizen ihren Brennstoff viel schneller als ihre kleineren Artgenossen und strahlen entsprechend hell. Nach ein paar bis ein paar hundert Millionen Jahren verlassen sie schon die Hauptreihe und werden, von den allerschwersten Sternen abgesehen, zu Roten Riesen oder Überriesen. Sehr große dieser Sterne blähen sich beim Verlassen der Hauptreihe nicht so stark auf, bleiben blau, aber werden instabil.
Blaue Sterne sind zwar eher selten, aber auf Grund ihrer Leuchtkraft am Himmel zahlreich zu sehen.
Blaue Sterne können zwar auch Planeten haben, aber ihre Lebensdauer ist viel zu kurz, als dass auf diesen Leben entstehen könnte.
Alte Sterne
Die Lebensdauer eines Sterns wird vor allem von seiner Masse vorgegeben, wenn nichts außergewöhnliches dazwischen kommt. Aber jeder Stern, außer den allergrößten, verbringt in etwa 80% seines Lebens als Hauptreihenstern. Wenn der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, dann bläht sich der Stern auf und verlässt die Hauptreihe. Das mitunter tumultartige Ende seines Lebens beginnt.
foto: NASA
Rote Riesen
Wenn aller Wasserstoff im Kern eines Sterns verbrannt ist, wandert das Wasserstoffbrennen in die äußeren Schichten weiter. Die Sternhülle wird durch den entstehenden Strahlungsdruck nach außen getrieben, der Stern vergrößert seinen Durchmesser bis auf das Einhundertfache. Soweit draußen kühlt die Hülle ab auf 2000 - 4000 Kelvin und leuchtet rot. Obwohl die Oberflächentemperatur geringer ist als vorher, ist der Stern wesentlich heller geworden und produziert viel mehr Energie. Rote Riesen pulsieren oft und verändern dabei ihre Helligkeit.
Die Hülle fliegt langsam in das All davon, der Kern bleibt weißglühend, aber inaktiv zurück - ein Weißer Zwerg.
foto: NASA, Hubble Teleskop
beispiel: Mira
Mira
Der erste veränderliche Stern, der entdeckt wurde (im Jahre 1596 entdeckt, Veränderlichkeit 1639). Mira oder Omicron Ceti ist ein Roter Riese, der unregelmäßig sehr stark pulsiert.
Er wird von einem Weißen Zwerg umkreist, der seinerseits seine Helligkeit verändert. Dies ist vermutlich auf Einflüsse des Hauptsterns zurückzuführen, da Weiße Zwerge an sich sehr stabil sind.
Im August 2007 wurde an Mira ein kometenhafter Schweif entdeckt, der sich fast 13 Lichtjahre ins All erstreckt. Es ist der erste bekannte Stern mit solch einem Schweif.
Sternbild: Walfisch
Entfernung: 418 Lichtjahre
Abstand von Mira A und B: 70 AE
Umlaufzeit von Mira A und B: 1800 Jahre
Mira A
Spektralklasse: M6 - M9
Größenklasse: 2,0 - 10,1
Leuchtkraft: 20 - 15 000 * Sonne
Masse: ca. 5 * Sonne
Durchmesser: ca. 100 - 700 * Sonne
Pulsationsperiode: ca. 331 Tage
Mira B (VZ Ceti)
Größenklasse: 9,5 - 12
Weißer Zwerg
Der tote Rest eines normalgroßen Sterns, sein einstiger Kern. Dieser ist etwa so groß wie die Erde, seine Masse liegt unter der 1,44-fachen Sonnenmasse. Er besitzt also eine enorme mittlere Dichte, hunderttausendfach höher als die eines normalen Sterns.
Der Stern besteht zum größten Teil aus Helium, Kohlenstoff und ähnlichen Elementen, kann aber nicht den benötigten Druck erzeugen, um diese zu fusionieren. Daher kühlt er langsam aus und wird immer dunkler. Irgendwann, nach vielen Milliarden Jahren, endet er als Schwarzer Zwerg. Es sei denn, etwas kommt dazwischen. Dazu siehe unter Novae.
Junge Weiße Zwerge sind noch von den Resten ihrer einstigen Hülle umgeben, sogenannter Planetarischer Nebel. Diesen Namen haben sie, weil sie in kleinen Teleskopen Planeten ähneln, sie haben aber mit Planeten an sich nichts zu tun.
Rote Überriesen
Ein Roter Überriese ist die größere Version eines Roten Riesen - soweit keine Überraschung. Aber bei diesen Sternen mit mehr als acht bis zehn Sonnenmassen (der genaue Wert ist noch ungewiss) endet die Energieerzeugung nicht mit dem Brennen von Helium oder Kohlenstoff.
Ein Roter Überriese besteht aus mehreren Schichten. Die äußerste Hülle ist inaktiv und besteht aus rotglühendem Wasserstoff und Helium. Danach kommt eine Schicht in der Wasserstoff zu Helium fusioniert wird. In der nächsten Schicht wird Helium zu Kohlenstoff gebrannt. So geht es weiter, bis im Kern schließlich Eisen entsteht. Der Überriese strahlt extrem hell, aber nur für kurze Zeit (immer noch ein paar hunderttausend bis Millionen Jahre). Die Phase, in welcher der Stern in seinem Kern aus Schwefel und Silizium schließlich Eisen brennt, dauert nur noch ein paar Tage bis Wochen.
