Das James-Webb-Weltraumteleskop ist in der Lage, die „kohlenstoffhaltigen“ Atmosphären von Exoplaneten nach außerirdischem Leben zu durchsuchen. „Wir haben eine Möglichkeit herauszufinden, ob es auf einem anderen Planeten flüssiges Wasser gibt. Und das können wir in den nächsten Jahren erreichen.“
Ein Forscherteam, darunter Wissenschaftler des Massachusetts Institute of Technology (MIT) und der University of Birmingham, schlägt vor, dass, wenn felsige Welten wie die Erde außerhalb des Sonnensystems weniger Kohlendioxid in ihrer Atmosphäre haben als andere Planeten im selben System, Dies kann ein Zeichen dafür sein, dass sie flüssiges Wasser enthalten. Und wie wir aus der Entstehung des Lebens auf unserem Planeten und den Bedingungen wissen, die für die Erhaltung des Lebens hier notwendig sind, ist das Vorhandensein von flüssigem Wasser ein Schlüsselindikator für die potenzielle Bewohnbarkeit.
Während die Suche nach wichtigen chemischen Komponenten, die auf die Bewohnbarkeit von Exoplaneten hinweisen, nur innerhalb der Möglichkeiten der aktuellen Technologie liegt, ist abgereichertes Kohlendioxid ein Anzeichen, das das JWST nun entdecken will.
Das James Webb-Weltraumteleskop ist ein umlaufendes Infrarot-Observatorium. Das größte Weltraumteleskop mit dem größten Spiegel, der jemals von der Menschheit gestartet wurde. Ursprünglich als „Weltraumteleskop der nächsten Generation“ bezeichnet. Start: 25. Dezember 2021.
Astronomen haben herausgefunden, dass selbst in den ältesten Galaxien des Universums komplexe organische Verbindungen vorhanden sind. Wissenschaftler machten diese Entdeckung, als sie Daten untersuchten, die das umlaufende James-Webb-Teleskop bei Beobachtungen der Galaxie SPT0418-47 im Sternbild Stunden und etwa 12 Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt gesammelt hatte.
Mit Stand vom 6. Dezember 2021 befanden sich 59 bestätigte Exoplaneten im Katalog der bewohnbaren Exoplaneten. Zum Vergleich wurden die Erde und drei weitere terrestrische Planeten des Sonnensystems in die Liste aufgenommen.
Das Grundniveau der Vitalität ist ein Parameter, der die wasserthermische Eignung des Planetenklimas für die Existenz terrestrischer Produzenten (Vegetation) bestimmt. Der Parameter nimmt einen Wert im Bereich von 0 bis 1 an, wobei „1“ die geeignetsten Lebensbedingungen darstellt und von der Oberflächentemperatur und der relativen Luftfeuchtigkeit abhängt. Der Wert „1“ wird Planeten mit einer durchschnittlichen Oberflächentemperatur von 25 °C zugewiesen, was für die meisten Pflanzenarten am optimalsten ist; „0“ – Planeten mit Temperaturen über 50 °C und unter 0 °C. Bei Exoplaneten wird nur die Temperaturkomponente verwendet und es wird angenommen, dass auf dem Planeten Wasser vorhanden ist.
Die Entfernung von der bewohnbaren Zone ist ein Parameter, der die Entfernung des Planeten vom Zentrum der bewohnbaren Zone des Muttersterns bestimmt. Planeten in der bewohnbaren Zone haben Werte von −1 bis +1, wobei „0“ das Zentrum der bewohnbaren Zone bezeichnet und −1 und +1 ihre inneren und äußeren Ränder angeben. Die Entfernung von der bewohnbaren Zone ist eine Funktion der Leuchtkraft des Sterns, seiner Temperatur und der Entfernung zum Planeten.
Die Zusammensetzung der bewohnbaren Zone ist ein Parameter, der die Gesamtzusammensetzung des Exoplaneten bestimmt. Werte nahe 0 weisen auf Körper hin, die aus einer Mischung aus Eisen, Stein und Wasser bestehen. Werte unter −1 weisen auf Körper hin, die hauptsächlich aus Eisen bestehen, und Werte über +1 weisen auf Körper hin, die hauptsächlich aus Gas bestehen. HZC hängt von Masse und Radius ab.
