Biomarker bei Terrestrischen Planeten
Unter Biologen und Biochemikern ist man sich mittlerweile einig daß es, wenn es außer auf der Erde noch irgendwo anders Leben in unserer Milchstraße gibt, diese Leben auf der Kohlenstoffchemie beruhen muß. Andere stoffliche Grundlagen, wie z.B. das ehemals vieldiskutierte Silizium, sind für selbstorganisierte lebende Systeme aus vielerlei Gründen nicht geeignet. Es macht deshalb Sinn, in erster Linie nach Biomarkern zu fahnden, die Beiprodukte einer Kohlenstoffbiologie sind und deren häufiges Vorkommen durch abiotische Prozesse nicht schlüssig erklärbar ist.
In diesem Zusammenhang soll als Erstes auf den klassischen Artikel von Carl Sagan et.al. „A Search for Life on Earth from the Galileo Spacecraft“, publiziert 1993 in der Zeitschrift „Nature“ (Heft 365), hingewiesen werden. Er und seine Mitarbeiter unternahmen darin den Versuch, aus Spektren und anderen Meßergebnissen, welche die Jupitersonde Galileo bei ihrem Vorbeiflug an der Erde im Dezember 1990 gewonnen hat, unvoreingenommen nach Anzeichen von Leben auf der Erde zu suchen. Es zeigte sich, daß dies kein leichtes Unterfangen ist. Zum Einsatz gelangten das Near-Infrared Mapping Spectrometer (NIMS), das Ultraviolet Spectrometer (UVS), das Solid-State Imaging System (SSI) und das Plasma Wave Spectrometer von Galileo, die bei dieser Beobachtungssequenz zugleich ihr exzellentes Funktionieren demonstrierten. Der geringste Abstand von der Erde (~960 km) erreichte die Sonde am 8. Dezember 1990 über der Karibik.
Um es gleich vorab zu sagen: die Präsenz von Leben auf der Erde konnte aus den Meßergebnissen nicht eindeutig herausgelesen werden. Aber es ergaben sich eine Anzahl von Absonderlichkeiten, die in ihrer Gesamtheit die Erde als einen wirklich außergewöhnlichen Planeten erscheinen lassen. Die wesentlichsten Punkte sind:
- Die Erde ist offensichtlich ein Wasserplanet, dessen Oberfläche zu einem großen Teil mit Ozeanen bedeckt ist. Die von der Sonde ermittelten Temperaturen zeigen, daß Wasser H2O in allen drei Aggregatzuständen, also als Eis, flüssiges Wasser und als Wasserdampf in der unteren Atmosphäre vorkommt.
- Die Erde enthält sehr viel freien (d.h. ungebundenen) Sauerstoff O2 in ihrer Stickstoffatmosphäre, dessen Konzentration sich allein aus der Photodissoziation von Wasserdampfmolekülen durch die UV-Strahlung der Sonne kaum erklären läßt. Eine plausible Deutung für dieses Faktum ist die Präsenz eines biologisch vermittelten chemischen Kreislaufs, welches in der Lage ist, Wassermoleküle unter Mitwirkung von Kohlendioxid CO2 sowie Licht zu spalten und dabei Sauerstoff O2 freizusetzen. Dieser Vorgang ist bekanntlich ein Teil der Photosynthese, wie sie im Chlorophyll der grüne Pflanzen abläuft.
- Über den Landmassen der Erde konnte eine Substanz detektiert werden, die außergewöhnlich viel rotes Licht absorbiert. Minerale, die diese Eigenschaft haben, sind nicht bekannt. Man weiß aber, daß Chlorophyll, der grüne Pflanzenfarbstoff, genau diese Eigenschaft besitzt.
- Besonders außergewöhnlich und erklärungsbedürftig ist der hohe Methan-Anteil von ~1 ppm in der Gashülle der Erde. Sie liegt 140 Größenordnungen über dem Gleichgewichtswert einer sauerstoffreichen Atmosphäre, was bedeutet, daß dieses fragile Molekül ständig in großer Menge nachgeliefert werden muß. Es ist sehr unwahrscheinlich, daß die dazu erforderlichen Methanquellen anorganischer Natur (z.B. Serpentinisierung) sind.