Aus Eisen lässt sich keine Energie mehr herausholen. Der Kern kühlt ab und implodiert dann. Die folgende Supernova (vom Typ II) zerreist den Stern und hinterlässt einen winzigen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.
Rote Überriesen sind häufig sehr instabil, pulsieren und haben manchmal einen starken Sternwind, der ihre Hülle davonträgt.
Wolf-Rayet Sterne
Spektralklasse: WN, WC
Dies sind sehr heiße und blaue Sterne mit Oberflächentemperaturen von 25 000 - 50 000 Kelvin und der anfänglich mindestens 25-fachen Masse der Sonne. Nur wenige Hundert von ihnen sind in unserer Galaxie bekannt. WR-Sterne stoßen große Teile ihrer Hülle sehr schnell in den Weltraum hinaus. Daher sehen sie in (sehr großen) Teleskopen den Planetarischen Nebeln ähnlich.
Vor der Wolf-Rayet-Phase waren es Rote Überriesen oder LBV, die nun ihren heißen Kern freilegen. Vermutlich macht jeder Stern mit genügend Masse das Wolf-Rayet Stadium durch. Diese Sterne stehen kurz vor der Explosion als Supernova (astronomisch gesehen, ein solcher Stern kann durchaus noch viele tausend Jahre lang leben).
Der sehr starke Sternenwind ist bedingt durch eine verstärkte Ablagerung von schweren Elementen auf der Oberfläche. Diese lassen weniger Licht nach außen dringen und heizen dadurch den Stern auf, wodurch der Wind angetrieben wird. Der Sternwind kann bis zu einer Sonnenmasse in 10 000 Jahren davontragen.
Beispiel: WR 124
WR 124
Einer der seltenen Wolf-Rayet Sterne mit einer Oberflächentemperatur von 50 000 Kelvin. Extremer Sternenwind treibt seit etwa 10 000 Jahren seine Hülle mit hoher Geschwindigkeit von ihm weg und erzeugt so einen beeindruckenden Nebel um ihn herum.
Sternbild: Schütze
Entfernung: 15 000 Lichtjahre
Spektralklasse: WN8
Größenklasse: 11,08
Masse: ca. 20 * Sonne
http://jumk.de/astronomie/img/wr-124.jpg ( bild anzeigen )
foto: NASA, Hubble Teleskop
LBV: Leuchtkräftige Blaue Veränderliche
Die größten Sterne mit über 50 und bis zu 150 Sonnenmassen blähen sich nicht zu Roten Überriesen auf, sondern haben eine kurze Phase als Leuchtkräftige Blaue Veränderliche. Dann sind sie die hellsten Sterne, die es im Universum gibt. Diese Phase dauert nur etwa 40 000 Jahre. Danach entwickeln sie sich weiter zu Wolf-Rayet Sternen, oder sie explodieren gleich in einer extrem starken Supernova (oder Hypernova).
LBV pulsieren sehr unregelmäßig und stoßen große Teile ihrer Hülle hinaus in den Raum. Dabei verlieren sie während der LBV-Phase bis zu 10 Sonnenmassen, haben also einen größeren Masseverlust als Wolf-Rayet-Sterne. Uns sind nur sehr wenige LBV bekannt, obwohl sie auf Grund ihrer im Vergleich zur Sonne millionenfach größeren Leuchtkraft leicht zu finden sind. LBV gehört zu den am seltensten vorkommenden Klassen von Sternen und zu den extremsten.
http://jumk.de/astronomie/img/carina-nebel.jpg ( Bild anzeigen )
Der Carina-Nebel, in der Mitte Eta Carinae
Foto: N. Smith, University of Minnesota/NOAO/AURA/NSF
Zwischenstufen
Sterne, welche die Hauptreihe verlassen haben, sind selten stabil. Sie durchlaufen mehrere Phasen, in denen sie sehr schnell oder auch sehr langsam pulsieren können. Es gibt mehrere Arten von Pulsationsveränderlichen, die bekanntesten sind die regelmäßigen Delta-Cepheiden.
Beim Verlassen der Hauptreihe machen weiße Sterne und blaue Sterne auf ihrem Weg nach Rot noch eine Phase als Unterriese durch und wechseln dabei in der Reihenfolge blau - weiß - gelb - orange - rot.
Vermutlich sehr wenige große Sterne, die nicht ganz die Masse haben, um LBV zu werden, erleben als Hyperriesen eine Gelb- oder Weißphase nochmals kurz vor ihrem Ende. Diese Sterne wie Rho Cas stehen in der stellaren Evolution in einer Lücke im Hertzsprung-Russell-Diagramm, in der sie gar nicht stabil sein können.
foto: NASA
Beispiel: Deneb
Deneb
Alpha Cygni ist gerade auf dem Weg, sich von einem blauen Stern zu einem Roten Überriesen zu verwandeln und erstrahlt in weiß, d.h. alle Farben des Spektrums sind in etwa gleich stark vertreten.
