Rare-Earth-Hypothese

Sind Planeten, die Leben ermöglichen wie die Erde, selten?

Die Rare-Earth-Hypothese (dt. Seltene-Erde-Hypothese) vertritt den Standpunkt, dass beim Auftauchen und der Entwicklung von komplexem Vielzeller-Leben (Metazoa) auf der Erde sehr unwahrscheinliche Zufälle und Ereignisse, wie besondere astrophysikalische und geologische Begebenheiten, zusammenspielen mussten. Der Begriff „Rare Earth“ stammt von dem Buch Rare Earth: Why Complex Life Is Uncommon in the Universe (2000), geschrieben von Peter Ward, einem Geologen und Paläontologen und Donald Brownlee, einem Astronom und Astrobiologe. In deutscher Sprache gibt es die Ausgabe Unsere einsame Erde: Warum komplexes Leben im Universum unwahrscheinlich ist.

Die Rare-Earth-Hypothese ist die Gegenrichtung zum Kopernikanischen Prinzip, dessen Befürworter unter anderen auch Carl Sagan und Frank Drake sind.^[1] Nach diesem Prinzip ist die Erde ein typischer felsiger Planet in einem typischen Planetensystem, lokalisiert in einem nicht ungewöhnlichen Bereich einer häufig vorkommenden Balkenspiralgalaxie. Von daher sei es wahrscheinlich, dass komplexes Leben im Universum häufig vorkommt. Ward und Brownlee behaupten das Gegenteil: Die Kombination von Planeten, Planetensystemen und galaktischen Regionen (die Lage des Sonnensystems innerhalb des Milchstraßensystems), welche so günstig für komplexes Leben wie auf der Erde ist, sei sehr selten.

Geht man von der Annahme aus, komplexes Leben trete sehr selten auf, dann stellt die Rare-Earth-Hypothese eine mögliche Lösung des Fermi-Paradoxons dar: „Wenn außerirdische Lebensformen häufiger vorkommen sollten, warum sind sie dann nicht evident?“^[2]

Warum komplexes Leben sehr selten vorkommen dürfte

Die Rare-Earth-Hypothese nimmt an, dass das Auftauchen komplexen Lebens eine Reihe von günstigen Umständen erfordert. Eine Anzahl dieser Umstände ist unten unter den folgenden Überschriften aufgeführt: die galaktische Habitable Zone, ein Zentralstern und Planetensystem mit den erforderlichen Eigenschaften, die zirkumstellare habitable Zone, die Größe des Planeten, der Vorteil eines großen Mondes, die Voraussetzungen, um ein Magnetfeld und Plattentektonik zu schaffen, die chemische Beschaffenheit der Lithosphäre, Ozeane, und die Rolle von evolutionären „Zwischenfällen“ wie eine massive Vergletscherung und seltene Meteoriten-, Kometen- oder Asteroideneinfälle, um Vorgänge wie die mysteriöse kambrische Explosion, die zu einer Ausweitung von Stämmen führte, zu ermöglichen. Die Entstehung von intelligentem Leben könnte noch andere seltene Vorbedingungen benötigt haben.

Damit Leben auf einem kleinen, felsigen Planeten unterstützt wird, müssten nach Ward und Brownlee die Werte der Parameter innerhalb sehr geringer Grenzen stimmen. Das Universum ist so groß, dass es sehr viele erdähnliche Planeten enthalten könnte. Sollten diese Planeten existieren, ist anzunehmen, dass diese viele tausend Lichtjahre voneinander entfernt sind. Diese riesigen Entfernungen machen es praktisch unmöglich, dass eine entstandene intelligente Spezies mit einer anderen kommuniziert (um damit das Fermi-Paradoxon zu lösen). Eine Supernova ist Voraussetzung für Leben, aber kann auch sein Ende bedeuten. Ähnlich verhält es sich mit Asteroiden, die chemische Verbindungen und Wasser zur Erde bringen, während ein zu großes Bombardment andererseits zu einem Massenaussterben von Lebewesen führen kann.

Des Weiteren gibt es die Ansichten, dass die Entwicklung der Erde ein Glücksfall war und nicht so einfach wiederholbar ist. Nimmt man tausend gleiche Ausgangszustände eines Sonnensystems an, wäre eine Wiederholung der Evolution der Erde sehr unwahrscheinlich und führte zu anderer Gestaltung, Größe und Bahneigenschaften der Erde. Die vier inneren Gesteinsplaneten sind aus sehr ähnlichem Ursprungsmaterial aufgebaut worden, unterscheiden sich aber doch grundlegend voneinander.

Erste Lebensformen sind vor mindestens 3 Milliarden Jahren entstanden (könnten aber noch älter sein; bis vor 3,8 Mrd. Jahren wird vermutet). Danach dauerte es sehr lange (bis etwa vor 600 Millionen Jahren), bis sich komplexe vielzellige Lebewesen (Tiere) entwickelten. Es könnten verschiedenste Gründe für diese sehr lange Zeitspanne vorliegen. Unter anderem gibt es Sauerstoff in der Atmosphäre erst seit etwa 2 Milliarden Jahren, und die Anreicherung durch die Lebewesen, die Photosynthese betrieben - die damit eine Voraussetzung für die weitere Entwicklung selbst wurde -, ging sehr langsam vor sich.

Die lange Zeitspanne vom ersten Auftreten von Bakterien bis zur kambrischen Explosion, die etwa vor 540 bis 490 Millionen Jahren stattfand, deutet darauf hin, dass komplexes Leben, wie wir es auf der Erde kennen, sehr lange braucht (und genügend Sauerstoff in der Atmosphäre erfordert), sich zu entwickeln, und dass zudem die Bedingungen dafür sehr genau passen müssen. Vor allem fand diese Entwicklung in den Ozeanen statt. Das heißt, höher entwickeltes Leben gibt es nur in den letzten 10% der bisherigen Lebensdauer der Erde. Die weitere Entwicklung der Arten erfolgte damals auch nicht allmählich, sondern in größeren Sprüngen in relativ kurzen Zeiten. Das Leben entwickelte sich in seiner Komplexität anscheinend nicht linear (wie meist bedingt durch die Evolutionstheorie angenommen wird), sondern in sehr unregelmäßigen Sprüngen. Die Erforschung der kambrischen Explosion hat große Bedeutung für die Einschätzung der Wahrscheinlichkeit der Entwicklung auf hypothetische Planeten, die Leben ermöglichen könnten. Dass die Wahrscheinlichkeit vom Sprung vom einfachen Leben zu komplexen derart schwierig ist, ist auch der Standpunkt der Rare-Earth-Hypothese, dass eben tierisches Leben derart selten vorkommen dürfte.

Ein weiteres Argument ist, dass komplexes Leben aufgrund seines ungleich komplizierteren Aufbaues viel empfindlicher gegen kosmische Katastrophen ist als die einfach aufgebauten einzelligen Prokaryoten (Bakterien und Archäen).

Weiter kann nicht eingeschätzt werden, wie hoch die Barriere zwischen höher entwickelten Tieren und intelligenten Lebewesen ist, die mit anderen Arten im All kommunizieren könnten oder gar andere Planetensysteme bereisen oder besiedeln könnten.

Die galaktische habitable Zone

In einer metallarmen Region oder nahe am Zentrum bei hoher Strahlung könnte ein Planet kein Leben beherbergen (Die gezeigte Galaxie ist NGC 7331, oft als ein „Zwilling“ des Milchstraßensystems bezeichnet)^[3]

Der Rare-Earth-Hypothese zufolge kann im größten Teil des bekannten Universums, wie auch in großen Teilen unserer Galaxis, kein komplexes Leben vorkommen. Ward und Brownlee bezeichnen diese Regionen als „Todeszonen“. Diejenigen Bereiche, in denen komplexes Leben vorkommen könnte, werden galaktische habitable Zonen genannt. Diese Zone ist in erster Linie eine Funktion in Abhängigkeit von der Distanz vom galaktischen Zentrum. Auswirkungen zunehmender Entfernung vom Zentrum sind:

1. Die Metallizität der Sterne nimmt ab, und Metalle (in der Astronomie werden außer Wasserstoff und Helium alle Elemente als Metalle bezeichnet) sind notwendig, um terrestrische Planeten zu bilden. Die schweren Elemente sorgen bei der Erde auch dafür, dass durch die Hitzeentwicklung aufgrund des radioaktiven Zerfalls im Innern des Planeten die Plattentektonik angetrieben wird.
2. Die Röntgen- und Gammastrahlung vom Schwarzen Loch im Zentrum der Galaxis und den dort nahestehenden Neutronensternen wird weniger intensiv. Strahlen dieser Art werden als gefährlich für komplexes Leben erachtet. Deshalb sagt die Rare-Earth-Hypothese voraus, dass das frühe Universum und möglicherweise gegenwärtig Regionen im Zentrum der Galaxis, in denen die Sternendichte hoch ist und Supernovae häufiger auftreten, ungeeignet für die Entwicklung komplexen Lebens sind. Eine Supernova, die weniger als ein Lichtjahr entfernt wäre, würde die Erde sterilisieren. Bis zu einer Distanz von 30 Lichtjahren würde eine Supernova Leben beeinträchtigen.^[4]
3. Gravitative Störungen von Planeten und Planetesimalen durch nahe Sterne werden weniger wahrscheinlich, wenn die Sternendichte bei zunehmender Distanz zum Galaxienzentrum abnimmt. Daher wird die Gefahr immer geringer, dass der Planet durch einen Meteorboliden getroffen wird, je weiter der Planet vom Zentrum der Galaxie entfernt ist. Ein genügend großer Einschlag könnte das gesamte komplexe Leben eines Planeten auslöschen. Durch die höhere Wahrscheinlichkeit, dass ein Stern dem anderen zu nahe kommt, kann es zu Bahnstörungen der Planeten kommen, was mit einem Zusammenprall, einem Sturz in die Sonne oder einem Verlassen des Planetensystems enden könnte.

Schema der beobachteten Spiralarme des Milchstraßensystems (der gelbe Kreis stellt die Lage der Sonne dar)

(1) schließt äußere Regionen einer Galaxie aus; (2) und (3) dagegen die inneren Bereiche, Kugelsternhaufen und die Spiralarme von Spiralgalaxien. Diese Arme sind keine physikalischen Objekte, sondern Regionen einer Galaxie, die eine höhere Rate der Sternbildung aufweisen, während sie sich sehr langsam wellenartig durch die Galaxie bewegen. Besonders in Kugelsternhaufen ist die Dichte mit typischerweise 100.000 Sternen in einem Durchmesser von 10 bis 100 Lichtjahren extrem groß. Es würden die Planeten andauernd durch gravitative Wirkungen der Nachbarsterne, Novae und energiereiche Strahlen gestört werden. Bewegt man sich vom Inneren der Galaxie nach außen, steigen zunächst die Chancen, lebensfreundliche Bedingungen vorzufinden, um später wieder ungünstiger zu werden. Deshalb ist die habitable Zone ringförmig eingebettet zwischen dem lebensfeindlichen Zentrum und den äußeren Bereichen. Es sollte gewährleistet werden, dass das System lange Zeit stabil ist, um dem Leben Zeit zu geben, sich zu entwickeln. Gerade in diesem Bereich des Milchstraßensystems (zwischen den großen Spiralarmen) mit geringer Sternendichte befindet sich die Sonne.

Befindet sich nun ein Planetensystem in dieser habitablen Zone, muss noch sichergestellt sein, dass es während seiner ganzen Zeit so lange in diesem Bereich bleibt, wie die Entwicklung komplexen Lebens benötigt. Deshalb ist es günstiger, wenn während des galaktischen Umlaufs die Strahlenbelastung niedrig (also weder im galaktischen Zentrum noch in den Spiralarmen) ist. Wäre die Umlaufbahn exzentrisch (elliptisch oder hyperbolisch), würde der Planet auch in die Bereiche der Spiralarme gelangen. Ist hingegen die Umlaufbahn fast kreisförmig und die Umlaufgeschwindigkeit entspräche der der Spiralarme, würde der Stern nur allmählich, wenn überhaupt, in die Spiralarmregion gelangen.

