{"id":22524,"date":"2014-12-18T08:30:40","date_gmt":"2014-12-18T07:30:40","guid":{"rendered":"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/index.php\/2014\/12\/18\/gibt-es-lebensfreundliche-planeten-bei-unfertigen-sternen\/"},"modified":"2025-05-14T16:15:56","modified_gmt":"2025-05-14T14:15:56","slug":"gibt-es-lebensfreundliche-planeten-bei-unfertigen-sternen","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/index.php\/2014\/12\/18\/gibt-es-lebensfreundliche-planeten-bei-unfertigen-sternen\/","title":{"rendered":"Gibt es lebensfreundliche Planeten bei unfertigen Sternen?"},"content":{"rendered":"

Planeten bei anderen Sternen sind ganz normal<\/a> und es gibt sie quasi \u00fcberall. Da ist es durchaus wahrscheinlich, dass da auch irgendwo einer dabei ist, auf dem die Bedingungen lebensfreundlich sind. Also ein Planet, auf dem die Temperaturen in etwa denen entsprechen, die auch auf der Erde herrschen. Damit das der Fall sein kann, muss er in der sogenannten habitablen Zone<\/i> liegen. Das ist der Bereich um einen Stern, in dem die Temperaturen auf der Oberfl\u00e4che eines Planeten die Existenz von fl\u00fcssigem Wasser erlauben, vorausgesetzt es sind noch diverse andere Bedingungen (wie zum Beispiel die richtige Atmosph\u00e4re) erf\u00fcllt. Wo die habitable Zone zu finden ist, h\u00e4ngt zu einem gro\u00dfen Teil von der Leuchtkraft des Sterns ab. Leuchtet er nur schwach, muss ein Planet nahe heran r\u00fccken, damit es dort ausreichend warm ist. Ist der Stern enorm hei\u00df, ist es nur weit entfernt k\u00fchl genug f\u00fcr habitable Planeten. Bis jetzt hat man sich bei der Bestimmung der habitablen Zone meistens auf „normale“ Sterne beschr\u00e4nkt; und dabei haupts\u00e4chlich Sterne, die unserer Sonne \u00e4hneln. Das ist nicht unvern\u00fcnftig, denn sehr gro\u00dfe Sterne mit sehr hoher Leuchtkraft leben zum Beispiel nur kurz und diese Zeit reicht vermutlich nicht aus, damit sich auf etwaigen Planeten Leben entwickeln kann. Aber Sterne erscheinen ja nicht v\u00f6llig fertig im Universum. Sie m\u00fcssen erst entstehen und es kann ein wenig dauern, bis dieser Prozess abgeschlossen ist. Ramses Ramirez und Lisa Kaltenegger von der Cornell Universit\u00e4t haben sich nun \u00fcberlegt, ob sich auch schon habitable Planeten finden lassen k\u00f6nnen, bevor ein Stern fertig ist („The Habitable Zones of Pre-Main-Sequence Stars“<\/a>).<\/p>\n

<\/p>\n

Um zu verstehen, worum es geht, muss man zuerst einmal definieren, was „fertig“ bei einem Stern bedeutet. Der Entstehungsprozess von Sternen wird normalerweise recht kurz erkl\u00e4rt und das klingt meistens so: „Eine gro\u00dfe Wolke aus kosmischen Gas beginnt zu kollabieren. Sie f\u00e4llt unter ihrem eigenen Gewicht zusammen, im Inneren wird es immer dichter und hei\u00dfer. Die Atome bewegen sich mit steigender Temperatur immer schneller, bis sie irgendwann so schnell sind, dass sie bei Kollisionen nicht mehr voneinander abprallen, sondern miteinander verschmelzen. Jetzt setzt die Kernfusion ein, der Wasserstoffatome werden zu Heliumatomen umgewandelt und bei diesem Prozess wird Energie freigesetzt. Aus der „Wolke“ strahlen nun Licht nach au\u00dfen und sie ist zu einem Stern geworden.“<\/p>\n

