![\"Temperaturverlauf\"](\"\/img\/habitable-zone.gif\")
Die Entwicklung der Sterne<\/h3>\nIn der Diskussion um das Terraformen des Mars wird gerne vergessen, dass er außerhalb der Lebenszone um die Sonne liegt. Zeit einmal dieses Thema näher zu betrachten. Die Lebenszone (habitable zone) ist vereinfacht gesagt, die Zone rund um einen Stern in dem Leben auf einem Planeten dauerhaft existieren kann. Dauerhaft ist relativ zu sehen, da sich Sterne verändern, aber zumindest über einen Zeitraum der auf der Erde benötigt wurde, um Leben hervorzubringen, also im Bereich von mindestens 1 Milliarde Jahre, optimal 3.5 Milliarden Jahre, solange gibt es schon Leben auf der Erde. Neben der allgemeinen Definition gibt es natürlich noch Unwägbarkeiten die dann zu unterschiedlichen Angaben führen. Zeit einmal das zu beleuchten.<\/p>\n
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Nicht alle Sterne sind gleich. Je massereicher ein Stern ist desto mehr Energie gibt er ab. Da die Energieabgabe stärker ansteigt als die Masse leben massereiche Sterne nicht lange genug um die Frist von Milliarden Jahren zu erfüllen. Die O und B Sterne scheiden daher aus – auf ihren Planeten kann sich kein Leben bilden.<\/p>\n
Sehr massearme Sterne leben viel länger als unsere Sonne. Von Ihnen (vor allem von den M-Typen) gibt es auch sehr viele: Die meisten Sterne in der Milchstraße gehören zum M-Typ. Da sie aber wenig Energie abgeben, müssen die Planeten recht nahe an sie heranrücken um in der habitablen Zone zu landen. Bei solchen Sternen kommt es dann zu einer gebundenen Rotation infolge er Gezeitenkräfte. Eine gebundene Rotation weist z.B. unser Mond auf – man sieht immer nur dieselbe Seite von der Erde aus. Übertragen auf einen Planeten heißt dies: eine Seite wird dauernd dem Sonnenlicht ausgesetzt sein und die andere ständig im Dunklen sein. Die Bildung von Leben ist dann fast auszuschließen, da die Bedingungen so unterschiedlich sind. Einzige Ausnahme könnte eine sehr dichte Atmosphäre sein, wie bei der Venus, die dann die Wärme wirksam transportiert. In unserem Sonnensystem rotiert der Merkur gebunden, allerdings durch die elliptische Umlaufbahn sehr seltsam: 3 Rotationen des Merkurs entsprechen genau 2 Sonnenumläufen. Bei der Sonne liegt die Grenze für eine Gebundene Rotation bei 0.6 AE. Bei einem M-Stern dagegen bei 0.4 AE, was bei der geringen Leuchtkraft weit innerhalb der Lebenszone wäre.<\/p>\n
Übrig bleiben somit nur eine Bestimmte Klasse von Sternen. Gute Chancen für das Leben bieten die Sterne vom Typ F,G,K und ein Teil der M Sterne. Unsere Sonne mit dem Spektraltyp G liegt in der Mitte des Bereiches. Er umfasst Sterne von 0.8 bis 3.2 Sonnenmassen<\/p>\n
Die Frage ist natürlich auch: Muss der ganze Planet bewohnbar sein? Auf der Erde z.B. ist die Region in der Pflanzen Photosynthese betreiben können, auf den Bereich zwischen dem -60 und +60 Breitengrad beschränkt. Es gibt zwar in der Antarktis noch Leben, aber dieses Ökosysstem lebt vom Stoffaustausch mit anderen Ökosystemen.60 Grad Breite entsprechen einer Schwankung der Sonneneinstrahlung um den Faktor 2. Oder anders gesagt: Gäbe es keine geneigte Erdachse, so würde beim Annähern von 0.7 AE bei einem 60 Grad Breite dieselbe Strahlung ankommen wie im Äquator bei 1 AE oder in 1.4 AE würde dieselbe Strahlung am Äquator ankommen wie heute bei 60 Grad Breite. Diese Definition wird oft als Grenze für unser Sonnensystem genannt.<\/p>\n
Sehr oft wird die Zone an dem Kriterium, dass Wasser in flüssiger Form existieren muss festgemacht. Das setzt als Untergrenze eine Temperatur von 0?C fest, bei der wasser zu Eis friert. Nach oben wird es schwieriger. Die meisten Organismen dürften keine 100 ?C aushalten, bei denen Wasser verdampft. Doch schon vorher gibt es ein anderes Kriterium: Wenn die Strahlungsintensität zunimmt (bei der Sonne z.B. nur um 11 %), dann beginnt eine Photolyse des Wassers. Wasser in der Atmosphäre wird dem Kreislauf entzogen und es kommt zu einer fatalen Rückkopplung. Bei Anwesenheit von Wasser bildet sich aus Kohlendioxid und Calciumsilikat Kalziumkarbonat, das Kohlendioxyd bindet. So wird die Kohlendioxidfreisetzung durch Vulkane abgefangen. Fehlt das Wasser, so reichert sich Kohlendioxid in der Atmosphäre an und es kommt zu einem sich selbst verstärkenden Treibhauseffekt, da mehr Wasser verdampft, durch Photolyse verloren geht und so mehr und mehr Kohlendioxyd in der Atmosphäre verbleibt. Das Resultat ist schließlich eine Atmosphäre die enorm viel Kohlendioxyd enthält und bei der enorm hohe Oberflächentemperaturen herrschen – wie auf der Venus.<\/p>\n
