Die Sonne ist ein Stern wie Milliarden andere in unserer Milchstraße. Die acht Planeten in unserem Sonnensystem – Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun – sind wohlbekannt. Sowohl der junge Mars als auch die unter kilometerdicken Eiskrusten verborgenen Ozeane der Jupiter- und Saturnmonde kommen als mögliche Orte für die Entwicklung von Leben außerhalb der Erde in Betracht. Zukünftige Satellitenmissionen werden dort nach Spuren von Leben suchen – von vergangenem oder sogar noch existierendem.
Auch außerhalb unseres Sonnensystems geht die Suche weiter: Im Jahr 1995 entdeckten die beiden Schweizer Astrophysiker Michel Mayor und Didier Queloz als ersten Planeten außerhalb unseres Sonnensystems 51 Pegasi b, der um einen Nachbarstern der Sonne kreist. Für diese Entdeckung erhielten sie 2019 den Physiknobelpreis, und es entstand ein rapide anwachsendes neues Forschungsgebiet.
Inzwischen kennen wir über 7000 solche extrasolaren Planeten (Exoplaneten). Statistische Analysen zeigen: Planeten sind nicht etwa die Ausnahme, sondern der Normalfall.
Eigenschaften der Exoplaneten
Die bisher bekannten Exoplanetensysteme unterscheiden sich stark von unserem Sonnensystem. Bereits die zuerst entdeckten Gasplaneten mit sehr großen Massen und kurzen Umlaufzeiten von nur wenigen Tagen waren eine Überraschung, da sie sich sehr nahe an ihrem Zentralstern befinden („Heiße Jupiter“). Auf so sternnahen Umlaufbahnen können sich aber kaum große Gasriesen bilden. Deshalb glaubt man, dass diese Planeten von ihrem ursprünglichen Entstehungsort im äußeren Bereich des jeweiligen Planetensystems zu ihrem aktuellen Abstand migriert sind, sie sich also auf Spiralbahnen zum Stern bewegt haben. Die kurzen Umlaufperioden sind aber keine typischen Eigenschaften von Exoplaneten, sondern Auswahleffekte bei der Suche: Die meisten Methoden finden am leichtesten Planeten mit großen Massen und kleinen Umlaufperioden, wie auch 51 Pegasi b.
Viele weitere unerwartete Eigenschaften extrasolarer Planeten folgten. Dazu gehören u. a. sehr langgestreckte Umlaufbahnen, wie es sie in unserem Sonnensystem allenfalls bei Kometen gibt. Auch dies deutet auf Störungen der Planetenbahnen in der Entstehungszeit hin. Inzwischen gelingt es immer häufiger, auch einen zweiten, dritten oder vierten Planeten in einem Exoplanetensystem zu entdecken. Den Rekord hält gegenwärtig das System Kepler-90 mit acht bestätigten Planeten, gefolgt von Trappist-1 mit sieben Planeten. Dabei zeigt sich, dass Planetensysteme, die aus mehreren kleinen oder massearmen Planeten bestehen, häufiger sind als Systeme mit sowohl massearmen wie massereichen Planeten (wie unser Sonnensystem). Und wir finden um kleine, kühle Sterne (sogenannte M-Zwerge) meist auch nur kleine Planeten. Unsere Kenntnis der typischen „Architektur“ von Planetensystemen ist allerdings noch immer stark durch Auswahleffekte der Messmethoden beeinflusst. Ein echter „Zwilling“ unseres Sonnensystems, d. h. ein System mit ähnlicher Planetenverteilung, wurde bisher noch nicht gefunden. Darüber hinaus gibt es erste Hinweise, dass es möglicherweise auch Planeten geben könnte, die gar nicht (mehr) an einen Zentralstern gebunden sind, sondern sozusagen „freifliegend” in der Milchstraße unterwegs sind.