\"HRD04\"<\/a>
Das Hertzsprung-Russell-Diagram<\/figcaption><\/figure>\n

Diese Erkl\u00e4rung ist durchaus richtig. Sie ist aber auch sehr vereinfacht. Das macht normalerweise nichts, denn wenn man nicht gerade speziell an der Entstehung von Sternen interessiert ist, dann spielen die diversen Zwischenschritte und Details bei der Entstehung keine Rolle. In diesem Fall aber ist es wichtig zu erkl\u00e4ren, was bei der Entstehung genau passiert (bzw. so genau, wie es im Rahmen eines popul\u00e4rwissenschaftlichen Blogartikels m\u00f6glich ist). Ein Stern, der den oben kurz beschriebenen Prozess abgeschlossen hat und seine eigene Energie durch Kernfusion erzeugt, wird „Hauptreihenstern“ genannt. Das bezieht sich auf einen Bereich im ber\u00fchmten Hertzsprung-Russell-Diagramm<\/i>, das ich hier ausf\u00fchrlich erkl\u00e4rt habe<\/a>. Je nach Temperatur bzw. Leuchtkraft ordnen sich fertige Sterne entlang einer konkreten Linie – der „Hauptreihe“ bzw. „Main Sequence“ – in diesem Diagramm an und bleiben dort, bis ihr Brennstoff aufgebraucht ist. Jetzt aber interessiert uns, was davor passiert und wie ein Stern auf die Hauptreihe gelangt. In dieser Phase wird der Stern „Pre-Main-Sequence Star“ oder kurz PMS-Stern genannt.<\/p>\n

Gehen wir also nochmal zur\u00fcck zum Anfang. Zuerst ist da die gro\u00dfe Wolke aus kosmischen Gas und Staub. Aus irgendwelchen externen Gr\u00fcnden (zum Beispiel dem Vorbeiflug eines Sterns irgendwo in der N\u00e4he oder einer Supernovaexplosion) verteilt sich das Gas; wird in manchen Bereichen dichter und \u00fcbt auf seine Umgebung eine gr\u00f6\u00dfere Anziehungskraft aus. Die Wolke beginnt zu kollabieren. Die Gravitationskraft dr\u00e4ngt die Atome und Molek\u00fcle also nach innen. Ihre thermische Bewegung wirkt dieser Kraft entgegen. Ist die Gravitationskraft gr\u00f6\u00dfer – und wenn die Wolke kalt genug ist, ist das immer der Fall – dann beginnt die Sternentstehung. Wenn die Wolke kollabiert, dann wird dabei Bewegungsenergie in W\u00e4rmenergie umgewandelt. Im dichteren Kern der Wolke, wo der Kollaps schneller abl\u00e4uft, entsteht also Energie bzw. W\u00e4rme, die nach au\u00dfen abgestrahlt wird. Die \u00e4u\u00dferen Schichten der Wolke sind noch d\u00fcnn und lassen die Strahlung durch. Der Kern erh\u00f6ht w\u00e4hrend dieser Phase seine Temperatur also nicht. Erst wenn auch die \u00e4u\u00dferen Schichten um den Kern herum dicht genug geworden sind, kommt die Strahlung nicht mehr nach au\u00dfen und der Kern heizt sich auf. Solange, bis ein Gleichgewicht erreicht wird: Ist die Temperatur hoch genug, damit die thermische Bewegung der Atome der Gravitationskraft entgegenwirken kann, stoppt der Kollaps.<\/p>\n

\"Der<\/a>
Der pr\u00e4stellare Kern Barnard 68 (Bild: ESO<\/a>)<\/figcaption><\/figure>\n

