Die Suche nach Leben außerhalb des Sonnensystems – geeignete Sterne

Die Entdeckung von Exoplaneten hat die Diskussion um die Wahrscheinlichkeit von Leben bei anderen Sternensystemen oder Galaxien neu belebt. Zeit sich das mal genauer anzusehen.

Der Auswahlprozess geht los mit den Sternen und dies ist auch inzwischen recht gut verstanden, weil wir recht zuverlässige Modelle von dem haben, was in den Sternen vor sich gehen wird.

Alle Sterne entstehen aus einer Gaswolke, die z.B. aus dem Überrest einer Supernova stammen kann. Diese Wolke ist anfangs sehr ausgedehnt und sehr dünn, nur 1000 Wasserstoffatome pro Kubikzentimeter gelten als ein typischer Ausgangswert. Ihr Durchmesser ist weitaus größer als das heutige Sonnensystem. Etwa 5 Millionen  Sonnnenradien, das ist etwa ein Lichtjahr, ist ein typischer Wert. Sie beginnt dann unter dem Einfluss der eigenen Gravitationskraft zum Zentrum hin zu kollabieren, wo dann ein Protostern entsteht, der wenn er sein nukleares Feuer zündet durch den entstehenden „Sonnenwind“, einen Partikelstrom aus Protonen und Heliumkernen, das das bis dahin noch verbliebene Gas „wegfegt“.

Soweit so gut. Es gibt nur ein Problem: Die Erhaltung des Drehimpulses. Die Wolke rotierte und wenn das auch langsam war, so kann der Drehimpuls (das Produkt aus Rotationsgeschwindigkeit, Masse und Entfernung vom Mittelpunkt) nicht verloren gehen. Das ist ein physikalisches Gesetz, das z.B. angewandt wird wenn Pirottendreher schneller oder langsamer drehen (Hände nahe oder weg vom Körper) oder bei Satelliten um die Rotation zum Stillstand zu bringen (Gewichte werden an Seilen abgestoßen und dann die Verbindung durchtrennt).

Da die Wolke anfangs mehr als eine Million mal größer als die Sonne ist, muss der Stern, wenn er den ganzen Drehimpuls erhalten muss extrem schnell rotieren. Man kann leicht durch Rechnung nachweisen, dass es bei Erhaltung des Drehimpulses den Stern durch die Fliehkräfte zerreißen müsste, bevor er zündet.

Es gibt zwei Lösungen für das Problem: Entweder entstehen zwei (oder mehr Sterne) die dann um den gemeinsamen Schwerpunkt rotieren – es entsteht ein Doppelsternsystem oder es entstehen Planeten. Bei unserem Sonnensystem stecken über 99% des Drehimpulses in den Planeten, vor allem im Jupiter. Sie umrunden in großer Entfernung die Sonne.

Wir können aufgrund dieser Tatsache annehmen, das jeder Einzelstern Planeten besitzt. Wie sieht es mit Doppelsternen aus? Prinzipiell sind auch hier Planeten möglich. Jedoch schlägt dann das „Dreikörper-Problem“ zu. Die Umlaufbahn von drei Körpern sind nur in besonderen Situationen stabil. Das ist gegeben, wenn die Anziehungskraft des einen Objektes auf ein zweites viel höher ist als die Anziehungskraft des Dritten. So können die Planeten ihre Monde behalten, weil sie die Planeten in großer Nähe umrunden, obwohl das System Planet-Mond-Sonne schon drei Körper sind.

Schauen wir uns unser Sonnensystem an, so erkennen wir aber auch die Grenzen der Stabilität. Die „Lücke“ zwischen Mars und Jupiter wird von zahlreichen Kleinplaneten gefüllt, die durch die Störwirkung von Jupiter sich nicht zu einem Planeten formieren konnten. Selbst auf den Mars ist der Einfluss noch deutlich. Jupiter induziert langperiodische Störungen der Umlaufbahn, welche die Exzentrizität verändern und nach einer Theorie sollten Jupiter und Saturn einmal Uranus und Neptun aus näher liegenden Umlaufbahnen nach außen getrieben haben.