Mit der Verfeinerung der Entdeckungsmethoden wurde deutlich, dass die meisten Exoplaneten keine Heißen Jupiter sind. Diese machen tatsächlich nur ein Prozent der Exoplaneten aus. Die meisten extrasolaren Planeten hingegen haben Massen, die zwischen der der Erde und der des Neptuns liegen. Wir kennen heute heiße „Super-Erden“ und heiße sogenannte „Mini-Neptune“. Solche Planeten kommen in unserem Sonnensystem nicht vor. Der Exoplanet GJ367b ähnelt eher einem „Super-Merkur“ mit einer sehr hohen Dichte, also einem sehr großen Planetenkern. Andere haben mittlere Dichten, die eher den Eis-/Gasplaneten im Sonnensystem ähneln und daher eine Wasserstoffhülle haben müssen. Diese Vielfalt kennen wir bisher nur für Planeten mit kurzen Umlaufperioden (bis etwa 80 Tage, d. h. kürzer als Merkur). Der Bereich, in dem wir die Gesteinsplaneten im Sonnensystem finden, d. h. bis hin zum Erd-/Venusorbit, ist mit den meisten Methoden noch noch nicht nachweisbar. Die Kepler-Mission der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA hat zwar einige Kandidaten in diesem Bereich ermittelt. Mittlere Dichten konnten aber nicht bestimmt werden, sodass nicht sicher ist, um welchen Planetentyp es sich jeweils handelt. Diese Wissenslücke soll ab 2027 die Mission PLATO der Europäischen Weltraumagentur ESA schließen.
Mit zunehmender Messgenauigkeit ist uns heute auch die Zusammensetzung der Atmosphären einiger Exoplaneten zugänglich. Zieht ein Planet von uns aus gesehen vor seinem Stern vorbei, so läuft ein Teil des Sternenlichts durch den dünnen Atmosphärenring seines Planeten hindurch. Mit äußerst aufwendigen Messungen kann man dann feststellen, ob der Planet eine Atmosphäre hat, und teilweise sogar ihre Zusammensetzung bestimmen. Dies ist bereits für mehrere Heiße Jupiter und Mini-Neptune gelungen. Dabei wurden unter anderem Wasserstoff, Helium, Natrium, Kohlendioxid, Kohlenmonoxid und Wasser nachgewiesen. Auch das vom Planeten reflektierte Licht enthält wichtige Informationen: Es zeigt, dass die Mehrzahl der Heißen Jupiter dunkler ist als unser Jupiter. Das James-Webb-Weltraumteleskop (JWST, Seite 71) und die europäische Mission ARIEL werden unsere Kenntnis der Atmosphären erweitern.
Die Suche nach Exoplaneten
Bei der Suche nach Planeten um andere Sterne gibt es zwei große Schwierigkeiten: Die Planeten befinden sich von uns aus gesehen sehr nah an ihrem Zentralstern. Dazu kommt, dass der Stern ungefähr eine Milliarde Mal heller erscheint als sein Planet. Zwei eng nebeneinander liegende Lichtpunkte mit solch riesigem Helligkeitskontrast sind extrem schwierig nachzuweisen. Deshalb dominieren bisher indirekte Methoden bei der Suche nach Exoplaneten. Sie alle bedürfen unglaublich hoher Präzision, um die durch die Planeten erzeugten winzig kleinen Schwankungen in den jeweiligen Messgrößen nachzuweisen.
- Radialgeschwindigkeitsmethode: Stern und Planet kreisen um den gemeinsamen Massenschwerpunkt, d. h. der Stern bewegt sich periodisch auf uns zu und von uns weg. Das Signal dieser Geschwindigkeitskomponente beträgt für einen Heißen Jupiter etwa 50 m/s, für die Erde um die Sonne nur etwa 10 cm/s. Mithilfe der Keplerschen Gesetze kann eine untere Planetenmassengrenze bestimmt werden.
- Transitmethode: Wenn wir ein Planetensystem exakt von der Seite sehen, zieht der Planet periodisch vor der Sternscheibe vorbei. Dabei blockiert er einen Teil des Sternlichts. Aus der Abnahme der Sternhelligkeit kann die Größe des Planeten (im Vergleich zum Stern) bestimmt werden. Ein jupitergroßer Planet um eine Sonne verursacht einen Helligkeitsabfall von ca. 1%, eine Erde nur 0,01%. Kombiniert man dies mit der Radialgeschwindigkeitsmethode, können auch die Planetenmasse und die mittlere Dichte bestimmt werden. Dabei werden neben einigen bodengebundenen Teleskopen hauptsächlich Satellitenteleskope benutzt (von der europäischen Mission CoRoT, über die NASA-Teleskope Kepler/K2 und TESS, bis zu ESAs CHEOPS- und PLATO-Missionen).