Er vergrößert dabei seinen Durchmesser, wodurch die Oberflächentemperatur sinkt und die Farbe sich verändert.
Sternbild: Schwan
Entfernung: 1600 Lichtjahre
Spektralklasse: A2
Größenklasse: 1,25
Leuchtkraft: 66 559 * Sonne
Masse: 20 * Sonne
Durchmesser: 116 * Sonne
Radialgeschwindigkeit: -4,5 km/sek
Der hellste Stern ist Deneb, links daneben der Nordamerika-Nebel.
Extreme Endstadien, Supernova
Wenn der Eisenkern z.B. eines Roten Überriesen in sich zusammenstürzt und dieser über 1,44 Sonnenmassen hat (was auf jeden Fall so sein sollte, sonst wäre er nicht bis zum Eisen gekommen), dann geschieht erstaunliches. Es ist nicht mehr genug Hitze da, um dem Druck zu widerstehen. Der immense Druck knackt die Atome und presst die Elektronen mit den Protonen auf kleinstem Raum zusammen. Die Hülle stürzt nach innen gegen die Schockwelle des kollabierenden Kerns und fusioniert daraufhin auf einen Schlag - eine Supernovaexplosion (vom Typ Ib, Ic oder II). Es entsteht ein Neutronenstern von sehr großer Dichte und einem Durchmesser von nur ein paar Kilometern. Dieser ist extrem heiß und rotiert sehr schnell, wobei er hochenergetische Röntgenstrahlung aussendet. Uns erscheint er mit den geeigneten Messgeräten als regelmäßige, schnelle Folge von Röntgenblitzen.
Pulsare sind Neutronensterne, welche in Pulsen starke Strahlung von Radio- bis Röntgenwellen aussenden.
Je massereicher der Neutronenstern, desto kleiner ist er (durch den Druck, der von der eigenen Gravitation ausgelöst wird). Bei über 3,2 Sonnenmassen halten auch die Neutronen nicht mehr und es entsteht ein Schwarzes Loch.
Bei Supernovae vom Typ I ist, im Gegensatz zum Typ II, in der Explosionswolke kein Wasserstoff mehr vorhanden. Bei Ic fehlt auch Helium. Eine Ib und Ic Supernova wird von einem Stern mit über etwa 30 Sonnenmassen ausgelöst, der vorher seine Hülle in den Raum gestoßen hat (z.B. ein Wolf-Rayet Stern). Eine Typ II Supernova wird dagegen von einem weniger massiven Stern, einem Roten Überriesen, verursacht.
Supernovae haben für eine kurze Zeit (wenige Tage bis Wochen) die milliardenfache Leuchtkraft der Sonne. Noch lange danach kann der Emissionsnebel beobachtet werden. In unserer Galaxie wird etwa alle 50 Jahre eine Supernova erwartet.
Ein Neutronenstern.
Foto: NASA
Beispiel: Schwarzesloch bei Cygnus X-1
Cygnus X-1
Ein bemerkenswert großer blauer Stern mit seinem noch bemerkenswerteren Begleiter. Der B-Stern ist das erste Schwarze Loch, welches mit Sicherheit nachgewiesen werden konnte.
Da sich beide Objekte sehr nahe stehen, frisst das Schwarze Loch seinen viel größeren Begleiter langsam auf. Das einströmende Gas erhitzt sich dabei auf mehrere Millionen Grad und sendet Röntgenstrahlung aus. Dadurch wurde das Schwarze Loch entdeckt, denn sehen können wir es nicht.
Das Schwarze Loch war vermutlich einst selber ein normaler Riesenstern, größer als sein Partner, der durch eine Supernova zerrissen wurde.
Sternbild: Schwan
Entfernung: 7200 Lichtjahre
Radialgeschwindigkeit: -13 km/sek
Umlaufzeit von Cygnus X-1 A und B: 5,59982 Tage
Cygnus X-1 A
Spektralklasse: O9
Größenklasse: 8,92
Leuchtkraft: 400 000 * Sonne
Masse: 30 * Sonne
Durchmesser: 20 * Sonne
Cygnus X-1 B
Masse: 12 * Sonne
Durchmesser: ca. 15 Kilometer
Novae
Ein Weißer Zwerg ist zumeist ein inaktiver Stern. Zumindest wenn er alleine gelassen wird. Aber viele sind Teil eines Doppel- oder Mehrfachsystems.
Wenn zwei Sterne sehr nahe beieinander stehen ist es keine Seltenheit, dass sie Materie aus ihrer Hülle austauschen. Wenn allerdings einer der Partner ein Weißer Zwerg ist, kann das Gas von dem anderen Stern nicht direkt auf seine sehr kleine Oberfläche gelangen, sondern sammelt sich in einer Scheibe um ihn, bevor es wie in einem Trichter herabrieselt. Dabei wird das Gas, größtenteils Wasserstoff, erhitzt und zusammengedrückt und kann in einer Explosion auf einen Schlag fusionieren - eine Nova.
