Document ID: /fineweb-2-swissfilter-quality_10-filterrobots/filtered/03569.jsonl.gz/1997

Vor 1995 dachte man, dass alle Planetensysteme so aussehen wie unseres – doch heute wissen wir es besser. Wie wahrscheinlich sind bewohnbare Exoplaneten-Monde, wie etwa Pandora aus „Avatar“?
Die Erklärung schien einleuchtend: Planeten entstehen auf kreisrunden Bahnen in einer Scheibe. Weit vom Stern weg gibt es viele kalte Gase, die zur Bildung von Gasriesen führen. Näher am Stern dran können sich nur Stoffe mit hohen Siedepunkten halten, hier bilden sich Felsplaneten. Ergo, so hiess es vor 1995, müssten die Planetensysteme um andere Sterne ganz ähnlich wie unseres aussehen.
Man hatte sich getäuscht. Der erste entdeckte „Exoplanet“ (ein extrasolarer Planet, das heisst, ein Planet, der um einen anderen Stern als die Sonne kreist) um einen sonnenähnlichen Stern, 51 Pegasi b, hatte eine halbe Jupitermasse – und kreiste in einem zwanzigstel des Abstandes der Erde zur Sonne um seinen Stern. Der „Heisse Jupiter“ war bald nicht mehr allein – Planet um Planet kam hinzu, und heute denkt man, dass ein paar wenige Prozent aller Sterne solche „Heissen Jupiter“ besitzen. Der Beweis, dass es sich bei den „Hot Jupiters“ tatsächlich um Gasriesen vom Kaliber des Jupiters und nicht etwa um überdimensionierte Felsplaneten handelt, kam ein paar Jahre später mit der Entdeckung von HD 209458 b – dem ersten bekannten Exoplaneten, der – von der Erde aus gesehen – vor seinem Stern durchzog und diesen so (in einer Art „Mini-Sternfinsternis“) um etwa ein Promille abdunkelte. Der Planet hatte einen grösseren Durchmesser als Jupiter und konnte daher kein Felsplanet sein.
Daneben wurden Gasriesen auch etwas weiter draussen entdeckt, auch in der „bewohnbaren Zone“, wo die Temperaturen gerade richtig sind, um Wasser in flüssigem Zustand zu halten. Diese Planeten hatten darüber hinaus oftmals auch exzentrische Bahnen, die sie nahe an den Stern heran, und danach wieder weit davon weg tragen. In diesen Systemen gibt es keine Chance auf erdähnliche Felsplaneten in der bewohnbaren Zone.
In James Cameron’s „Avatar“ versucht die Menschheit, den bewaldeten Mond „Pandora“, der um einen Gasriesen im Alpha Centauri System kreist, zu besiedeln, und gerät dabei in Konflikt mit den Na’vi, die dort in einer Harmonie mit der Natur leben, wie es sich nur das Grossstädterherz erträumen kann…
Damit war das alte Bild des vermeintlich „typischen“ Planetensystems endgültig wiederlegt. Einiges später wurden dann doch noch Planetensysteme entdeckt, die unserem eigenen im generellen Aufbau ähnlich sind – doch sie sind bei weitem nicht in der Überzahl. Man schätzt aufgrund heutiger Beobachtungsstatistiken, dass nur etwa ein Sechstel aller Sterne ein Planetensystem ähnlich wie unseres (kreisrunde Bahnen, grosse Gasriesen aussen, eventuell Felsplaneten innen) haben. Zwei weitere „Architekturen“ von Planetensystemen zeichnen sich ab: In einem häufig beobachteten Typ ist das Planetensystem randvoll mit Gasriesen, auf Umlaufbahnen, die nur in der Nähe des Sterns annähernd kreisförmig sind. In einem weiteren Typ tritt ein „Hot Jupiter“ zusammen mit einem übergrossen Felsplaneten (einer „Supererde„) noch näher am Stern auf, während der weite Raum dahinter weitgehend leer (oder vielleicht auch von kleineren Planeten besetzt?) ist. Es zeichnen sich eventuell noch weitere „Architektur“-Typen ab, aber zur Zeit lassen sich darüber noch keine verlässlichen Angaben machen.