Die Atmosphäre der bewohnbaren Zone ist ein Parameter, der die Fähigkeit eines Exoplaneten charakterisiert, eine Atmosphäre aufrechtzuerhalten. Werte unter −1 weisen auf Körper mit wenig oder keiner Atmosphäre hin. Werte über +1 weisen auf Körper mit einer dichten Wasserstoffatmosphäre hin (z. B. Gasriesen). Werte zwischen −1 und +1 weisen wahrscheinlich auf eine lebensfähige Atmosphäre hin, 0 weist jedoch nicht unbedingt auf ideale Bedingungen hin. HZA hängt von der Masse, dem Radius, der Umlaufbahn des Planeten und der Leuchtkraft des Sterns ab.
Die Planetenklasse ist ein Parameter, der Planetenkörper als Kombination aus drei Temperaturklassen und sieben Massenkategorien charakterisiert. Die Temperaturklasse hängt von der Position des Planeten relativ zur bewohnbaren Zone ab und kann drei Arten haben: heiß, warm und kalt (warm entspricht der bewohnbaren Zone). Die Massenkategorie ist in folgende Typen unterteilt: Asteroid, Merkur, Mini-Erde, Erde, Super-Erde, Neptun und Jupiter. Die Klassifizierung kann auf Exoplaneten (einschließlich Satelliten) sowie auf alle Planeten im Sonnensystem angewendet werden.
Die Bewohnbarkeitsklasse ist ein Parameter, der eine Klassifizierung ausschließlich bewohnbarer Welten (erdähnliche Planeten in der bewohnbaren Zone) darstellt und aus fünf Temperaturkategorien besteht:
– Hypopsychroplaneten (Klasse hP, sehr kalte Planeten) – Temperatur von −50 °C und darunter;
– Psychroplaneten (Klasse P, kalte Planeten) – Temperatur von −50 bis 0 °C;
– Mesoplaneten (Klasse M, Planeten mit gemäßigten Temperaturen, ein typischer Mesoplanet ist die Erde) – Temperatur von 0 bis 50 ° C;
– Thermoplaneten (Klasse T, heiße Planeten) – Temperatur von 50 bis 100 °C;
– Hyperthermoplaneten (Klasse hT, sehr heiße Planeten) – Temperaturen ab 100 °C.
Diese Benennungsmethode wurde der Mikrobiologie entlehnt, wo sie zur Klassifizierung von Mikroorganismen nach der für ihr Wachstum günstigen Temperatur verwendet wird. Zur Klasse M gehören Planeten mit Oberflächentemperaturen zwischen 0 und 50 °C, die zur Unterstützung komplexer Lebensformen geeignet sind. Andere Klassen implizieren Bedingungen, die nur für Extremophile geeignet sind. Die universelle Klasse NH wird verwendet, um unbewohnbare Planeten zu kennzeichnen.
Es gibt auch eine Vielzahl terrestrischer Exoplaneten:
– Super Erde.
Eine Supererde (oder Supererde) ist eine Klasse von Planeten mit einer Masse, die größer als die der Erde, aber kleiner als die Masse von Neptun ist. Planeten dieser Art wurden erst vor relativ kurzer Zeit in der Umgebung anderer Sterne entdeckt. Supererden haben relativ kleine Massen und sind mit der Doppler-Spektroskopie schwer nachzuweisen. Supererden wurden in jedem dritten vom Kepler-Teleskop entdeckten Planetensystem gefunden, was Wissenschaftler zu Spekulationen über die Gründe für ihr Fehlen im Sonnensystem veranlasste. Dieser Begriff impliziert keine spezifischen Merkmale wie Oberflächentemperatur, Zusammensetzung, Orbitalparameter, Bewohnbarkeit oder das Vorhandensein bestimmter Ökosysteme. Die Grenze zwischen Supererden und Gasriesen ist fließend und wird auf etwa 10 Erdmassen geschätzt.
