Leben auf anderen Planeten? | The University of Chicago Magazine

Ist Leben auf anderen Welten möglich? Wenn andere Planeten das Leben, wie wir es hier auf der Erde kennen, chemisch unterstützen können, wie hängt das mit dem Ursprung des Lebens selbst zusammen?

Wissenschaftler haben lange über die Theorie spekuliert, dass das Leben in seiner primitivsten Form der nächste Schritt in der kosmischen Evolution nach der Entstehung der Planeten sein könnte. Dies ist zwar immer noch nur eine Theorie, aber neue Ideen über den Ursprung der Planeten und jüngste Entdeckungen in der Chemie haben diese Theorie gestützt.

Zum Beispiel befindet sich der Mars vierzig Millionen Meilen von der Erde entfernt, ein Planet, der kälter ist als die Erde, der keinen Sauerstoff in seiner Atmosphäre und wenig Wasser auf seiner Oberfläche hat. Ein Mensch, der auf den Mars transportiert würde, würde keuchen und sterben – und die meisten anderen bekannten Organismen würden ebenfalls zugrunde gehen.

Seit mehr als einem halben Jahrhundert beobachten Astronomen jedoch leichte jahreszeitliche Farbschwankungen auf dem Planeten; Schwankungen, die offenbar mit der Verfügbarkeit von Wasser zusammenfallen. Diese wurden als Beweis für pflanzliches Leben auf dem Mars gedeutet, Leben, das speziell an die harten Bedingungen der Marsumwelt angepasst ist. Wenn die berichteten Farbveränderungen real sind, scheint es keine andere vernünftige Interpretation zu geben.

Weitere, marginale spektroskopische Beobachtungen von W. M. Sinton deuten darauf hin, dass es auf der Marsoberfläche Moleküle mit C-H-Bindungen geben könnte. Kohlenstoff und Wasserstoff sind grundlegende Elemente für alle irdischen Organismen, und die chemische Bindung, die sie verbindet, ist für die Struktur von Proteinen, Nukleinsäuren und anderen biologischen Bausteinen unerlässlich. Ist es also möglich, dass dieselbe Art von Leben, das sich in seiner chemischen Grundausstattung ähnelt, zweimal im selben Sonnensystem entstanden ist? Obwohl einige Details spekulativ sind, ist das allgemeine Muster der kosmischen Evolution ziemlich gut bekannt.

Die kosmische Evolution beginnt mit einer riesigen kosmischen Staubwolke, wie sie heute zwischen den Sternen existiert. Eine solche Wolke weist einen „kosmischen“ Reichtum an Elementen auf, da sie hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium besteht, mit nur einer kleinen Beimischung von schwereren Elementen. Hier und da wird die Materie etwas dichter sein als in den nahen Regionen. Die diffuseren Regionen werden durch die Schwerkraft von der dichteren Region angezogen, die infolgedessen an Größe und Masse zunimmt. Wenn die Materie in Richtung des kondensierenden zentralen Kerns strömt, wird die Erhaltung des Drehimpulses dazu führen, dass die gesamte Region, der Kern und die strömende Materie, immer schneller rotiert.

Darüber hinaus wird die Temperatur des Kerns stetig ansteigen, da weiterhin große Mengen an Materie mit ihm kollidieren. Nach vielleicht hundert Millionen Jahren wird die Temperatur im Zentrum der Wolke auf etwa fünfzehn Millionen Grad angestiegen sein. Dies ist die Zündtemperatur für thermonukleare Reaktionen (wie die Umwandlung von Wasserstoff in Helium in der Wasserstoffbombe). Zu diesem Zeitpunkt wird der Kern der Wolke zu einem Stern, der sich „einschaltet“ und Licht und Wärme in den nahen Weltraum abstrahlt. Wenn die Rotation schnell genug ist, wird sich der entstehende Stern unter bestimmten Bedingungen in kleinere Teile aufspalten und ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem bilden.

Während sich der Stern bildet, gibt es immer noch eine große Staubwolke, die den Stern umgibt und mit ihm rotiert. In dieser Wolke, dem Sonnennebel, beginnen kleine, dichtere Regionen, die nahe gelegene Materie anzuziehen, wie bei der Sternentstehung. Die Protoplaneten, die aus diesen Regionen (im Gravitationsfeld des nahen Sterns) entstehen, steigen jedoch nie durch Kollisionserwärmung auf die thermonukleare Zündtemperatur auf und werden daher zu Planeten und nicht zu Sternen.

Gerard P. Kuiper, Astronomieprofessor am Yerkes-Observatorium, hat in den letzten Jahren beschrieben, wie sich Planeten auf diese Weise bilden. Bei den sich bildenden Protoplaneten besteht die Tendenz, dass die schwereren Elemente zum Zentrum hin absinken, so dass der viel reichhaltigere Wasserstoff und das Helium die Hauptbestandteile der Atmosphäre sind, die die neuen Planeten umgibt. Wenn der neu entstandene Stern „anspringt“, wird der Strahlungsdruck dazu neigen, diese Atmosphäre wegzublasen.