Nova bedeutet 'Neu'. Ein falscher Ausdruck, der historisch begründet ist. Eine Nova strahlt kurzfristig hunderttausend mal heller als der Stern vorher. Man sieht also einen 'neuen' Stern am Himmel, wo vorher nichts zu sehen war. Novae sind relativ häufig, ein paar Mal jedes Jahrhundert ist eine mit bloßem Auge zu sehen.
Trotz der Explosion gelangt Masse auf den Weißen Zwerg. Dieser nimmt dadurch etwas zu. Wenn er eine Masse von knapp unter 1,44 Sonnenmassen hat (Chandrasekhar-Grenze) kann es sein, dass dieser Wert nun überschritten wird. Jetzt kann sich der Weiße Zwerg nicht mehr gegen seine eigene Schwerkraft wehren und stürzt auf einen Schlag in sich zusammen. Aber es ist hier kein Eisenkern wie bei einer Typ Ib oder II Supernova eines Überriesen, sondern fast ausschließlich Helium und Kohlenstoff. Und das kann noch fusionieren und tut es unter diesen Umständen auch sofort. Das Ergebnis ist eine Typ Ia Supernova, milliardenfach heller als die Sonne, die den Weißen Zwerg rückstandslos zerreist und große Mengen schwerer Elemente in den Weltraum schießt - der Grundstoff für neue Planeten wie die Erde.
Beispiel: Nova Persei 1901
Nova Persei 1901 (GK Persei)
Im Jahr 1901 brach diese beeindruckende Nova aus, die für ein paar Tage mit den hellsten Sternen am Himmel mithalten konnte. In weniger als 2 Tagen steigerte sie ihre Leuchtkraft um das 10 000-fache.
Der Doppelstern GK Persei ist ein ungewöhnlicher Novastern. Die beiden Sternpartner stehen relativ weit auseinander, was einen Materiefluß vom größeren Partner zum Weißen Zwerg (B) erschwert. Der größere Stern (A) verlässt allerdings gerade die Hauptreihe und vergrößert daher seinen Durchmesser.
Noch heute gibt es alle 3 - 4 Jahre Mininovae, bei welchen der Stern seine Helligkeit lediglich verzehnfacht. Der sogenannte Feuerwerksnebel, der 1901 entstand, hat eine Expansionsgeschwindigkeit von 1200 km/s.
Sternbild: Perseus
Entfernung: 1533 Lichtjahre
Umlaufzeit von GK Persei A und B: 1,996803 Tage
Spektralklasse von GK Persei A: K2
Größenklasse: 13,1 normal - 0,2 als Nova
Masse des Nebels: 0,0001 * Sonne
Durchmesser des Nebels: 0,7 Lichtjahre
Braune Zwerge
Spektralklasse: T, L, M
Diese kann man als Zwischenstufe von Stern und Planet ansehen. Zu klein, um die Wasserstofffusion zu starten, finden dennoch in geringem Maße Fusionsprozesse im Inneren statt, vor allem Deuterium zu Helium und die Lithiumfusion. Unter 13 Jupitermassen gilt ein Objekt als (Gas-)Planet, über 80 als Stern (Roter Zwerg). Dazwischen sind die Braunen Zwerge, deren Leuchten nur mit den besten Instrumenten schwach wahrgenommen werden kann.
Junge Braune Zwerge gewinnen ihre Energie noch aus der Gravitation der kollabierenden Wolke. Ist der Kollaps abgeschlossen, dann kühlen sie merklich aus und werden dunkler, da die Fusionsprozesse bedeutend weniger Energie liefern. Nach maximal ein paar hundert Millionen Jahren ist dann auch der Brennstoff für die Kernfusion aufgebraucht.
30 neu geborene Braune Zwerge nah beieinander.
Beispiel: DENIS-P J020529.0-115925
DENIS-P J020529.0-115925
Dies ist ein altes Dreifachsysten Brauner Zwerge. Die Existenz des dritten (C) ist noch nicht zweifelsfrei bewiesen, aber wahrscheinlich.
Die verhinderten Sterne können keine Energie mehr produzieren und glühen nun langsam aus. Der wärmste (A) hat eine Temperatur von nur noch 1800 Kelvin.
Sternbild: Walfisch
Alter: 1 - 10 Milliarden Jahre
Entfernung: 65 Lichtjahre
Radialgeschwindigkeit: 22 km/sek
Abstand von A und B: 10 AE
Abstand von B und C: 1,9 AE
Umlaufzeit von B und C: 8 Jahre
DENIS-P J020529.0-115925 A
Spektralklasse: L5,5
Größenklasse: 17,3
Masse: ca. 38 * Jupiter
DENIS-P J020529.0-115925 B
Spektralklasse: L8
Größenklasse: 18,3
Masse: ca. 34 * Jupiter
DENIS-P J020529.0-115925 C
Spektralklasse: T0
Größenklasse: 18,8
Masse: ca. 33 * Jupiter
Planeten
Viele Sterne, wie die Sonne, haben Planeten. Nur ist die Entdeckung für uns schwierig, da diese nicht aus eigener Kraft leuchten und daher sehr dunkel sind neben einem viel helleren Stern. Leichter nachweisen lassen sie sich, wenn man in der Eigenbewegung eines Sterns Unregelmäßigkeiten oder Schwankungen der Leuchtkraft durch Verdeckung entdeckt, die auf einen oder mehrere Begleiter und deren Eigenschaften schließen lassen.