Elliptische oder irreguläre Galaxien sind für Leben generell weniger geeignet, da weniger Material zur Sternentstehung zur Verfügung steht. Dies führt zu geringerer Sternbildung und alte Sterne dominieren. In offenen Sternhaufen befinden sich meist sehr junge Sterne mit einem typischen Alter von 10 Millionen Jahren. Aufgrund der fehlenden Zeit und auch möglicher Störungen der Planetenbahnen durch die Nachbarsterne scheiden diese Orte ebenfalls für Leben aus.

Kugelsternhaufen sind wenig geeignet, Leben zu beherbergen

Daher schließen Befürworter von Rare Earth, dass ein lebensspendender Stern eine nahezu kreisförmige Umlaufbahn um sein galaktisches Zentrum haben muss. Die benötigte Synchronisation der Umlaufgeschwindigkeit eines Zentralsterns mit der Wellengeschwindigkeit der Spiralarme kann nur innerhalb eines ziemlich kleinen Bereichs des Abstands vom galaktischen Zentrum erfolgen. Diese Region wird die „galaktische habitable Zone“ genannt. Lineweaver et al.^[5] berechnet, dass diese galaktische habitable Zone einen Ring von einem Durchmesser von 7 bis 9 Kiloparsecs darstellt. In diesen Bereich fallen nicht mehr als 10% der Sterne des Milchstraßensystems.^[6] Basierend auf konservativen Schätzungen, bezogen auf die Gesamtzahl der Sterne in der Galaxie, bleiben etwa 20 bis 40 Milliarden Sterne übrig. Gonzalez et al.^[7] würde die Anzahl noch halbieren. Er nimmt an, dass maximal 5 % der Sterne des Milchstraßensystems in die galaktische habitable Zone fallen.

Die Bahn der Sonne um das Zentrum des Milchstraßensystems ist tatsächlich beinahe kreisrund. Die Umlaufzeit beträgt 226 Millionen Jahre. Damit stimmt sie mit der Rotationsperiode der Galaxis fast genau überein. Karen Masters berechnete, dass sich die Sonne alle 100 Millionen Jahre durch einen großen Spiralarm der Galaxie bewegt. Im Gegensatz dazu glaubt die Rare-Earth-Hypothese, dass die Sonne seit ihrer Formation noch keinen einzigen Spiralarm durchquert hat.^[8] Es meinen jedoch einige Forscher, dass mehrere Massenaussterben mit den früheren Durchquerungen der Spiralarme zusammenhängen.^[9]

Metallizität

Es gibt keinen bekannten Weg, der es ermöglicht, Leben ohne komplexe Chemie zu schaffen. Diese Chemie benötigt Metalle, das heißt, andere Elemente als Wasserstoff und Helium. Nur Wasserstoff mit 75% und Helium-4 (4He) mit 25% Stoffmengenanteil sind, neben heute kaum noch vorhandenen Mengen Lithium, direkt nach dem Urknall entstanden. Das geschah beim ersten Fusionsprozess, der auch als Primordiale Nukleosynthese bekannt ist. Dabei entstanden auch noch 0,001% Deuterium sowie Spuren von Helium-3 (3He) und Beryllium.

Die anderen Elemente haben erst etwa zwei Milliarden Jahre danach durch Supernovae im ausreichenden Maße zur Verfügung gestanden. Dabei spielt Kohlenstoff im Inneren der Sterne eine wichtige Rolle, um höherwertige Elemente zu bilden. Das beim Urknall entstandene Lithium ist wichtig für die Fusionsreaktionen der Proton-Proton-Reaktion II des so genannten Wasserstoffbrennens. Die Sonne selbst kann später in der Phase des Roten Riesens nur Elemente bis zum höchsten nicht radioaktiven Element Blei erzeugen.

Die zwiebelförmigen Ebenen eines massiven, entwickelten Sterns kurz vor seinem Kernkollaps zeigen das Schalenbrennen (nicht maßstabsgetreu)

Der einzige bekannte Mechanismus, der Metalle schafft und verteilt, ist eine Supernovaexplosion. Das Vorhandensein von Metallen in Sternen wird durch ihr Absorptionsspektrum enthüllt. Eine Studie von Sternspektren zeigt, dass viele, möglicherweise die meisten Sterne, arm an Metallen sind. Niedrige Metallizität charakterisiert das frühe Universum, Kugelsternhaufen und andere Sterne, die sich formten, als das Universum noch jung war. Des Weiteren Sterne in den meisten Galaxien, die keine großen Spiralgalaxien sind und Sterne in den äußeren Bereichen aller Galaxien. Daher sind metallreiche Zentralsterne, die komplexes Leben ermöglichen könnten, höchstwahrscheinlich in den ruhigen Gebieten weit außerhalb des Zentrums in den großen Spiralgalaxien zu finden. Überdies ist in diesen Regionen die Strahlenbelastung generell geringer.^[10]

Es ist anzunehmen, dass nicht allzu lange vor der Entstehung des Sonnensystems eine oder mehrere Supernovae nicht weit weg in der stellaren Nachbarschaft stattgefunden haben müssen. Die Häufigkeiten der Supernovae nehmen mit der Zeit ab und damit auch die Entstehung von schweren Metallen. Vor fünf Milliarden Jahren war die Anzahl der Supernovae noch höher.

Bei der Entstehung der Erde und der anderen terrestrischen Elemente aus einem Teil des Urnebels des Sonnensystems konnten sich die leichten Elemente nicht halten. Überdies war in dem inneren Bereich der flachen Materiescheibe die Zusammensetzung der Elemente anders als weiter außen, wo die Gasplaneten entstanden. Dadurch unterscheiden sich die Gesteinsplaneten grundlegend von den Gasriesen (die eher dem durchschnittlichen Massenverhältnis der Elemente im Sonnensystem entsprechen). 99,86% der gesamten Materie des Sonnensystems sind in der Sonne enthalten. Zwei Drittel der restlichen 0,14% beansprucht dabei der Planet Jupiter. Die Sonne, ein Stern der Population I, enthält etwa 25% mehr Metalle als andere nahe, vergleichbare Sterne und stellt damit einen Sonderfall dar.

Elementverteilung auf der Erde und Bedeutung für Leben

Die häufigsten Elemente im Erdmantel sind (in Massenprozent) Sauerstoff (45%), Silizium (22%) und Magnesium mit 23% Anteil. Diese Elemente bilden in den chemischen Verbindungen SiO2 (Siliciumdioxid) mit 46% und MgO (Magnesiumoxid) mit 37,8% die Hauptmasse mit den häufigsten Erscheinungsformen. Im Erdkern stellt Eisen mit 79,4 % Massenanteil das mit Abstand häufigste Element dar. Insgesamt besteht die Erde in Massenanteilen zu etwa 30% aus Sauerstoff, 30% aus Eisen, 15% aus Magnesium, 15% aus Silizium und zum Rest aus anderen Elementen.^[11]

Es ist eine Voraussetzung für Leben in einem Sonnensystem, dass die Materie Metalle enthält. Auch ein richtiger Anteil an Kohlenstoff ist wichtig, um kohlenstoffbasierendes Leben zu ermöglichen. Aber es sollte auch nicht zu viel sein, um den Treibhauseffekt nicht zu sehr zu forcieren. Kohlenstoff ist ein grundlegendes Element für Leben, da es viele Variationen von Verbindungen mit anderen Elementen eingehen kann. Wenn auch Silizium ebenfalls sehr viele Verbindungen eingehen kann (und es als Basis für Leben in anderen Formen dienen könnte, wie einige Wissenschaftler vermuten), ist es doch viel weniger geeignet als Kohlenstoff. Wasserstoff (der mit Sauerstoff in Form von Meerwasser existiert), macht nur 0,1% , Kohlenstoff nur 0,05% der Gesamtmasse der Erde aus.

Für einen Planeten, der Leben Platz bieten soll, ist auch ein dichter Kern aus Metallen wichtig. Dadurch kann ein Magnetfeld geschaffen werden, das schädliche Strahlen vom Planeten abschirmt. Auch führt Radioaktivität von schweren Metallen dazu, dass sich der Planet im Inneren erhitzt und die Plattentektonik vorantreibt. Dabei spielen radioaktive Elemente wie Kalium, Uran oder Thorium eine wichtige Rolle. Sie sorgen durch ihren Zerfall für die notwendige Hitze im Erdinneren, die die Plattentektonik vorantreibt. Diese wiederum ist wichtig für den CO₂ Zyklus, der als Thermostat für die Erde fungiert und damit für ausgeglichene Oberflächentemperaturen sorgt.

Auch das Leben selbst braucht neben Sauerstoff, Kohlenstoff, Stickstoff und Wasserstoff viele verschiedene chemische Elemente. In höher entwickeltem Leben wurden 26 verschiedene Metalle festgestellt.

Ein geeigneter Zentralstern

Schematischer Vergleich der Spektralklassen O-M für Hauptreihensterne

Es wird vorausgesetzt, dass ein Stern felsige Planeten innerhalb der habitablen Zone besitzt. Obwohl die habitable Zone von heißen Sternen wie Sirius oder Wega breit ist, ergeben sich zwei Probleme:

1. Unter der Annahme, terrestrische Planeten hätten sich näher am Zentralstern gebildet (wie bei unserem Sonnensystem), würde sich der Planet zu nahe am Hauptstern befinden, um in der habitablen Zone zu liegen. Dies würde jedoch nicht einen natürlichen Mond eines Gasriesen ausschließen. Heiße Sterne strahlen auch mehr ultraviolette Strahlen ab, die jede planetarische Atmosphäre ionisieren und letztendlich abtragen würden. Zu intensives UV-Licht würde auch biologische Moleküle aufbrechen. So strahlt die Sonne weniger als 10 % ihrer Gesamtabstrahlung im ultravioletten Bereich ab, hingegen heißere Sterne wie Sirius mehr als die Hälfte.
2. Heiße Sterne, wie oben erwähnt, haben eine kurze Lebensdauer. Sie entwickeln sich bereits innerhalb einer Milliarde Jahren zu Roten Riesen. Dadurch könnte die Zeit für die Entwicklung höheren Lebens nicht ausreichen.

Diese Überlegungen schließen massive und leistungsstarke Sterne der Typen F6 bis O (siehe Spektralklassen) aus, um metazoanischem Leben die nötigen Voraussetzungen zu bieten. Ebenso alle Sterne, die sich außerhalb der Hauptreihe befinden wie Weiße Zwerge, Neutronensterne, Pulsare, Braune Zwerge (die streng genommen keine „richtigen“ Sterne sind) und Sterne, die sich im Riesenstadium befinden. Ferner kann sich aller Wahrscheinlichkeit nach kein höher entwickeltes Leben auf Planeten entfalten, deren Sonne ein veränderlicher Stern ist.

Problematisch für höheres Leben wären auch Doppelsterne, da bei zwei Sternen die Bahnen erheblich gestört werden würden. Es ist Tatsache, dass etwa 2/3 der Sterne Mitglieder von Doppel- oder Mehrfachsystemen darstellen. Neuere Studien besagen, dass Planeten nicht entstehen könnten, wenn die beiden Sterne nicht mindestens 50 AE voneinander entfernt sind. Planeten könnten auf zwei verschiedenen Umlaufbahnen laufen. Entweder um beide Sterne gemeinsam, wenn diese nicht weiter als 20 Mio. Kilometer voneinander entfernt wären oder um einen Stern, wenn der andere Stern mindestens 1,6 Milliarden Kilometer vom anderen entfernt wäre.

