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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, dass 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./p>
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, dass jeder Einzelstern Planeten besitzt. Wie sieht es mit Doppelsternen aus? Prinzipiell sind auch hier Planeten möglich. Jedoch schlägt dann das "Dreikörper-Problem" zu. Die Umlaufbahnen von drei Körpern sind nur in besonderen Situationen stabil. (Vor allem die des leichtesten der Drei). 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.
WWenn 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, dass 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. /p>
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. Der Stern R136a1, der hier oben abgebildet ist, ist so ein Fall. Er
setzt einen neuen Masserekord von 265 Sonnenmassen. (vorher nahm man an
Sterne könnten nicht schwerer als 100-150 Sonnenmassen werden) Er hat in der
Million Jahre, die er existier,t schon 50 Sonnenmassen verloren und in
weniger als einer Million Jahre wird er in einer Supernova explodieren. In 2
Millionen Jahren hat dieser Stern über 200 Sonnenmassen fusioniert, während
die Sonne 8-10 Milliarden Jahre mit ihrem Wasserstoff im Kern auskommt, der
weitaus weniger als eine Sonnenmasse ausmacht.
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 Einzellern. 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.
ÜÜbrig bleiben 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 Spektralklasse G2 gehört. Das sind etwa 5-10% aller Sterne. Diese Sterne müssen eine Lebensdauer haben, bei denen sich die Leuchtkraft nicht drastisch verändert (sie steigt bei allen Sternen im Laufe des Lebens an, als die Sonne entstand, hatte sie nur 75% der heutigen Leuchtkraft), die mindestens so lange ist, dass Leben über das Einzellerstadium heraus sich bilden kann. Das dauerte auf der Erde über 2 Milliarden Jahre.
Eine weitere Einschränkung ist auch das Spektrum. Die Spektralklassen sind nach Oberflächentemperatur geordnet. Ganz heiß sind die "O-Sterne". Sie haben Oberflächentemperaturen von 30.000 bis 52.000 K. Die kühlsten der Hauptreihe sind die sehr zahlreichen M-Zwerge mit Oberflächentemperaturen von 2000 bis 3350 K. Das Maximum der Strahlung verschiebt sich entsprechend. Die Sonne hat ihr Maximum bei 502 nm im grünen Spektralbereich, da sie eine Oberflächentemperatur von 5778 K hat. Sterne unterhalb ihrer Spektralklasse sind heißer und ihr Strahlungsmaximum verschiebt sich erst ins Blau und liegt bei über 7600 K im ultravioletten. Die energiereiche ultraviolette Strahlung zerstört alle organischen Moleküle, weshalb man mit UV-Strahlen auch Wasser entkeimt. Umgekehrt haben die M-Zwerge ihr Strahlungsmaximum im roten und infraroten Strahlungsbereich. Der größte Teil des Lichtes hat dann eine Energie die nicht ausreicht viele chemische Bindungen katalytisch zu spalten, wie dies für die Photosynthese notwendig ist. Auch sie sind daher (neben anderen Faktoren) nicht geeignet für Leben. Die Spektralklassen kann man sich übrigens recht einfach mit folgendem Satz merken: "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart". Die Spektralklassen R-S gehören nicht mehr zur Hauptreihe.
Gehen wir nun über zu den Planeten.
Bis
vor zwanzig Jahren kannten wir nur unser Sonnensystem als Beispiel für ein
Planetensystem. Seitdem haben wir über 130 weitere entdeckt. Das
Grundproblem ist, das trotz immer stärker verfeinerter Messtechnik wir noch
nicht in der Lage sind, einen Planeten von der Größe und Entfernung von der
Sonne wie unsere Erde bei einem anderen Stern zu entdecken. Bis auf wenige
Ausnahmen wurden die meisten Planeten durch ihre gravitativen Auswirkungen
auf den Stern bestimmt, wobei es verschiedene Methoden gibt. Nur ist die
Auswirkung der Erde zu gering. Heute (2012) liegt die Nachweisgrenze bei
etwa 11-facher Erdmasse in der Distanz von 1AE um einen Stern. Man kann eine
zweite "Erde" näher am Stern entdecken, nur wäre dann zu heiß für die
Entstehung von Leben.