Die meisten so entdeckten Planeten sind Gasriesen wie unser Jupiter oder Saturn. Diese sind größer als Gesteinsplaneten wie Erde oder Mars und daher leichter zu entdecken. Welche Art von Planeten aber tatsächlich häufiger ist, ist noch nicht entscheidbar.
Planeten entstehen aus dem Staubring, der viele junge Sterne umgibt. Kleine, feste Teile kollidieren und verdichten sich dabei immer mehr, zuerst zu kilometergroßen Brocken, sogenannten Planetesimalen, dann zu Protoplaneten, deren Gravitationskraft bereits Gase um sie herum halten kann. So werden die größten Planeten dann zu Gasriesen, indem sie die interplanetare Materie, zu einem großen Teil Wasserstoff und Helium, ansaugen.
Planeten außerhalb unseres Sonnensystems, die um andere Sterne kreisen, nennt man Exoplaneten. Diese haben vermutlich wie unsere Planeten häufig Monde, die wir aber noch nicht entdecken können.
Jeder Stern hat eine Lebenszone, in welcher Planeten die richtige Temperatur für Leben, wie wir es kennen, hätten. Gasriesen sind für Leben kaum geeignet, allerdings könnten diese Monde mit günstigeren Bedingungen haben.
Planemos
Ein Planemo ist laut Definition ein durch die Eigengravitation gerundeter Himmelskörper, der es während seiner gesamten Lebenszeit nicht schafft, eine Kernfusion zu zünden. Planemo steht für 'Planetary Mass Object', Objekt mit Planetenmasse.
Von daher gehören Planeten und auch große Monde zu den Planemos. Aber auch Objekte kleiner als Braune Zwerge, die um keinen Stern kreisen und für die es vorher keinen Namen gab, werden nun zu den Planemos gezählt. Diese sind fast nur während ihrer Jugendphase zu entdecken, in der sie noch schrumpfen und daher durch die frei werdene Gravitationsenergie von selber leuchten. Kalte, einzelne Planemos sind extrem schwer zu finden.
Auch einzelne Planemos können Planeten haben. Leben kann auf diesen aus Mangel an Licht aber wohl nicht entstehen.
Galaxien
Sterne sammeln sich in Galaxien. Diese können unserer Milchstraße ähnlich oder auch ganz anders sein. Galaxien enthalten zwischen wenigen Millionen und tausend Milliarden von Sternen, sind viele Tausend Lichtjahre groß und Millionen Lichtjahre voneinander entfernt. Neben Sternen enthalten sie noch interstellare Nebel aus Gas und Staub.
Die kleinsten sind die irregulären Galaxien ohne besondere Form (z.B. Große Magellansche Wolke). Viele davon sind sehr aktive Starburst Galaxien. Spiralgalaxien (z.B. der Andromedanebel) und Spiralbalkengalaxien (z.B. NGC 613) sind die Standardmodelle im Universum. Die größten sind die elliptischen Galaxien (z.B. Virgo A), welche vermutlich durch die Verschmelzung anderer Galaxien entstanden sind und kaum noch interstellare Materie enthalten.
Viele Galaxien sind umgeben von zahlreichen Kugelsternhaufen. Die sichtbare Materie macht übrigens nur den geringsten Teil der Masse und Größe einer Galaxie aus. Viel mehr wird von Dunkler Materie und Dunkler Energie beansprucht, über die wenig bekannt ist.
In den Kernen von größeren Galaxien findet man oft supermassive Schwarze Löcher. Strömt viel Materie in diese ein, dann wird helle Strahlung ausgesendet und man spricht von Quasaren. Alle bekannten Quasare sind sehr weit entfernt und erscheinen als Punkt, sind also QUASi stellAR (daher der Name).
Galaxien selber sammeln sich in Haufen und diese wiederum in Superhaufen, welches die größten Gebilde im Universum sind.
Ein Ausschnitt aus dem Hubble Ultra Deep Field, HUDF
Foto: Nasa, Hubble Teleskop
Kosmologie
Kosmologie ist die Lehre vom Ursprung und der Entwicklung des Universums. Dieses naturgemäß sehr umfangreiche Thema versuche ich hier allgemeinverständlich zusammenzufassen. Die gemachten Angaben beziehen sich auf den momentanen Stand des Wissens und sind nicht völlig unumstritten, aber die wahrscheinlich korrektesten verfügbaren Modelle von dem Universum, in welchem wir leben.