Auf der anderen Seite haben kleine Rote Zwerge mit üblicherweise etwa 10 % der Sonnenmasse habitable Zonen mit einem geringen Radius. Diese Nähe zum Hauptstern hat zur Folge, dass eine Seite des Planeten stets dem Stern zugewandt ist, während die andere Seite dauernd im Dunkeln liegt, ein Umstand, der als Gebundene Rotation bekannt ist. Die sonnenzugewandte Seite wird dabei sehr heiß, während die abgewandte Seite sehr kalt bleibt. Solche Planeten innerhalb der habitablen Zone mit einer geringen Entfernung zum Hauptstern sind auch einer größeren Gefahr von Solarflares ausgesetzt, die zu einem Ionisieren der Atmosphäre führen und folglich gegenüber komplexem Leben feindlich sein würden. Rare-Earth-Befürworter behaupten, dass diese Sterne die Möglichkeit von Leben in solchen Systemen ausschließen. Dennoch nehmen einige Exobiologen an, dass es eine Lebenszone unter den richtigen Umständen geben könnte. Hätte ein Planet noch eine CO₂-reiche Atmosphäre, könnte auch die dunkle Nachtseite mit Wärme versorgt werden. Dies stellt einen zentralen Punkt einer Auseinandersetzung um diese Theorie dar, da diese späten K- und M-Sterne etwa 82% aller wasserstofffusionierenden Sterne ausmachen.^[12]

Die Sonne ist ein Gelber Zwerg

Rare-Earth-Befürworter behaupten, dass die „passenden“ stellaren Typen eines Zentralsterns von F7 bis etwa K1 reichen. Solche Sterne treten nicht sehr häufig auf: G-Typ-Sterne wie die Sonne - Gelbe Zwerge zwischen den heißeren F- und den kühleren K-Sternen - umfassen nur etwa 9 % aller wasserstofffusionierenden Sterne im Milchstraßensystem. Auch hier muss der Abstand des Planeten zum Stern ausreichend groß sein und die habitable Zone entsprechend weit vom Stern hinausreichen, damit der Planet keine gebundene Rotation aufweist.^[12]

Bei älteren Sternen wie Roten Riesen und Weißen Zwergen ist es ebenfalls sehr unwahrscheinlich, dass sie Leben ermöglichen können. Rote Riesen treten häufig in Kugelsternhaufen und in elliptischen Galaxien auf. Weiße Zwerge sind meist sterbende Sterne, die das Stadium als Roter Riese schon hinter sich haben. Der Durchmesser eines Roten Riesen hat sich gegenüber dem jüngeren Stern bedeutend vergrößert. Ein Planet befände sich in der habitablen Phase, solange sich der Stern im frühen oder mittleren Stadium befindet. Expandiert der Stern am Ende seiner Entwicklung zum Roten Riesen, würde dieser Planet regelrecht gegrillt werden (obwohl dann ein theoretischer Planet in einer viel größeren Entfernung theoretisch habitabel werden würde).

Die Energieabgabe eines Sternes über seine Lebenszeit sollte sich nur langsam ändern. Variable Sterne wie zum Beispiel die Cepheiden wären sehr schlecht geeignet, um Leben zu ermöglichen. Wenn die Energieleistung des Zentralsterns plötzlich sinkt - auch für nur kurze Zeit -, könnte das Wasser des Planeten gefrieren. Wenn andererseits die Energiefreisetzung signifikant ansteigt, könnten die Ozeane verdampfen, was den Treibhauseffekt verstärken würde. Damit würde verhindert, dass sich später wieder Ozeane bilden könnten.

Zirkumstellare habitable Zonen

Das irdische Beispiel legt nahe, dass komplexes Leben Wasser in flüssigem Zustand erfordert. Von daher muss sich der Planet in einer geeigneten Entfernung zum Zentralstern befinden. Dieser Bereich wird als Habitable Zone oder Goldilocks Zone bezeichnet.^[13] Die habitable Zone stellt einen ringförmigen Bereich um den Zentralstern dar. Wenn ein Planet zu nahe oder zu fern seiner Sonne steht, wird die Oberflächentemperatur es nicht zulassen, dass Wasser in flüssigem Zustand vorliegt (obwohl flüssiges Wasser, wie beispielsweise bei Europa, Enceladus und Ceres, unter der Oberfläche existieren könnte)^[14]. Kasting et al. (1993) vermutet, dass die habitable Zone bei unserer Sonne etwa von 0,95 bis 1,15 Astronomische Einheiten reicht.^[15] Wichtig ist, dass der Planet in einem stabilen, nicht zu exzentrischen Orbit den Stern umkreist. Die empfangene Sonnenenergie kann bis zu 10 % schwanken, ohne große Auswirkungen auf die Habitabilität zu haben. Die habitable Zone wurde früher noch enger angesetzt, bis man den thermostatischen Effekt des CO₂-Silikat-Zyklus entdeckte. Bei zu großer Wärme nimmt die Verwitterung mehr Kohlendioxid aus der Atmosphäre, was den Treibhauseffekt wieder senkt. CO₂ gelangt großteils durch vulkanische Ausstoßungen in die Atmosphäre.

Die habitable Zone variiert mit dem Spektraltyp und dem Alter des Zentralsterns. Da 95 % der Sterne weniger massereich sind als die Sonne, stellt sie nicht, wie gemeinhin angenommen, einen durchschnittlichen Stern dar. Die Lebenszone für einen Hauptreihenstern bewegt sich langsam und stetig nach außen, bis er zu einem Weißen Zwerg wird, wobei zu diesem Zeitpunkt die habitable Zone verschwindet. Die habitable Zone ist mit dem Treibhauseffekt, der durch Wasserdampf und Spurengase wie Kohlendioxid (CO₂) oder Methan in der Atmosphäre entsteht, eng verbunden. So ist die durchschnittliche Oberflächentemperatur der Erde um etwa 40 °C höher, als sie es ohne diesen Effekt wäre.^[16]

Der Lebenszyklus der Sonne

Da ein Stern mit der Zeit immer leuchtkräftiger wird, wird die Zone, die sich über die gesamte Zeit im habitablen Bereich befindet, auch als CHZ (constant habitable zone) bezeichnet. So war die Strahlungsleistung der Sonne in ihrer Anfangszeit etwa 30 % geringer als heute. In 4 Mrd. Jahren wird die Sonne doppelt so hell sein wie heute. Daraufhin beginnt das Stadium als Roter Riese, das bis zu einer Milliarde Jahre anhalten kann. Die Umlaufbahn sollte auch nicht zu exzentrisch sein. Auch gibt es noch die AHZ (animal habitable zone), die enger ist als die habitable Zone, da Temperaturen über 50 °C komplexeres Leben nicht ermöglichen würden.

Planetensystem

Eine Gaswolke, die einen Stern entstehen lässt, kann ebenfalls Gasplaneten, metallarme jovianische Planeten wie Jupiter oder Saturn, entstehen lassen. Jedoch haben diese Gasplaneten keine feste Oberfläche, die eine Voraussetzung für komplexes Leben sein sollte (obwohl ihre Monde diese aufweisen könnten). Wards und Brownlees Behauptungen zufolge sollte ein Sonnensystem, das komplexes Leben hervorbringt, mehr oder weniger wie unser Sonnensystem strukturiert sein. Mit kleineren dichten inneren Planeten und Gasplaneten in den äußeren Bereichen. Neuere Forschungsergebnisse stellen diese strikte Forderung jedoch in Frage.

Wichtig ist auch der Transport biogener Moleküle vom äußeren Sonnensystem zu den inneren Planeten. Dieses Material gelangt durch Ablenkungen der großen Gasplaneten im äußeren Sonnensystem zu den inneren Planeten. Auch heute noch nimmt die Erde jährlich etwa 40.000 Tonnen Materie auf. Im Bereich der Erde gab es vergleichsweise wenig Wasser und Kohlenstoff. Wäre die Erde aus dem Material entstanden, das sich im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter befindet, wäre zu viel Wasser vorhanden. Die Erde wäre mit mehreren 100 Kilometer tiefen Ozeanen bedeckt, und die Atmosphäre mit einer zu hohen Menge von CO₂ angereichert gewesen. Damit wäre ein starker Treibhauseffekt entstanden.

Gasriesen in der Nachbarschaft

Jupiter ist der fünfte Planet von der Sonne aus gesehen und der größte Planet des Sonnensystems

Zu jener Zeit, als Ward and Brownlee ihr Buch herausbrachten, wurde angenommen, dass Gasriesen, in unserem Sonnensystem besonders Jupiter und in geringerem Maße Saturn für die Entwicklung des Lebens wichtig seien, da sie Asteroiden von einem inneren terrestrischen Planeten, der Leben beheimatete, fernhielten. Ohne Jupiter wurde die Anzahl der 10 Kilometer großen Einschläge auf das bis 10.000 fache geschätzt.

Jedoch zeigen neuere Computersimulationen, dass die Situation komplexer ist. Es scheint, als ob Jupiter für dreimal mehr Asteroideneinschläge verantwortlich ist als er abwendet. Würde Jupiter durch einen saturngroßen Planeten ausgewechselt werden, würde sich die Asteroideneinschlagrate, verglichen zu Jupiter, etwa verdoppeln.^[17]

Gasriesen bilden sich besonders in den kälteren mittleren bis äußeren Regionen des Sonnensystems, wo sie schneller und früher Material anhäuften als die weiter innen liegenden terrestrischen Planeten. Hatte ein Gasriese etwa die 15-fache Masse der Erde in Form von Staub und festen Materials angesammelt, reichte die Schwerkraft, um die leichten Gase Helium und Wasserstoff anzuziehen. Je höher die Masse, desto schneller wuchs der Planet, bis schließlich kein Material mehr übrigblieb.

So gesehen nahmen sie den weiter inneren Planeten Material weg. Hätte es die äußeren Gasriesen nicht gegeben, wäre der Mars und auch der Planet, der sich an der Stelle des Asteroidengürtel gebildet hatte, möglicherweise so groß wie die Erde geworden. So gesehen ist Mars ein „Opfer“ der Gasriesen und ist durch sie in seiner Entwicklung gehemmt worden.

Manche Wissenschaftler gehen davon aus, dass es früher mehrere große Gasriesen gab. Nur die letzten, Jupiter und seine äußeren Nachbarn, blieben auf ihrem Orbit. Die erste Generation trieb langsam auf elliptischen Bahnen Richtung Sonne, bis sie schließlich in sie stürzten. Dies könnte auch die recht hohe Zahl der bisher entdeckten „Hot Jupiters“ erklären. Da man Jupiter, wie in unserem Sonnensystem, die eine Milliarde Kilometer oder mehr vom Hauptstern entfernt sind, noch nicht gut nachweisen kann, ist der vorläufige Eindruck nicht richtig oder bestätigt, dass unser Sonnensystem eine Ausnahme darstellen soll. Die nachgewiesenen Hot Jupiters machen zudem einen niedrigen Prozentsatz an Planetensystemen aus und sind oder können noch nicht als repräsentativ angesehen werden.

Durch Gasriesen kann ein Planetensystem relativ leicht instabil werden. Ein dritter großer Gasriese (neben Saturn und Jupiter) hätte schon alleine für einen Rauswurf von Planeten aus dem Sonnensystem oder den Sturz in die Sonne sorgen können. Auch müssen die Umlaufbahnen sehr kreisförmig sein. Ein der Erde zu naher Gasriese wäre ebenfalls problematisch (immerhin ist Jupiter fünfmal weiter von der Sonne entfernt als die Erde).

Störungen der Umlaufbahn

Ein Gasriese darf nicht zu nahe an einem Objekt sein, das Leben beherbergt (es sei denn, das Objekt ist einer seiner Monde). Ein naher Aufenthalt könnte die Umlaufbahn eines Leben tragenden Planeten stören, entweder direkt, oder indem er in die habitable Zone eindringt. Auch andere ungünstige Anordnungen wie sehr exzentrische Umlaufbahnen stellen ein Problem dar. Die in den letzten Jahren entdeckten Hot Jupiters sind solche ungünstigen Planeten. Sie könnten die Bahnen der anderen inneren Planeten empfindlich stören.

Nach Newtons Gesetz der Dynamik (Zweites Newtonsches Gesetz) können chaotische planetarische Umlaufbahnen entstehen, speziell in einem System, das große Planeten wie Gasriesen mit hoch exzentrischen Bahnen (Dreikörperproblem) enthält.^[18]

Die Voraussetzung für stabile Umlaufbahnen schließt Systeme mit Exoplaneten aus, die große Planeten mit engen Umlaufbahnen um ihren Zentralstern (Hot Jupiters) haben. Man nimmt an, dass solche Gasriesen viel weiter entfernt vom Zentralstern entstanden, dann jedoch mit der Zeit nach innen gewandert sind. Dabei könnten sie die Bahnen der anderen Planeten, die in der habitablen Zone kreisen, durcheinandergebracht haben.^[19]

Einschläge und Massensterben

Hale-Bopp ist ein typischer Komet aus der Oortschen Wolke

Etwa alle 300.000 Jahre kommt es im Durchschnitt zu einem Einschlag eines Objektes mit einer Größe von 1 Kilometer. 10 Kilometer große Asteroiden oder andere Himmelskörper treffen die Erde etwa alle 100 Millionen Jahre. Der letzte dieser großen Treffer und seine Folgen für das Klima dürfte zum Aussterben der Dinosaurier vor 65 Millionen Jahren geführt haben. Zur Zeit des großen Bombardements dürfte die Erde mehrere Male sterilisiert worden sein. Hätte es bis dahin schon Leben gegeben, hätte es sich wieder neu entwickeln müssen.