Wenn Jupiter den Mars so beeinflusst, dass er Schwankungen der Umlaufbahn hat, die wenig förderlich für die Entstehung von Leben sind, dann ist klar, dass ein Stern, der 1000-mal massereicher als Jupiter ist noch deutlich stärkere Auswirkungen hat. Jupiters Einfluss erstreckt sich in unserem Sonnensystem mindestens bis zum Mars, also über 450 Millionen km. Ein Stern mit einer Sonnenmasse müsste in 17,7 Milliarden Kilometer Entfernung noch den gleichen gravitativen Einfluss haben. Aus dieser Entfernung wäre er nur noch -16 Mag hell, etwa dreißigmal heller als der Vollmond, aber eben auch nur ein gleißend heller Stern am Himmel. Die meisten Doppelsternsysteme, die wir kennen sind erheblich näher beieinander. Denn diese Distanz ist so groß, das wir bei den sonnennächsten Sternen diese als getrennt wahrnehmen würden. (In 1 Parsec Entfernung sind es mehr als 100 Bogensekunden).

Wir können daher annehmen, dass Planeten um Doppelsterne nicht Leben hervorbringen können. Bleiben die Einzelsterne.

Doch sind alle geeignet? Wenn wir mal die Sterne am Ende ihrer Lebensdauer ausklammern, also die roten Riesen und weißen Zwerge, dann bleiben die der Hauptreihe. In der Hauptreihe verbleiben die meisten Sterne über die Dauer ihres Lebens, Sie beginnt bei etwa 0,1 Sonnenmassen. Darunter haben sie zu wenig Masse um Wasserstoff über Kernfusion zu Helium zu fusionieren. Sie enden dann als braune Zwerge die Infrarotstrahlung abstrahlen. Gewonnen aus der Gravitationsenergie, wenn sich die Materie beim Abkühlen immer mehr zusammenzieht bzw. der Fusion von Lithium, das bei niedriger Temperatur in kleinem Maße erfolgen kann.

Oberhalb von 100 Sonnenmassen wird der Stern instabil. Die konvektiven Strömungen schaukeln sich auf und er verliert Masse bis er unter 100 Sonnenmassen sinkt.

Doch auch von den Sternen der Hauptreihe zwischen 0,1 und 100 Sonnenmassen sind nur sehr wenige geeignet. Bei Sternen ist es so, dass mit steigender Masse die Temperaturen im Zentrum stark ansteigen. Entsprechend steigt auch die Fusionsrate an. Sie nimmt nicht linear zu. Ein Stern mit 30-40´-facher Sonnenmasse leuchtet 100.000 mal heller als die Sonne. Da er aber nur 30-40 mal schwerer ist, lebt er nur einen Bruchteil der Zeit welche die Sonne hat (etwa 8 Milliarden Jahre in der Hauptreihe). Derartige Sterne sind in wenigen Millionen Jahren ausgebrannt.

Zu leichte Sterne haben ein anderes Problem. Sie machen zwar den Großteil aller Sterne aus, und Sterne unterhalb 0,7 Sonnenmassen haben noch nicht einmal seit Anbeginn des Universums die Hauptreihe verlassen, aber ihre Oberflächentemperaturen und ihre Leuchtkraft sind so gering, dass ein Planet sehr nahe an den Stern kommen muss. Dort ist er starken Gezeitenkräften ausgesetzt und der Sonnenwind würde eine enorme Strahlenbelastung ergeben.

Sterne unterhalb der Spektralklasse F leben zu kurz um Leben herauszubringen. Sirius, mit Spektralklasse A und „nur“ 2,1 Sonnenmassen wird etwa 1,3 Milliarden Jahre alt – das reicht dann vielleicht noch für die Entstehung von primitiven Einzeller. Bei zu kleinen Sternen wie der sehr häufigen Spektralklasse M, zu der mehr als 70% aller Sterne gehören, ist der Stern nicht leuchtkräftig genug um in sicherer Entfernung genügend Wärme an einen Planeten abzugeben.

Übrig bleibt die Spektralklasse G und Teile der Spektralklassen F und K, also Sterne von etwa 0,8 bis 1,5 Sonnenmassen (wenn sie in der Hauptreihe sind). Es verwundert nicht dass die Sonne zur Spektralklassen G2 gehört. Das sind etwa 5-10% aller Sterne.