Die Anzahl der Planeten außerhalb unseres Sonnensystems steigt stetig; inzwischen kennen wir mehr als 900 davon. Weitere 3000 Objekte gelten als Planetenkandidaten. Doch wie lassen sie sich charakterisieren, auch wenn wir sie bisher nur indirekt beobachten können? Es sind ihre Atmosphären, die dem Sternenlicht spezifische Signaturen aufprägen.

IN KÜRZE

• Im Jahr 1995 entdeckten schweizer Astronomen den ersten extrasolaren Planeten, einen heißen Gasriesen, um einen sonnenähnlichen Stern. Inzwischen kennen wir auch masseärmere Exoplaneten, die sogar felsartig sind.
• Aus den im Sternenlicht hinterlassenen Signaturen von Gasplaneten können wir auf die Zusammensetzung von deren Atmosphären schließen. Für derartige Beobachtungen an den kleineren erdähnlichen Planeten fehlen uns derzeit jedoch noch die technischen Möglichkeiten.
• Mit Computersimulationen erstellen Wissenschaftler eine Datenbank möglicher exoplanetarer Atmosphärenmodelle, die ihnen die zukünftige Suche nach einer zweiten Erde erleichtern soll.

In meinem Blick in den Nachthimmel vermischt sich die magische Schönheit des Firmaments mit der Neugier eines Entdeckers, der zum ersten Mal in der Geschichte der Menschheit nicht nur Kontinente, sondern völlig neue Welten entdeckt. Gibt es andere Erden wie die unsere?

Diese Frage entfachte über tausende Jahre hinweg hitzige philosophische Debatten und ließ sogar manche ihrer Verfechter wie Giordano Bruno im Jahr 1600 auf dem Scheiterhaufen landen. Und doch ließ uns die Faszination dieser Fragestellung niemals los: Welcher dieser Milliarden Sterne dort draußen beheimatet einen zweiten Jupiter, eine zweite Venus und vielleicht sogar eine zweite Erde? Und: Wo könnte sich gerade jemand anders dieselben Fragen stellen?

Der technologische Fortschritt hat die Suche nach anderen Welten von der rein philosophischen Diskussion ins Reich der Wissenschaft verlagert und sie dadurch zum ersten Mal greifbar gemacht. Aktuelle Hochrechnungen des Astronomen François Fressin von der Harvard University in den USA, die auf den mit dem NASA-Satelliten Kepler aufgenommenen Daten für Planetenkandidaten basieren, lassen vermuten, dass jeder zweite Stern von mindestens einem Planeten umkreist werden sollte. Allein für unsere Milchstraße mit ihren Milliarden von Sternen führte dies zu Milliarden von Planeten. Die mit den verschiedenen Planetensuchmethoden (Radialgeschwindigkeitsmethode, Transitmethode, Microlensing) bisher erzielten Ergebnisse legen nahe, dass dabei kleine, massearme - also erdähnliche - Felsplaneten weit zahlreicher sind, als massereiche Gasriesen.

Um diese fernen Welten zu erforschen, lange bevor wir die technischen Möglichkeiten haben, interstellare Distanzen zu überwinden, fangen die Astronomen mit den größten Teleskopen etwa in Chile (Very Large Telescope, VLT), Hawaii (Keck Telescope) und Arizona (Large Binocular Telescope, LBT), aber auch mit den Weltraumteleskopen Hubble und Spitzer das Licht der Muttersterne von extrasolaren Gasplaneten ein, nachdem es von deren Atmosphären reflektiert oder gefiltert wurde (siehe Kasten unten). Die ersten Nachweise von Spuren von Wasser, Kohlenmonoxid und Natrium in den ausgedehnten Atmosphären von heißen Gasplaneten sind bereits erbracht. Weitere Beobachtungen von anderen Gasen wie zum Beispiel Methan und Kohlendioxid sind noch umstritten und werden derzeit in weiteren Messkampagnen genauer unter die Lupe genommen.

Um solche Untersuchungen für Felsplaneten mit einer dünnen Atmosphäre, wie die Erde sie besitzt, durchführen zu können, benötigen wir jedoch größere Teleskope. So soll etwa das 6,5-Meter große James Webb Space Telescope (JWST) als Nachfolger des Hubble Space Telescope im Jahr 2018 starten. Außerdem ist für 2022 die Inbetriebnahme des European Extremely Large Telescope (E-ELT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) in der chilenischen Atacamawüste geplant. Es soll einen Hauptspiegel mit 39 Meter Durchmesser erhalten, der sich aus 798 sechseckigen Spiegelelementen zusammensetzen wird, und am Cerro Armazones in 3060 Meter Höhe nur 20 Kilometer entfernt vom Cerro Paranal, dem Standort des VLT, errichtet werden.

Die ersten Exoplaneten
Im Jahr 1992 fanden der polnische Astronom Aleksander Wolszczan und sein kanadischer Kollege Dale Frail die ersten Objekte, deren Massen jener der Erde ähneln und die um einen schnell rotierenden Neutronenstern, den Millisekundenpulsar PSR 1257+12, kreisen. Einer dieser Planeten besitzt etwa ein Fünftel der Erdmasse, der andere deren Vierfaches. Ebenso viel Masse weist ein drittes, damals bereits vermutetes Objekt auf, dessen Existenz 1994 bestätigt wurde und aus dem exotischen Pulsarsystem ein Dreier-Planetensystem machte.