Die Erklärung für diese verschiedenen Typen steht jedenfalls noch aus. Es gibt verschiedene Ansätze, etwa die „Migration“ (Wanderung) von Gasriesen durch dichte Staubscheiben, die anschliessende gegenseitige Beeinflussung der Bahn, Kollisionen und Rauswürfe. Oder aber, die Wirkung weit entfernter Begleiter des Sterns, die die Bahn der Planeten verzerren und sie näher an den stern rücken lassen. Eine andere Möglichkeit besteht darin, Gasriesen wie Sterne aus kollabierenden Gaswolken zu bilden, womit dann zwar die hohe Exzentrizität der Bahnen erklärt würde, sich jedoch eine ganze Reihe anderer Probleme auftut.
Die Feststellung, dass die meisten extrasolaren Planetensysteme ganz anders als unser eigenes aussehen, war eine herbe Enttäuschung für all jene, die da draussen auf eine zweite Erde, auf andere Zivilisationen gehofft hatten. Und bald tauchte bei jedem Gasriesen, der in der bewohnbaren Zone um seinen Stern kreiste, die Frage auf: „Vielleicht hat er ja bewohnbare Monde?“
Isaac Asimovs Buch „Nemesis“ aus dem Jahr 1989 behandelt einen bewohnbaren Exomond, „Erythro“ genannt, der – bemerkenswerterweise – um einen Gasriesen kreist, der seinerseits in nur wenigen Tagen um seinen Stern flitzt. Was damals ein absurdes Konstrukt war, wurde nur wenige Jahre später (allerdings erst nach Asimovs Tod) mit der Entdeckung von 51 Pegasi b bestätigt.
Es ist völlig plausibel, dass auch extrasolare Planeten Monde haben. Fast alle Planeten im Sonnensystem haben Monde, und obwohl die Bestätigung durch die erste direkte (oder indirekte) Beobachtung eines Exoplanetenmondes zur Zeit noch aussteht, dürfte das nur eine Frage der Zeit sein.
Bewohnbare Monde sind seither salonfähig geworden. „Endor“, der von putzigen Pelzkerlchen bewohnte, bewaldete Gasriesen-Mond aus Star Wars, ist ein klassiches Beispiel, das seiner Zeit gewissermassen voraus war. „Pandora“, der traumhaft-hyperästhetische Mond aus dem Film „Avatar“, ist ein moderneres Beispiel (allerdings kreist Pandora um einen Gasriesen im Alpha Centauri System – wir wissen heute sicher, dass Alpha Centauri keinen solchen Gasriesen hat, denn auf der Bahn, auf der er stabil wäre, hätte man ihn mittlerweile entdecken müssen). Ein anderes ist der Dokumentarfilm „Alien Planet“, oder eine Folge der Serie Star Trek: Enterprise, die zeigt, dass die Heimatwelt der Andorianer ein bewohnbarer Mond ist. Könnte es sein, dass tatsächlich viele, oder gar die meisten bewohnbaren Welten im Universum Monde von Gasriesen sind?
Interessanterweise ist ein bewohnbarer Gasriesen-Mond schwieriger zu haben als man denken könnte. Zunächst einmal muss seine Bahn stabil sein. Er darf von seinem Planeten nicht weiter als etwa einen halben „Hill-Radius“ entfernt sein, damit seine Bahn über lange Zeit stabil bleibt (und er nicht etwa früher oder später von seinem Planeten wegwandert oder mit diesem zusammenstösst). Die Erde hat einen „Hill-Radius“ (der etwa die Entfernung beschreibt, bei der die Gravitation des Planeten über die Gravitation seines Sterns überwiegt) von etwa 1.5 Millionen Kilometern, der Mond (in 384000 km Entfernung) bleibt uns also noch etwas erhalten. Die Gasriesen unseres Sonnensystems haben ihr „Mondpotential“ fast völlig ausgeschöpft, sie haben Monde bis hinaus zu einem halben Hill-Radius. Das Problem ist bloss: je näher ein Planet sich am Stern befindet, desto stärker wird die Gravitation des Sterns, und damit desto kleiner der Hill-Radius. Der Hill-Radius eines Hot Jupiters, der in wenigen Stunden oder Tagen um seinen Stern rast, ist kaum grösser als der Planet selbst, das heisst, diese Planeten können definitiv keine stabilen Monde haben. Aber was ist mit Planeten weiter draussen, etwa in der bewohnbaren Zone?