Was wir bisher kennen, sind sehr schwere Gasriesen. Einige sind so nahe am Stern, dass sie regelrecht verdampft werden. Mit fortschreitender Verbesserung der Instrumente kennen wir auch "Supererden", also Planeten aus Gestein, aber vielfacher Erdmasse. Sie sind genauso ungeeignet für Leben. Es ist nicht die Gravitation (eine Supererde mit 10-Facher Erdmasse und einer mittleren Dichte von 8 g/cm³ (sie nimmt wegen der Kompression durch den Druck zu, je schwerer ein Planet ist) hätte einen Durchmesser von 24.200 km und eine Oberflächengravitation von 27,3 m/s) sondern dass dieser Planet viel bessere Chancen hat, Gase zu binden. Er hätte eine dichte Atmosphäre mit einem hohen Treibhauseffekt./p>
WWas passieren kann, wenn dies vorliegt, oder man außerhalb der habitablen Zone ist, also einer Zone, die geeignete Oberflächentemperaturen zu ergeben, zeigt sich an der Venus.
Die Venus wäre, wenn sie keine Atmosphäre hätte, noch in der habitablen Zone, die meist mit Oberflächentemperaturen von 0 bis 100°C verknüpft wird. Ohne Atmosphäre wäre es dort im Mittel 38°C warm. Wenn unsere Erde an dieser Stelle wäre, dann wären es 56°C. Doch durch den Treibhauseffekt konnte auf der Venus niemals Wasser auskondensieren. Es kam zu einer Rückkopplung, in der immer höhere Oberflächentemperaturen immer mehr Gase freisetzten, bis schließlich die Atmosphäre so heiß wurde, dass Wasser mit dem Gestein, vor allem Metallen reagierte. Das zeigt, dass die habitable Zone durchaus ein schwammiger Begriff ist. Die Venus liegt eigentlich drinnen, genauso ist es auf dem Mars am Äquator noch 0°C warm, und wenn er eine dichtere Atmosphäre, wie unsere hätte, wäre er auch drin. Aber beide sind unbelebt. Auch die obere Temperaturgrenze von 100°C ist sehr hoch angesetzt. Es gibt Bakterien, die diese Temperaturen tolerieren, doch höhere Lebewesen bekommen schon bei 60°C Probleme, weil dann die ersten empfindlichen Eiweißverbindungen denaturiert werden. Bei der Pasteurisierung von Milch reichen schon 72 bis 75°C über nur 15 Sekunden aus, um fast alle Bakterien abzutöten. Umgekehrt existiert Leben in den arktischen Gewässern, aber bei nur +2°C Wassertemperatur wachsen dort Korallen, aber auch Seesterne etc. im Zeitlupentempo. Kälte kann von Lebewesen zwar besser ertragen werden als Hitze, aber sie hat den Nachteil, dass aufgrund der niedrigen Temperatur alle Stoffwechselvorgänge langsamer ablaufen. Von irdischen Organismen im Einzellerstadium weiß man, dass 10°C mehr oder weniger die Stoffwechselrate halbiert oder verdoppelt. Auf einem Planeten der Temperaturen gerade über dem Gefrierpunkt aufweisen würde, würde die Entstehung von Leben daher sehr lange dauern.
