Astronomie und Astrophysik III 18.07.2007 Intelligentes Leben im Universum Von Dirk Baumann
Astronomie und Astrophysik III 18.07.2007
IntelligentesLebenim
Universum
Von Dirk Baumann
1. Leben auf der Erde
2. Suche nach extraterrestrischem Leben
3. Habitable Zonen
4. Extraterrestrische Intelligenz
5. Literatur
1. Leben auf der Erde
Was ist Leben?
Kriterien für Leben?
Jedes Lebewesen bildet ein System
1. Fähigkeit zur Selbstreproduktion2. Selbstregulierender Stoffwechsel
Bei allen Organismen
• Informationsträger Nukleinsäuren• Funktionsträger Proteine• Energieträger ATP
DNA
Basenpaare: A – T (U)G – C
Genetischer Code ist Triplett-Code
Voraussetzungen für Leben?
1. Biogene Elemente: C, H, O, N, S, P
Schlüsselrolle des Kohlenstoffs (organische Chemie)
2. Vorkommen von flüssigem Wasser (aquatisches Umfeld)
3. Vorhandensein einer externen Energiequelle
Für extraterrestrisches Leben ähnliche Voraussetzungen?
Phylogenetischer Stammbaum des Lebens
Evolution
Phylogenetischer Stammbaum der Primaten
Entwicklung der Atmosphäre
Entwicklung des Sauerstoffgehalts in der Erdatmosphäre
2. Suche nach extraterrestrischem Leben
Mars
Oberflächentemperaturen:-113°C – 0°CAtmosphäre:95% CO2 , 3% N2 , 2% Ar bei 7 mbarMasse:etwa 1/10 ME
Frühe Suche: Schiaparelli (1877) „canali“
Viking-Experimente (1976)Mars mit Polkappe (Hubble-Bild)
Oberlächenstrukturen
Topographie des Mars aufgenommen mit MOLA (Mars Global Surveyor 1999, NASA):Ozeanbecken? der N-Hemisphäre
Valles Marineris (Mars Express 2003, ESA): Canyon 100 km breit und 7 km tief.
Wasser auf dem Mars
Krater mit Wassereis (ESA)Spuren von geflossenem Wasser (NASA)
Flüssiges Wasser unter der Oberfläche?
Die frühe Mars-Atmosphäre
Oberflächentemperaturen in der frühen Atmosphäre von Erde und Mars (nach Sagan 1977)
Falls Leben auf Mars entstanden, hätte es irreversible Vergletscherung nicht überlebt.Trotzdem nach frühen Lebensspuren suchen.
Mars-Meteorit ALH84001
Elektronenmikroskop-Aufnahme 1996 mit fossilen Bakterien?
ALH84001: kristallisiert vor 4-4,5 Ga auf Mars, vor 15 Ma durch Einschlag herausgeschleudert, vor 13 000 a auf Erde gekommen, 1984 in Antarktis gefunden
Europa
Die Galileischen Jupiter-Monde
Galileo Spacecraft Mission (NASA)1995 – 2003
35 Jupiter-Orbitsviele nahe Vorbeiflüge an Europa
Io Europa Ganymed Callisto
Europas Eiskruste mit Rissen („gesprungene Eierschale“).Kaum Einschlagskrater – ein Indiz für geologisch junge Oberfläche.
(Galileo)
Parallele Eisbänder könnten Spreizungszentren ähneln.Chaos-Regionen durch aufsteigende Wärme („Matsch“).
(Galileo)
Globaler Ozean unter Europas Eiskruste? Wärmequelle Gezeitenerwärmung
350 km dicke Wasserhülle größtenteils flüssig oder aus wärmerem Eis
Mond wird durch variierende Gezeitenkräfte „geknetet“
Leben außerhalb des Sonnenssystems
Extrasolare Planeten
Wie Leben entdecken?Indikatoren für biologische Prozesse?
Infrarotspektrum
Absorptionsbanden
H2O 8 µm
O2 0,76 µm im sichtbaren! aus Photosynthese
O3 9,6 µm photochemisch aus O2
(CH4 ) 7,6 µm aus Bakterien, Kuhmägen, oxidiert schnell!
(N2 O) aus Bakterien im Boden und im Ozean
Infrarotspektrum von Venus, Erde und Mars
3. Habitable Zonen
Welche Bedingungen sind günstig für Leben?
Existieren solche geeigneten erdähnlichen Planeten?
Habitable Zone (HZ): Region um einen Stern, in der Lebenprinzipiell möglich ist.