Das Universum bildet die Grenze unseres möglichen Wissens. Außerhalb bzw. vor dem Universum ist und war nichts, was wir herausfinden oder was uns irgendwie beeinflussen könnte. Wir leben in einem Teil des Universums, der sich nicht wesentlich von anderen Teilen unterscheidet. Die Naturgesetze sind überall im Universum die gleichen. Das Universum ist endlich im Raum, hat aber keine Grenzen, vergleichbar mit der Oberfläche einer Kugel, jedoch mit einer Dimension mehr. Daher hat es auch keinen Mittelpunkt.
Es entstand beim Urknall vor 13,7 Milliarden Jahren. Zu Beginn war es unendlich klein, unendlich heiß und unendlich dicht. Seitdem breitet es sich immer weiter aus.
Nach der Planck-Zeit, 5,391*10-44 Sekunden, der kürzest möglichen Zeitspanne, hatte das Universum eine winzige Ausdehnung von 1,6 * 10-33 cm und eine Temperatur von 1032 Kelvin. Die Gravitationskraft spaltete sich von der Vereinheitlichung der anderen Kräfte ab. Ab hier macht es Sinn, von Zeit zu reden. Raum, Zeit und Materie existieren nun getrennt voneinander, die Teilchen waren noch nicht unterscheidbar.
Nach 10-37 Sekunden entstanden die kosmischen Strings, eindimensionale Gebilde, die heute aufgrund ihrer Gravitation die Bewegung von Galaxien und Galaxienhaufen beeinflussen und sie anordnen. Sie erzeugen vermutlich die im Bild rechts sichtbaren Strukturen.
Von 10-35 Sekunden bis 10-33 Sekunden fand die Inflationäre Phase statt, in welcher sich das Universum von einem Radius von einem 100 Milliardstel eines Atomkerns auf etwa 1 Milliarde Lichtjahre ausdehnte. Warum das Universum so etwas getan hat wissen wir nicht, aber viele Anzeichen sprechen dafür, dass diese Phase stattgefunden haben muss.
Nach 10-33 Sekunden bei 1027 Kelvin spaltete sich die Starke Wechselwirkung ab. Diese Kraft ist für den Zusammenhalt von Elementarteilchen und Atomen verantwortlich. Die Materie ist von da an nicht mehr vereinheitlicht, es kann nun zwischen Quarks, Leptonen (z.B. Elektronen) und deren Antiteilchen unterschieden werden.
Bei 10-12 Sekunden und 1015 Kelvin spaltete sich die Schwache Wechselwirkung ab. Geladene und ungeladene Teilchen unterscheiden sich nun voneinander.
Bis 10-7 Sekunden und 1013 Kelvin bestand die Quark-Ära. Danach folgte die Hadronen-Ära, während welcher sich die Quarks zu Hadronen (Protonen, Neutronen und deren Antiteilchen) zusammenschlossen. Daneben entstanden Myonen, Elektronen, Positronen, Neutrinos und Photonen. Teilchen und Antiteilchen vernichteten sich nach der Entstehung sofort fast alle wieder und erzeugten so weitere Photonen. Da aber ein winziges bißchen mehr Materie als Antimaterie vorhanden war, gibt es heute noch Materie im Universum, aber (so gut wie) keine Antimaterie mehr.
Die Hadronen waren nach etwa 10-4 Sekunden vollständig, die Leptonen erst nach ca. 10 Sekunden. Alle Elementarteilchen, die es heute noch im Universum gibt, waren nun entstanden, die Antimaterie war vollständig vernichtet.
Bis 200 Sekunden fand die Primordiale Nukleosynthese (Nukleonenära) statt. Protonen und Neutronen verschmolzen zu größeren Kernen. Deuterium, Tritium und Helium 3 fusionierten größtenteils weiter zu Helium 4. In nur sehr, sehr geringen Mengen entstand auch Lithium. Schwerere Kerne wurden gar keine gebildet. Am Ende dieser Phase kam auf 12 Wasserstoffkerne (Protonen) ein Helium-4-Kern. Die Mengen an Deuterium, Helium 3 und Lithium waren winzig, Neutronen und Tritium sind radioaktiv und zerfallen bald wieder.
Die nächsten 300 000 Jahre (Photonenära) war das Universum noch undurchsichtig, da Elektronen und Atomkerne voneinander getrennt waren (Plasma) und mit den Lichtteilchen, den Photonen, wechselwirkten. Am Ende dieser Ära war das Universum von 1 Milliarde auf 3000 Kelvin abgekühlt.
Nun begann die Materieära. Atomkerne und Elektronen verbanden sich zu Atomen, das Universum wurde durchsichtig. Dies ist der früheste Zeitpunkt, den wir theoretisch mit unseren Instrumenten erfassen könnten.
Da die Materie im frühen Universum nicht ganz gleichmäßig verteilt war, gab es Materieklumpen, welche sich durch ihre Gravitation weiter vergrößerten. Die kosmischen Strings spielten dabei vermutlich eine Rolle. Diese Klumpen waren die Vorgänger der Superhaufen, welche wiederum in sich weitere Klumpen bildeten, Galaxienhaufen, Galaxien und schließlich Sterne.