Der Hill-Radius berechnet sich folgendermassen: r(hill) = a(1-e)(m/3M)^(1/3), wobei a die mittlere Entfernung des Planeten von seinem Stern, e die Exzentrizität seiner Bahn, m die Planetenmasse und M die Sternmasse darstellt (alles in SI-Einheiten). Ein Planet mit einer Jupitermasse, der in der Entfernung der Erde auf einer kreisrunden Bahn um einen Stern wie die Sonne kreist, hätte also einen Hill-Radius von rund 10 Millionen km. Das heisst, stabile Bahnen für Monde gäbe es bis hinaus zu maximal 5 Mio km Entfernung. Jupiter hat in dieser Entfernung keine Monde, der grösste galileische Mond Kallisto kreist in 1.8 Mio km Entfernung, der nächstäussere in 7 Mio km Entfernung zum Gasplaneten. In 5 Mio km Entfernung hätte ein Mond eine Umlaufzeit von etwa 70 Tagen. Das Problem: ein Mond zeigt seinem Planeten immer die gleiche Seite, eine Folge der Gezeitenkräfte, die zwischen den beiden Himmelskörpern wirken. Das heisst, eine Nacht auf diesem Mond würde 35 Erdtage dauern. Kann sich unter diesen Bedingungen eine stabile Biosphäre ausbilden? Vielleicht. Rücken wir den bewohnbaren Mond näher an den Gasriesen heran (oder erhöhen wir die Masse das Gasriesen), nimmt die Tagesdauer ab – aber wir rücken den bewohnbaren Mond damit auch gefährlich nahe an die Strahlungsgürtel des Gasriesen.
Gasriesen (wie auch einige Felsplaneten wie die Erde) haben starke Magnetfelder – diese fangen geladene Teilchen des Sonnenwindes ein und lassen sie im Magnetfeld hin- und herkreisen, in bestimmten Zonen, die man Strahlungsgürtel nennt. Hochenergetische Teilchenstrahlung ist jedoch für Lebewesen nicht besonders gesund. Die sogenannten „Van-Allen“-Strahlungsgürtel der Erde etwa wären für jeden Astronauten, der sich längere Zeit darin aufhält (mehrere Wochen oder Monate) tödlich. Das gilt in verstärkter Weise für die Monde des Jupiters, dessen Strahlungsgürtel noch viel intensiver sind. Es ist deshalb unwahrscheinlich, dass jemals ein Mensch auf der Oberfläche der Jupitermonde Io und Europa stehen wird, und auch ein Aufenthalt auf Ganymed dürfte für längere Zeit ausgeschlossen sein. Einzig Kallisto kreist (von den grossen galileischen Monden) ausserhalb der Strahlungsgürtel um Jupiter. Neben der Gefahr für Lebewesen haben Stralungsgürtel auch Auswirkungen auf dünne Atmosphären: sie werden durch das ständige Bombardement erodiert und verflüchtigen sich ins All.
Das heisst, wenn der Tag-Nacht-Zyklus nicht zu lange werden soll, wir also den Mond nahe an seinen Gasriesen rücken, muss die Atmosphäre entsprechend dicht sein, um die Bewohner vor der gefährlichen Strahlung der Strahlungsgürtel zu schützen. Eine dichte Atmosphäre könnte darüber hinaus helfen, die Temperatur-Unterschiede zwischen Tag und Nacht (die bei langen Tag-Nacht-Zyklen umso extremer ausfallen) zu glätten. Doch für eine dichte Atmosphäre braucht es eine grosse Masse, und hier sind wir beim dritten Problem.