Kontinuierliche habitable Zone (CHZ):ununterbrochene Entwicklung von Leben möglich über Milliarden von Jahren.
Habitabler Planet (erdähnlicher Planet):Planet in CHZ mit der richtigen Masse.
Solare habitable Zone
Sonnensystem
Abschätzung der solaren HZ
Klimazonen der Erde mit Isothermen Variation des solaren Energieflussesmit der geographischen Breite
Solarer Energiefluss S (Energie pro cm² pro sec)
Lebenszone auf Erde: S variiert höchstens um Faktor 2
Gegankenexperiment: Abstand Erde-Sonne so verändern, dassS höchstens um Faktor 2 variert )( 2rS
Habitable Regionen (grau), arktische Regionen (weiß) und Wüstenregionen (schwarz) bei verschiedenen Abständen von der Sonne (Ulmschneider 2006)
Umlaufbahnen: Venus (0,723 AU)Mars (1,524 AU)
Solare HZ 0,7 — 1,4 AU erste Abschätzung
Lebensdauer der Sterne
Entscheidend ist Zeit auf der Hauptreihe (tabelliert).
Leben auf Erde seit etwa 4 Ga,intelligentes Leben seit etwa 2,5 Ma.
Stern muss etwa 5 Ga auf Hauptreihe bleiben,damit intelligentes Leben entstehen kann.
Nur G, K, M kommen in Frage
G-Sterne (Sonne G2V): ca. 12 Ga auf Hauptreihe
Habitable Zonen um andere Sterne
Nur Hauptreihensterne (V) kommen in Frage.
HZ für verschiedene Hauptreihensterne berechnen:Mittels Teff (Spektralklasse) den Energiefluss Sberechnen und vergleichen mit solarem S.
HZ von Hauptreihensternen (nach Landolt-Börnstein 1982)
Masse der Planeten
terrestrische: innere RegionjupiterartigeKBO
Jupiterartige sind lebensfeindlich.
EM5101
Nur terrestrische Planeten kommen in Frage.
Gezeiteneffekte auf Planeten
Planeten mit gebundener Rotation ausschließen.
Habitable Zonen und Bereiche terrestrischer Planeten für verschiedene Sterne (nach Kasting 1993)
K, M ausschließen (90 % aller Sterne).Nur G-Sterne geeignet, weil lange genug auf Hauptreihe und Planeten in HZ nicht in gebundener Rotation.
Anstieg der Leuchtkraft und kontinuierliche habitable Zone (CHZ)
Leuchtkraft der Sonne in 4,6 Ga angestiegenHZ wandert nach außen Engerer Bereich für Planeten, um immer in HZ zu bleiben.
Entwicklung der Leuchtkraft sonnenähnlicher Sterne auf der Hauptreihe (nach Bressan 1993)
)( Lr
CHZ 0,7—1,13 AU
Instabilitäten
senkt äußere Grenze
hebt innere Grenze
CHZ 0,95—1,01 AU
0,06 AU
(nach Ulmschneider 2006)
Zusammenfassung
Habitabler Planet:
terrestrischer Planet mit richtiger Masse
Umlaufbahn in CHZ 0,95—1,01 AU
um einen G-Stern
Wie viele solcher Planeten gibt es in der Galaxis?
4. Extraterrestrische Intelligenz
Drake-Formel
F. Drake (1961)
Drake-Formel schätzt die Anzahl extraterrestrischer intelligenter
Zivilisationen in der Galaxis, die durch Radiowellen kommunizieren.
SCILEPS LLfffnfNN
N Anzahl intelligenter kommunizierender Zivilisationen in der Galaxis
NS Anzahl geeigneter Sterne in der Galaxis
fP Anteil Sterne, die Planeten haben
nE Anzahl habitabler Planeten in CHZ pro Stern
fL Wahrsch., dass sich Leben entwickelt auf habitablem Planet
fI Wahrsch., dass sich aus Leben Intelligenz entwickelt
fC Wahrsch., dass intelligente Zivilisation kommuniziert
L Durchschn. Lebenszeit einer technologischen Zivilisation
LS Zeitspanne, während der habitable Planeten existiert haben
SCILEPS LLfffnfNN
HPN ICfastronomischer Teil biologischer Teil
ICHP fNN
NHP Anzahl habitabler Planeten in GalaxisfIC Anteil habitabler Planeten, die kommunizierende
Intelligenz entwickeln
Anzahl der habitablen Planeten in der Galaxis
EPSHP nfNN Sterne in GalaxisG-SternePopulation IEinzelsterne Gezeiten-Störungen
911 104,15,03,06,01,0106,1 SN
0,1Pf Akkretionsscheiben ähnlich
003,006,042,5
06,0
AU
AUnE
4 terr. Planeten innerhalb 5,2 AUin CHZ 0,06 AUMigrationExistenz eines großen Mondes?