– Mega-Erde.
Mega-Earth ist ein massereicher terrestrischer Exoplanet, der mindestens zehnmal so groß ist wie die Masse der Erde. Megaerden sind deutlich massereicher als Supererden. Der Begriff Mega-Erde wurde erstmals 2014 nach der Entdeckung des Exoplaneten Kepler-10 c geprägt, dessen Masse mit der von Neptun vergleichbar ist und dessen Dichte deutlich über der der Erde liegt.
– Mini-Erde.
Mini-Erde ist ein Planet, der deutlich weniger Masse hat als Erde und Venus. Im Sonnensystem gehören zu dieser Planetenart Mars und Merkur. Aufgrund ihrer geringen Masse sind Planeten dieser Art mit der Radialgeschwindigkeitsmethode kaum zu entdecken, daher ist die Transitmethode derzeit die effektivste.
– Planet-Ozean.
Ein Ozeanplanet ist eine Art Planet, der hauptsächlich aus Eis, Gestein und Metallen besteht (zur Vereinfachung des Modells in etwa gleichen Massenanteilen). Abhängig von der Entfernung zum Mutterstern können sie bis zu einer Tiefe von 100 km vollständig von einem Ozean aus flüssigem Wasser bedeckt sein (der genaue Wert hängt vom Radius des Planeten ab), in größeren Tiefen wird der Druck so groß, dass das Wasser dies kann existiert nicht mehr in flüssigem Zustand und verfestigt sich und bildet Eismodifikationen wie Eis V, VI, VII, X und andere. Bisher wurde nur ein solcher Planet entdeckt – GJ 1214 b.
– Chthonischer Planet.
Ein chthonischer Planet oder Jupiter, der seine Gashülle verloren hat, ist eine hypothetische Klasse von Exoplaneten, die aus einem Gasriesen durch die Verdunstung von Gasen aus seiner Atmosphäre entstanden sind. Eine solche Verflüchtigung kommt bei heißen Jupitern aufgrund ihrer extremen Nähe zum Stern vor – der Planet verliert allmählich seine Atmosphäre. Dadurch bleibt vom Gasriesen nur ein kleiner felsiger oder metallischer Kern übrig und der Planet wird zu einem terrestrischen Planeten. Ein Beispiel für einen Planeten, der seine gasförmige Hülle verliert, ist HD 209458 b (Osiris).
– Atomwaffenfreier Planet.
Ein atomwaffenfreier Planet ist ein hypothetischer Typ eines terrestrischen Planeten, dessen Vertreter überhaupt keinen metallischen Kern haben. Der gesamte Planet (oder sein fester Teil) besteht in diesem Fall standardmäßig nur aus einem riesigen Mantel. Da ein atomwaffenfreier Planet keinen Kern hat, fehlt ihm auch ein Magnetfeld. Zudem sollte es etwas kernhaltiger sein. Doch im gegenwärtigen Stadium der Exoplanetenforschung ist es unmöglich, zwischen atomwaffenfreien und kernhaltigen Planeten zu unterscheiden.
– Eisenplanet.
Ein Eisenplanet ist eine Art terrestrischer Exoplanet, der hauptsächlich aus einem eisenreichen Kern besteht, gefolgt von einer dünnen Mantelschicht oder keinem Mantel. Der ähnlichste astronomische Körper dieser Art im Sonnensystem ist Merkur, es ist jedoch wahrscheinlich, dass im Universum größere Eisen-Exoplaneten existieren.
– Kohlenstoffplanet.
Ein Kohlenstoffplanet ist ein theoretischer Typ eines erdähnlichen Exoplaneten, der vom amerikanischen Astrophysiker Mark Kuechner vorhergesagt wurde. Voraussetzung für die Entstehung solcher Planeten ist ein hoher Kohlenstoffgehalt in der protoplanetaren Scheibe und ein niedriger Sauerstoffgehalt. In Bezug auf die chemischen Eigenschaften wird sich ein solcher Planet deutlich von terrestrischen Planeten wie Erde, Mars und Venus unterscheiden, die hauptsächlich auf der Basis von Silizium und Sauerstoff aufgebaut sind und in ihrer Zusammensetzung nicht viel Kohlenstoff enthalten.