Unser Sonnensystem ist ein Paradebeispiel, was alles nötig ist, um Leben zu ermöglichen. Der Mars ist zu klein, und ohne Magnetfeld nicht vor der kosmischen Strahlung geschützt. Kein Magnetfeld hat auch der Merkur, der zu sonnennah ist und zu heiß. Zudem hat er auch keine Atmosphäre und die nahe Position an der Sonne führte zu einer gebundenen Rotation - ein Tag dauert auf Merkur glatte 176 Tage. Die Venus hat auch kein Magnetfeld, sie ist aber groß genug eine Atmosphäre zu halten, doch durch ihre sonnennahe Position ist es durch die dichte Atmosphäre auf ihr heißer als auf dem Merkur. Zudem rotiert sie retrograd in 243 Tagen um die Achse. Der Mars wiederum ist zu klein um eine Atmosphäre zu halten, die Oberfläche durch kosmische Strahlung sterilisiert und reich an Peroxiden und anderen oxidierenden Substanzen. Der kleine Planet kühlte auch schnell aus und hat ebenfalls kein Magnetfeld./p>
Damit man als erdähnlicher Planet ein schützendes Magnetfeld hat, benötigt man entweder eine sehr hohe Masse, dann bleibt der Eisenkern lange Zeit flüssig und natürliche, langsame Strömungen induzieren ein Magnetfeld oder einen großen Mond, der durch die Gezeitenkräfte den flüssigen Kern in Rotation hält. Unser Mond, das wissen wir, entstand mit viel Glück. Es war ein seitlicher Treffer eines marsgroßen Protoplaneten, der die Erde traf. Wäre er nicht seitlich erfolgt, so wäre die Erde gesprengt worden. Hätte er die Erde nur gestreift, so wäre nicht der Mond entstanden.
Unser Mond hat sehr weitreichende Folgen auf die Entstehung von Leben
gehabt. Zum einen stabilisiert er die Rotationsachse. Beim Mars schwankt die
Neigung der Rotationsachse zur Umlaufbahn zwischen 0 und 80 Grad. Zum
Zweiten induziert er das Magnetfeld. Er verhindert, dass der Keren wie bei
der Venus erkaltet und Strömungen zum Erliegen kommen. Der Mond zieht nicht
nur das Wasser an und erzeugt so Ebbe und Flut, er wirkt auch auf das
Gestein und bewirkt so, dass der Kern der Erde zumindest teilweise flüssig
ist und das Eisen, aus dem verwiegend besteht sich bewegt und so ein
Magnetfeld induziert. Das Magnetfeld schützt uns vor dem Sonnenwind und auch
einem Teil der kosmischen Strahlung. Sie dringt bei der Venus, die sonst in
Größe und Masse der Erde ähnelt, bis zur Atmosphäre vor. Der Mond hat auch
die Rotationsgeschwindigkeit abgebremst. Die Erde rotierte kurz nach ihrer
Entstehung in nur wenigen Stunden um die eigene Achse. Der Gezeiteneffekt
sorgte für enorm, hohe Flutwellen, welche das Gestein zu Sediment
zerkleinerten und viele Metalle in das Wasser spülten, die dann zu
Substraten des ersten Lebens wurden, das chemautothrop war. Allerdings
dürfte diese schnelle Rotation erst durch den Einschlag des Protoplaneten
induziert worden sein. Der Mars ohne großen Mond rotiert auch in 24 Stunden
um die eigene Achse.
Auch Jupiter hat in unserem Sonnensystem eine wichtige Rolle. Er ist der "Staubsauger" im Sonnensystem. Kometen, aber auch Planetoiden, die auf exzentrischen Bahnen die Sonne umkreisen, werden bevorzugt von ihm aufgesammelt. Wir sehen das noch heute. So den Einschlag von Shoemaker-Levy oder die Bahnänderung des Kometen Wild 2 im Jahre 1974 nach einer Begegnung von Jupiter. Wir sehen das auch im Sonnensystem. Es gibt einige Tausend Asteroiden in Erdnähe (sogenannte Near Earth Objects NEO), dazu 500.000 Asteroiden im Hauptgürtel und inzwischen auch über 1000 Transneptun Objects (TNO), da wir nur die größten in dieser Entfernung entdecken können, schätzt man ihre Zahl auf über 100.000. Aber es gibt nur 183 Centauren mit Umlaufbahnen zwischen Jupiter und Neptun. Jupiter ist einerseits nahe genug an der Sonne, dass es eine große Wahrscheinlichkeit für eine nahe Passage gibt, andererseits noch weit genug von der Erde entfernt, dass er ihre Umlaufbahn nicht langfristig verändert.