Das zweite was passieren kann, ist eine negative Rückkopplung: Ist ein Planet zu weit entfernt, fängt das Wasser als Schnee auszufrieren. Der Schnee reflektiert Licht viel besser als Land, wodurch die Oberfläche weniger Temperatur aufnimmt und sich weiter abkühlt – noch mehr Schnee fällt aus. Auch dieser Effekt begrenzt die Zone nach Außen.<\/p>\n
Die Entwicklung der Sterne<\/h3>\nJeder Stern verbraucht Wasserstoff und beginnt sich dadurch aufzublähen und intensiver zu leuchten. Diese Entwicklung ist zuerst eine langsame, dann rasch ansteigende. Die Ur-Sonne war vor 4.5 Milliarden Jahren z.B. noch kleiner (92 % des heutigen Durchmessers) und leuchtschwächer (75 % der heutigen Leuchtkraft). Die Lebenszone wandert so nach außen. Da ein Planet aber seine Umlaufbahn nicht ändert, schränkt dies den Bereich auf den Teil ein, der über Milliarden Jahre stabil ist. Im Sonnensystem lag die Zone anfangs zwischen 0.56 und 1.13 AE, heute bei 0.7 bis 1.4 AE. Der gemeinsame Faktor ist daher 0.7 bis 1.13 AE.<\/p>\n
Bestimmte Gase haben einen Treibhauseffekt, so Wasserdampf, Kohlendioxid und Methan. Ihr Einfluss ist nur schwer zu kalkulieren. Auf der einen Seite können sie bei einem Planeten der am äußeren Rand der Lebenszone liegt die Bedingungen verbessern, auf der anderen Seite können sie nahe des inneren Randes sehr schnell einen Treibhauseffekt ergeben der sich selbst verstärkt. (Siehe Venus). Für uns Menschen ist wichtig, das vielleicht mit genügend höherem Kohlendioxid Partialdruck auf dem Mars noch niederes Leben existieren könnte, aber kein höheres und erst recht keine Menschen. Für diese ist eine zu hohe Kohlendioxidkonzentration giftig. Auf der anderen Seite lag die Erde vor 4.5 Milliarden Jahre nahe der Zone wo der äußere Rand der habitablen Zone lag. Nur durch die Atmosphäre die damals viel mehr Treibhausgase als heute enthielt, konnte sich Leben überhaupt entwickeln.<\/p>\n
Wo die Grenzen heute verlaufen ist schwierig zu sagen. Je nach Kriterium das angewandt wird. Könnte man die Erde mit ihrer heutigen Atmosphäre im Sonnensystem verschieben, dann wäre die Grenze innen bei 0.95 AE (beschleunigte Photolyse des Wassers – Kohlendioxidanreicherung und positive Rückkopplung). Bei 1.2 AE kommt es zu einer Vereisung des Planeten. In rund 1 Milliarde Jahre wird die Erde am inneren Rand liegen, dann wird es hier ungemütlich.<\/p>\n
Die folgende Abbildung zeigt eine Simulation des Bereichs der Oberflächentemperaturen bei unveränderter Atmosphäre. Sie berücksichtigt auch, dass die Oberfläche anfangs noch viel mehr Wärme hatte und radioaktive Elemente durch ihren Zerfall weitere Energie produzierten, Auf der Erde korreliert das Temperaturminium mit einer beobachteten Eiszeit, dem Cryogenikum zwischen 820 und 635 Millionen Jahren. Geologische Funde deuten darauf hin, dass damals ein Großteil der Erde vereist war. Manche Geologen sprechen sogar von einer globalen Vereisung ("Schneeball erde"), doch das ist bisher noch eine Hypothese die weiter verifiziert werden muss. <\/p>\n
Beim Mars ist auch deutlich, dass die Temperaturen just vor rund 3.5 Milliarden Jahren den Punkt unterschritten bei dem Wasser gefriert. In etwa zur gleichen Zeit endete auch die Periode in der Wasser die Oberfläche auf dem Mars gestaltete. <\/p>\n
Wer nun genau auf die Grafik schaut, wird feststellen, dass der Mars erst in rund 4 Milliarden Jahren an den Punkt kommt, der das Minimum der Temperatur während der Erdgeschichte markiert. Dummerweise ist auf der Erde dann die Temperatur schon auf den Verdampfungspunkt von Wasser gestiegen. Also mit dem Terraforming wird’s wohl nix. Aber ich habe einen Alternativ Vorschlag. Wie wäre es wenn man auf der Erde mal lernen würde mit Ressourcen zu haushalten, ein bisschen Natur zu schonen und das Bevölkerungswachstum erst mal zu stoppen und dann vielleicht sogar die Weltbevölkerung langfristig zu reduzieren, so dass jeder lebenswert existieren kann und noch Platz für die restlichen Organismen die man nicht gerade als "nützlich" einsortiert ist. Nur mal so ein Gedanke….<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
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