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Teil 3: Das kopernikanische Prinzip in der modernen Kosmologie in:

Ulf Faller

Der lange Schatten des Kopernikus, page 139 - 214

Wie die moderne Kosmologie den christlichen Anthropozentrismus überwindet

1. Edition 2018, ISBN print: 978-3-8288-4176-5, ISBN online: 978-3-8288-7054-3, https://doi.org/10.5771/9783828870543-139

Tectum, Baden-Baden
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Das kopernikanische Prinzip in der modernen Kosmologie Teil 3: 139 „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie Himmel und Erde physikalisch verwoben Mit dem Fall der aristotelischen Trennung zwischen irdischer und sublunarer Physik wurde der Himmel insofern Teil der Erde, als er von nun an mit irdischer Naturwissenschaft begreifbar ist. Für den christlich denkenden Mensch im Mittelalter war der Himmel noch Heimstatt des Göttlichen, Ausdruck des ewig Schönen. Nikolaus Kopernikus drückt dies in seinem Werk: „De revolutionibus orbium coelestium‟ folgendermaßen aus: „Was ist denn schöner als der Himmel, der doch alles Schöne in sich enthält? [...] Ihn selbst haben die meisten der Philosophen wegen seiner ausnehmenden Erhabenheit ‚sichtbaren Gott‛ genannt.‟93 Nun wurde der Himmel Teil der Welt des Vergänglichen. Das einst typische Markenzeichen des sublunaren, irdischen Bereichs, das Werden und Vergehen, wurde auch jenseits des Mondes gefunden. Die Supernova, die Tycho Brahe so sehr irritiert hatte, der Komet, dessen Erscheinen und Verschwinden er so eindeutig jenseits des Mondes im eigentlich Ewigen und Unvergänglichen lokalisiert hatte, waren die sinnlichen Vorboten des jetzt auch physikalischen Zugriffs auf den Himmel, unter anderem durch das Gravitationsgesetz Isaac Newtons. Umgekehrt ist damit auch die Erde Teil des Geschehens im Kosmos. Kosmische Vorgänge und irdische Vorgänge sind physikalisch wesensgleich. Mit anderen Worten: Die moderne Physik vereint die im aristotelischen Denken getrennten Weltbereiche. Der Weg war geebnet, sich über die Beschaffenheit des Himmels neue Gedanken zu machen und Naturgesetze, die wir auf der Erde vorfinden, auf das Weltall zu übertragen. Verbunden mit immer präziseren Messinstrumenten und neuen Wahrnehmungsfenstern, wie beispielsweise der Beobachtung „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 140 im Radiowellenbereich, entwickelte die astronomische Forschung eine bisher nicht gekannte Dynamik. Warum wird es nachts dunkel? Hat man einmal begonnen, irdisches Denken auf den Kosmos anzuwenden, sind es oft die einfachen und scheinbar banalen Fragen, die von größter Tragweite sind. Zum Beispiel, warum es nachts dunkel ist. Auf ersten Blick scheint die Frage genauso unsinnig, wie jene kindliche Antwort im Hinblick auf die Bedeutung des Mondes und der Sonne, wonach der Mond viel wichtiger sei, da er die Nacht erhelle, während die Sonne tagsüber scheint, wenn es sowieso hell ist. Denn es ist ja schließlich die Sonne, die für das Licht am Tag sorgt und da sie nachts nicht scheint, ist es eben dunkel. Doch so einfach stehen die Verhältnisse nicht. Schon Johannes Kepler wurde von der Frage nach der nächtlichen Dunkelheit umgetrieben. Nachdem deutlich war, dass die aristotelischen Kristallsphären nicht der Realität entsprechen, war es nicht mehr sinnvoll, von einer Fixsternsphäre zu sprechen. Die Fixsterne füllen damit den Raum au- ßerhalb der Planetenbahnen. Dies folgerte schon Thomas Digges (1546–1595), ein englischer Kosmograf, dessen Anliegen es war, wissenschaftliches Denken populär zu machen. So taucht die Frage auf, wie groß wir uns diesen Raum um das Planetensystem herum vorstellen müssen und ob er gleichmäßig mit Sternen erfüllt ist. Stellt man sich ein endliches Universum vor, so muss dieses einen Rand haben, was das Problem aufwirft, wie dieser Rand beschaffen ist und was sich hinter diesem Rand befindet. Es ist also naheliegender, sich das Universum unendlich vorzustellen. Doch wie weit ist dieser Raum mit Sternen erfüllt? Gäbe es Sterne ausschließlich quasi als Wolke um unser Sonnensystem, wäre unsere „Welteninsel‟ ein bevorzugter Ort im unendlichen Universum. Alternativ kann man sich das Universum unendlich und gleichmäßig mit ewig leuchtenden Sternen besetzt vorstellen. Schon in der Antike wurde über diese Fragen nachgedacht. Auch das in der Renaissance sehr einflussreiche Lehrgedicht „De rerum Natura‟ des römischen Philosophen Lukrez (vermutlich 97–55 v. u. Z.), Warum wird es nachts dunkel? 