Insgesamt ist also nicht nur wichtig, dass ein Planet in einer habitablen Zone ist, sondern auch welche Umgebung er hat, d.h., ob er einen Mond aufweist, ob es einen Gasplaneten in sicherer, aber nicht zu großer Entfernung gibt. Weiterhin wird wichtig sein, welche Rotationsperiode er hat - wenn er sich in 243 Tagen wie die Venus dreht, dann dürften die Tag/Nachtunterschiede extrem sein, interessant wird sein, wie Pflanzen damit zurechtkommen, schließlich sind sie dann 240 Tage lang Fraßfeinden ausgesetzt, ohne neue Energie für Abwehrstoffe etc. bilden zu können. Im positiven Fall ist auf der Nachtseite nur über Monate nur "Winter", im negativen Fall können auf der Nachtseite die Temperaturen extrem tief fallen.
Ob und wie viele Planeten, es wie die Erde gibt, wie weit sie von dem Stern entfernt sind, und ihre Oberflächentemperaturen und Zusammensetzung, dass müssen Weltraummissionen klären. Um erdgroße Planeten in 1 AE Distanz von einem Stern der F-K-Klasse, also einem kleinen Stern nachzuweisen, braucht man eine viel höhere Empfindlichkeit als heute möglich ist. Dies kann man nur im Weltraum erreichen, von Untersuchungen des Planeten neben dem Stern ganz zu schweigen. Dort ist es möglich zum einen den Zentralstern abzudecken ohne das Streulicht dann den Planeten überstrahlt. Selbst wenn man im Infrarotbereich sucht, wo der Planet heller als im sichtbaren Bereich ist, so ist der Stern doch um ein Vielfaches heller als der Planet. Die bisherigen Aufnahmen von Exoplaneten um Formalhaut (Hubble) und 2MASSWJ1207334-393254, einem braunen Zwerg haben Planeten abgebildet, die weit jenseits der habitablen Zone ihre Kreise ziehen. Bei Formalhaut zwischen 17 und 34,5 Milliarden Kilometern (Umlaufszeit 872 Jahre) und bei 2MASSWJ1207334-393254 in 8,2 Milliarden Kilometern Entfernung. Dieser Planet war nur nachweisbar, weil er nicht einen Hauptreihenstern, sondern einen brauen Zwerg, einen Stern, der nur "glimmt“, da er nicht das Wasserstoffbrennen zünden konnte, sondern von der Fusion von Deuterium zu Helium lebt. Beide Planeten würden, wenn man sie in das Sonnensystem verpflanzen würde, im Kuiper-Gürtel ihre Kreise ziehen.
Interferometrische Messungen, bei denen man mehrere Teleskope miteinander koppelt und so eine Auflösung erhält, die dem Abstand der Teleskope entspricht, könnte es erlauben erdähnliche, sonnennahe, Planeten wirklich direkt abzubilden. Die Technik wird seit Jahrzehnten bei Radioteleskopen genutzt, doch wegen der anderen Natur von Licht und dem Streueffekt der Atmosphäre hat man im sichtbaren Bereich auf der erde dies noch nicht erreicht. Das VLT erprobt die Technik seit Jahrzehnten, doch ein Durchbruch blieb bisher außer in Spezialfällen für sehr leuchtkräftige Objekte aus.