- Einige Landstriche in Australien und Antarktika konnten mit den Kameras von Galileo mit einer Auflösung von einigen Kilometern pro Pixel aufgenommen werden. Trotz intensiver Suche ließen sich darauf keine Spuren technologischer Tätigkeit ausmachen.
- Der Nachweis schmalbandiger amplitudenmodulierter Radio-Emissionen oberhalb der Plasmafrequenz kann jedoch als starkes Indiz der Präsenz einer technologischen Zivilisation gewertet werden.
Der letzte Punkt ist der einzige, wirklich eindeutige Biomarker, der gefunden wurde. Alle anderen Punkte lassen aber die Präsenz von Leben mit hoher Wahrscheinlichkeit vermuten. Radiosignale sind aber wiederum astrobiologisch kaum von Bedeutung, weil es wenig Sinn macht, bei Exoplaneten gezielt danach zu suchen.
Biomarker
Spezielle Merkmale in Spektren von Exoplaneten, die Stoffe oder physikalische Verhältnisse anzeigen, die eng mit einer biologischen Tätigkeit verbunden sind, bezeichnet man als Biomarker oder Biosignaturen. Eine der wichtigsten Biomarker hat bereits Carl Sagan (1934-1996) bei der Analyse der von der Sonde Galileo aufgenommenen Erdspektren verwendet – die Konzentration und das Verhältnis von molekularem Sauerstoff O2 zu Methan CH4 in einer planetaren Atmosphäre. Diese beiden Gase sowie das Ozon lassen sich bereits mit Spektrographen geringerer Auflösung detektieren. Freier Sauerstoff in höherer Konzentration in einer dichten planetaren Atmosphäre ist an sich schon außergewöhnlich, da Sauerstoff ein sehr reaktives Gas ist und gewöhnlich sofort in Form von Oxiden gebunden wird. Wenn z.B. auf der Erde schlagartig alles (pflanzliche) Leben ausstirbt, dann würde sich die Zusammensetzung der Erdatmosphäre als Konsequenz daraus in geologisch kurzer Zeit völlig verändern, wobei als Erstes der Sauerstoff verschwindet. Deshalb würden auch Exoplaneten, in deren Spektren Sauerstoff O2 und Ozon O3 nachweisbar ist, sofort die Aufmerksamkeit aller Exobiologen auf sich ziehen. Der Verdacht auf die Existenz von Leben würde sich noch verstärken, wenn darüber hinaus Methan CH4 in einer so hohen Konzentration gemessen wird, die mit der Gleichgewichtskonzentration in einer sauerstoffreichen Atmosphäre nicht vereinbar ist. Die Vermutung, daß dieses Methan biogenen Ursprungs sein muß, wäre durchaus schlüssig.
Sauerstoff und Methan in vergleichsweiser hoher Konzentration markieren offensichtlich sehr gut Exoplaneten, auf denen eine kohlenstoffbasierte Biochemie, die in gewisser Analogie zu der auf der Erde steht, existiert. Sie sind aber keine notwendigen Anzeichen für Leben, da – wie entsprechende Beispiele auf der Erde zeigen – Leben auch ganz gut ohne Sauerstoff und Sauerstoffbildung auskommen kann. Letzteres wäre „aus der Ferne“ natürlich noch viel schwerer (wenn überhaupt) nachweisbar.
Ein weiterer geeigneter molekularer Biomarker, auf den hier hingewiesen werden soll, ist Distickstoffmonoxid („Lachgas“) N2O. Dieses Gas bildet sich zwar auch abiotisch, die Hauptquelle ist jedoch der Stoffwechsel anaerober Bakterien. Eine außergewöhnliche Anreicherung dieses Spurengases in einer weitgehend sauerstoffreien Atmosphäre kann deshalb theoretisch auf deren Existenz zurückgeführt werden. Marker für dieses Molekül lassen sich bei mittlerer bis höherer Auflösung im IR-Teil (z.B. bei λ={7.75; 8.52; 16.89} μm) eines Spektrums finden.
