Astronomie und Astrophysik III18.07.2007

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Astronomie und Astrophysik III 18.07.2007 Intelligentes Leben im Universum Von Dirk Baumann

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Astronomie und Astrophysik III18.07.2007. Intelligentes Leben im Universum. Von Dirk Baumann. 1. Leben auf der Erde 2. Suche nach extraterrestrischem Leben 3. Habitable Zonen 4. Extraterrestrische Intelligenz 5. Literatur. 1. Leben auf der Erde. Was ist Leben? - PowerPoint PPT Presentation

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Astronomie und Astrophysik III 18.07.2007

IntelligentesLebenim

Universum

Von Dirk Baumann

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1. Leben auf der Erde

2. Suche nach extraterrestrischem Leben

3. Habitable Zonen

4. Extraterrestrische Intelligenz

5. Literatur

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1. Leben auf der Erde

Was ist Leben?

Kriterien für Leben?

Jedes Lebewesen bildet ein System

1. Fähigkeit zur Selbstreproduktion2. Selbstregulierender Stoffwechsel

Bei allen Organismen

• Informationsträger Nukleinsäuren• Funktionsträger Proteine• Energieträger ATP

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DNA

Basenpaare: A – T (U)G – C

Genetischer Code ist Triplett-Code

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Voraussetzungen für Leben?

1. Biogene Elemente: C, H, O, N, S, P

Schlüsselrolle des Kohlenstoffs (organische Chemie)

2. Vorkommen von flüssigem Wasser (aquatisches Umfeld)

3. Vorhandensein einer externen Energiequelle

Für extraterrestrisches Leben ähnliche Voraussetzungen?

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Phylogenetischer Stammbaum des Lebens

Evolution

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Phylogenetischer Stammbaum der Primaten

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Entwicklung der Atmosphäre

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Entwicklung des Sauerstoffgehalts in der Erdatmosphäre

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2. Suche nach extraterrestrischem Leben

Mars

Oberflächentemperaturen:-113°C – 0°CAtmosphäre:95% CO2 , 3% N2 , 2% Ar bei 7 mbarMasse:etwa 1/10 ME

Frühe Suche: Schiaparelli (1877) „canali“

Viking-Experimente (1976)Mars mit Polkappe (Hubble-Bild)

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Oberlächenstrukturen

Topographie des Mars aufgenommen mit MOLA (Mars Global Surveyor 1999, NASA):Ozeanbecken? der N-Hemisphäre

Valles Marineris (Mars Express 2003, ESA): Canyon 100 km breit und 7 km tief.

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Wasser auf dem Mars

Krater mit Wassereis (ESA)Spuren von geflossenem Wasser (NASA)

Flüssiges Wasser unter der Oberfläche?

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Die frühe Mars-Atmosphäre

Oberflächentemperaturen in der frühen Atmosphäre von Erde und Mars (nach Sagan 1977)

Falls Leben auf Mars entstanden, hätte es irreversible Vergletscherung nicht überlebt.Trotzdem nach frühen Lebensspuren suchen.

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Mars-Meteorit ALH84001

Elektronenmikroskop-Aufnahme 1996 mit fossilen Bakterien?

ALH84001: kristallisiert vor 4-4,5 Ga auf Mars, vor 15 Ma durch Einschlag herausgeschleudert, vor 13 000 a auf Erde gekommen, 1984 in Antarktis gefunden

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Europa

Die Galileischen Jupiter-Monde

Galileo Spacecraft Mission (NASA)1995 – 2003

35 Jupiter-Orbitsviele nahe Vorbeiflüge an Europa

Io Europa Ganymed Callisto

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Europas Eiskruste mit Rissen („gesprungene Eierschale“).Kaum Einschlagskrater – ein Indiz für geologisch junge Oberfläche.

(Galileo)

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Parallele Eisbänder könnten Spreizungszentren ähneln.Chaos-Regionen durch aufsteigende Wärme („Matsch“).

(Galileo)

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Globaler Ozean unter Europas Eiskruste? Wärmequelle Gezeitenerwärmung

350 km dicke Wasserhülle größtenteils flüssig oder aus wärmerem Eis

Mond wird durch variierende Gezeitenkräfte „geknetet“

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Leben außerhalb des Sonnenssystems

Extrasolare Planeten

Wie Leben entdecken?Indikatoren für biologische Prozesse?

Infrarotspektrum

Absorptionsbanden

H2O 8 µm

O2 0,76 µm im sichtbaren! aus Photosynthese

O3 9,6 µm photochemisch aus O2

(CH4 ) 7,6 µm aus Bakterien, Kuhmägen, oxidiert schnell!

(N2 O) aus Bakterien im Boden und im Ozean

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Infrarotspektrum von Venus, Erde und Mars

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3. Habitable Zonen

Welche Bedingungen sind günstig für Leben?