Alles, was bisher entdeckt wurde, war nicht mit unserem Sonnensystem zu vergleichen. Große Gasriesen, oftmals mit sehr sternennahen Umlaufbahnen dominieren die Liste. Dann gibt es einige "Supererden", doch auch sie sind nicht mit unserer Erde vergleichbar. Das liegt natürlich in der Natur der Sache, denn bisher könnten wir eine zweite Erde nicht nachweisen, geschweige den abbilden. Immerhin gelingt es von einigen Planeten Spektren zu gewinnen und so sicher zu sagen, dass sie aus Gestein und nicht aus Gas bestehen. Diese Supererden kennen wir nicht. Es ist gut möglich, dass sie mit viel Wasser bedeckt sind oder eine sehr dichte Atmosphäre haben. Die Letzte kann einen starken Treibhauseffekt auslösen. Die Ozeane können, wenn sie den ganzen Planeten bedecken bewirken, dass im Wasser fast keine Mineralstoffe vorhanden sind, die Lebewesen für Enzyme aber auch Gerüststrukturen brauchen. Bei uns werden diese dauernd mit dem Regen aus dem Festlandgestein ausgewaschen. Trotzdem gibt es im Ozean einen Eisenmangel - das sehr häufige Element sinkt zu schnell herab. Es gab sogar schon Vorschläge die Klimaerwärmung zu verlangsamen, indem man die Ozeane großflächig mit Eisensulfat "düngt" und so das Algenwachstum ankurbelt - die Algen sinken dann zum Boden, sedimentieren und das Kohlendioxid ist aus dem Oberflächenkreislauf entzogen worden.
Leider wurden die meisten Projekte eingestellt. Eddington und Darwin von der ESA und der Terrestial Planet Finder von der NASA. Übrig blieb GAIA, eine Astronometriemission wie Hippacros der ESA. Sie wird als "Nebeneffekt" noch mehr Exoplaneten finden. Sie ist aber nicht ausgelegt nach diesen zu suchen, sondern soll Helligkeit und Position der Sterne feststellen.
Was alle Missionen nicht können, ist Leben nachzuweisen. De Fakto gibt es hier zwei Positionen. Die Verbreitetere ist, das Leben „automatisch“ entsteht, wenn die Bedingungen hinsichtlich Temperatur, Nährstoffsubstraten und Energie gegeben sind. Die Befürworter postulieren daher auch das es Leben noch an anderen Orten im Sonnensystem geben könnte oder gegeben hat. Mars, Europa und Titan werden öfters genannt, aber auch Jupiter und Venus werden nicht ausgeschlossen.
Die andere Fraktion vertritt die Meinung, dass die Entstehung von Leben, nachdem was wir über die heimische Evolution wissen, ein ziemlicher Glücksfall war, da unter den Bedingungen der Urerde Makromoleküle eher zerstört als gebildet wurden. Auch dafür kann man Argumente finden. So verwenden alle Lebewesen, egal ob Bakterium, Pflanze oder Tier denselben genetischen Code, und sind aus denselben Bausteinen aufgebaut. Wenn Leben so spontan besteht, warum stammt dann alles nur von einer „Urzelle“ ab und bildeten sich nicht verschiedene Urzellen, die dann zu verschiedenen Lebensformen führten?
Eventuell wird man ja doch noch einen Planeten mit intelligentem Leben finden, dem Ersten in der Milchstraße. Denn das die Menschheit "intelligent" ist, darf bezweifelt werden. Der Neandertaler lebte über 250.000 Jahre im Einklang mit der Umwelt. Der moderne Mensch hat zuerst alle Großsäugetiere ausgerottet, egal wohin er kam, dann beginnend mit der "neolithischen Revolution" - der Einführung der Landwirtschaft vor rund 13.000 Jahren das komplette Umgestalten erst ganzer Landstriche, dann des ganzen Planeten, nur um immer mehr landwirtschaftliche Fläche zu gewinnen. Das muss enden, wenn es keine weitere Fläche mehr gibt. Dann kommt es zum Crash. Also intelligent sieht bei mir anders aus ...
James Kaler: Sterne: Die physikalische Welt der kosmischen Sonnen. ISBN
3827410460
Rudolf Kippenhahn; 100 Milliarden Sonnen, ISBN 376322596X
George Geeenstein: Die zweite Sonne, ISBN 3423114142
Isaac Assimov: Die schwarzen Löcher, ISBN 3404600835
Artikel erstellt am 18.11.2012
Lang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.
2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.
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