Wie solche Objekte um Pulsare entstehen können, ob es sich um einstige Begleiter anderer Sterne handelt oder ob sie Planeten zweiter Generation sind, die aus den Überresten des explodierenden Sterns entstanden, ist noch ungeklärt. Da sie einen Neutronenstern umkreisen, der kein Licht aussendet, und ihre Zusammensetzung sich sehr von den Planeten, wie wir sie im Sonnensystem kennen, unterscheiden dürfte, sind diese spannenden Objekte bis heute noch weitgehend unerforscht und sehr mysteriös.

Im Jahr 1995 entdeckten die beiden Schweizer Astronomen Michel Mayor und Didier Queloz dann den ersten extrasolaren Planeten, der einen sonnenähnlichen Stern umläuft. Sein Name: 51 Pegasus b. Dieser heiße Gasriese von einer halben Jupitermasse umrundet seine Sonne in nur vier Tagen mit einer Geschwindigkeit von 136 Kilometern pro Sekunde. Sein Abstand von seinem Mutterstern muss also viel kleiner sein als der des Merkur von unserer Sonne. Jener Planet gab uns schon einen ersten Einblick in eine faszinierende Vielfalt von extrasolaren Planeten, die weitaus facettenreicher ist, als wir sie von den acht Planeten in unserem Planetensystem her kennen.

Dort kreisen die Felsplaneten eng um die Sonne und die Gasplaneten weiter entfernt von ihr. Dies ließ die Modelle zur Planetenentstehung zunächst logisch erscheinen: In der Nähe eines Sterns ist es heiß, und Eis und Gas verflüchtigen sich rasch. Deshalb sind die inneren Planeten aus schwer verdampfbarem Gestein geformt. In größerer Entfernung vom Stern, wo es kühler ist, werden Gasplaneten gebildet.

Der Gasriese 51 Pegasus b kreist aber in nur vier Tagen um seinen Stern, ist also extrem schnell und - durch die Nähe zu seiner Sonne - auch besonders heiß. Inzwischen sind einige solcher extrasolaren »heißen Jupiterplaneten« bekannt. Die Entdeckung derartiger Gasplaneten nahe an ihrem Stern spricht für die so genannte Migrationstheorie. Nach ihr kann ein Planet durch die Wechselwirkung mit der Gas- und Staubscheibe um den Stern, aus der er entstanden ist, entweder näher zum Stern hin oder weiter von ihm weg wandern.

Einige Schritte in diesem Prozess sind noch nicht ganz verstanden. Aber für die Spurensuche auf fremden Welten erweist sich die Nähe eines solchen Gasplaneten zum Zentralstern als ausgesprochen günstige Möglichkeit, mehr über den Himmelskörper zu erfahren. Denn Gasplaneten haben kleine mittlere Dichten (Saturn würde in einer kosmischen Badewanne schwimmen, während die Erde sinken würde) und ausgedehnte Gashüllen. Besonders wenn diese Atmosphären durch starke Einstrahlung von ihrem Mutterstern aufgeheizt werden, expandieren sie. Dann erweisen sie sich als exzellente Filter, die im Sternenlicht ihre Spuren hinterlassen.

Zurzeit führen internationale Forscherteams, darunter auch am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg, Beobachtungen solcher heißer Gasplaneten durch und erkunden die Zusammensetzung deren Atmosphären. Die in den Sternspektren vorhandenen Signaturen dieser Planeten geben uns bereits jetzt erste Eindrücke über die Vielfalt der fremden Welten, die wir gerade zu entdecken beginnen. Mit dem Teleskop begeben wir uns auf eine Spurensuche nach den Fingerabdrücken, die diese Planetenatmosphären den Spektren des Lichts ihrer Muttersterne aufprägen.

Die Gemeinsamkeiten und Unterschiede fremder Welten zu unserem Sonnensystem aufzuzeigen, darauf ist das Hauptaugenmerk unserer Emmy-Noether-Forschungsgruppe "Super-Earths and Life" (Super-Erden und Leben) am MPIA gerichtet. Bei Beobachtungen sind wir jedoch bisher auf (heiße) Gasriesen beschränkt. Um die gesamte Palette an möglichen Planetenwelten erfassen zu können, erstellen wir eine Datenbank mit Modellatmosphären, die die Bandbreite, welche von Gasriesen bis hinunter zu kleinen Felsplaneten reicht, abdeckt. Auf Grundlage dieser Simulationen lassen sich die Teleskope der nächsten Generation planen, mit denen wir auch die spektralen Fingerabdrücke der dünnen Atmosphären von kleineren, erdähnlichen Planeten untersuchen wollen. Denn die Modelle verraten uns, nach welchen chemischen Elementen wir in den Spektren bei welchen Wellenlängen suchen, aber auch, wie empfindlich die neuen Messinstrumente sein müssen, um Felsplaneten in der solaren Nachbarschaft charakterisieren zu können. In diese Simulationen wiederum fließen Daten aus Beobachtungen ein, damit die Ergebnisse möglichst realitätsgetreu ausfallen.