Wassertransport durch Kometen

Die terrestrischen Planeten sind bei ihrer Entstehung aufgrund ihrer Materie zunächst einmal staubtrocken. Ein Modell von Dr. John Chambers vom NASA Ames Research Center zeigte, dass der Wassertransport von den äußeren Kometen ins Innere eines Planetensystems am besten funktioniere, wenn die Planeten in der Position von Jupiter und Saturn viel kleiner wären, als diese beiden Gasriesen in unserem Sonnensystem sind. Deshalb war die Effizienz des Wassertransports in unserem Planetensystem vergleichsweise gering. Sogar schon kleinere Gasplaneten wie Uranus oder Neptun würden für erheblich mehr Wasser für terrestrische Planeten sorgen. Auf der anderen Seite wäre so ein Planet bald mit Wasser völlig bedeckt und dies wäre nicht förderlich für eine artenreiche Evolution.

Ein geeigneter Planet

Der Planet sollte sich im Bereich der habitablen Zone befinden. Die Temperaturen sollen in einem Bereich sein, in dem Wasser in flüssigem Zustand existieren kann. Neben Wasser sollte eine ausreichende Menge von Kohlenstoff (oder für hypothetische andere Lebensformen Silizium) zur Verfügung stehen. Diese Elemente erlauben sehr vielfältige Verbindungen mit anderen chemischen Elementen, die maßgeblich zur Bildung von Aminosäuren und Proteinen beitragen.

Weiter sind eine ausgeprägte Atmosphäre mit Sauerstoff, die vor schädlicher Strahlung schützt und einen Stoffwechsel zulässt, ein Magnetfeld, das kosmische Strahlung ablenkt, für Leben wie wir es kennen, grundlegend. Die Rotationsachse sollte nicht zu stark geneigt sein, und die Rotation sollte nicht zu lange dauern.

Es muss sich nicht zwangsläufig um einen Planeten handeln. Auch ein geeigneter Mond eines größeren Planeten wie einem Gasriesen könnte in der richtigen Entfernung zu seiner Sonne die Voraussetzungen für Leben bieten. Mögliche Kandidaten in unserem Sonnensystem wären unter anderem der Jupitermond Europa oder die Saturnmonde Titan oder Enceladus. Da sie sehr weit von der Sonne entfernt sind (und es daher auf der Oberfläche zu kalt ist), könnte sich Leben nur unter der Oberfläche, im hypothetischen Ozean unter der Oberfläche, bilden.

Größe eines Planeten

Ein Planet, der zu klein ist, kann keine dichte Atmosphäre halten. Das hat zur Folge, dass die Temperatur größeren Schwankungen unterworfen ist und die Durchschnittstemperatur sinkt. Große und beständige Ozeane wären nicht möglich. Ein kleiner Planet würde dazu tendieren, eine rauhe Oberfläche mit hohen Bergen und tiefen Canyons zu haben. Der Kern würde früher auskühlen und Plattentektonik würde es nicht so lange geben, wie es auf einem größeren Planeten der Fall wäre, oder könnte gar nicht vorkommen.^[20] Die Atmosphäre soll neben der Aufgabe, für ein konstantes Klima zu sorgen, auch noch in der richtigen Zusammensetzung und einem entsprechenden Druck vorhanden sein.

Kleine Gesteinsplaneten wie die Erde könnten häufig vorkommen, wie Michael Meyer von der University of Arizona meint.

„Unseren Beobachtungen nach könnten bei etwa 20% bis 60% der sonnenähnlichen Sterne erdähnliche Planeten entstehen, nicht unähnlich den Prozessen, die zur Bildung der Erde geführt haben. Dies ist sehr aufregend.“

– Michael Meyer: ^[21]

Meyers Team entdeckte interstellaren Staub nahe kürzlich entstandenen sonnenähnlichen Sternen und dies wird als Nebenprodukt der Bildung von erdähnlichen Planeten gesehen.

Atmosphäre

Die Zusammensetzung der Atmosphäre wird durch biologische Prozesse kontrolliert. Die irdische Atmosphäre unterscheidet sich wesentlich von den Atmosphären der anderen terrestrischen Planeten, sowohl in Druck als auch in ihren Stoffverteilungen. Da sie im chemischen Ungleichgewicht ist, kann sie nur durch die Lebewesen in dieser Form aufrechterhalten und erneuert werden. Andernfalls würde Sauerstoff schnell mit der Materie der Oberfläche oder mit dem Stickstoff reagieren. Darüber hinaus würde ohne Lebewesen der CO₂-Anteil der Atmosphäre stetig steigen und den Treibhauseffekt verstärken. Schon aus großer Entfernung würde man bei einem Planeten, der eine solche oder ähnliche Komposition der Atmosphäre vorweisen kann, auf biologische Vorgänge schließen können. Diese Suche nach Signaturen von Atmosphären ist deshalb auch eine der Schwerpunkte bei der Suche mit dem Terrestrial Planet Finder.

Wasser

Der Wasserkreislauf ist für Leben am Land wichtig. Wasser ist ein gutes Lösungsmittel. Das ist sowohl für die Verteilung von Elementen auf der Oberfläche als auch für den Stofftransport zu den Zellen in Lebewesen wichtig. In den Regionen, in denen viel Wasser vorkommt, gibt es etwa 10 mal mehr Arten von Lebewesen als in ariden Gebieten.

Die Herkunft des Wassers ist noch nicht ganz geklärt. Ein Teil stammt von der Erde selbst (in Folge der Planetenbildung), ein anderer Teil durch Kometeneinschläge (siehe auch Herkunft des irdischen Wassers). Insgesamt macht Wasser etwa 0,5 % der Erdmasse aus.

Dass Wassereis leichter ist als Wasser in flüssigem Zustand, ist wichtig für Leben in Seen und Ozeanen, da Wasser von oben zufriert und Leben durch diese isolierende Schicht geschützt ist. Das Wasser kann Wasserstoffbrücken bilden. Diese haftende Eigenschaft ist vorteilhaft für die DNA, da die Verbindungen der Basen etwa zum Kopieren der Erbinformation leicht getrennt werden können.

Für Leben, wie wir es auf der Erde kennen, müssen folgende Voraussetzungen erfüllt sein:

• es muss genügend Wasser vorhanden sein, um Ozeane bilden zu können
• dass das Wasser an der Oberfläche existiert
• dass Wasser nicht ins Weltall entweicht
• es muss hauptsächlich in flüssigem Zustand vorliegen

Großer Mond

Mond und Erde von einem Space Shuttle aus gesehen

Der irdische Mond ist ungewöhnlich, da die anderen Gesteinsplaneten im Sonnensystem entweder keinen Mond (Merkur und Venus), oder winzige Trabanten, wie die wahrscheinlich eingefangenen Asteroiden des Mars, aufweisen. Nur der Kleinplanet Pluto hat einen im Verhältnis vergleichbar großen Mond.

Der Mond hat drei wichtige Auswirkungen auf die Erde und damit auch auf das Leben. Er stabilisiert die Erdachse über einen langen Zeitraum (so schwankt diese höchstens ein bis zwei Prozent langfristig), bewirkt die Gezeiten (die Gezeitenkräfte des Mondes sind doppelt so groß wie die der Sonne) und bremst die Erdrotation.

Die Entstehung des Mondes ist wahrscheinlich auf den Einschlag eines marsgroßen Objektes, Theia, auf die junge Erde zurückzuführen. Dieser gewaltige Einschlag verursachte auch die heutige Neigung der Rotationsachse und hatte Einfluss auf die Rotationsgeschwindigkeit.^[22] Nach der Bildung des Mondes war dieser nur etwa 25.000 km von der Erdoberfläche entfernt und die Erde rotierte in etwa 5 Stunden. Es ist denkbar, dass es auch auf Venus so eine Kollision gab, jedoch retrograd und damit die extrem langsame Rotation verursachte und auch kein Mond übrigblieb. Hätte der marsgroße Körper nicht zu diesem Zeitpunkt, in dem Winkel und in dieser Geschwindigkeit eingeschlagen, gäbe es auf der Erde vermutlich noch mehr Wasser, Kohlenstoff und Stickstoff. Möglicherweise wäre ein hoher Treibhauseffekt zu erwarten gewesen.

Die relativ kurze Rotationsdauer reduziert die täglichen Temperaturschwankungen und macht dadurch die Photosynthese möglich. Weiter behauptet die Rare-Earth-Hypothese, dass die Achsenneigung nicht zu groß oder klein sein darf (relativ zur Umlaufbahnebene). Ein Planet mit einer sehr stark geneigten Rotationsachse würde extreme klimatische Variationen in den Jahreszeiten hervorrufen, die nicht förderlich für komplexes Leben seien. Dadurch entstehen gleichbleibende Jahreszeiten und dies wirkt ebenfalls klimastabilisierend. Wäre die Erdachse mehr als 54 Grad geneigt, bekämen die Pole über das Jahr mehr Strahlungsleistung von der Sonne ab als die Äquatorregionen.

Bei einem Planeten mit geringer oder gar keiner Neigung würde hingegen wieder die stimulierende Wirkung auf die Evolution fehlen. So gesehen ist die Neigung der Rotationsachse der Erde „gerade richtig“. Die Gravitation eines großen Satelliten stabilisiert zudem die Neigung der Rotationsachse des Planeten. Ohne diesen Effekt würde die Achsenneigung chaotisch schwanken. Dies würde es komplexem Leben unmöglich machen, sich zu entfalten.^[23] Der Mond entfernt sich etwa 4 cm pro Jahr. In 2 Milliarden Jahren wird er zuweit entfernt sein, um die Rotationsachse der Erde weiterhin langfristig stabilisieren zu können. Gleichzeitig wird die Sonne in dieser Zeit viel heißer sein als heute. Würde die Umlaufbahn entgegengesetzt der Rotationsachse der Erde verlaufen, würde er sich immer weiter an die Erde annähern und schließlich auf sie stürzen. Beim Mond Triton wird das in ferner Zukunft der Fall sein, wenn er mit dem Neptun kollidiert, sofern er nicht schon vorher durch die Gezeitenkräfte zerrissen wird.

Hätte die Erde keinen Mond, wären die Gezeiten der Ozeane durch die alleinige Wirkung der Sonne höchst moderat. Ein Mond verstärkt die Gezeitentümpel, die wiederum essentiell für die Formation von Makromolekülen und damit komplexen Lebens sind.^[24]

Ein großer Satellit erhöht auch durch die Gezeitenwirkung auf die Oberfläche des Planeten die Wahrscheinlichkeit von Plattentektonik. Nach der Entstehung des Mondes waren die Gezeitenkräfte immens. Die Fluten waren mehrere hundert Meter hoch und die Erdkruste wurde durchgewalkt. Der Einschlag, der zur Bildung des Mondes führte, könnte die Plattentektonik überhaupt erst in Gang gebracht haben. Sonst würde die Erdkruste einfach nur die gesamte Erde bedecken und keinen Platz für die ozeanische Erdkruste lassen. Es ist möglich, dass die gewaltige Mantelkonvektion, die notwendig ist, um die Kontinentalbewegung anzutreiben, ohne die Inhomogenität der Erdkruste nicht entstanden wäre. Jedoch gibt es überzeugende Beweise, dass in der Vergangenheit auch auf dem Mars Plattentektonik herrschte, die ohne diesen initiierenden Mechanismus auskam.^[25]

Wenn der große Einschlag die einzige Möglichkeit für einen inneren Gesteinsplaneten darstellt, zu einem großen Mond zu kommen, würde jeder Planet in der zirkumstellaren habitablen Zone als Doppelplanet entstehen müssen. Dieser kleinere Begleiter müsste massiv genug sein, um bei einem darauffolgenden Einschlag einen großen Mond entstehen lassen zu können. Ein einschlagendes Objekt dieser Größe ist nicht notwendigerweise unmöglich. Letzte Arbeiten von Edward Belbruno und J. Richard Gott von der Princeton University legen nahe, dass ein geeignetes Objekt in den trojanischen Bereichen (L4 oder L5 Lagrange-Punkt) entstehen könnte.^[26]

Plattentektonik

Plattentektonik und Subduktion sind wesentliche Faktoren für die Entwicklung der Artenvielfalt auf der Erde

Die Plattentektonik hat eine wichtige Funktion für das Klima der Erde. Sie wirkt wie ein Thermostat und gewährleistet, dass die Temperatur auf der Erde über Milliarden von Jahren konstant gehalten wird. Es wird dadurch laufend Kohlendioxid aus dem Mantel nachgeliefert, um den Lebewesen Kohlenstoff zu liefern. Gleichzeitig wird überschüssiges CO₂ in den Meeren als auch auf Kontinenten durch Verwitterung gebunden. Je höher die Temperatur, desto größer die Verwitterung (d.h. es wird mehr CO₂ aus der Atmosphäre entzogen) und damit die nachfolgende Kühlung der Erde. Umgekehrt bewirkt zu wenig Wärme weniger Bindung von Kohlendioxid, was wiederum zu einer Erwärmung führt. Das Kohlendioxid bildet Kalkstein, das durch die Plattentektonik langsam wieder in den Mantel zurückgelangt, dort wieder in CO₂ aufgespalten wird, und von Vulkanen später wieder in die Atmosphäre freigesetzt wird.