– Ein mit Lava bedeckter Planet.
Ein Lavaplanet ist ein hypothetischer Typ eines erdähnlichen Exoplaneten, dessen Oberfläche teilweise oder vollständig mit geschmolzener Lava bedeckt ist. Ein solcher Planet kann existieren, wenn er sich sehr nahe an seinem Mutterstern befindet und/oder ständig durch Gezeitenkräfte erhitzt wird. Darüber hinaus kann jeder terrestrische Planet vorübergehend in den Zustand eines Lavaplaneten übergehen, wenn der Planet kürzlich eine Kollision mit einem anderen großen Weltraumobjekt erlebt hat und die Oberfläche noch nicht abgekühlt ist.
– Wüstenplanet.
Wüstenplanet – Ein Planet mit einem primären Biom, der überwiegend ein Wüstenklima mit wenig oder keinem natürlichen Niederschlag aufweist. Ein typischer Wüstenplanet ist der Mars. Viele terrestrische Planeten würden nach dieser Definition als Wüstenplaneten gelten. Der Begriff wird jedoch häufig für Wüstenplaneten verwendet, auf denen Leben möglich ist.
– Waisenplanet (felsig).
Ein verwaister Planet (andere mögliche Namen sind Schurkenplanet, Planemo, Wanderplanet, interstellarer Planet, frei schwebender Planet, frei fliegender Planet, Quasiplanet oder einsamer Planet) ist ein interstellares Objekt, dessen Masse mit der eines Planeten vergleichbar ist hat eine kugelförmige Form und ist im Wesentlichen ein Planet, aber nicht gravitativ an einen Stern, einen Braunen Zwerg oder einen anderen Planeten gebunden (obwohl er Satelliten haben kann). Befindet sich ein solcher Planet in einer Galaxie, kreist er direkt um den galaktischen Kern (die Umlaufzeit ist meist sehr lang). Ansonsten sprechen wir von einem intergalaktischen Planeten, und der Planet umkreist nichts.
– Super-Io.
Super-Io ist eine vorgeschlagene Klasse erdähnlicher Exoplaneten mit erhöhter vulkanischer Aktivität. Die Oberfläche dieser Planeten verändert sich ständig durch das von Vulkanen ausgeworfene Material, was aufgrund der großen Schwefelmenge auf der Oberfläche, die mit einem kontinuierlich aktiven Vulkanismus verbunden ist, an einen der vier Galileischen Monde des Jupiter, Io, erinnert. Diese Ähnlichkeit ist der Grund, warum die Klasse der Exoplaneten ihren Namen erhielt.
– Super-Venus
Super-Venus ist eine vorgeschlagene Klasse erdähnlicher Exoplaneten mit einer dichten Treibhausatmosphäre. Es hat ein schwaches Magnetfeld. Dabei wird Wasserdampf (durch Sonneneinstrahlung in einzelne chemische Elemente gespalten) durch den Sonnenwind in den interplanetaren Raum getragen. Es wurde festgestellt, dass die Atmosphäre des Planeten Venus immer noch Wasserstoff und Sauerstoff verliert. Ohne viel Wasser auf dem Planeten wird seine Atmosphäre mit Kohlendioxid gesättigt. Vor Millionen von Jahren war die Erdatmosphäre auch reichlich mit Kohlendioxid gesättigt, das bei Vulkanausbrüchen aus dem Erdinneren freigesetzt wurde. Doch mit dem Aufkommen von Pflanzen auf der Erde wurde Kohlendioxid immer stärker gebunden, da es zur Bildung von Pflanzenmaterial genutzt (und dann in Form von Kohle und Kalkstein vergraben) wurde. Der hohe Gehalt an freiem Kohlendioxid in der Atmosphäre der Venus deutet offenbar darauf hin, dass es dort nie organisches Leben wie auf der Erde gegeben hat.