In der Wissenschaft ist es immer gut, genau zu wissen, nach was man sucht. Deshalb werden bereits im Vorfeld aus Atmosphärenmodellen rechnerisch synthetische Spektren abgeleitet und analysiert, um in Zukunft über den genau umgekehrten Weg auf biogene Einflüsse in konkreten Exoplanetenatmosphären schließen zu können.
Fragen und Aufgaben
(1) Angenommen, mit einem Riesenteleskop läßt sich die Amplitude der Eigenbewegung eines Sterns mit einer Genauigkeit von 50μ^'' messen. Bis zu welcher Entfernung von der Erde wäre damit ein Planet mit der Masse Jupiters, der sich in a) 5 AU, b) 1 AU und c) 0.1 AU Entfernung um einen Stern mit der Masse unserer Sonne bewegt, astrometrisch nachweisbar?
(2) Unter welchen Bedingungen (z.B. Lage der Bahnebene des Exoplaneten zur Sichtlinie) ist ein Exoplanet mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckbar? Welche Bahnelemente und welche physischen Parameter eines Exoplaneten lassen sich aus einer Radialgeschwindigkeitskurve entnehmen?
(3) Mit speziellen spektroskopischen Methoden kann man heute Radialgeschwindigkeiten bis auf ungefähr 1 m/s recht sicher messen. Reicht diese Genauigkeit aus, um einen Planeten von der Masse der Erde, der sich in einem Abstand von 1 AU von einem Stern mit der Masse der Sonne befindet, nachzuweisen?
(4) Angenommen, um einen Stern von der Masse unserer Sonne bewegen sich zwei jupiters, von denen der Erste einen Abstand von 0.2 AU bei einer Masse von 2 MJ und der Zweite eine Masse von 3 MJ bei einem Abstand von 0.6 AU hat. Die Lage der Bahnebene fällt mit der Sichtlinie zusammen (i=90°). Konstruieren Sie aus diesen Angaben die zu erwartende Radialgeschwindigkeitskurve des Muttersterns!
(5) Wie groß ist der Helligkeitseinbruch und die Transitzeit für einen Planeten von der Größe der Erde, der sich in einem Jahr einmal um einen Stern mit Sonnendurchmesser bewegt?
(6) Man bestimme aus der Transitlichtkurve von HD 189733 den Durchmesser des Exoplaneten HD 189733b in Jupiterradien. Der Radius des Sterns beträgt 0.78 RS.
(1) Angenommen, mit einem Riesenteleskop läßt sich die Amplitude der Eigenbewegung eines Sterns mit einer Genauigkeit von 50μ^'' messen. Bis zu welcher Entfernung von der Erde wäre damit ein Planet mit der Masse Jupiters, der sich in a) 5 AU, b) 1 AU und c) 0.1 AU Entfernung um einen Stern mit der Masse unserer Sonne bewegt, astrometrisch nachweisbar?
(2) Unter welchen Bedingungen (z.B. Lage der Bahnebene des Exoplaneten zur Sichtlinie) ist ein Exoplanet mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckbar? Welche Bahnelemente und welche physischen Parameter eines Exoplaneten lassen sich aus einer Radialgeschwindigkeitskurve entnehmen?
(3) Mit speziellen spektroskopischen Methoden kann man heute Radialgeschwindigkeiten bis auf ungefähr 1 m/s recht sicher messen. Reicht diese Genauigkeit aus, um einen Planeten von der Masse der Erde, der sich in einem Abstand von 1 AU von einem Stern mit der Masse der Sonne befindet, nachzuweisen?