Der erste Blick ist dabei auf unser Sonnensystem gerichtet: Wenn wir ein Planetensystem wie das unsere fänden, was würde dieser spektrale Fingerabdruck über die Felsplaneten dort aussagen? Wie könnten wir gar einen Planeten mit lebensfreundlichen Bedingungen erkennen? In unserem eigenen Sonnensystem ist die Spurensuche verhältnismäßig einfach. Die Distanzen sind aus astronomischer Sicht überschaubar, und durch ein gutes Amateurteleskop sieht man bereits Einzelheiten wie die Ringe des Saturn sowie auf dem Jupiter die Wolkenbänder und einen großen Wirbelsturm, den Großen Roten Fleck. Doch über kosmische Distanzen hinweg schrumpft jeder Planet zu einem kleinen Lichtpunkt zusammen, den selbst die größten Teleskope in der nahen Zukunft nicht direkt aufzulösen vermögen.

Die Frage, wie wir Spuren von Leben auf anderen Planeten erforschen können, verlagert sich bei solchen Entfernungen zu der Frage: Welche Spuren in der Atmosphäre können wir über Lichtjahre hinweg mit geringer Auflösung erkennen?

Umkreist ein Felsplanet einen Stern in der lebensfreundlichen Zone, kann auf ihm flüssiges Wasser existieren.

Um dieser Fragestellung nachzugehen, sehen wir uns noch einmal etwas genauer in unserer unmittelbaren Nachbarschaft um. Merkur, Venus, Erde und Mars sind die Felsplaneten in unserem Sonnensystem. Der sonnennächste, Merkur, ist zu massearm, um eine dichte Atmosphäre zu halten. Darum nehmen wir ihn aus unserem Vergleich heraus. Venus, Erde und Mars dagegen haben eine ähnliche Beschaffenheit, sowohl was ihre Zusammensetzung als auch ihre Atmosphäre anbelangt. Auf allen drei Planeten könnte anfangs Wasser geflossen sein, das jedoch in der heißen Atmosphäre der Venus verdunstete und schließlich ins Weltall verloren ging und auf dem kalten Mars gefror.

Die Spuren in der Atmosphäre zeigen chemische Unterschiede zwischen der Erde und den anderen beiden Planeten auf. Selbst mit geringer spektraler Auflösung beobachtet, wie sie uns ein Teleskop mit sechs bis zehn Meter Durchmesser im Weltall für erdähnliche Exoplaneten erlauben würde, zeigten Mars und Venus in Entfernungen bis zu 70 Lichtjahren zum Beispiel im Infraroten Spuren von Kohlendioxid in der Atmosphäre, während im Spektrum der Erdatmosphäre zudem noch Absorptionslinien von Wasser, Ozon und Methan zu erkennen wären. Damit sind die Spuren von Leben in einem solchen spektralen Fingerabdruck verborgen: Wasser (H2O), das als Grundlage für biologische Aktivität gilt, sowie Sauerstoff (O2) oder Ozon (O3) als indirekter Indikator für Sauerstoff in Verbindung mit einem reduzierenden Gas wie Methan (CH4). (Ein reduzierendes Gas ist ein Gas, das mit Sauerstoff zu anderen chemischen Verbindungen reagiert.) Diese Kombination lässt darauf schließen, dass aktuell viel Sauerstoff produziert wird, und damit bei einem temperierten Planeten wie der Erde auch auf die Existenz von Leben.

Die Erde als Exoplanet - ohne unser Sonnensystem aus großer Entfernung beobachten zu können, ist es gar nicht so einfach, eine Datengrundlage für die Validierung von Modellen, die unseren Heimatplaneten aus der Ferne zeigen, zu finden. Keiner unserer Satelliten hat bis jetzt je Distanzen von Lichtjahren hinter sich gebracht. Darum bleiben uns zum Vergleich nur solche Aufnahmen von der Erde, die in unserem Sonnensystem mit dem Spaceshuttle oder einem Satelliten gewonnen wurden, um sie mit Hilfe der Geometrie für Planeten in Entfernungen von mehreren Lichtjahren umzusetzen (siehe Bild und Grafik).

Die lebensfreundliche Zone
Wir können Venus und Mars als Vergleich für Felsplaneten in unserem Sonnensystem verwenden, um Planeten mit von Planeten ohne biologische Aktivität zu unterscheiden. Denn laut derzeitigem Wissen sind keine Spuren von Leben in den Atmosphären unserer beiden direkten Nachbarn aufzufinden. Die Umlaufbahnen von Venus und Mars werden aber auch verwendet, um empirisch eine lebensfreundliche Zone um einen Stern zu bestimmen. Planeten, die mehr Licht (oder Energie) als Venus von ihrem Mutterstern erhalten, gelten als zu heiß, um flüssiges Wasser auf der Oberfläche und damit eine Grundlage für die Entdeckung von Lebensspuren über Lichtjahre hinweg zuzulassen; Planeten, die weniger Energie als Mars abbekommen, gelten dagegen als zu kalt dafür (siehe Grafik).