Existieren solche geeigneten erdähnlichen Planeten?

Habitable Zone (HZ): Region um einen Stern, in der Lebenprinzipiell möglich ist.

Kontinuierliche habitable Zone (CHZ):ununterbrochene Entwicklung von Leben möglich über Milliarden von Jahren.

Habitabler Planet (erdähnlicher Planet):Planet in CHZ mit der richtigen Masse.

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Solare habitable Zone

Sonnensystem

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Abschätzung der solaren HZ

Klimazonen der Erde mit Isothermen Variation des solaren Energieflussesmit der geographischen Breite

Solarer Energiefluss S (Energie pro cm² pro sec)

Lebenszone auf Erde: S variiert höchstens um Faktor 2

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Gegankenexperiment: Abstand Erde-Sonne so verändern, dassS höchstens um Faktor 2 variert )( 2rS

Habitable Regionen (grau), arktische Regionen (weiß) und Wüstenregionen (schwarz) bei verschiedenen Abständen von der Sonne (Ulmschneider 2006)

Umlaufbahnen: Venus (0,723 AU)Mars (1,524 AU)

Solare HZ 0,7 — 1,4 AU erste Abschätzung

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Lebensdauer der Sterne

Entscheidend ist Zeit auf der Hauptreihe (tabelliert).

Leben auf Erde seit etwa 4 Ga,intelligentes Leben seit etwa 2,5 Ma.

Stern muss etwa 5 Ga auf Hauptreihe bleiben,damit intelligentes Leben entstehen kann.

Nur G, K, M kommen in Frage

G-Sterne (Sonne G2V): ca. 12 Ga auf Hauptreihe

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Habitable Zonen um andere Sterne

Nur Hauptreihensterne (V) kommen in Frage.

HZ für verschiedene Hauptreihensterne berechnen:Mittels Teff (Spektralklasse) den Energiefluss Sberechnen und vergleichen mit solarem S.

HZ von Hauptreihensternen (nach Landolt-Börnstein 1982)

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Masse der Planeten

terrestrische: innere RegionjupiterartigeKBO

Jupiterartige sind lebensfeindlich.

EM5101

Nur terrestrische Planeten kommen in Frage.

Gezeiteneffekte auf Planeten

Planeten mit gebundener Rotation ausschließen.

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Habitable Zonen und Bereiche terrestrischer Planeten für verschiedene Sterne (nach Kasting 1993)

K, M ausschließen (90 % aller Sterne).Nur G-Sterne geeignet, weil lange genug auf Hauptreihe und Planeten in HZ nicht in gebundener Rotation.

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Anstieg der Leuchtkraft und kontinuierliche habitable Zone (CHZ)

Leuchtkraft der Sonne in 4,6 Ga angestiegenHZ wandert nach außen Engerer Bereich für Planeten, um immer in HZ zu bleiben.

Entwicklung der Leuchtkraft sonnenähnlicher Sterne auf der Hauptreihe (nach Bressan 1993)

)( Lr

CHZ 0,7—1,13 AU

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Instabilitäten

senkt äußere Grenze

hebt innere Grenze

CHZ 0,95—1,01 AU

0,06 AU

(nach Ulmschneider 2006)

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Zusammenfassung

Habitabler Planet:

terrestrischer Planet mit richtiger Masse

Umlaufbahn in CHZ 0,95—1,01 AU

um einen G-Stern

Wie viele solcher Planeten gibt es in der Galaxis?

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4. Extraterrestrische Intelligenz

Drake-Formel

F. Drake (1961)

Drake-Formel schätzt die Anzahl extraterrestrischer intelligenter

Zivilisationen in der Galaxis, die durch Radiowellen kommunizieren.

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SCILEPS LLfffnfNN

N Anzahl intelligenter kommunizierender Zivilisationen in der Galaxis

NS Anzahl geeigneter Sterne in der Galaxis

fP Anteil Sterne, die Planeten haben

nE Anzahl habitabler Planeten in CHZ pro Stern

fL Wahrsch., dass sich Leben entwickelt auf habitablem Planet

fI Wahrsch., dass sich aus Leben Intelligenz entwickelt

fC Wahrsch., dass intelligente Zivilisation kommuniziert

L Durchschn. Lebenszeit einer technologischen Zivilisation

LS Zeitspanne, während der habitable Planeten existiert haben

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SCILEPS LLfffnfNN

HPN ICfastronomischer Teil biologischer Teil

ICHP fNN

NHP Anzahl habitabler Planeten in GalaxisfIC Anteil habitabler Planeten, die kommunizierende

Intelligenz entwickeln

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Anzahl der habitablen Planeten in der Galaxis

EPSHP nfNN Sterne in GalaxisG-SternePopulation IEinzelsterne Gezeiten-Störungen

911 104,15,03,06,01,0106,1 SN

0,1Pf Akkretionsscheiben ähnlich

003,006,042,5

06,0

AU

AUnE

4 terr. Planeten innerhalb 5,2 AUin CHZ 0,06 AUMigrationExistenz eines großen Mondes?