Daneben entziehen auch Pflanzen Kohlendioxid aus der Atmosphäre - damit wird in den meisten Gebieten der Erde der für Tiere so wichtiger Temperaturbereich von +5 ° bis + 40 °C aufrechterhalten.

Ein Planet weist keine Plattentektonik auf, es sei denn, seine chemische Zusammensetzung erlaubt dies. Die einzig bekannte längerdauernde Quelle für die erforderliche Hitze ist der radioaktive Zerfall tief im Inneren des Planeten. Kontinente müssen auch aus weniger dichten Granitfelsen aufgebaut sein, die auf dem darunter liegenden dichteren Basaltgestein treiben. Taylor betont, dass Subduktionszonen (eine grundlegende Voraussetzung für Plattentektonik) den schmierenden Vorgang von reichlich Wasser benötigen. Diese Zonen existieren nur am Boden der Ozeane.^[27] Dies könnte auch der Grund sein, dass es bei Venus und Mars keine Plattentektonik gibt. Eventuell gab es früher, als vielleicht noch Wasser auf der Oberfläche existierte, diese Vorgänge. Bei Venus führte der Hitzestau dazu, dass vor etwa einer Milliarde Jahre die ganze Oberfläche aufgeschmolzen ist. Bei der Erde war zu dem Zeitpunkt, als sich die Erdkruste zum ersten Mal verfestigte, schon etwa die Hälfte der Hitze im Inneren entwichen.

Ohne Plattentektonik gäbe es voraussichtlich keine größeren, zusammenhängenden Landmassen und erst recht keine Gebirge. Sie sorgt auch für die laufende Anreicherung von chemischen Stoffen und Verbindungen in den Meeren, sowohl direkt durch Materialnachschub aus dem Erdmantel als auch durch den Wasserkreislauf, wobei gelöstes Material durch Flüsse ins Meer gelangt. Früher war die Plattentektonik ausgeprägter und die Platten bewegten sich schneller, da noch mehr Hitze im Erdinneren gespeichert war. Besonders intensiv war sie zur Zeit der kambrischen Explosion. Dabei bildeten sich aus riesigen Landmassen die Kontinente nach und nach heraus. Der Aufbau der Kontinente erfolgte in relativ kurzer Zeit. Von vor 2,7 bis 2,5 Milliarden Jahren wuchsen die Kontinente von 5 auf 30 % Anteil der Erdoberfläche.

Die Plattentektonik verändert auch die Albedo (je höher der Wert der Rückstrahlung, desto niedriger die Temperatur), Klima, Wetter und Meeresströmungen und führt zu mehr Isolation von Landmassen, was die Artenvielfalt wieder vorantreibt. Da zwei Drittel der Arten an Land Leben, und nur ein Drittel in den Meeren (davon die meisten in seichten Gewässern - die Tiefsee ist vergleichsweise artenarm), verstärkt sie damit das Ausmaß der Artenvielfalt. Es gibt heute etwa 3 bis 30 Millionen verschiedene Arten.

Würde der Vulkanismus stoppen, würde die Erde aufgrund fehlenden Nachschubs von Kohlendioxid allmählich ausfrieren. Deswegen ist sie immer noch fundamental, auch weil sonst die Gebirge langsam verwittern würden und letztendlich die Ozeane die ganze Erde, wenn auch seichter, bedecken würden.

Die Nasa Wissenschaftler C. McKay und H. Hartmann glauben jedoch, dass gerade die Plattentektonik die Entwicklung von tierischen Leben so lange hinausgezögert hat, da die wichtige Voraussetzung, die Verfügbarkeit von genügend Sauerstoff, so lange von ihr verhindert wurde. Es wird der Sauerstoff vorher durch Oxydation verbraucht. Erst wenn dies gesättigt ist, kann sich Sauerstoff in der Atmosphäre anreichern. Die Plattentektonik beanspruche durch den ständig neuen Oxydationsprozess mehr Sauerstoff. Die beiden Wissenschaftler gehen weiter davon aus, dass dadurch, wenn es Leben auf dem Mars gegeben hat, sich dadurch ungleich schneller (möglicherweise innerhalb von 100 Millionen Jahren) gebildet haben könnte.

Träge wechselwirkende Ereignisse

Es gibt deutliche Hinweise darauf, dass die Rate der Kontinentalverschiebung während der kambrischen Explosion ungewöhnlich hoch war. Tatsächlich bewegten sich in 15 Millionen Jahren (oder weniger) Kontinente von arktischen zu äquatorialen Bereichen und umgekehrt. Kirschvink et al.^[28] hat folgende kontroverse Erklärung vorgeschlagen: eine 90°-Änderung der Neigung der Erdachse wurde als Folge des Ungleichgewichtes in der Verteilung der Kontinentalmassen relativ zur Erdachse hervorgerufen. Das Resultat waren riesige Änderungen im Klima, in den Meeresströmungen und weitere Änderungen, die in kurzer Zeit die ganze Erde betrafen. Sie nannten ihre Erklärung träges wechselwirkendes Ereignis (engl. inertial interchange event). Dieses Szenario wird von der Wissenschaft noch nicht anerkannt, aber falls so ein Ereignis stattfand, dann wäre das ein sehr unwahrscheinlicher Vorfall. Wenn so ein Ereignis notwendig war, um die Evolution von einfachem Leben zu komplexerem Leben (als beispielsweise Schwämme und Korallenriffe) zu ermöglichen, dann wäre das ein weiterer Hinweis darauf, warum komplexes Leben im Universum so selten sein sollte.^[29]

Klima, Temperatur und Treibhauseffekt

Die Durchschnittstemperatur wäre ohne den Treibhausgasen, wie am Mond, -18 °C. Tatsächlich liegt sie 33 °C höher bei +15 °C. Verantwortlich sind die Gase in der Atmosphäre, die 3 oder mehr Atome enthalten. Diese lassen die Infrarotstrahlung nicht ungehindert wieder in das All abstrahlen, sondern halten sie zurück und führen so zu einer Erwärmung der Erde. Zu erwähnen wären hier besonders das Kohlendioxid, Wasserdampf, Ozon (O₃) und Methan (CH₄), das gleich aus fünf Atomen besteht. Besonders wichtig ist das für tierisches Leben, das sich am besten von +2 °C bis + 45 °C Temperatur entwickelt.

Würde die Sonne für längere Zeit weniger Strahlung abgeben, würden die Ozeane gefrieren. Auch wenn die Sonne dann wieder mit normaler Leuchtkraft strahlen würde, würde durch die große Albedo zu wenig Wärme gespeichert, um die Ozeane wieder aufzutauen. Das entspricht einem „davongelaufenen globalen Eishauseffekt“ (engl. runaway global Icehouse effect). Umgekehrt würde bei längerfristig vermehrter Energieabgabe der Sonne die Ozeane verdampfen und es auch danach bei normaler Energieleistung durch den Treibhauseffekt des Wasserdampfs es zu keiner nennenswerten Abkühlung mehr kommen („davongelaufener globaler Treibhauseffekt“ oder engl. global runaway greenhouse effect).

Auch wenn CO₂ mit 0,035% und Wasserdampf volumenmässig in der Atmosphäre noch weniger ausmacht, spielen diese Gase eine entscheidende Rolle für das Klima auf der Erde. Daneben spielen noch die Albedo und die Sonnenleuchtkraft eine entscheidende Rolle für das Klima auf der Erde.

Magnetfeld

Das Magnetfeld schützt einerseits vor tödlichen Strahlen und Sonnenwind, andererseits gewährleistet es, dass die Atmosphäre nicht nach und nach abgetragen wird, wie dies beim Planeten Mars der Fall war.

Warum einfaches Leben häufiger vorkommen sollte

Thermophile, die zur Kategorie der Extremophilen gehören, erzeugen einen Teil der hellen Farben des Grand Prismatic Spring, Yellowstone National Park

Die Rare-Earth-Hypothese glaubt jedoch, dass einfaches Leben relativ leicht entstehen könnte. Bewiesen ist die Annahme jedoch nicht, da außer auf der Erde bis jetzt keine Lebensformen bekannt sind.

Anfang der 1980er Jahre wurden Kleinlebewesen in für Leben extremen Umgebungen gefunden, von denen man vorher annahm, Leben könne dort nicht existieren.

Tief unter der Erde, in Meerestiefen von Tausenden von Metern, in kochend heißem Wasser und in der Nähe der „Black Smoker“ (Schwarze Raucher) wurden Bakterien und Archäen entdeckt, die unter extremen Bedingungen wie hoher Hitze, großem Druck, völlig ohne Sauerstoff und ohne Licht leben können. Es wurden Arten entdeckt, die bei 105 °C am besten gedeihen und sich bis 112 °C reproduzieren. Aber es sind auch schon Einzeller gefunden worden, die bis 121 °C Hitze bestehen können. Andere Arten zeichnen sich dadurch aus, dass sie in sehr salziger, saurer oder basischer Umgebung leben. Auch in Eisbergen oder gefrorenem Meereis wurden Lebewesen nachgewiesen. Viele davon verwenden nicht Licht als Energiequelle (Photosynthese), sondern Schwefelwasserstoff oder Methan (siehe auch Extremophile).

Auch in der Erdkruste gibt es Leben. Bei Bohrungen in Südafrika wurden Lebewesen in einer Tiefe von 3,5 Kilometer bei Temperaturen von über 70 °C nachgewiesen. Der Astronom und Geologe Thomas Gold vermutete, dass die Masse aller Lebewesen unter der Oberfläche bis zum siebenfachen der Masse der Lebewesen, die auf der Oberfläche leben, ausmachen könnte. So gesehen könnte auch beispielsweise unter der Oberfläche von Pluto Leben möglich sein.

Demnach kann man darauf schließen, dass einfaches Leben nicht so hohe Anforderungen an seine Umgebung stellt, wie früher angenommen wurde. Das bestärkt Hoffnungen, dass es auch auf anderen Himmelskörpern unter harschen Bedingungen Leben geben könnte. Dies würde auch für Planeten gelten, die weit von ihrer Sonne entfernt wären, da diese Lebewesen nicht auf ihr wärmendes Licht angewiesen wären. Dies gilt selbstverständlich auch für Monde, wie zum Beispiel in unserem Sonnensystem den Jupitermond Europa oder die noch weiter entfernten Saturnmonde Titan und Enceladus. Auf dem Mars herrschten vor 3 Milliarden Jahren viel höhere Temperaturen, die Atmosphäre war dichter und auf der Oberfläche gab es Wasser. Demnach sollte es für Mikroben nicht zu schwer gewesen sein, sich auf dem Mars zu entwickeln und zu leben. Das Konzept der habitablen Zone müsste man, bezieht man die Extremophilen mit ein, neu definieren.

Ob jetzt Leben auf einem Planeten nur existieren kann (und hierher transportiert wurde), oder es dort entstanden ist, ist jedoch ein wichtiger Unterschied. Erwähnenswert ist jedoch, dass gerade anscheinend die ältesten Lebewesen, wie diese, die sich kaum verändert haben, diejenigen sind, die auch unter sehr unwirtlichen Bedingungen gedeihen können. Die widerstandsfähigsten sind die Archäen, daneben gibt es noch einige thermophile Bakterien. Durch ungünstige Klimalagen wie lange Eiszeiten oder kosmische Katastrophen können höher entwickelte Lebewesen rasch aussterben, wohingegen einfaches Leben diese Zeiten länger überbrücken kann.