Eigentlich setzt aber Mars kein gutes äußeres Kriterium für die Festlegung einer lebensfreundlichen Zone, da er wegen seiner kleinen Masse nur eine dünne Atmosphäre halten kann und es dadurch keinen ausgeprägten Treibhauseffekt auf ihm gibt. Zudem besitzt er auch keine Tektonik mehr. Auf einem massereicheren, erdähnlichen Planeten, der eine dichtere Atmosphäre besitzt und daher Energie besser speichern kann, wären nach Aussagen von Modellen auch für einen größeren Abstand vom Zentralgestirn noch Oberflächentemperaturen oberhalb des Gefrierpunkts von Wasser möglich. Außerdem können auch Wolken einen Planeten wärmen, so dass - um einen sonnenähnlichen Stern - die äußere Grenze der lebensfreundlichen Zone für einen erdähnlichen Planeten außerhalb der Umlaufbahn des Mars zu suchen wäre, wie etwa der französische Wissenschaftler Franck Selsis 1997 zeigte.

Allerdings hängen Distanz und Ausdehnung der lebensfreundlichen Zone auch vom Sterntyp ab. Außerdem beeinflusst die Spektralklasse des Muttersterns auch die messbaren Spuren in der planetaren Atmosphäre. So verringert sich etwa der Ultraviolett-Anteil der Strahlung von heißen zu kühlen Sternen hin und beeinflusst so die Fotochemie der Planetenatmosphäre auf unterschiedliche Weise. Sarah Rugheimer in meiner Arbeitsgruppe an der Harvard University zeigte vor Kurzem diese unterschiedlichen Signaturen für eine ganze Reihe von Sternen auf und lieferte so weitere Datensätze für unsere Spurensuche (siehe Grafik).

Obwohl es um einiges einfacher ist, Planeten, deren Umlaufbahnen nahe bei ihrem Stern liegen, zu finden, kennen wir unter den 900 bekannten Exoplaneten bereits die ersten in einer lebensfreundlichen Zone, deren Massen auf solche Felsplaneten hindeuten, welche - falls vorhanden - flüssiges Wasser auf der Oberfläche zuließen.

Ob ein Planet ein Fels- oder Gasplanet ist, lässt sich jedoch momentan nur durch Messungen von Masse als auch Radius bestimmen. Aus diesen Parametern können wir dann die mittlere Dichte eines Planeten berechnen, anhand derer wir Gas- von Felsplaneten unterscheiden können.

Der Radius eines Planeten lässt sich bis jetzt nur bestimmen, wenn der Planet auf seiner Bahn von uns aus gesehen vor seinem Mutterstern vorüberzieht und dabei einen Teil der heißen Sternoberfläche bedeckt (Transit). Dadurch verringert sich das im Visuellen gemessene Sternenlicht um die abgedeckte Fläche. Daraus wiederum lässt sich die Größe des Planeten berechnen. Es gibt auch weitere Möglichkeiten, den Radius eines Planeten zu messen, zum Beispiel durch direkte Abbildung im infraroten Wellenlängenbereich, wo die Temperatur und die Fläche des Planeten die abgestrahlte Energie bestimmen. Doch nur in den seltensten Fällen bietet sich die Chance, um diese Methode anwenden zu können.

Da die meisten Planeten bisher immer noch indirekt, das heißt mit der Radialgeschwindigkeits- oder der Transitmethode, entdeckt werden, sind die aus diesen Beobachtungen abgeleiteten Werte von Masse und Radius im Allgemeinen aber immer nur so genau, wie auch die Sternparameter (also etwa Leuchtkraft und Masse) bekannt sind. Im Augenblick kennen wir diese Größen für rund zehn dieser Planeten, die mit einer Masse kleiner als zehn Erdmassen und einem Radius kleiner als zwei Erdradien in den faszinierenden Bereich der - vielleicht felsartige - Planeten in der lebensfreundlichen Zone fallen (siehe Grafik). Wenn nur die Masse oder nur der Radius bekannt ist, wird die Abschätzung, ob es sich um Gasplaneten (so genannte Mini-Neptune) oder um Fels- oder Wasser-Planeten (so genannte Super-Erden) handelt, über theoretische Modelle vorgenommen - darunter auch die Atmosphärenmodelle.

Fest oder gasförmig
Als Richtwerte wurden zehn Erdmassen beziehungsweise zwei Erdradien festgelegt, um zwischen felsartigen und gasartigen Planeten zu unterscheiden. Die Massengrenze ist jedoch derzeit noch nicht klar gesetzt. Wir kennen bereits ein Objekt, Kepler-11 f, dessen Masse unterhalb von zehn Erdmassen liegt, das aber trotzdem die Dichte eines Gasplaneten besitzt. Mit seiner recht kleinen Masse bei einem großen Radius handelt es sich hierbei um einen massearmen Gasplaneten, einen Mini-Neptun. Dieser Fund stellt die Massengrenze von zehn Erdmassen in Frage. Andererseits zeigen Planeten wie Corot 7 b, dass Planeten auch mit Massen oberhalb von sieben Erdmassen noch Felsbrocken sein können. Die Frage, wo sich hier eine klare Trennlinie in der Masse zwischen Super-Erden und Mini-Neptunen ziehen lässt, ist also noch offen.