4 Millionen habitable Planeten (nach Ulmschneider 2006)

6104HPN

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Anzahl der intelligenten Zivilisationen in der Galaxis

SCILHP LLfffNN

Angenommen 1 CIL fff

aLS10100,1

aL 710 Lebenszeit als log. Durchschnitt ausältesten (109 a) und jüngsten (104 a)?

3104N

4 000 intelligente Zivilisationen (nach Ulmschneider 2006)

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Autorenvergleich

Werte in der Drake-Formel bei verschiedenen Autoren (Ulmschneider 2006)

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Lebenszeit einer extraterrestrischen Zivilisation

Zahl der vergangenen und gegenwärtigen intelligenten Zivilisationen (Ulmschneider 2006)

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Entfernungen zwischen extraterrestrischen Zivilisationen

Falls 4 Millionen erdähnliche Planeten statistisch verteilt in Galaxis

170 Lj durchschn. Entfernung zwischen zweihabitablen Planeten

1 700 Lj durchschn. Entfernung zwischen den überlebenden intelligenten Zivilisationen

Wichtig für zukünftige direkte Beobachtungen und Analyse der Atmosphäre.

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SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence)

Suche nach intelligenten Signalen im Radiobereich.

Warum Radiowellen?Vom Erdboden aus: Radio oder LichtCacconi, Morrison (1959)

Frequenzbereich?Störendes Rauschen und Lufthülle begrenzen Frequenzbereich

1—15 GHz

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Mikrowellenfenster der Radiostrahlung außerhalb der Erdatmosphäre

Zwei wichtige Linien der Radioastronomie H OH21 cm — 18 cm

1,402 GHz — 1,662 GHz

242 MHz442 Millionen Kanäle der

Bandbreite 1 Hz

Intensive Suche im Wasserloch bei der21-cm-Linie des neutralen Wassersfoffs

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Projekt Ozma

F. Drake (1960) am NRAO in Green Bank

25-m-Teleskop

über 4 Monate 6 Stunden pro Tag ausgerichtet auf

sonnennahe G-Sterne Tau Ceti und Epsilon Eridani.

Suche nach regelmäßig gemusterten Pulsen.

Entdeckung des ersten Pulsars 1967sah zuerst nach intelligenten Signalen aus!

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Weitere SETI-Projekte

META (jetzt BETA) Harvard-Universitysucht Wasserloch ab bei 1,4 – 1,7

GHz

SERENDIP University of California, Berkelynutzt 300-m-Teleskop Arecibo, Puerto Rico

SERENDIP IV (ab 1997) Multimillionen-Kanal-Empfängerprüft 168 Millionen Kanäle jede 1,7 secim 100 MHz-Band bei 1,42 GHz

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Wasserfall-Aufnahmen

a. SERENDIP b. Ältere Aufnahmen 1970 mit Pulsar

a. Aufnahme mit 2,5 MHz Bandbreite von 1,4180 – 1,4205 GHz Horizontale Achse: 4,2 Millionen Kanäle geplottet Vertikale Achse: Beobachtungszeit

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Laufende SETI-Programme: 3 kW detektieren in 100 Lj Entfernung,wenn Signal auf Erde gerichtet

1700 Lj jenseits unserer Möglickeiten!

SETI@home SETI-Bildschirmschoner seit 1999

SETI Institute NASA-SETI-Programm 1984-1993

Kostenfrage!

OSETI Suche im optischen nach extremkurzen und starken Lichtsignalen

Zukunftsprojekte:

Allen Telescope Array Radioteleskope eigens für SETI

Rückseite des Mondes? Keine störende Atmosphäre

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Fermi-Paradoxon:

Wo sind die Außerirdischen?

Zoo-Hypothese

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5. Literatur

HOERNER, Sebastian v. (2003): Sind wir allein. Seti und das Leben im All

KASTING, J.F. (1993): Earth‘s early atmosphere, Science 259, 920

Spektrum der Wissenschaft. Dossier 3/ 2002: Leben im Weltall

The Astrobiology Primer: An Outline of General Knowledge - Version 1, 2006

ULMSCHNEIDER, Peter (2006): Intelligent Life in the Universe

http://sci.esa.int/marsexpress/

http://sci.esa.int/science

http://mars.jpl.nasa.gov/

http://www.nasa.gov/missions/solarsystem/

http://www.seti.org/