(4) Angenommen, um einen Stern von der Masse unserer Sonne bewegen sich zwei jupiters, von denen der Erste einen Abstand von 0.2 AU bei einer Masse von 2 MJ und der Zweite eine Masse von 3 MJ bei einem Abstand von 0.6 AU hat. Die Lage der Bahnebene fällt mit der Sichtlinie zusammen (i=90°). Konstruieren Sie aus diesen Angaben die zu erwartende Radialgeschwindigkeitskurve des Muttersterns!
(5) Wie groß ist der Helligkeitseinbruch und die Transitzeit für einen Planeten von der Größe der Erde, der sich in einem Jahr einmal um einen Stern mit Sonnendurchmesser bewegt?
(6) Man bestimme aus der Transitlichtkurve von HD 189733 den Durchmesser des Exoplaneten HD 189733b in Jupiterradien. Der Radius des Sterns beträgt 0.78 RS.
(7) Wie machen sich eine eventuell vorhandene Randabdunklung sowie eventuell vorhandene „Sternflecke“ in einer Transitlichtkurve bemerkbar?
(8) Ein Exoplanet von der 1.5-fachen Größe Jupiters bewegt sich mit einer Umlaufperiode von 10 Tagen um einen Hauptreihenstern der Größe der Sonne. Wie lange dauert der Transit, wenn er genau über die „Sternmitte“ (i=90°) erfolgt? Wie stark darf seine Bahn gegenüber der Sichtlinie maximal geneigt sein, daß gerade noch ein Transit stattfindet?
(9) Warum kann man aus Radialgeschwindigkeitskurven nur eine Untergrenze für die Masse eines Exoplaneten ableiten, während man in Kombination mit der Transitmethode sehr verläßliche Masseangaben erhält?
(10) Erläutern sie die Auswirkungen des Phaseneffekts auf die Form einer Transitlichtkurve! Wie läßt sich daraus die ungefähre Albedo eines Exoplaneten bestimmen?
(11) Wie könnte sich theoretisch ein großer Mond um einen Exoplaneten in einer Transitlichtkurve bemerkbar machen?
(12) Diskutieren Sie die wichtigsten Fehlerquellen bei Transitbeobachtungen, wie man sie vermeiden kann und wie sich Exoplanetenentdeckungen mit dieser Methode am besten unabhängig davon verifizieren lassen.
(13) Wie kann man Bedeckungslichtkurven von Doppelsternen (z.B. Veränderliche vom Algol-Typ) von Transitlichtkurven von Exoplaneten unterscheiden?
(14) Ein Stern mit einer Sonnenmasse, der von der Erde 100 pc entfernt ist, bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von 20 km/s rechtwinklig zur Sichtline vor einen noch sehr viel weiter entfernten Stern vorbei. Berechnen Sie die typische Zeitskalen für dieses Ereignis a) nur für den Stern und b) für einen Begleiter mit einer Masse von einer Jupitermasse!
(15) Nennen Sie Vorteile und Nachteile der Mikrogravitationslinsenmethode zur Entdeckung von extrasolaren Planeten! Bis zu welcher Entfernung lassen sich damit Exoplaneten nachweisen?
(16) Erläutern Sie das Prinzip der Nulling-Interferometrie! Warum kann diese Methode ihre Stärken insbesondere bei Weltraumteleskopen ausspielen?
(17) Vergleichen Sie das Timing-Verfahren zur Entdeckung von Pulsarplaneten mit der Radialgeschwindigkeitsmethode und erläutern Sie die Unterschiede und Gemeinsamkeiten! Was meinen Sie, welche von beiden Methoden ist genauer?
(18) Informieren Sie sich im Internet über laufende und geplante Weltraummissionen zur Entdeckung und Erforschung von Exoplaneten und ihre Ergebnisse! Welche Entdeckungsmethoden werden eingesetzt und wo liegen Potentiale für deren weitere Verbesserung?