Die masseärmsten Exoplaneten mit weniger als zehn Erdmassen, die über die Radialgeschwindigkeitsmethode gefunden wurden, jedoch nicht als Transit beobachtbar sind, könnten ebenfalls felsartig sein. Dazu zählen unter anderem die Objekte Gliese 581 d, HD 85512 b und Gliese 667 Cc, die sich in der lebensfreundlichen Zone um ihren Stern befinden. Aber ohne Radiusmessung haben wir noch keine Möglichkeit, dies zu bestätigen. Für Radien unterhalb von zwei Erdradien kennen wir andererseits noch kein Beispiel eines Gasplaneten, darum verwenden wir dieses - auch theoretisch basierte - Kriterium bis jetzt als Abschätzung über die Natur eines Exoplaneten. Dass es solche Mini-Neptune und Super-Erden überhaupt gibt, war ebenfalls ein Überraschungsfund auf diesem Forschungsgebiet. Denn aus unserem Sonnensystem kennen wir solche Objekte nicht.

Die faszinierende Frage nach anderen erdähnlichen Planeten wird erst jetzt mit verbesserten Instrumenten und den ersten Satelliten im Weltraum nach 18 Jahren Forschung seit der Entdeckung des ersten Exoplaneten greifbar. Dies zeigt etwa die Entdeckung des Kepler-62-Systems, mit den ersten zwei Planeten mit Radien unterhalb von zwei Erdradien (Kepler-62 e mit 1,4 und Kepler-62 f mit 1,6 Erdradien), die sich in der lebensfreundlichen Zone ihres Sterns befinden.

Obwohl die wahren Massen der kleinen Planeten in der lebensfreundlichen Zone noch nicht genau bekannt sind, könnte sich unter diesen Planeten schon eine zweite Erde verstecken - die wir jedoch erst durch ihren spektralen Fingerabdruck werden identifizieren können. Aber diese Planeten könnten auch alle noch kleine Neptune sein. Doch die Anzahl dieser kleinen Planeten in einem günstigen Abstand zum Stern nimmt immer weiter zu. Das bietet uns viele interessante Ziele für die Analyse ihrer Atmosphären.

Treibhauseffekt
Einer der ersten bekannten dieser massearmen Planeten in der lebensfreundlichen Zone seines Sterns, Gliese 581 d, würde etwa sieben Bar an Kohlendioxid in seiner Atmosphäre bei einem Gesamtdruck von 7,5 Bar benötigen, um einen ausreichend starken Treibhauseffekt zu generieren, der die Oberflächentemperatur oberhalb des Gefrierpunkts halten kann. Dieser wäre als Fingerabdruck im Spektralmodell der Atmosphäre durch starke Absorptionslinien von Kohlendioxid bemerkbar. Auf diese Weise steuert Gliese 581 d einen weiteren Modell-Datensatz für unsere Planetendatenbank bei.

Gliese 581 d wie auch die anderen massearmen Exoplaneten werden zuerst um kleine Sterne gefunden, da der gravitative Einfluss der Masse eines Planeten auf einen sonnenähnlichen Stern geringer Masse größer und dadurch anhand der Radialgeschwindigkeitsmethode einfacher aufzuspüren ist. Ebenso verdunkelt etwa ein erdgroßer Planet einen kleinen Stern während eines Transits prozentual mehr als einen großen Stern.

Die Felsplaneten, die wir anhand ihrer mittleren Dichten eindeutig identifizieren können (von denen wir also Radius und Masse aus Messungen kennen), kreisen nahe an ihrem Stern. Das führt zu extrem heißen Temperaturen auf ihren Oberflächen. Die Atmosphären solcher Lavaplaneten werden von Yamila Miguel am MPIA modelliert. Mit der Verbesserung der Messinstrumente und größeren Teleskopen werden wir in Zukunft solche Planeten auch in größeren Abständen zu ihren Muttersternen erforschen können.

Geologische Aktivität
Der hohe Kohlendioxidanteil, den Planeten im äußeren Bereich der lebensfreundlichen Zone in ihrer Atmosphäre benötigen, damit Wasser in flüssiger Form existieren kann, wird auf einem geologisch aktiven Planeten wie der Erde durch den Karbon-Silikat-Zyklus gesteuert. Dieser Kreislauf reguliert den Kohlendioxidgehalt in unserer Atmosphäre über Milliarden Jahre hinweg. Ohne ihn gäbe es keine lebensfreundliche Zone, sondern nur einen lebensfreundlichen Abstand, der sich mit der Entwicklung des Sterns immer weiter von diesem weg schiebt - so wie wir uns von einem Lagerfeuer, das immer heißer brennt, mit der Zeit immer weiter entfernen würden, um uns noch wohl zu fühlen. Doch welche Rückschlüsse lassen sich für Planeten über Lichtjahre hinweg auf geologische Aktivität ziehen?

Vulkanausbrüche auf fernen Welten nachweisen zu wollen, klingt noch wie Sciencefiction.

Es klingt fast wie Sciencefiction, darüber nachzudenken, Vulkanausbrüche auf anderen Welten beobachten zu wollen - ähnlich wie wir bereits jetzt Vulkanausbrüche auf Monden wie Io in unserem Sonnensystem sehen können. Aber um solche Eruptionen über Lichtjahre hinweg als spektrale Fingerabdrücke nachzuweisen, müssten deren Ausmaße dem Zehnbis Hundertfachen des größten dokumentierten irdischen Ausbruchs, und zwar des Vulkans Pinatubo, entsprechen.