4 Millionen habitable Planeten (nach Ulmschneider 2006)
6104HPN
Anzahl der intelligenten Zivilisationen in der Galaxis
SCILHP LLfffNN
Angenommen 1 CIL fff
aLS10100,1
aL 710 Lebenszeit als log. Durchschnitt ausältesten (109 a) und jüngsten (104 a)?
3104N
4 000 intelligente Zivilisationen (nach Ulmschneider 2006)
Autorenvergleich
Werte in der Drake-Formel bei verschiedenen Autoren (Ulmschneider 2006)
Lebenszeit einer extraterrestrischen Zivilisation
Zahl der vergangenen und gegenwärtigen intelligenten Zivilisationen (Ulmschneider 2006)
Entfernungen zwischen extraterrestrischen Zivilisationen
Falls 4 Millionen erdähnliche Planeten statistisch verteilt in Galaxis
170 Lj durchschn. Entfernung zwischen zweihabitablen Planeten
1 700 Lj durchschn. Entfernung zwischen den überlebenden intelligenten Zivilisationen
Wichtig für zukünftige direkte Beobachtungen und Analyse der Atmosphäre.
SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence)
Suche nach intelligenten Signalen im Radiobereich.
Warum Radiowellen?Vom Erdboden aus: Radio oder LichtCacconi, Morrison (1959)
Frequenzbereich?Störendes Rauschen und Lufthülle begrenzen Frequenzbereich
1—15 GHz
Mikrowellenfenster der Radiostrahlung außerhalb der Erdatmosphäre
Zwei wichtige Linien der Radioastronomie H OH21 cm — 18 cm
1,402 GHz — 1,662 GHz
242 MHz442 Millionen Kanäle der
Bandbreite 1 Hz
Intensive Suche im Wasserloch bei der21-cm-Linie des neutralen Wassersfoffs
Projekt Ozma
F. Drake (1960) am NRAO in Green Bank
25-m-Teleskop
über 4 Monate 6 Stunden pro Tag ausgerichtet auf
sonnennahe G-Sterne Tau Ceti und Epsilon Eridani.
Suche nach regelmäßig gemusterten Pulsen.
Entdeckung des ersten Pulsars 1967sah zuerst nach intelligenten Signalen aus!
Weitere SETI-Projekte
META (jetzt BETA) Harvard-Universitysucht Wasserloch ab bei 1,4 – 1,7
GHz
SERENDIP University of California, Berkelynutzt 300-m-Teleskop Arecibo, Puerto Rico
SERENDIP IV (ab 1997) Multimillionen-Kanal-Empfängerprüft 168 Millionen Kanäle jede 1,7 secim 100 MHz-Band bei 1,42 GHz
Wasserfall-Aufnahmen
a. SERENDIP b. Ältere Aufnahmen 1970 mit Pulsar
a. Aufnahme mit 2,5 MHz Bandbreite von 1,4180 – 1,4205 GHz Horizontale Achse: 4,2 Millionen Kanäle geplottet Vertikale Achse: Beobachtungszeit
Laufende SETI-Programme: 3 kW detektieren in 100 Lj Entfernung,wenn Signal auf Erde gerichtet
1700 Lj jenseits unserer Möglickeiten!
SETI@home SETI-Bildschirmschoner seit 1999
SETI Institute NASA-SETI-Programm 1984-1993
Kostenfrage!
OSETI Suche im optischen nach extremkurzen und starken Lichtsignalen
Zukunftsprojekte:
Allen Telescope Array Radioteleskope eigens für SETI
Rückseite des Mondes? Keine störende Atmosphäre
Fermi-Paradoxon:
Wo sind die Außerirdischen?
Zoo-Hypothese
5. Literatur
HOERNER, Sebastian v. (2003): Sind wir allein. Seti und das Leben im All
KASTING, J.F. (1993): Earth‘s early atmosphere, Science 259, 920
Spektrum der Wissenschaft. Dossier 3/ 2002: Leben im Weltall
The Astrobiology Primer: An Outline of General Knowledge - Version 1, 2006
ULMSCHNEIDER, Peter (2006): Intelligent Life in the Universe
http://sci.esa.int/marsexpress/
http://sci.esa.int/science
http://mars.jpl.nasa.gov/
http://www.nasa.gov/missions/solarsystem/
http://www.seti.org/