(19) Die Folgende Tabelle enthält Radialgeschwindigkeitsmessungen des Sterns 51 Pegasi, die 1995 und 1996 mit Hilfe des Keck-Teleskops gewonnen wurden (Marcy, Butler 1996). 51 Peg hat nahezu die gleiche Masse wie die Sonne. Bestimmen Sie aus den Meßdaten die fehlenden Phasenwinkel (iterativ die Umlaufperiode ermitteln) und aus der endgültigen Radialgeschwindigkeitskurve die große Bahnhalbachse (Annahme Kreisbahn) sowie die ungefähre Masse des mutmaßlichen Planeten (MP⁄(M*=v*⁄vP )).
Diskutieren Sie die Ergebnisse! (Der Phasenwinkel entspricht dem Phasendatum für einen Umlauf = Umlaufperiode).
(20) Warum nimmt die Entdeckungswahrscheinlichkeit eines hot jupiters mit größer werdender Bahnhalbachse (=längere Umlaufdauer) sehr schnell ab?
(21) Erläutern Sie die Ihnen bekannten Klassifikationsschemen für extrasolare Planeten und gehen Sie dabei auf deren Sinnhaftigkeit ein. Welche physischen Parameter müssen von einem Exoplaneten bekannt sein, um ihn klassifizieren zu können?
(22) Auf welche Weise kann man aus Beobachtungen die effektive Temperatur eines Gasplaneten ableiten? Welche Daten müssen dafür bekannt sein und wie bestimmt man sie? Was für physikalische Prozesse auf dem Gasplaneten können diesen Wert verfälschen?
(23) Erläutern Sie die Sudarsky-Klassifikation von Gasplaneten anhand ihrer effektiven Temperatur. Wieso hängt das „Aussehen“ (für einen Beobachter in der Nähe) eines Gasplaneten ganz entscheidend von seiner effektiven Temperatur ab?
(24) Diskutieren Sie die wichtigsten Unterschiede zwischen Braunen Zwergsternen und Gasplaneten. Wie kann man durch Beobachtungen diese beiden Gruppen substellarer Objekte auseinanderhalten?
(25) Was verstehen Sie unter dem „Lithiumtest“ zur Identifizierung von Braunen Zwergen?
(26) Warum ist die theoretische Modellierung eines Hauptreihensterns bedeutend einfacher als die Entwicklung eines Modells des inneren Aufbaus eines Gas- oder Gesteinsplaneten?
(27) Welche physikalischen Prozesse bestimmen die intrinsische Leuchtkraft eines Gasplaneten?
(28) Beschäftigen sie sich mit der Webseite exoplanets.org. Dort finden Sie auswertbar die Daten aller bekannten Exoplaneten. Versuchen Sie verschiedene (vernünftige) Korrelationen zwischen Beobachtungsparametern herzustellen und interpretieren Sie – wie es Astronomen gewöhnlich machen – die Ergebnisse.
(29) Unter welchen Bedingungen bilden sich in der Atmosphäre eines Planeten Kondensate in Form von Dunst und Wolken? Auf welche Weise läßt sich vorhersagen, in welchen Regionen welche Wolkenbildung stattfindet?
(30) Welchen Zusammenhang gibt es zwischen der Sudarsky-Klassifikation von Gasplaneten und der Präsenz von Wolken in deren Atmosphäre?
(31) Erläutern Sie den Rossiter-McLaughlin-Effekt! Welche wichtigen Daten über ein Exoplanetensystem lassen sich daraus ableiten?
(32) Warum ist der hydrodynamische blow-off - Effekt ein besonders effektiver Prozeß des Atmosphärenverlustes eines sternnahen hot jupiters? Gibt es Möglichkeiten, ihn durch Beobachtungen direkt nachzuweisen?
(33) Was sind „Super-Erden“ und in welche Gruppen lassen sie sich heuristisch einteilen? Untersuchen Sie alle bekannten Exoplaneten diesen Typs (siehe exoplanets.org) und versuchen Sie herauszubekommen (wenn die Datenlage es zuläßt), wie sie im Inneren aufgebaut sein könnten (mehr felsisch, mehr metallisch oder mehr aus Eis).
(34) Auf welche physischen und spektroskopischen Merkmale muß man achten, wenn man potentiell biologisch aktive terrestrische Planeten finden möchte?
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