Und doch hinterlassen solche gewaltigen Ausbrüche Spuren in der Atmosphäre ihrer Planeten. So wird etwa Schwefeldioxid (SO2) bis in die Stratosphäre unserer Erde (oder einer Exo-Erde) transportiert und dadurch für eine heutige Erdatmosphäre über einen Zeitraum von rund 160 Tagen messbar. Solche Spuren könnten mit dem JWST in Zukunft aufspürbar sein und über Unterschiede und Gemeinsamkeiten in der Entwicklungsgeschichte von erdähnlichen Planeten Auskunft geben.

Andere Erden in verschiedenen Evolutionsstadien beobachten zu können, sollte uns einen Einblick in die Entwicklung unseres Heimatplaneten geben, und auch einen Blick in seine mögliche Zukunft. Aber bis das möglich sein wird, können wir als erste Erweiterung unserer Datenbank der spektralen Fingerabdrücke von Planeten einen Blick zurück auf unsere eigene geologische Geschichte werfen. Auf der Evolution unseres Planeten aufbauend lässt sich dann ein erstes Identifizierungsmuster für andere junge Erden erstellen.

Wenn wir eine junge Erde finden werden - oder Astronomen von einer anderen Erde unseren Planeten vor geraumer Zeit oder aus Entfernungen von Millionen bis Milliarden Lichtjahren beobachten könnten: Würden wir oder sie dort Spuren von Leben finden?

Die Evolution unseres Heimatplaneten lässt sich mit Hilfe von Gesteinsfunden rekonstruieren. Je älter die Funde, desto größer werden zwar die Unsicherheiten der chemischen Zusammensetzung unserer Atmosphäre, die wir daraus ableiten. Aber über die Entwicklungsgeschichte hinweg lässt sich die Komposition der irdischen Lufthülle in groben Zügen rekonstruieren.

Vor 4,5 Milliarden Jahren war die Sonneneinstrahlung schwächer als heute. Denn damals strahlte unser Tagesgestirn, wie jeder Stern am Anfang seines Lebens, weniger Energie ab. Ihre Strahlungsleistung betrug nur rund 70 Prozent des heutigen Werts. Hätte die Erdatmosphäre nun seit jeher ihre aktuelle Zusammensetzung besessen und sich nicht über geologische Zeitalter verändert, wäre die Oberfläche unseres Planeten für etwa die ersten zwei Milliarden Jahre ein Eispanzer gewesen. Gesteinsproben dieser Epoche lassen jedoch darauf schließen, dass die Erde nicht permanent gefroren war. Außerdem zeigen verschiedene andere Indikatoren eine hohe Konzentration von Kohlendioxid und Methan in der Atmosphäre unserer jungen Erde an, die durch geologische und biologische Prozesse reguliert wurde.

Die Modellatmosphären der Erde für diese geologischen Entwicklungsstufen weisen jeweils unterschiedliche spektrale Fingerabdrücke auf, da sie aus verschiedenen Konzentrationen von Gasen zusammengesetzt sind. Könnten wir das Sonnenlicht, das die Erde reflektiert, oder das sie selbst als Wärme im Infraroten abstrahlt, über diese verschiedenen Zeitalter hinweg aufnehmen, würden wir sich ändernde Signaturen im Spektrum beobachten.

Besondere Spuren des Lebens
Da dies für unsere Erde nicht möglich ist, leiten uns hier Atmosphärenmodelle. Dabei gibt die sich verändernde Intensität der Absorptionslinien von Sauerstoff, Ozon, Wasser, Methan und Kohlendioxid einen Einblick in die Entwicklung unseres Planeten. Die Bestandteile CO2, CH4 und H2O könnten in unterschiedlichen Konzentrationen während der gesamten Entwicklung unseres Planeten beobachtet werden. Dagegen wären die Moleküle von O2 und O3 erst seit zwei Milliarden Jahren mit Häufigkeiten in der Atmosphäre vorhanden, die sie über Lichtjahre hinweg nachweisbar machen (O2 wird erst ab etwa 1/100.000 der jetzigen Konzentration mit einer Auflösung, wie das JWST sie haben wird, beobachtbar).

Der Fingerabdruck, dem wir Leben zuordnen (also Sauerstoff, auch in Form von Ozon, in Verbindung mit Methan und Wasser), ist erst während der zweiten Hälfte der Lebenszeit unserer Erde beobachtbar und könnte als erster Anhaltspunkt zur Identifizierung für die Evolution einer zweiten Erde fungieren. Allerdings könnte die Entwicklung auf anderen Erden durchaus mit einer ganz anderen Zeitskala vorangehen.

Im Vergleich zu jener Zeitspanne, seit sich der spektrale Fingerabdruck von Leben an sich zeigte, waren Spuren von Pflanzen, die sich durch charakteristische Reflexion des Sternenlichts an der planetaren Oberfläche bemerkbar machen, erst seit rund 500 Millionen Jahren weit verbreitet. Doch auch dagegen sind die etwas mehr als 100 Jahre, seit denen die Menschheit durch die Industrialisierung und den technologischen Fortschritt Spuren in der Atmosphäre unseres Planeten hinterlässt, nur ein winziger Bruchteil. Den Aspekt, wie sich die Folgen einer entwickelten Zivilisation in einer planetaren Atmosphäre niederschlagen, untersucht eine Arbeitsgruppe um Heike Rauer am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin. Das ist eine andere spannende Frage, die wir vielleicht in Zukunft anhand von spektralen Fingerabdrücken werden erkunden können.