Jetzt hat man einen sogenannten pr\u00e4stellaren Kern<\/i> und seit dem Beginn der Sternentstehung sind etwa 10.000 Jahre vergangen. Der Kern ist noch weit davon entfernt ein echter Stern zu sein, sondern im Wesentlichen nur eine gro\u00dfe, hei\u00dfe Wolke. In unserem Sonnensystem w\u00fcrde ein typischer pr\u00e4stellarer Kern bis weit \u00fcber die Bahn des Saturns hinaus reichen. Der Kern heizt sich weiter auf. Der Wasserstoff in der Wolke hat bis jetzt meistens in molekularer Form existiert, also als Verbindung zweier Wasserstoffatome. Irgendwann ist die Temperatur aber so hoch, dass sich das Wasserstoffmolek\u00fcl in zwei einzelne Atome aufspaltet. Dabei wird Energie verbraucht und die steht nicht mehr zur Verf\u00fcgung, um die n\u00f6tige thermische Bewegung der Atome aufrechtzuerhalten, die genraucht wird, um den Kern stabil zu halten. Die Wolke beginnt erneut zu kollabieren. Die Temperaturen steigen weiter an bis sie irgendwann hoch genug sind, damit die Bewegung der nun einzelnen Atome ausreicht, um den Kollaps erneut zu stoppen. Jetzt ist der pr\u00e4stellare Kern zu einem Protostern<\/i> geworden. Der ist jetzt schon deutlich kleiner. Unsere Sonne hatte in dieser Phase ungef\u00e4hr den 1,5fachen Radius, den sie heute hat. Der Protostern hat eine Temperatur von etwa 1000 Grad – aber es wird w\u00e4rmer. Von weiter au\u00dfen f\u00e4llt aus der urspr\u00fcnglichen Wolke weiterhin Material auf den Stern und diese Akkretion<\/i> sorgt einerseits f\u00fcr einen Zuwachs an Masse und andererseits durch die Umwandlung von Bewegungsenergie f\u00fcr einen Temperaturanstieg.<\/p>\n

Das Material von au\u00dfen f\u00e4llt aber nicht nur auf den Stern; ein Teil sammelt sich auch in einer Scheibe um den Protostern und aus dieser Scheibe k\u00f6nnen Planeten entstehen. Wir haben nun also einen Protostern, der schon leuchtet und Energie freisetzt (wenn auch nicht durch Kernfusion) und Material, aus dem Planeten entstehen k\u00f6nnen. Das sind jetzt die Pre-Main-Sequence Sterne<\/i>, von denen in der Arbeit von Ramirez und Kaltenegger die Rede ist. Die PMS-Sterne leuchten erstaunlich stark, denn der Energiegewinn durch die Akkretion ist gro\u00df. W\u00e4hrend die Akkretion langsam abnimmt, wird die Leuchtkraft schw\u00e4cher, weil dem PMS-Stern jetzt nur mehr die Bewegungsnergie zur Verf\u00fcgung steht, die bei seinem eigenen Kollaps umgewandelt wird. Erst wenn sich genug Masse angesammelt hat und der PMS-Stern durch den Massenzuwachs stark genug kollabiert ist, wird sein Inneres endlich hei\u00df genug, damit die Kernfusion einsetzen kann. Jetzt ist der PMS-Stern ein Stern geworden und auf der Hauptreihe angekommen.<\/p>\n

Wie lange die PMS-Phase dauert, h\u00e4ngt von der Masse ab. Kleine Sterne, wie zum Beispiel rote Zwerge (die die Mehrheit der Sterne im Universum ausmachen), brauchen sehr lange und k\u00f6nnen bis zu 2,5 Milliarden Jahre abseits der Hauptreihe verbringen. Sterne mit gro\u00dfer Masse dagegen kollabieren schneller und hier ist die PMS-Phase mit ein paar Millionen Jahren (oder noch weniger) viel k\u00fcrzer. Wie das f\u00fcr sonnen\u00e4hnliche Sterne und rote Zwerge aussehen kann, zeigt dieses Diagramm aus der Arbeit von Ramirez und Kaltenegger:<\/p>\n