Das Verhältnis der Masse der Monde zu ihrem Gasriesen scheint – zumindest im Sonnensystem – einem ganz bestimmten Verhältnis zu genügen: Der Gasriese ist stets rund 5000 Mal massiver als all seine Monde zusammen. Das stimmt für Jupiter, Saturn und Uranus erstaunlich genau. Es stimmt nicht für Neptun, doch bei diesem geht man davon aus, dass er seinen grossen Mond Triton eingefangen hat, als Neptun in die Zone hinaus wanderte, in der er heute kreist. Da Triton mit seiner rückläufigen Bahn die meisten ursprünglichen Neptun-Monde aus der Bahn geworfen haben dürfte, würde man auch nicht erwarten, dass das Verhältnis hier stimmt. Man vermutet (gestützt auf Computersimulationen), dass das beobachtete Verhältnis 5000:1 eine typische Folge des Entstehungsmechanismus dieser Monde ist. Mit anderen Worten – die Zahl ist prinzipiell auch auf Planeten ausserhalb des Sonnensystems anwendbar. Die Verteilung dieser Masse auf die einzelnen Monde kann allerdings sehr unterschiedlich sein: bei den vier galileischen Monden Jupiters ist sie praktisch gleichmässig auf alle vier Monde verteilt. Genauso bei Uranus – bei Saturn hingegen konzentriert sich fast alle Mondmasse in einem einzigen Mond (Titan).
Wenn wir davon ausgehen, dass vielleicht eine halbe Erdmasse nötig ist, um eine ausreichende Atmosphäre zu binden (angesichts dessen, dass Gezeitenkräfte den Mond zusätzlich erhitzen, kann diese Welt vielleicht auch mit etwas weniger Masse vor dem frühzeitigen Auskühlen bewahrt werden), dann muss der Gasriese also etwa 2500 Erdmassen (oder rund 8 Jupitermassen, deutlich mehr als der typische Exoplanet) haben. Falls eine Erdmasse das Minimum darstellt, müsste der Gasriese schon 16 Jupitermassen schwer sein, womit er ein „Brauner Zwerg“ wäre, eine Art verhinderter Stern.
Alternativ wäre denkbar, dass der Gasriese den bewohnbaren Mond irgendwann einfängt – wie Neptun dies mit Triton getan hat. Allerdings bedingt ein Einfang immer auch den Auswurf eines zweiten Körpers (der Impulserhaltung wegen), das heisst, der „Mond“ müsste vor seinem Einfang selbst einen kleinen Mond besessen haben (davon geht man auch bei Triton aus), vielleicht einen, der wiederum durch eine Kollision entstanden ist…
Last but not least sollte der Gasriese sich auf einer nicht allzu exzentrischen Bahn um seinen Stern befinden. Eine Exzentrizität von 0.2 würde ungefähr zur gleichen saisonalen Intensitätsschwankung der Sternstrahlung führen, wie die Neigung der Erdachse (mit dem Unterschied, dass dann eben auf dem ganzen Planeten bzw Mond gleichzeitig Sommer / Winter herrscht). Die meisten massiven Gasriesen in der bewohnbaren Zone haben aber relativ grosse Exzentrizitäten.
Zusammenfassend kann man also sagen, dass der Planet entweder sehr massiv sein muss, oder dass eine glückliche Verkettung von Zufällen zum Einfang eines grossen Mondes geführt haben könnte. Die Exzentrizität der Bahn des Planeten, um den der Mond kreist, darf nicht zu gross sein. Dann darf der Mond nicht zu weit weg, aber auch nicht zu nah an seinem Planeten kreisen, und seine Bewohner müssen sich auf lange Tag-Nacht-Zyklen einstellen. Bewohnbare Exomonde sind also durchaus möglich – aber wohl nicht besonders häufig.
Heute bekannte extrasolare Planeten, die bewohnbare Exomonde haben könnten: (Masse > 8 Jupitermassen, Bahnexzentrizität <0.2, Entfernung zu ihrem Stern in der bewohnbaren Zone) HD 38801 b, Gamma 1 Leo b. Bei etwas höheren Exzentrizitäten könnten auch noch HD 33564 b (e=0.34) und 30 Ari B b (e=0.29) bewohnbare Monde besitzen.