Wenn der Protoplanet jedoch sehr massiv oder sehr weit von der Sonne entfernt ist, kann die Anziehungskraft des Protoplaneten auf ein Gasmolekül größer sein als die Kraft der Strahlung, die versucht, es wegzublasen, und der Protoplanet kann eine Atmosphäre behalten. Diese Atmosphäre kann ein Rest der Proto-Atmosphäre sein oder durch Gasausdünstungen aus dem Inneren des Planeten entstehen. Zum Beispiel ist die gegenwärtige Atmosphäre der Erde auf Ausdünstungen zurückzuführen; die gegenwärtige Atmosphäre des Jupiters ist eine Restatmosphäre.

Auf diese Weise kann man im Allgemeinen die Atmosphären der Planeten in diesem Sonnensystem verstehen:

1. Merkur: Nicht massereich, nahe an der Sonne, behält eine vernachlässigbare Atmosphäre.
2. Venus: Massereicher als Merkur, weiter von der Sonne entfernt, enthält nur das schwere Gas Kohlendioxid.
3. Erde: Behält die leichteren Gase, Stickstoff, Sauerstoff und Wasserdampf, hat aber fast den gesamten Wasserstoff und das Helium verloren.
4. Mars: Obwohl er weiter von der Sonne entfernt ist, ist er weniger massereich als die Erde oder die Venus und behält daher im Wesentlichen nur das schwere Gas Kohlendioxid.
5. Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun: Viel weiter von der Sonne entfernt und sehr massereich, behalten sie viel Wasserstoff und Helium, während die anderen Planeten ihrs verloren haben.

Eine Tatsache über unser Sonnensystem, die die Totenglocke vieler Kosmogonien geläutet hat, ist die Tatsache, dass, obwohl über 99 Prozent der Masse des Sonnensystems in der Sonne sind, über 98 Prozent des Drehimpulses des Systems in den Planeten sind. Es ist, als ob die Rotationsträgheit von der Sonne auf die Planeten übertragen worden wäre. H. Alfven hat dies mit einer magnetischen Abbremsung der Sonnenrotation erklärt, die auf die Wechselwirkung „ihres Magnetfeldes mit dem ionisierten Sonnennebel“ zurückzuführen ist. Auf dieser Grundlage führt die Existenz eines solaren Nebels, aus dem sich Planetensysteme bilden, dazu, dass das Zentralgestirn immer langsamer rotiert.

Die Entstehung von Planeten muss nun von der Temperatur des Zentralgestirns abhängen. Ist er zu kalt, wird die Atmosphäre der Protoplaneten nicht weggeblasen, was vielleicht zur Bildung eines jupiterähnlichen, aber noch größeren und massereicheren Planetensystems führt. Ist der Stern hingegen zu heiß, wird der Strahlungsdruck den solaren Nebel schnell auflösen, so dass allenfalls kleine Planeten ohne Atmosphäre oder ein System aus Millionen winziger Asteroiden übrig bleiben. Damit sich Planeten bilden können, muss die Temperatur des Sterns zwischen diesen beiden Extremen liegen.

Es gibt noch einen weiteren Grund für die Annahme, dass es auf heißen Sternen keine Planeten gibt. Wenn die Bildung von Planetensystemen und die Verlangsamung der Sternrotation beide auf das Vorhandensein von Sonnennebeln zurückzuführen sind, dann sollte man erwarten, dass heiße Sterne, die ihre Sonnennebel auflösen und keine Planeten bilden, schneller rotieren. Genau das wird auch beobachtet! Je heißer der Stern, desto schneller die Rotation. Kühlere Sterne rotieren langsamer, als man es sonst erwarten würde.

Bei einer Temperatur von etwa 7.000 Grad, die für die so genannten F-Sterne charakteristisch ist, gibt es eine plötzliche starke Abnahme der durchschnittlichen Rotationsgeschwindigkeiten, und es ist vielleicht möglich, dass unterhalb dieser Temperatur alle Sterne genug von ihren solaren Nebeln behalten, um Planeten zu bilden (vorausgesetzt, sie haben ihre solaren Nebel nicht durch die Bildung von Doppel- oder Mehrfachsonnensystemen verbraucht).

Die Zahl solcher Sterne liegt zwischen einem und zehn Prozent der Gesamtzahl der Sterne, was darauf schließen lässt, dass es allein in unserer Galaxie bis zu zehn Milliarden Sonnensysteme gibt. Von diesen hat vielleicht ein Prozent, also 100 Millionen, Planeten wie die Erde. Wie groß ist die Wahrscheinlichkeit, dass auf diesen Welten Leben existiert?

Da das häufigste Element im Kosmos Wasserstoff ist, muss die Atmosphäre der frühen Protoplaneten eines jeden Systems viel Wasserstoff und Wasserstoffverbindungen enthalten. Die Wasserstoffverbindungen von Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff sind wahrscheinlich die am häufigsten vorkommenden Wasserstoffverbindungen in der Protosphäre. Es handelt sich dabei um Methan (CH4), Ammoniak (NH3) und Wasserdampf (H20).