Ein näherer Blick auf Leben auf der Erde zeigt außerdem, dass es sich den verschiedensten Umgebungen anpassen kann. Wir finden Extremformen von Organismen, sogenannte Extremophile, die unter anderem in Wüsten, Eisflächen und Salzminen existieren können - unter Voraussetzungen also, die die meisten irdischen Lebensformen nicht überleben würden. Doch wie die Vielseitgkeit der bereits entdeckten Exoplaneten vermuten lässt, könnten andere Welten solche Bedingungen überall bieten und dadurch jenen Formen von Leben, die bei uns nur in Umweltnischen existieren, die Vorherrschaft sichern.

Um derartigen Lebensformen im All auf die Schliche zu kommen, untersucht Siddharth Hegde in meiner Arbeitsgruppe am MPIA, welche Signaturen solche Mikroorganismen im spektralen Fingerabdruck anderer Welten hinterlassen würden. Die uns bekannten extremen Lebensformen bevorzugen geologische Umgebungen, die das reflektierte Spektrum der Erde beeinflussen. Würden solche Organismen auf einem erdähnlichen Planeten dominieren, der gefroren oder heißer als die Erde oder salzbedeckt wäre, ließen sich solche extremen Erden von unserer unterscheiden, indem man ein einfaches Farbdiagramm erstellt, das statt eines hoch aufgelösten Spektrums die Farben Rot, Grün und Blau aufnimmt.

Doch wie schwierig es in der Praxis ist, die Atmosphäre eines erdähnlichen Planeten auf Lebensspuren abzusuchen, zeigt wieder ein Blick des Space Shuttle auf unseren Heimatplaneten. Die Atmosphäre unserer Erde ist rund 200 Kilometer dick. Nachweisbare Spuren von bestimmten Gasen können jedoch eine Veränderung des beobachtbaren Erdradius bis zu 170 Kilometer zur Folge haben, je nach dem, in welchem Spektralbereich man beobachtet. Der Erdradius hingegen ist über 6370 Kilometer groß. Dieses Phänomen zu erforschen ist das Arbeitsgebiet von Yan Betremieux in meinem Team am MPIA. Auch hier helfen uns die Daten der Shuttle-Mission, unseren theoretischen Blick auf eine ferne Schwestererde oder umgekehrt jenen eines Astronomen in einem anderen Sonnensystem auf unsere Erde in Modellen nachzustellen.

Für eine derartige Suche nach Lebensspuren über Lichtjahre hinweg wird derzeit der Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) der NASA gebaut, der 2017 starten soll. Zudem soll TESS die Sterne in Sonnennähe nach Exoplaneten absuchen.

Mit Milliarden von Planeten in unserer Milchstraße und den ersten Planeten in der lebensfreundlichen Zone ihrer Sterne wird die Frage, ob wir alleine im Universum sind, greifbar. Die Beobachtung der spektralen Fingerabdrücke von Exoplaneten hat gerade begonnen. Mit der nächsten Generation von Teleskopen bietet sich uns zum ersten Mal die Möglichkeit der Spurensuche nach Leben über Lichtjahre hinweg. Das macht uns zur ersten Generation, die diese Frage beantworten könnte.

Lisa Kaltenegger leitet am Heidelberger Max-Planck-Institut für Astronomie seit 2010 die Emmy-Noether-Forschungsgruppe »Super-Earths and Life« und lehrt als Research Associate an der Harvard University in Cambridge, USA, und an der Universität Heidelberg.

Literaturhinweise

Borucki, W.J. et al.: Kepler-62: A Five-Planet System with Planets of 1.4 and 1.6 Earth Radii in the Habitable Zone. In: Science 340, S. 587-590, 2013
Heller, R.: Auf der Suche nach extrasolaren Transitplaneten. In: Sterne und Weltraum, 6/2010, S. 30-35
Heng, K.: Das Klima auf fremden Welten. In: Spektrum der Wissenschaft, Februar 2013, S. 46-53
Kaltenegger, L. et al.: Characterization of Terrestrial Exoplanets and Detection of Biomarkers. In: Astrobiology 10, S. 89-102, 2010
Kaltenegger, L.: Faszinierende neue Welten. In: Spektrum der Wissenschaft, Juli 2013, S. 58-66

Weblinks

Weblinks zum Thema unter:
www.sterne-und-weltraum.de/artikel/1202666

In diesem Video berichtet Lisa Kaltenegger über ihre Forschung: http://goo.gl/yBCCYd

AstroViews 4 - EXOPLANETEN
Das Video zur spannenden Suche nach Exoplaneten:
www.sterne-und-weltraum/astroviews4

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w i s - wissenschaft in die schulen

Didaktische Materialien zu diesem Beitrag

Was ist WIS?
Unser Projekt »Wissenschaft in die Schulen!« wendet sich an Lehrerinnen und Lehrer, die ihren naturwissenschaftlichen Unterricht mit aktuellen und praktischen Bezügen anschaulich und abwechslungsreich gestalten wollen - und an Schülerinnen und Schüler, die sich für Vorgänge in der Natur begeistern und ein tieferes Verständnis des Universums gewinnen möchten.