Die ersten Galaxien bildeten sich erst viele Millionen Jahre nach dem Urknall. Noch um einiges später entstanden in diesen die ersten Sterne, Population III Sterne. Diese waren (zumindest fast alle) riesengroße Sterne mit bis zu 1000 Sonnenmassen. Das Fehlen schwerer Elemente verhinderte die Bildung von Sternen, wie wir sie heute kennen. Diese frühen Giganten hatten eine entsprechend kurze Lebensdauer. Sie brannten mit enormer Geschwindigkeit und bei unvorstellbarer Leuchtkraft Elemente bis hin zum Eisen und explodierten bald wieder. Dabei verbreiteten sie die ersten schweren Elemente im interstellaren Medium.
So entstand das Universum, in dem wir uns heute befinden. Der Raum dehnt sich immer noch aus. Je weiter eine Galaxie von uns entfernt ist, desto schneller bewegt sie sich von uns weg.
Ob sich das Universum bis in alle Ewigkeit ausdehnen wird, oder ob sich die Expansion einmal umkehrt, wissen wir noch nicht. Abhängig ist dies von der Masse, die das Universum enthält. Hier spielen Dunkle Materie und Dunkle Energie eine Hauptrolle, welche etwa 90% unseres Universums ausmachen. Leider wissen wir über beide noch so gut wie gar nichts. Man vermutet, dass die Masse des Universums genau der Grenzmasse entspricht, die zwischen einer ewigen Ausdehnung und einem zukünftigen Kollaps liegt.
Errechnete Verteilung sichtbarer Materie im Universum (Ausschnitt).
Grafik: MPA Garching
Außerirdisches Leben im Weltall
Bislang wurde außerhalb der Erde noch kein Leben entdeckt. Was nichts heißen mag. Möglicherweise ist der Weltraum voller Leben, vielleicht sind wir aber auch ganz allein. Man weiss es nicht. Man kann sich aber durchaus sinnvolle Gedanken über das Thema machen, ausgehend von dem, was wir auf der Erde finden. Denn die Naturgesetze sind überall im Universum die selben.
Leben muss aus irgend etwas bestehen. In unserem Universum gibt es Materie und Energie. Energie kann kein Leben bilden, da sie sich nicht zu derart komplexen Formen zusammenschließen kann. Also bleibt nur Materie. Wie die Dunkle Materie vermag miteinander wechselzuwirken ist unbekannt, wir wissen über sie fast nichts, uns teilt sie sich nur durch ihre Gravitation mit. Also scheidet sie aus für Leben, zumindest für solches, das wir auch entdecken können. Es bleiben die uns vertrauten Atome, welche man überall im Universum in Sternen und Wolken findet.
Nur Atome allein reichen nicht aus, diese müssen sich miteinander verbinden - zu Molekülen. Zunächst zu einfachen, dann zu immer komplexeren, denn dies ist eine Voraussetzung für etwas, das man Leben nennen kann. Einfachen Molekülen wie z.B. Wasser (H2O) fehlen ja Fähigkeiten wie sich zu reproduzieren und ausreichend Daten zu speichern.
Ein großer Teil der uns zugänglichen Materie steckt in Sternen. Diese haben allerdings Temperaturen von 2500 Grad aufwärts. Für die meisten Moleküle ist dies tödlich, sie zerfallen in ihre Atome. Einige wenige besonders stabile wie Titandioxid (TiO2) halten zwar Temperaturen von mehreren tausend Grad aus, aber mit Titandioxid allein lässt sich nicht viel Leben machen. Sterne scheiden also aus.
Anders sieht es aus mit den zahlreichen Materiewolken. Hier findet man meist weitaus tiefere Temperaturen und tatsächlich wurden in solchen Wolken organische Moleküle wie Ameisensäure (HCOOH) entdeckt, freilich ohne die dazugehörigen Ameisen. Diese Wolken haben aber ein anderes Problem: sie sind extrem groß, viele Lichtjahre, und sehr dünn. Sie bestehen fast nur aus Wasserstoff und Helium, andere Elemente sind selten. Leben dort wäre also sehr einsam. Und sie sind meist sehr kalt (Dunkelwolken wie der Kohlensacknebel), was die Chemie dort extrem langsam macht. Leuchtende Wolken wie der Orionnebel wiederum sind zu heiß. Materiewolken werden daher nicht ernsthaft als geeignet für Leben in Betracht gezogen.
Es bleibt die Umgebung von Sternen - Planeten. Die Anzahl der Sterne mit Planeten beträgt zwischen einem und 20 Prozent, es gibt sie also in ausreichender Anzahl. Hier finden sich je nach Art des Sternes, des Planeten und deren Abstand zahlreiche Kombinationsmöglichkeiten, bei denen viele die Bedingungen für Leben erfüllen könnten. Diese Bedingungen sind: angenehme Temperaturen (in welchem Bereich ist sehr ungewiss, sagen wir mal großzügig 100 - 500 Kelvin, vielleicht auch nur 250 - 350, je nachdem, ob z.B. flüssiges Wasser eine unabdingbare Voraussetzung ist oder nicht), ein geeigneter Stern (Hauptreihenstern rot bis weiß) und ein Gesteinsplanet oder Mond mit Atmosphäre.