- Astrometrische Methode: Diese Technik misst die elliptische Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt. Die (Winkel-)Radien dieser periodischen Bewegung sind allerdings extrem klein, sodass die Auflösung fast aller Teleskope nicht dafür ausreicht – mit Ausnahme des Gaia-Satellitenteleskops der ESA, dessen Datensatz mit dieser Methode bald viele Entdeckungen liefern dürfte.
- Mikrolinsenmethode: Albert Einstein hat gezeigt, dass ein Hintergrundstern durch den Gravitationslinseneffekt für kurze Zeit heller erscheint, wenn ein Vordergrundstern direkt vor ihm vorbeizieht. Hat dieser Vordergrundstern einen Planeten, zeigt sich dies ebenfalls in einer Helligkeitsveränderung. Diese Methode kann Exoplaneten mit relativ kleiner Masse jenseits der Marsbahn entdecken und ist sehr gut geeignet für statistische Analysen zur Häufigkeit von Exoplaneten. Sie ermöglicht außerdem die Entdeckung von freifliegenden Exoplaneten in der Milchstraße. Allerdings spielt der Zufall hier eine große Rolle, da Planet und Hintergrundstern sehr genau aufgereiht sein müssen. Deshalb müssen sehr viele Hintergrundsterne regelmäßig überwacht werden.
- Direkte Abbildung: Der starke Helligkeitskontrast und der kleine Winkelabstand von Stern und Planet machen eine direkte Aufnahme im sichtbaren Licht sehr schwierig. Junge Planeten strahlen allerdings insbesondere im infraroten Wellenlängenbereich heller als ältere Planeten. Mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen wurden bereits einige Planeten entdeckt (z. B. das System HR 8799 mit vier Planeten). Es werden bereits heute Konzepte für neue, große Satellitenteleskope untersucht (z. B. das Nancy Grace Roman Telescope und das geplante Habitable World Observatory HWO der NASA sowie das LIFE-Missions-Konzept in Europa), die auch kleine Planeten auf erdähnlichen Umlaufbahnen abbilden können sollen.
Gibt es eine zweite Erde?
Ein besonderer Fokus bei der Suche nach Planeten um andere Sterne liegt auf der Frage, ob es eine zweite Erde gibt. Gemeint ist ein Planet mit einer der Erde vergleichbaren Größe und Masse (also ein Gesteinsplanet wie die Erde), der sich in einer nur leicht elliptischen Bahn innerhalb der habitablen (bewohnbaren) Zone um einen sonnenähnlichen Stern bewegt. Damit ist der Bereich um einen Stern gemeint, in dem die mittlere Oberflächentemperatur eines Planeten zwischen 0 und 100 Grad Celsius liegt, sodass flüssiges Wasser existieren kann. Diese Definition ist stark vereinfacht, erlaubt aber eine erste Einordnung von neu entdeckten Planeten nur auf Basis ihrer grundlegenden Parameter: Abstand zum Stern, Masse, Radius, mittlere Dichte.
Heute kennen wir gesichert nur wenige Gesteinsplaneten in der habitablen Zone, wovon das Trappist-1-System am bemerkenswertesten ist. Alle bekannten verhältnismäßig erdähnlichen Planeten umkreisen kühle M-Zwergsterne. Gesteinsplaneten in der habitablen Zone um sonnenähnliche Sterne kennen wir bisher noch nicht. Der Nachweis von Gesteinsplaneten in der habitablen Zone ihres jeweiligen Sterns reicht allerdings bei Weitem nicht aus, um auf Leben schließen zu können. Auch moderate Oberflächentemperaturen bedeuten nur, dass diese Grundvoraussetzung für Leben gegeben ist – aber nicht, dass sich Leben auch tatsächlich entwickelt hat.
Einen Exoplaneten, der tatsächlich der Erde in allen bekannten Eigenschaften ähnelt, haben wir bisher (Stand 2024) noch nicht gefunden, und es ist auch unwahrscheinlich, jemals einen exakten „Erd-Zwilling“ zu entdecken. Aber vielleicht ist das auch gar nicht notwendig, denn auch Planeten mit etwas anderen Parametern könnten Leben hervorgebracht haben.
Bisher konnten Atmosphären nur für sehr wenige Gesteinsplaneten untersucht werden. Erste Messungen des JWST an drei Gesteinsplaneten in der habitablen Zone des Trappist-1-Systems zeigen, dass die bisher untersuchten Planeten wohl keine dichte Atmosphäre haben. Anders bei dem Sub-Neptun-Planeten K2-18b: Hier deutet der Nachweis von Methan und Kohlendioxid darauf hin, dass es sich eventuell um eine Wasserwelt mit einer darüber liegenden Wasserstoffatmosphäre handeln könnte.