Offene Fragen zur Entstehung von Leben

Es gibt hier noch mehrere ungelöste Fragen. Offen ist immer noch die Frage, ob RNA der Vorläufer von DNA war. Da sie einander bedingen, ist das ein „Henne-Ei-Problem“ hinsichtlich der Frage, wer war zuerst da. Messenger-RNA könnten jedoch Teilaufgaben von DNA übernommen haben (RNA-Welt-Hypothese). Dabei kann neben der eigentlichen Aufgabe, Proteine zu bilden, noch die Aufgabe der Speicherung der Baupläne teilweise mitübernommen werden.

Ebenso ist die Frage, ob sich alles Leben aus einem einzigen erstmals entstandenen DNA Molekül, oder ob mehrere Moleküle unabhängig voneinander entstanden sind, noch ungeklärt. Weiters ist der Prozess vom Übergang von unbelebter zu belebter Materie noch offen. Auch Kristalle zeigen ähnliche Eigenschaften wie reproduzierende biologische Formen. Auch die Frage, wann und warum es zur Bildung von Eukaryoten bzw. der Abspaltung von den Prokaryoten kam, ist unbekannt. Dies erfolgte erst ein bis eineinhalb Milliarden Jahren nach dem ersten Auftreten der Prokaryoten. Prokaryoten können aufgrund des einfacheren Aufbaus im Temperaturbereich von 0 bis 100 °C bestehen, Eukaryoten nur bis etwa 60 °C. Sicher nachgewiesen sind sie erst ab einem Zeitpunkt vor 1,6 Milliarden Jahren. Da war auch in etwa der Zeitpunkt, an dem sich tierisches Leben aufgrund von erstmalig genügend vorhandenen Sauerstoff bilden konnte.

Ungewiss ist auch, wie weit sich die Extremophilen mit den Exemplaren vor 3 Milliarden Jahren ähneln, oder ob sich seit damals das Erbgut entscheidend verändert hat. Es könnte sein, dass es eine Zeit von evolutionären Experimenten gab, in der sich am Ende eine einzige Art durchgesetzt hat. Während sich Prokaryoten besonders hinsichtlich der Anpassung an chemische Prozesse zur Energiegewinnung angepasst haben, entwickelten sich Eurkaryoten eher in Richtung Größe und Variationen im Körperbau weiter.

Ein Sonderfall nimmt ein Virus ein, das für sich nicht lebensfähig ist, sich aber dennoch vermehren kann, in dem er in andere Zellen eindringt und infiziert, und so sein Erbgut verbreitet. Die Beantwortung dieser Fragen würde helfen, die Wahrscheinlichkeit von Entstehung von primitiven Leben besser einschätzen zu können.

Situation in der Frühzeit der Erde

Der Vulkanismus hatte wesentlichen Einfluss auf die Entwicklung der Atmosphäre

Leben müsste sich auf der Urerde nach dem Abklingen des Großen Bombardement (vor etwa 3,8 Milliarden Jahren) sehr rasch entwickelt haben bzw. die Besiedelung schnell passiert sein. Bereits bis spätestens vor 3,5 Milliarden sind Lebewesen nachgewiesen worden. Stanley Miller (Mitinitiator des Miller-Urey-Experiments) behauptete, dass der Übergang von präbiotischer Materie zu den ersten Cyanobakterien innerhalb von 10 Millionen Jahren passiert sein könnte.

Erste Lebensformen

Entgegen älterer Ansichten war die Uratmosphäre nicht reduzierend (mit einem hohen Methan- und Ammoniakanteil), sondern bestand vor allen Dingen aus Kohlendioxid (100 bis 1000 mal mehr als heutzutage). Nur das Ozeanwasser hatte aufgrund des fehlenden Sauerstoffs chemisch reduzierende Eigenschaften. Es war heiß (in der Atmosphäre als auch das Ozeanwasser), das Wasser bedeckte bis auf ein paar Vulkane die gesamte Erdoberfläche und viele chemische Elemente und Verbindungen waren aufgrund der heftigen vulkanischen Tätigkeit vorhanden. Immer wieder verdampfte ein Großteil des Meeres durch kosmische Einschläge, um anschließend wieder herabzuregnen. Die intensive UV Strahlung (aufgrund des fehlenden freien Sauerstoffs konnte sich keine Ozonschicht bilden), die nahezu ungehindert die Oberfläche erreichte, kam als hindernder Faktor für Leben noch dazu.

Die Wiege des Lebens waren offenbar nicht die lauen Teiche, wie Darwin gemeint hat, sondern geschützt vor Meteoriten und UV Strahlung die Meeresböden oder tief unter der Erdoberfläche. Die ersten Lebewesen waren möglicherweise mesophile (wärmeliebenden) Archäen (die thermophilen Archäen entstanden erst später aufgrund von noch extremeren Bedingungen).

Eine andere Theorie besagt, dass das Leben nicht auf der Erde entstand, sondern vom frühen Mars, der vor Jahrmilliarden viel lebensfreundlicher gewesen sein dürfte, stammte. Fast 10 Prozent des Materials vom Mars, das durch kosmische Einschläge in den Weltraum geschleudert wurde, landete auf der Erde.

Vor etwa 1,2 Milliarden Jahren tauchten die ersten Tiere auf. Dies ist jedoch weitgehend umstritten, da keine Fossilien gefunden wurden, die älter als 600 Millionen Jahre zu sein scheinen. Auf der anderen Seite behaupten dies jedoch die Genetiker aufgrund der „molekularen Uhr“. Größere (makroskopische) Tiere entstanden etwa vor 600 Millionen Jahren. Damit ergibt sich die Frage, warum es so lange dauerte und ob dafür gewisse Umweltbedingungen (geänderte chemische Zusammensetzung der Meere, freier Sauerstoff in Atmosphäre und Ozeanen, Eiszeit, Kontinentaldrift) erforderlich sind oder nur Frage der Zeit war, die die Evolution einfach braucht. Diese Erkenntnis ist auch wichtig in der Einschätzung, ob es auf anderen Planeten zur Entwicklung von tierischen Leben kommen kann. Sauerstoff ist auch ein Hauptfaktor für das Größenwachstum von Lebenwesen. Ohne Sauerstoff bleiben sie meist so klein, dass sie für das bloße Auge nicht sichtbar sind.

Schneeball Erde

Es gab mindestens zwei globale Eiszeiten, an denen die gesamte Erde (bis auf die Äquatorgebiete) zufror (im Gegensatz zu jüngeren Eiszeiten, die nur die Polgebiete bis Regionen der mittleren Breite betrafen). Die erste war vor 2,5 Milliarden Jahren, die zweite etwa vor 600 bis 800 Millionen Jahren. Beide stimmen mit wichtigen Übergängen zeitlich überein. Das erstmalige Auftauchen der Eukaryoten und der Beginn der Entwicklung der Tiere (kambrische Explosion). Nach der ersten globalen Eiszeit, auch als „Schneeball Erde“ (engl. Snowball Earth) bezeichnet, war plötzlich viel freier Sauerstoff vorhanden. Das Ende der Eiszeit wurde durch die Anreicherung von Treibhausgasen in der Atmosphäre durch Vulkane ausgelöst. Die Lebewesen, die die Eiszeit in größerer Tiefe oder nahe Vulkanen oder Geysiren überlebten, mussten sich radikal umstellen. Diejenigen, die das schafften, entwickelten sich mit dem nun vorhandenen Sauerstoff in eine andere Richtung weiter. Eine andere Ursache für die schnelle Weiterentwicklung damals konnte die fortschreitende Isolation der Lebewesen aufgrund der Plattentektonik gewesen sein.

Kambrische Explosion

In der Zeit der kambrischen Explosion entwickelten sich viele Phyla, wovon einige heutzutage bereits ausgestorben sind. Diese Tatsache ist von zentraler Bedeutung, dass alle Baupläne in dieser relativ kurzen Zeit „entworfen“ wurden und die Bandbreite damals höher war als heutzutage. Gründe für diesen Schwung könnte der hohe Sauerstoffgehalt damals, in großen Mengen verfügbare Phosphatvorräte, die schnelle Kontinentalverschiebung, ein mögliches Kippen der Erdachse oder eine Kombination aus den Faktoren gewesen sein.

Vor etwa 200 bis 300 Millionen Jahren lag der Volumsanteil des Sauerstoffs in der Atmosphäre mit bis zu 35 % so hoch wie nie zuvor (und auch nachher; derzeit liegt er bei etwa 21 %). Dies begünstigte das Größenwachstum einiger Tiere.

Massenaussterben

In der Geschichte der Erde gab es etwa 15 mal größere Massenaussterben. Die Gründe könnten liegen an: Änderung der Rotationsdauer der Erde, eine Verschiebung der habitablen Zone aufgrund von Änderung in der Leuchtintensität der Sonne oder Bewegung der Erde, Kometen- Meteoriten oder Asteroideneinschläge, Supernova, die die Ozonschicht zerstören könnte, Gammastrahlenausbrüche, Eiszeiten, Zeiten höheren Treibhauseffekts und schlussendlich eine intelligente Lebensform (der Mensch heute). Das mit Abstand verheerendste Aussterben war vor 250 Millionen Jahren an der Perm-Trias-Grenze.

Hauptsächlich sind die Faktoren, die zum Massenaussterben führen, Änderung im Klima, Änderung der Zusammensetzung der Atmosphäre (wie etwa Kohlendioxid- oder Sauerstoffgehalt) und kosmische Einschläge.

Geheimnisvoll ist das plötzliche Aussterben von vielen Arten am Ende der kambrischen Explosion, nachdem sich gerade in dieser Zeit die Vielzahl von Arten bildeten. Es gab zwar viele Phyla und Spezies, aber jeweils nur eine sehr begrenzte Anzahl von Individuen einer Art. Deswegen starben vergleichsweise bestimmte Arten aus. Bemerkenswert ist noch, dass seit dem Ende der kambrischen Explosion keine einzige Phyla mehr ausgestorben ist.

Somit gesehen ist Diversität der größte Schutz vor dem Aussterben ganzer Arten. Generell kann man sagen, je höher die Entwicklung (Komplexität), desto anfälliger ist die Art, ausgelöscht zu werden. So wurde noch nie ein Massenaussterben von Bakterien beobachtet.

Situation auf dem Planeten Mars

Die Dichte der Atmosphäre am Mars beträgt heute weniger als ein Hundertstel der irdischen.

Der Mars liegt je nach Definition am Rand oder knapp außerhalb der habitablen Zone. Es sind bis zum heutigen Tag keine Lebensspuren nachgewiesen, weder gegenwärtige noch vergangene. Das bedeutet auch, dass man nicht ausschließen kann, ob es am Mars jemals Leben gegeben hat oder nicht.

Jedenfalls gab es früher viel mehr Wasser und eine dichtere Atmosphäre als heute, wenn auch verglichen mit der Erde viel weniger Wasser und eine schon immer dünnere Atmosphäre. Die ehemaligen Wasservorkommen lassen sich aufgrund von ausgetrockneten Flusstälern und anderen Erosionserscheinungen nachweisen.

Einige Forscher glauben, dass ein großer Einschlag möglicherweise lokal riesigen Schaden angerichtet hätte, aber die globale Katastrophenwirkung weniger stark gewesen wäre, als auf der Erde. Der Grund ist, dass es durch weniger Wasserdampf und Treibhauseffekte aufgrund der dünneren Atmosphäre zu einer weniger starken Klimaveränderung gekommen wäre und die Auswirkungen auf eventuell vorhanden gewesenes Leben nicht so dramatisch gewesen wären.

Forschung und Möglichkeiten zum Nachweis

Bewohner eines mehr oder weniger fernen Sternsystems könnten bei der Auswertung des Spektrums der Atmosphäre der Erde im infraroten Wellenbereich folgende interessante Entdeckung machen. Im Gegensatz zu den meisten anderen Planeten weise die Atmosphäre der Erde Anteile von Wasserdampf, Ozon und Kohlendioxid auf. Dies ist nicht im chemischen Gleichgewicht oder chemisch stabil. Somit könnten sie schließen, dass der Planet Oberflächengewässer besitzen muss (dass der Planet flüssiges Wasser erlaubt und sich somit in der habitablen Zone befinden muss). Der Nachweis von Ozon lässt auf freien Sauerstoff in der Atmosphäre schließen, den es ohne Lebewesen, die Photosynthese betreiben, nicht geben könnte, da er sonst schnell mit anderen Stoffen reagieren würde und nur durch fortwährende Bildung nachgeliefert werden kann.