\"Ramirez<\/a>
Ramirez & Kaltenegger, 2014<\/a><\/figcaption><\/figure>\n

F-Sterne sind ein wenig massereicher als die Sonne; K-Sterne ein wenig masse\u00e4rmer und die M-Sterne sind die schon angesprochenen roten Zwerge. Auf der (logarithmischen) x-Achse sieht man das Alter der Sterne in Milliarden Jahren; auf der (auch logarithmischen) y-Achse die Leuchtkraft. Der Zeitpunkt, an dem die Sterne die Hauptreihe erreichen und „echte“ Sterne werden, ist mit einem roten Punkt gekennzeichnet. Man sieht hier sehr gut, dass zum Beispiel bei den M-Sternen auch vor diesem Zeitpunkt ein langer Zeitraum liegt, in dem die Leuchtkraft st\u00e4rker ist als in der Hauptreihenphase.<\/p>\n

Ramirez und Kaltenegger haben nun mit verschiedenen Modellen der Sternentwicklung genau berechnet, wie die Leuchtkraft der PMS-Sterne sich im Laufe der Zeit ver\u00e4ndert hat und wo und vor allem wie lange schon vor Erreichen der Hauptreihe die Bedingungen f\u00fcr lebensfreundliche Planeten geherrscht haben k\u00f6nnen. Wegen der h\u00f6heren Leuchtkr\u00e4fte ist die PMS-Habitable-Zone weiter vom Stern entfernt als sp\u00e4ter in der Hauptreihenphase. Hier sind ein paar ihrer Ergebnisse:<\/p>\n

\"Ramirez<\/a>
Ramirez & Kaltenegger, 2014<\/a><\/figcaption><\/figure>\n

Man sieht die Grenzen der habitablen Zone (x-Achse) f\u00fcr die PMS-Phase von einem F, K und M-Stern und der Sonne und wie sich die Grenzen im Laufe der Zeit ver\u00e4ndern (die y-Achse gibt die Zeit an). Neben den Grenzen sind auch noch die innere Grenze markiert, an dem es zu hei\u00df wird und ein extremer Treibhauseffekt („runaway effect“) einsetzt und auch die Schneelinie („ice line“), hinter der gro\u00dfe Gasriesen entstehen k\u00f6nnen (siehe hier<\/a>) ist eingezeichnet.<\/p>\n

Je masse\u00e4rmer der Stern, desto l\u00e4nger existiert die habitable Zone. Und gerade bei den sehr kleinen M-Sternen (die sind im Bild oben nicht mehr aufgef\u00fchrt) existiert die habitable Zone f\u00fcr so lange Zeitr\u00e4ume – bis zu 2,5 Milliarden Jahre -, dass sich problemlos Planeten und im Prinzip sogar Leben bilden k\u00f6nnte. Wenn sie dann allerdings auch nach der PMS-Phase habitabel bleiben wollen, k\u00f6nnte es ein Problem geben. Denn dort, wo sp\u00e4ter die habitable Zone sein wird, ist es zuvor noch ziemlich hei\u00df. So hei\u00df, dass auf den potentiell lebensfreundlichen Planeten ein Treibhauseffekt \u00e4hnlich dem auf der Venus einsetzen w\u00fcrde, durch den ein gro\u00dfer Teil des Wassers in der Atmosph\u00e4re und dann im All verschwinden w\u00fcrde. Es m\u00fcsste dort also entweder zuerst viel mehr Wasser angesammelt werden, damit sp\u00e4ter immer noch genug \u00fcbrig ist, wenn es k\u00fchler wird. Oder es muss nachtr\u00e4glich Wasser nachgeliefert werden, zum Beispiel durch Einschl\u00e4ge von Kometen oder Asteroiden.<\/p>\n

Die Arbeit von Ramirez und Kaltenegger zeigt auf jeden Fall, dass es sich lohnt, auch die noch nicht ganz fertigen Sterne zu beobachten, wenn man sich auf die Suche nach habitablen Planeten machen will. Mit den derzeitigen Instrumenten ist das schwer – aber wenn bald die n\u00e4chste Generation von Gro\u00dfteleskopen die Arbeit aufnimmt, k\u00f6nnte man bei jungen Sternen sehr interessante Entdeckungen machen… \t\"\"<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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