Die Suche nach Leben
Das Leben auf der Erde begann vor ca. 3,5 Milliarden Jahren, also etwa eine Milliarde Jahre nach ihrer Entstehung – was im astronomischen Maßstab als kurz einzustufen ist. Nun kann man durchaus annehmen, dass diese – wenn auch teilweise unbekannten – Prozesse zur Entstehung und Entwicklung des Lebens ebenso anderswo auftreten können, wenn die Bedingungen ähnlich sind. Von daher ist es durchaus vorstellbar, dass es Leben anderswo im Universum gibt. Naheliegende Orte wären dann Exoplaneten mit ähnlichen Bedingungen wie die Erde (siehe dazu auch „Ursprünge des Lebens“ auf Seite 145).
Ist ein Planet gefunden, der die Voraussetzungen für Leben bietet, so ist die nächste Frage, wie sich tatsächliches Leben nachweisen lässt.
Wir beschränken uns im Folgenden notwendigerweise auf „Leben, wie wir es kennen“, also wie es auf der Erde vorkommt. Für unser Leben ist Sauerstoff unabdingbar. Er wird auf der Erde hauptsächlich durch die Photosynthese in Pflanzen erzeugt. So wäre die Entdeckung von Sauerstoff oder Ozon in der Atmosphäre eines Exoplaneten ein starkes Indiz für Leben, insbesondere weil molekularer Sauerstoff sehr reaktiv ist und leicht chemische Verbindungen eingeht. Er würde also relativ schnell aus der Atmosphäre verschwinden, wenn er nicht ständig nachproduziert würde. Aber es gibt auch abiotische Prozesse, die Sauerstoff hervorbringen können. Zudem hat sich im Laufe der Erdgeschichte die Zusammensetzung der Erdatmosphäre stark gewandelt. Ein weiteres wichtiges Molekül ist daher Wasser, da flüssiges Wasser nach allem, was wir wissen, für das Leben benötigt wird. Weitere wichtige Moleküle sind Kohlendioxid und Methan, aber auch Lachgas (N2O), das auf der Erde fast ausschließlich von der Biosphäre produziert wird. Letztendlich wird es sich beim Nachweis von Leben um einen Indizienbeweis handeln müssen. Es braucht daher ein umfassendes Verständnis der klimatischen und biologischen Prozesse auf Planeten, bevor dieser Indizienbeweis überzeugend geführt werden kann.
Zur Erfassung der Indizien bedarf es einer neuen Generation von Teleskopen, die in der Lage sind, die mit Computermodellen vorhergesagten sehr schwachen Signale nachzuweisen. Diesem Ziel widmen sich Konzepte wie das Habitable World Observatory (HWO) der NASA und die LIFE-Missionsidee aus Europa, die für die 2030er-/2040er-Jahre geplant sind. Auch mit bodengebundenen Teleskopen wie dem Extremely Large Telescope (ELT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) werden die Atmosphären von Gesteins-Exoplaneten untersucht werden.
Die direkt anschließende Frage, ob es anderswo auch „intelligentes Leben” oder gar technische Zivilisationen gibt oder geben kann, ist noch viel schwieriger zu beantworten. Zum einen hängt die Entwicklung von den Einzellern über Mehrzeller, einfache Wirbeltiere bis zu den Menschen von sehr vielen evolutionären Zufällen ab. Und selbst wenn die Evolution überall ähnlich vonstatten gehen würde: Die allerlängste Zeit der Erdgeschichte war das Leben auf der Erde primitivster Natur: Bakterien und Einzeller. Die ersten menschlichen Hochkulturen sind vor etwa fünftausend Jahren entstanden. Dieser Zeitraum entspricht etwa einem Millionstel des Erdalters von 4,5 Milliarden Jahren. Statistisch gesehen müssten wir also eine Million erdähnliche Planeten entdecken, um darunter eine einzige zu finden, die sich zufällig gerade im Zeitalter der „Hochkulturen“ befindet (vorausgesetzt, dass sich alle Planeten auf ähnlichen Zeitskalen entwickeln wie die Erde). Die Suche nach Leben auf anderen Planeten konzentriert sich daher in den meisten Fällen auf den Nachweis von primitivem Leben, das es auf unserem Planeten schon von fast Beginn an gibt.