Die nachgewiesene Signatur Sauerstoff, Stickstoff und Wasserdampf in der Atmosphäre eines Exoplaneten wäre ein starkes Indiz für biologische Prozesse. Sauerstoff wirkt prinzipiell toxisch auf Lebewesen, es sei denn, sie haben sich an den Umgang und Verwertbarkeit mit ihm angepasst. Sie müssen auch Schutzmechanismen für diesen reaktionsfreudigen Stoff entwickelt haben. Sauerstoff macht außerdem einen großen Anteil an der Erde aus (85 % Anteil im Volumen und 45 % Anteil an Gewicht).

Die Auswertungen der Materialien des Mondes, die durch die Apollomissionen auf die Erde gebracht wurden, haben erwartungsgemäß keine Ergebnisse gebracht, die auf Leben hindeuten könnten.

Auch das Viking Programm hat keine eindeutig positiven Resultate vom Mars geliefert. Es bleibt abzuwarten, welche Ergebnisse vom Mars Sample Return Programm zu erwarten sind.

Das Projekt SETI sucht nach Radiowellen (und auch im optischen Bereich) nach Hinweisen einer höheren Zivilisation. Die Suche konzentriert sich vor allem auf die Frequenz des neutralen Wasserstoffs bei 1,42 GHz.

Rare-Earth-Gleichung

Die folgende Diskussion wurde von Cramer übernommen.^[30] Die Rare-Earth-Gleichung ist die Antwort von Ward und Brownlee auf die Drake-Gleichung. Sie berechnet N, die Anzahl von erdähnlichen Planeten in der Milchstraße, die komplexes Leben beherbergen, als:

$N = N^* \cdot n_e \cdot f_g \cdot f_p \cdot f_{pm} \cdot f_i \cdot f_c \cdot f_l \cdot f_m \cdot f_j \cdot f_{me}$^[31]

wobei:

• N* die Anzahl der Sterne im Milchstraßensystem ist. Die Anzahl kann nicht gut geschätzt werden, was auch daran liegt, dass die Masse der Milchstraße nicht genau bekannt ist. Darüber hinaus ist die Anzahl der sehr kleinen Sterne nicht bekannt. N* macht mindestens 100 Milliarden aus, und könnte bis zu 500 Milliarden betragen, wenn es viele leuchtschwache Sterne gibt.
• n_e ist die durchschnittliche Anzahl der Planeten in der habitablen Zone eines Sterns. Diese Zone ist sehr eng, da sie durch die Tatsache beschränkt wird, dass die durchschnittliche Temperatur über die gesamte Zeit, die komplexes Leben benötigt, sich zu entwickeln, in dem Bereich sein muss, in dem Wasser flüssig bleibt. Daher ist n_e = 1 wahrscheinlich die Höchstgrenze.

Wir nehmen $N^* \cdot n_e = 5\cdot10^{11}$ an. Die Rare-Earth-Hypothese kann dann als das Produkt von neun Rare-Earth-Faktoren betrachtet werden, die unten aufgelistet sind. Es handelt sich dabei um Bruchzahlen und das Ergebnis ist nicht größer als 10⁻¹⁰ und könnte auch so klein wie 10⁻¹² sein. Im letzteren Fall kann N so klein wie 0 oder 1 sein. Ward und Brownlee berechnen nicht tatsächlich den Wert von N, da der numerische Wert einiger der unten angegebenen Faktoren nur geschätzt werden kann. Sie können einfach deshalb nicht bestimmt werden, weil es keine Daten dazu gibt. Die Erde, ein Gesteinsplanet, umkreist einen G2-Stern in einer ruhigen Ecke der großen Balkenspiralgalaxie und die Heimat der einzigen intelligenten Spezies, die wir kennen, sind wir selbst.

• f_g ist der Anteil der Sterne in der galaktischen habitablen Zone (Ward, Brownlee und Gonzalez schätzen diesen Faktor auf 0.1^[7]).
• f_p ist der Anteil der Sterne im Milchstraßensystem mit Planeten.
• f_pm ist der Anteil der Planeten, die felsig („metallisch“) anstatt gasförmig sind.
• f_i ist der Anteil der habitablen Planeten, bei denen Mikroorganismen entstehen. Ward und Brownlee glauben, dieser Anteil ist nicht zu niedrig.
• f_c ist der Anteil der Planeten, bei denen sich komplexes Leben entwickelt. 80% der Zeit ab dem Zeitpunkt, zu dem die ersten Mikroorganismen entstanden, gab es nur bakterielles Leben. Daher glauben Ward und Brownlee, dass der Anteil sehr klein sein wird.
• f_l ist der Anteil der gesamten Lebensdauer eines Planeten, während dem komplexes Leben existiert. Komplexes Leben kann nicht ewig andauern, da sich der Energieausstoß eines Sterns, der komplexes Leben gedeihen lässt, je nach Spektraltyp des Sterns, allmählich erhöht, bis sich der Zentralstern zum Roten Riesen entwickelt, um dann alle Planeten in der habitablen Zone zu verschlingen. Wenn man genügend Zeit voraussetzt, kann auch eine Katastrophe das gesamte Leben auslöschen, und diese Gefahr steigt mit zunehmender Dauer immer mehr an.
• f_m ist der Anteil der habitablen Planeten mit einem großen Mond. Wenn die Entstehung des Mondes durch die Kollisionstheorie stimmt, ist diese Zahl sehr klein.
• f_j ist der Anteil der Planetensysteme mit großen Gasriesen. Diese Zahl könnte relativ groß sein.
• f_me ist der Anteil der Planeten mit einer genügend kleinen Chance, dass ein Auslöschungsereignis stattfindet. Ward und Brownlee behaupten, dass die niedrige Anzahl solcher Ereignisse auf der Erde, die seit der kambrischen Explosion stattfanden, ungewöhnlich ist. So wird auch dieser Wert relativ niedrig angenommen.

Die Rare-Earth-Gleichung beachtet nicht, im Unterschied zur Drake-Gleichung, den Faktor der Wahrscheinlichkeit, dass komplexes Leben sich zu intelligentem Leben entwickelt, das Technologie entdeckt und entwickelt (Ward und Brownlee sind auch keine Evolutionsbiologen). Barrow und Tipler fassen den Konsens unter den Biologen zusammen, dass der Weg der Evolution von primitiven kambrischen Chordatieren - zum Beispiel Pikaia - zum Homo sapiens ein höchst unwahrscheinliches Ereignis war. Zum Beispiel hat das große Gehirn des Menschen adaptive Nachteile gebracht, da sein Stoffwechsel sehr aufwändig ist, es eine lange Schwangerschaft und eine Kindheit erfordert, die mehr als 25 % der durchschnittlichen Gesamtlebenszeit eines Menschen entspricht. Andere unwahrscheinliche Kennzeichen von Menschen sind:

• Er ist das einzige momentan existierende bipede Landwirbeltier (außer Vögel). Kombiniert mit der ungewöhnlichen Auge-Hand-Koordination ermöglicht dies geschickte Manipulationen der physikalischen Umgebung mit seinen Händen;
• Ein Stimmorganismus, der weit ausdrucksfähiger ist als das jedes anderen Säugetiers und der das Sprechen ermöglicht. Die Sprache macht es möglich, dass Menschen untereinander kooperieren, Wissen teilen und sich eine Kultur aneignen können.
• Die Fähigkeit, abstrakte Begriffe zu formulieren bis zu einem Grad, der die Erfindung der Mathematik, die Entdeckung der Wissenschaften und der Technologie ermöglichte. Zu beachten ist, in welch kurzer Zeit Menschen die wissenschaftliche und technologische Entwicklung durchlaufen haben.

Befürworter

Bücher die die Rare-Earth-Hypothese stützen, umfassen:

• Stuart Ross Taylor^[32], ein Spezialist des Sonnensystems, glaubt fest an die Hypothese, aber ihre Richtigkeit ist dabei nicht der zentrale Punkt, sondern eine kurze Einführung zum Thema Sonnensystem und dessen Formation. Taylor schließt, dass das Sonnensystem sehr ungewöhnlich ist, da es durch so viele zufällige Ereignisse und Faktoren geprägt wurde.
• Stephen Webb^[2], ein Physiker, präsentiert und widerlegt mögliche Lösungen für das Fermi-Paradoxon. Die Rare-Earth-Hypothese taucht dabei als eine der wenigen übrigen Lösungen am Ende des Buchs auf.
• Simon Conway Morris^[33], ein Paläontologe, argumentiert hauptsächlich, dass die Evolution konvergent verlaufen sei. Morris widmet Kapitel 5 der Rare-Earth-Hypothese, indem er Rare Earth mit Zustimmung zitiert. Doch während Morris zustimmt, dass die Erde mit großer Wahrscheinlichkeit der einzige Planet im Milchstraßensystem sein könnte, der komplexes Leben beherbergt, sieht er die Evolution komplexen Lebens in Richtung intelligenten Lebens als ziemlich wahrscheinlich an; im Gegensatz zu Ernst Mayrs Ansichten, die im Abschnitt 3.2 der folgenden Referenz dargelegt werden.
• John D. Barrow und Frank J. Tipler (1986. 3.2, 8.7, 9), Kosmologen, verteidigen vehement die Ansicht, dass Menschen sehr wahrscheinlich die einzig intelligenten Lebewesen im Milchstraßensystem darstellen, vielleicht sogar im gesamten Universum. Aber diese Hypothese ist nicht das zentrale Thema ihres Buches, sondern eine gründliche Studie über das Anthropische Prinzip und wie die Gesetze der Physik auf eigenartige Weise passen, um die Komplexität in der Natur auftauchen zu lassen.
• Ray Kurzweil, ein Computerpionier und selbsternannter Singularitarianer, behauptet in The Singularity Is Near, dass die kommende Singularität erfordert, dass die Erde der erste Planet sei, auf dem fühlendes, technologie-verwendendes Leben entstand. Obwohl andere erdähnliche Planeten existieren könnten, muss die Erde die einzige evolutionär fortgeschrittene Kultur darstellen, da man sonst andererseits Beweise gesehen hätte, dass eine andere Kultur die technologische Singularität erfahren und ihre gesamte Computerkapazität im physikalischen Universum eingesetzt hätte.

Kritik

Kritik an der Rare-Earth-Hypothese nimmt verschiedene Formen an.

Exoplaneten sind häufig

Ende 2009 sind über 400 Exoplaneten bekannt und es werden weiterhin mehr und mehr entdeckt.^[34] Alan Boss vom Carnegie Institution for Science schätzt, dass es etwa 100 Milliarden erdähnliche Planeten allein im Milchstraßensystem geben könnte.^[35] Boss glaubt, viele könnten einfache Lebensformen aufweisen und es könnte Tausende von Zivilisationen in der Galaxie geben. Er vermutet, dass jeder sonnenähnliche Stern im Durchschnitt einen erdähnlichen Planeten in seinem System besitzt.

Die meisten der bisher entdeckten Exoplaneten sind jedoch Gasriesen, die sehr nahe (meist viel näher als der Abstand von Merkur zur Sonne) um ihren Zentralstern kreisen. Es kann angenommen werden, dass solche Planetensysteme keine erdähnlichen wasserreichen Planeten mit dauerhaft stabilen Umlaufbahnen beherbergen. Da man massereiche Objekte nahe am Zentralstern am ehesten (und mit der derzeitigen Technik zuerst) entdecken kann, kann man jedoch keinesfalls darauf schließen, dass solche Systeme typisch wären. Es handelt sich um ein momentan bestehendes Messungs-Artefakt, das sich mit dem Fortschritt in der astronomischen Forschung ändern wird.