Um diese Brücke von der Wissenschaft in die Schulen zu schlagen, stellt WIS didaktische Materialien als PDF-Dokumente zur Verfügung (kostenloser Download von unserer Internetseite www.wissenschaft-schulen.de).

Mit Hilfe der ID-Nummer sind diese auf der Seite www.wissenschaft-schulen.de/artikel/ID-Nummer als Download unter dem Link »Zentrales WiS!-Dokument« zugänglich.

WiS in Sterne und Weltraum

Die WIS-Beiträge »Die Suche nach der zweiten Erde« und »Einblicke in das Familienalbum der Exoplaneten« beziehen sich auf den Artikel »Exoplaneten - Eine Spurensuche«:

In den letzten Jahren entdeckten die beiden Weltraumteleskope CoRoT und Kepler zahlreiche neue Planeten bei anderen Sternen. Welche Schwierigkeiten bei der Suche nach Planeten zu bewältigen sind, können Schüler der Mittelstufe mit dem WIS-Material erarbeiten. Mit kleinen Versuchen werden astronomische Begriffe wie Helligkeit und Helligkeitsschwankung für das Verständnis der Transitmethode verdeutlicht.
(ID-Nummer: 1156155)

Schon mit den wenigen Daten, die bisher über die Exoplaneten bekannt sind, lassen sich mit Mitteln der Schulphysik Betrachtungen anstellen. Hierbei geht es darum, sich die fernen Planetenwelten besser vorstellen zu können. Dabei kommt neben der Physik auch die Fantasie in Form der Malerei zum Zuge.
(ID-Nummer: 1051518)

Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 46-47:
Die Erkundung extrasolarer Planeten hat gerade erst begonnen. Von einigen heißen Gasriesen können wir bereits indirekt die Atmosphären erkunden. Welche Vielfalt an Supererden und Mini-Neptunen möglich sein könnte, erforschen Astrophysiker derzeit anhand von Modellen.

Abb. S. 48:
Planetenatmosphären als Filter
Wenn sich Gasplaneten nahe an ihrem Zentralstern befinden, heizt sich deren Atmosphäre auf und dehnt sich aus. Zieht nun ein Planet vor dem Stern vorüber (Transit), wirkt diese Atmosphäre als Filter und prägt dem Sternenlicht, das wir mit Satelliten oder Teleskopen auf der Erde beobachten, den spektralen Fingerabdruck ihrer chemischen Zusammensetzung auf. Bei kleinen, felsartigen Exoplaneten ist die atmosphärische Lufthülle so dünn, dass ihre Spuren im Sternenlicht zu schwach sind, als dass wir sie mit den derzeitgen technischen Möglichkeiten aus dem Sternenlicht herausfiltern könnten. Teleskope der nächsten Generation wie der Transiting Exoplanet Survey Satellite oder das James Webb Space Telescope sollen dies aber ermöglichen.

Abb. S. 49:
Die Erde aus der Ferne betrachten, das können wir bisher nur mit dem Spaceshuttle (oben) oder mit Satelliten, die wir hinaus ins All schicken. Dabei gewonnene Spektren des in der Erdatmosphäre gefilterten Sonnenlichts (unten) nutzen die Wissenschaftler, um ihre Atmosphärenmodelle von Exoplaneten zu validieren.

Abb. S. 50:
Die lebensfreundliche Zone ist jener Bereich um einen Stern, innerhalb dessen auf einem erdähnlichen Planeten Wasser in flüssiger Form auf der Oberfläche existieren kann. Die Grafik zeigt die zwei kleinen Planeten Kepler-62 e und Kepler-62 f mit jeweils 1,4 und 1,6 Erdradien sowie drei weitere mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckte Planeten, Gliese 581 d, HD 85512 b und Gliese 667 Cc mit Massen unterhalb von zehn Erdmassen. Diese fünf Planeten umkreisen ihre Sonne in einer Region der lebensfreundlichen Zone, wo es gerade warm genug ist, um Wasser auf der Oberfläche eines festen Planeten im flüssigen Zustand zu halten.

Abb. S. 52:
Das Sternenlicht verschiedener Spektraltypen - links für die Klassen F, G, K künstlerisch dargestellt - unterscheidet sich in seinem Ultraviolettanteil. Davon abhängig laufen in einer durchleuchteten planetaren Atmosphäre unterschiedliche fotochemische Reaktionen ab. Die daraus resultierenden spektralen Signaturen sind rechts für ein erdähnliches Atmosphärenmodell zu sehen.

Abb. S. 53:
Geologische Uhr
Im Laufe der geologischen Entwicklung der Erde erfährt auch die Zusammensetzung ihrer Atmosphäre eine Veränderung. Zu einigen in der Evolutionsuhr der Erde markierten Epochen sind die Modellspektren mit den für das jeweilige Zeitalter markanten Signaturen dargestellt.

Abb. S. 54:
Mit einer neuen Generation von Weltraumteleskopen, wie mit der NASA-Mission TESS, die 2017 starten soll, wollen die Forscher die Signaturen in den Atmosphären erdähnlicher Planeten untersuchen.