Die Temperatur hängt ab von der Temperatur auf dem Stern und dem Abstand des Planeten. Heiße, blaue Sterne allerdings geben sehr ungesunde Strahlung ab, UV-Strahlung, die dazu neigt, komplexe Moleküle zu zerschlagen. Außerdem sind diese Sterne kurzlebig. Also scheiden sie aus. Bei den kleinen Roten Zwergen befindet sich ein Planet nur in der Lebenszone, wenn er sehr nah ist. Dann aber ist seine Rotation synchronisiert, d.h. er streckt seinem Stern stets die gleiche Seite zu. Wozu das führt ist nicht ganz sicher. Auf jeden Fall ist die Vorderseite sehr heiß und die Rückseite sehr kühl und es herrschen starke Winde. Womöglich schaffen diese es, die Temperaturen einigermaßen gleichmäßig über den Planeten zu verteilen. Dann wäre Leben möglich, anders allerdings, als wir es von der Erde kennen, denn Photosynthese ist bei rotem Licht viel schwieriger. Vielleicht bläst aber auch der nahe Stern die Atmosphäre auf seiner Seite rasch weg und lässt einen halb glühenden und halb erfrorenen Felsklumpen (wie Merkur) zurück.
Dass gelbe Sterne Leben ermöglichen, wissen wir von unserer Sonne. Auch orangene und weiße Sterne dürften geeignet sein.
Auch der Planet muss einige Bedingungen erfüllen: Gasplaneten dürften ungeeignet sein. In der riesigen Atmosphäre sind die Bedingungen zu zerstörerisch durch Druck, Stürme und elektrische Entladungen. Und auf dem felsigen Kern sieht es auch nicht besser aus, der Druck kann hier viele Millionen Atmosphären betragen. Daneben besteht die Atmosphäre fast nur aus Wasserstoff und Helium.
Bleiben also Gesteinsplaneten und Monde. Diese haben den größten Teil der leichten Elemente Wasserstoff und Helium verloren und wenn sie nicht älter als 8 - 10 Milliarden Jahre sind dürften genug schwere Elemente vorhanden sein. Monde sind, wie Titan, durchaus in der Lage, eine erwähnenswerte Atmosphäre zu halten. Und Riesenplaneten wie Ypsilon Andromedae d könnten durchaus erdgroße Monde haben. Bei diesen Körpern gibt es eine große Spanne, welche geeignet wäre für die Entwicklung von Leben. Aber nicht alle schaffen es. Das wissen wir aus unserem Sonnensystem.
Was ist also die Bedingung, dass sich eine Evolution in Gang setzt? Das ist der große unbekannte Faktor. Man braucht zumindest eine Atmosphäre und ein flüssiges Medium wie Wasser, aber auch Methan könnte geeignet sein. Dazu einen nicht zu extremen Druck und angenehme Temperaturen. Dann kann eine chemische Evolution z.B. Aminosäuren und Proteine erzeugen, aus der nach langer Zeit sich die ersten Lebewesen entwickeln können.
Unsere Erde ist 4,6 Milliarden Jahre alt. Seit 3,5 Milliarden Jahren gibt es dort primitive Einzeller, seit 1 Milliarde Jahre Mehrzeller, seit 530 Millionen Jahren Wirbeltiere, seit etwa 5 Millionen Jahren Menschen und seit ein paar Tausend Jahren bezeichnen wir uns als intelligent. Ob diese Entwicklungsgeschwindigkeit repräsentativ für andere Lebensformen ist, ist zu vermuten, denn komplexe Dinge brauchen immer länger.
Das Universum enthält etwa 100 Milliarden Galaxien mit je etwa 100 Milliarden Sternen. Genug Platz also. Die Frage nach außerirdischem Leben lässt sich momentan nur in Wahrscheinlichkeiten beantworten. Diese wären:
Leben im Weltall: sehr sehr wahrscheinlich.
Intelligentes Leben im Weltall: sehr wahrscheinlich.
Leben in unserer Nähe (~ 100 Lichtjahre): wahrscheinlich.
Intelligentes Leben in unserer Nähe (~ 100 Lichtjahre): sehr sehr unwahrscheinlich.
Wie können wir fremdes Leben entdecken, wenn sich dieses uns nicht mitteilt, also uns weder Funksignale noch UFOs erreichen? Eine Möglichkeit wäre der Nachweis von Ozon auf fremden Planeten, da Ozon allem Anschein nach nur durch Stoffwechselprozesse in Lebewesen entstehen kann. Ein entsprechendes Projekt zum Nachweis von Ozon ist in Planung.
N 63 in der Großen Magellanschen Wolke.
Foto: S. Points, C. Smith, R. Leiton, and C. Aguilera/NOAO/AURA/NSF and Z. Levay (STScI)
Nasa, Hubble Teleskop