Im Jahr 1953 zeigte Stanley Miller, PhD’54, damals Doktorand bei Professor Harold C. Urey, dass bei der Mischung von Wasserstoff, Methan, Ammoniak und Wasserdampf unter Zufuhr von Energie einige grundlegende organische Verbindungen entstehen. (Die Energiequelle in Protoatmosphären ist wahrscheinlich das ultraviolette Licht der Sonne, um die der Protoplanet kreist.)

Diese Verbindungen sind fast alle Aminosäuren, die biochemischen Bausteine, aus denen Proteine aufgebaut sind. Es gibt auch einige Gründe für die Annahme, dass Aminosäuren zur Bildung von Purinen und Pyrimidinen führen, die wiederum Bausteine für Nukleinsäuren sind. Proteine und Nukleinsäuren sind die beiden grundlegenden Bestandteile des Lebens, wie wir es auf der Erde kennen; Erbanlagen wie Gene und Chromosomen bestehen vielleicht ausschließlich aus Nukleinsäuren und Proteinen. Auch Enzyme, die langsame chemische Reaktionen katalysieren und damit komplexe Lebensformen ermöglichen, sind immer Proteine.

Experimente von vergleichbarer Bedeutung wie die von Miller wurden von S. W. Fox durchgeführt. Fox wendete Hitze im Bereich zwischen 100 und 200 Grad Celsius auf einfache Moleküle an, wie sie von Miller synthetisiert worden waren. Mit diesem einfachen Verfahren wurden kleine Mengen komplexer organischer Moleküle hergestellt, die zufällig in allen terrestrischen Organismen weit verbreitet sind. Fox hat vor allem Ureidobernsteinsäure hergestellt, ein wichtiges Zwischenprodukt bei der Synthese von Nukleinsäuren. Die von Fox benötigten Temperaturen können leicht durch radioaktive Erwärmung der Erdkruste erreicht werden. Es gibt Hinweise darauf, dass eine solche radioaktive Erwärmung ein normaler Teil der frühen Entwicklung aller Planeten ist.

Nun ist es wirklich erstaunlich, dass die von Miller und Fox produzierten Moleküle genau die Moleküle sind, die für die Entstehung von Leben, wie wir es kennen, notwendig sind. Es wurden fast keine Moleküle hergestellt, die nicht grundlegend an modernen irdischen Organismen beteiligt sind.

Die von Miller und Fox beschriebenen Prozesse würden wahrscheinlich auf mindestens einem Planeten jedes Sterns mit moderater Temperatur stattfinden. Alles, was man braucht, ist eine Möglichkeit, die Moleküle, die bei diesen Prozessen entstehen, an einem Ort zu sammeln, wo sie interagieren können. Ein flüssiges Medium auf der Oberfläche des Planeten erfüllt diesen Zweck in hervorragender Weise. Moleküle, die in der Atmosphäre entstehen, würden in diese Flüssigkeitskörper fallen, und Moleküle, die an Land durch Wärmeeinwirkung entstehen, würden ebenfalls dorthin gespült werden. Auch wenn Meere aus flüssigem Ammoniak oder Flusssäure dazu dienen würden, kann gezeigt werden, dass Meere aus Wasser am effizientesten wären, um die Biomoleküle aufzufangen und zu bewahren.

Der eine Planet in jedem der von uns betrachteten Systeme besaß wahrscheinlich schon früh in seiner Geschichte Meere aus flüssigem Wasser, und daher ist auf solchen Planeten die Produktion von Proteinen und Nukleinsäuren zu erwarten.

Nun haben Proteine und Nukleinsäuren einige ungewöhnliche Eigenschaften; soweit wir wissen, solche, die man bei keinem anderen Molekül findet. Sie können ein neues Molekül bilden, das nicht nur andere identische Moleküle aus der Materie, die im Meer um es herum schwimmt, konstruieren kann, sondern das, wenn es in irgendeiner Weise verändert wird, auch Kopien seiner veränderten Struktur konstruieren kann. Ein solches mutierendes, sich selbst reproduzierendes Molekül oder eine solche Ansammlung von Molekülen muss der natürlichen Selektion unterliegen. Aus diesen Gründen muss es als das erste Lebewesen auf dem betreffenden Planeten identifiziert werden.

So kann es allein in dieser Galaxie 100 Millionen Planeten geben, auf denen Organismen gedeihen, die uns zumindest biochemisch ähnlich sind. Andererseits müssen diese Organismen aufgrund der natürlichen Auslese gut angepasst sein, jeder an seine eigene Umgebung. Da selbst geringfügige Unterschiede in der Umwelt schließlich zu extremen Unterschieden in der Struktur von Organismen führen, sollten wir nicht annehmen, dass außerirdische Lebensformen irgendetwas Vertrautem ähneln. Aber es gibt Grund zu der Annahme, dass es sie gibt.