Evolutionäre Biologie

Zentral an der Rare-Earth-Hypothese ist die folgende Behauptung über die Evolution: Während Mikroben im Universum häufig auftreten könnten, ist dies bei komplexem Leben nicht der Fall. Aber bis heute ist der einzige Evolutionsbiologe, der dieser Ansicht völlig zustimmt, Simon Conway Morris (2003). Die Hypothese schließt damit, dass komplexes Leben selten ist, da es sich nur auf der Oberfläche eines erdähnlichen Planeten oder auf einem geeigneten Mond eines Planeten entwickeln kann. Einige Biologen wie Jack Cohen glauben, dass diese Annahme zu restriktiv und zu phantasielos ist. Sie sehen sie als einen Zirkelschluss an. Erdähnliche Planeten könnten tatsächlich sehr selten sein, ein nicht auf Kohlenstoff basierendes komplexes Leben könnte sich möglicherweise aber in anderen Umgebungen entwickeln.^[36] Dem Astronomen David Darling nach ist die Rare-Earth-Hypothese weder eine Hypothese noch eine Vorhersage, sondern nur eine Erklärung, wie Leben auf der Erde entstand.^[37] Seiner Ansicht nach haben Ward und Brownlee nicht mehr getan als die Faktoren aufgezählt, die am besten für ihren Fall geeignet scheinen.

„Wichtig ist nicht, welche Umstände ungewöhnlich auf der Erde sind. Es gibt Eigentümlichkeiten bei jedem Planeten im Weltall. Wichtig ist, ob irgendeiner der Umstände auf der Erde nicht nur ungewöhnlich, sondern dazu auch noch grundlegend für komplexes Leben ist. Insoweit haben wir nichts gesehen, das nahe legen würde, dass dies so ist.“

Siehe auch

• Astrogeologie
• Außerirdisches Leben
• Extrasolarer Planet
• Erdgeschichte
• Exobiologie
• Kohlenstoffchauvinismus
• Kosmochemie
• Panspermie

Literatur

• Donald Brownlee, Peter D. Ward: Rare Earth: Why Complex Life is Uncommon in the Universe. Springer Verlag 2000, 368 Seiten, ISBN 978-0-387-95289-5
• Donald Brownlee, Peter D. Ward: Unsere einsame Erde: Warum komplexes Leben im Universum unwahrscheinlich ist. Springer Verlag, 376 Seiten, ISBN 978-3-540-41365-3
• Milan M. Cirkovic und Robert J. Bradbury: Galactic Gradients, Postbiological Evolution, and the Apparent Failure of SETI. In: New Astronomy. Band 11, S. 628–639.
• Neil F. Comins: What if the moon didn't exist? Voyages to Earths that might have been. HarperCollins, 1993.
• Simon Conway Morris: Life's Solution. Cambridge Univ. Press, 2003. See chpt. 5; many references.
• Jack Cohen und Ian Stewart: What Does a Martian Look Like: The Science of Extraterrestrial Life. Ebury Press, 2004 (2002). ISBN 0-09-187927-2.
• John G. Cramer: The 'Rare Earth' Hypothesis. In: Analog Science Fiction & Fact Magazine. September 2000.
• Guillermo Gonzalez, Donald Brownlee und Peter Ward: The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution. In: Icarus. Band 152, 2001, S. 185–200.
• James F. Kasting, D. P. Whitmire und R. T. Reynolds: Habitable zones around main sequence stars. In: Icarus. Band 101, 1993, S. 108–128.
• Joseph L. Kirschvink, Robert L. Ripperdan und David A. Evans: Evidence for a Large-Scale Reorganization of Early Cambrian Continental Masses by Inertial Interchange True Polar Wander. In: Science. Band 277, 1997, S. 541–545.
• Andrew H. Knoll: Life on a Young Planet: The First Three Billion Years of Evolution on Earth. Princeton Univ. Press, 2003.
• Lewis Dartnell: Life in the Universe, a Beginner's Guide. One World, Oxford 2007.
• Charles H. Lineweaver, Yeshe Fenner und Brad K. Gibson: The Galactic Habitable Zone and the Age Distribution of Complex Life in the Milky Way. In: Science. Band 303, 2004, S. 59–62.
• Lissauer: How common are habitable planets? In: Nature. Band 402, 1999, S. C11–14.
• Nikos Prantzos: On the Galactic Habitable Zone. In: J. Bada et al. (Hrsg.): Strategies for Life Detection. To appear in Space Science Reviews. 2006.
• Hugh Ross: Some of the parameters of the galaxy-sun-earth-moon system necessary for advanced life. In: The Creator and the Cosmos, 2nd ed. Colorado Springs CO: NavPress, 1993.
• Stuart Ross Taylor: Destiny or Chance: Our Solar System and Its Place in the Cosmos. Cambridge Univ. Press, 1998.
• Frank J. Tipler: Intelligent Life in Cosmology. In: International Journal of Astrobiology. Band 2, 2003, S. 141–148.
• Stephen Webb: Where is Everybody? (If the universe is teeming with aliens, Where is Everybody?: Fifty solutions to the Fermi paradox and the problem of extraterrestrial life) Copernicus Books (Springer Verlag) 2002.
• Paul Davies: The Fifth Miracle: The Search for the Origin and Meaning of Life. Touchstone Pr, 2000, ISBN 978-0-684-86309-2.
• Hansjürg Geiger: Auf der Suche nach Leben im Weltall. Wie Leben entsteht und wo man es finden kann. Kosmos (Franckh-Kosmos), 2005, ISBN 978-3-440-10504-7.

Weblinks

• Rezensionen von Rare Earth:
  • Athena Andreadis, PhD in Molekularbiologie.
  • Tal Cohen, PhD Student in Computerwissenschaft.
• Galactic Habitable Zone. In: Astrobiology Magazine. 18. Mai 2001.
• Gregg Easterbrook: Are We Alone? In: The Atlantic Monthly. August 1988. Artikel der die Rare Earth Hypothes vorwegnimmt
• Stars and Habitable Planets. Solstation.com
• Paul Recer: Radio astronomers measure sun's orbit around Milky Way. Associated Press, 1. Juni 1999.
• Parallel universes exist. Breitbart.com 23. September 2007.
• Victor Stenger: The Anthropic Coincidences: A Natural Explanation. In: The Skeptical Intelligencer. Band 3, Nr. 3, 1999.
• 'Hundreds of worlds' in Milky Way

Einzelnachweise

1. ↑ Brownlee and Ward (2000), S. xxi-xxiii.
2. ↑ ^{a b} Stephen Webb: If the Universe Is Teeming with Aliens... Where Is Everybody? Fifty Solutions to Fermi's Paradox and the Problem of Extraterrestrial Life. 1. Auflage. Copernicus Books (Springer Verlag), New York 4. Oktober 2002, ISBN 9780387955018.
3. ↑ Morphology of Our Galaxy's 'Twin'. Spitzer Caltech, abgerufen am 18. Mai 2010 (englisch). 
4. ↑ Donald Brownlee und Peter D. Ward: Rare Earth. Copernicus, 2000, S. 27–29.
5. ↑ Charles H. Lineweaver, Yeshe Fenner und Brad K. Gibson: The Galactic Habitable Zone and the Age Distribution of Complex Life in the Milky Way. In: Science. Band 303, 2004, S. 59–62.
6. ↑ Donald Brownlee und Peter D. Ward: Rare Earth. Copernicus, 2000, S. 32.
7. ↑ ^{a b} Guillermo Gonzalez, Donald Brownlee und Peter Ward: The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution. In: Icarus. Band 152, 2001, S. 185–200.
8. ↑ How often does the Sun pass through a spiral arm in the Milky Way? Karen Masters, Curious About Astronomy
9. ↑ Lewis Dartnell: Life in the Universe. One World, Oxford, 2007, S. 75.
10. ↑ Donald Brownlee und Peter D. Ward: Rare Earth. Copernicus, 2000, S. 15–33.
11. ↑ Patterns of elemental abundances in the solar system
12. ↑ ^{a b} [1] The One Hundred Nearest Star Systems, Research Consortium on Nearby Stars.
13. ↑ M. Hart: Habitable Zones Around Main Sequence Stars. In: Icarus. Band 37, 1979, S. 351.
14. ↑ R. T. Reynolds, C. P. McKay und J. F. Kasting: Europa, Tidally Heated Oceans, and Habitable Zones Around Giant Planets. In: Advances in Space Research. Band 7, Nr. 5, 1987, S. 125.
15. ↑ James F. Kasting, D. P. Whitmire und R. T. Reynolds: Habitable zones around main sequence stars. In: Icarus. Band 101, 1993, S. 108–128.
16. ↑ Donald Brownlee und Peter D. Ward: Rare Earth. Copernicus, 2000, S. 18.
17. ↑ J. Horner, B. W. Jones: Jupiter - friend or foe? I: the asteroids. In: International Journal of Astrobiology. 7, Nr. 3&4, 2008, S. 251–261. doi:10.1017/S1473550408004187. Abgerufen am 15. Mai 2009.
18. ↑ T. C. Hinse: Chaos and Planet-Particle Dynamics within the Habitable Zone of Extrasolar Planetary Systems (A qualitative numerical stability study) (PDF). Niels Bohr Institute. Abgerufen am 31. Oktober 2007. „Main simulation results observed: [1] The presence of high-order mean-motion resonances for large values of giant planet eccentricity [2] Chaos dominated dynamics within the habitable zone(s) at large values of giant planet mass.“
19. ↑ „Once you realize that most of the known extrasolar planets have highly eccentric orbits (like the planets in Upsilon Andromedae), you begin to wonder if there might be something special about our solar system“ (UCBerkeleyNews quoting Extra solar planetary researcher Eric Ford.) Robert Sanders (13. April 2005): Wayward planet knocks extrasolar planets for a loop. Abgerufen am 31. Oktober 2007.
20. ↑ Lissauer 1999, as summarized by Conway Morris 2003: 92; also see Comins 1993
21. ↑ Planet-hunters set for big bounty, BBC
22. ↑ Taylor 1998
23. ↑ Dartnell, S. 69–70
24. ↑ A formal description of the hypothesis is given in: Richard Lathe: Fast tidal cycling and the origin of life. In: Icarus. 168, Nr. 1, März 2004, S. 18–22. doi:10.1016/j.icarus.2003.10.018. „tidal cycling, resembling the polymerase chain reaction (PCR) mechanism, could only replicate and amplify DNA-like polymers. This mechanism suggests constraints on the evolution of extra-terrestrial life.“ It is taught less formally here: James Schombert: Origin of Life. University of Oregon. Abgerufen am 31. Oktober 2007. „with the vastness of the Earth's oceans it is statistically very improbable that these early proteins would ever link up. The solution is that the huge tides from the Moon produced inland tidal pools, which would fill and evaporate on a regular basis to produce high concentrations of amino acids“.
25. ↑ New Map Provides More Evidence Mars Once Like Earth (10 December 2005). Abgerufen am 2. Februar 2011.
26. ↑ E. Belbruno, J. Richard Gott III: Where Did The Moon Come From?. In: The Astronomical Journal. 129, Nr. 3, 2005, S. 1724–1745. arXiv:astro-ph/0405372. doi:10.1086/427539.
27. ↑ Stuart Ross Taylor: Destiny or Chance: Our Solar System and Its Place in the Cosmos. Cambridge Univ. Press, 1998
28. ↑ Joseph L. Kirschvink, Robert L. Ripperdan und David A. Evans: Evidence for a Large-Scale Reorganization of Early Cambrian Continental Masses by Inertial Interchange True Polar Wander. In: Science. 25. Juli 1997, Band 277, Nr. 5325, S. 541–545
29. ↑ Donald Brownlee und Peter D. Ward: Rare Earth. Copernicus, 2000, S. 144–147.
30. ↑ Cramer (2000)
31. ↑ Donald Brownlee und Peter D. Ward: Rare Earth. Copernicus, 2000, S. 271–275.
32. ↑ Stuart Ross Taylor: Destiny or Chance: Our Solar System and Its Place in the Cosmos. Cambridge Univ. Press, 1998.
33. ↑ Simon Conway Morris: Life's Solution. Cambridge Univ. Press, 2003. See chpt. 5; many references.
34. ↑ Jean Schneider: Interactive Extra-solar Planets Catalog. The Extrasolar Planets Encyclopedia. Abgerufen am 2. Februar 2011.
35. ↑ Galaxy may be full of 'Earths,' alien life
36. ↑ Für eine detaillierte Kritik an der Rare-Earth-Hypothese zu diesem Thema, siehe Cohen und Ian Stewart (2002).
37. ↑ David Darling: Life Everywhere: The Maverick Science of Astrobiology. Basic Books/Perseus 2001