141 das 1417 wiederentdeckt wurde, ging von einer räumlich unendlichen Materieverteilung aus. Giordano Bruno und Isaac Newton folgten dieser Vorstellung. Newton war der Ansicht, dass die Gravitation eine inselartige Sternenwolke in sich zusammenstürzen lassen müsste (wobei er nicht bedachte, dass diese Sterneninsel durch Rotation stabilisiert werden könnte). Wie selbstverständlich ging man damals noch davon aus, dass Sterne ewig leuchten; dass das irdische Merkmal der Vergänglichkeit so weit geht, dass selbst Sterne eine Art Biografie haben, dass es eine Sternengeburt gibt, genauso wie einen Sternentod, lag zu seinen Zeiten noch außerhalb des Vorstellbaren. Doch diese drei kosmologischen Annahmen, das Universum sei unendlich und gleichmäßig mit ewig leuchtenden Sternen erfüllt, führt nun zu dem Problem, dass es nachts eigentlich taghell sein müsste! Warum? Aus dem gleichen Grund, aus dem man bei dichtem Nebel nicht sehr weit sehen kann. Befindet man sich an einem Aussichtspunkt, von dem aus man bei gutem Wetter über 100 km ins Land schauen kann, so ist dies bei Nebelwetter nicht möglich. Nebel besteht bekanntlich aus vielen kleinsten Wassertröpfchen, und wohin man auch schaut, über kurz oder lang wird der Blick auf einen Wassertropfen fallen, der die Welt hinter ihm verstellt. Denken wir uns, jeder Tropfen wäre eine kleine Lichtquelle; jetzt würde den Beobachter von allen Seiten der Lichtstrahl eines dieser Wassertröpfchen treffen. Diese Situation müssen wir uns auf den Kosmos vergrößert vorstellen (Abbildung 37). Wäre das Universum tatsächlich unendlich und gleichmäßig von ewig leuchtenden Sternen erfüllt, gäbe es keine Richtung, in der der Blick nicht irgendwann auf einen dieser Sterne treffen würde. Auch wenn das Licht eines einzelnen Sternes sich mit dem Quadrat der Entfernung abschwächt, so summiert sich das Licht bei zunehmenden Abstand von immer mehr Sternen auf, was diesen Effekt ausgleichen würde. Der ganze Himmel wäre dann genauso hell wie für uns nur der Ausschnitt der Sonnenscheibe! Es wäre auch nachts taghell. Zunächst sind wir froh, dass es nicht so ist, denn in einem solchen Kosmos könnten wir nicht existieren. Nicht, dass wir nachts Mühe hätten, zu schlafen. Nein, das Licht brächte nicht nur Helligkeit, sondern auch Energie, die absorbiert würde und unsere Erde erwärmen würde. „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 142 Es wäre also nicht nur hell, sondern auch heiß, zu heiß, als dass sich Leben auf unserem Planeten entwickeln könnte. Aus der Tatsache, dass es nachts dunkel wird, können wir also folgern, dass die oben genannten drei kosmologischen Aussagen gemeinsam nicht der Realität entsprechen. Man bedenke, aufgrund einer einfachen Beobachtung machen wir Aussagen über das gesamte Universum. Allerdings können wir so nicht entscheiden, welche der drei Aussagen falsch ist oder ob zwei von ihnen oder möglicherweise auch alle drei die Realität des Kosmos nicht treffen oder ob wir wesentliche Annahmen vergessen haben. Johannes Kepler übrigens zweifelte an der Unendlichkeit des Universums. Nun könnte man auf die Idee kommen, dass obige drei Aussagen zwar stimmen, aber uns durch nebelartige Materiewolken zwischen den Sternen der Blick auf helle Sterne im Hintergrund versperrt und es deshalb nachts dunkel ist. Und tatsächlich, die fortgeschrittenen Teleskope zeigen interstellare Materiewolken, die den tieferen Blick ins Universum versperren. Doch leider ist damit nichts gewonnen. Um Warum wird es nachts dunkel? 143 das zu verstehen, benötigen wir schon die Physik des 19. Jahrhunderts. Zwischen 1842 und 1847 wurde von Julius R. von Mayer, James P. Joule und Hermann L. von Helmholtz der sogenannte Energieerhaltungssatz formuliert, der besagt, dass Energie weder neu entsteht noch vergeht, sondern lediglich von einer Energieform in eine andere umgewandelt wird. Es gibt bis heute kein Phänomen, das die Energieerhaltung infrage stellt. Das bedeutet, sollte kosmische Materie tatsächlich Strahlungsenergie auf dem Weg zu uns schlucken, dann würde sie sich dadurch so lange erwärmen, bis sie die gleiche Energie in Form von Strahlung wieder abgibt. Diese Strahlung würde uns nachts treffen. Es wäre wieder hell. Warum wird es nun aber nachts dunkel? Die nächtliche Dunkelheit ist ein ernstes kosmologisches Problem. Es wurde 1952 vom britischen Mathematiker und Kosmologen Hermann Bondi (1919–2005) „Olbers’sches Paradoxon‟ genannt. Heinrich Wilhelm Olbers (1759– 1840) war ein in Bremen lebender Arzt, der der Leidenschaft der Astronomie verfallen war. Besonders interessierten ihn Kometenbahnen, wobei er eine Methode entwickelte, die Bahn neu entdeckter Kometen schnell und einfach zu bestimmen. 1826 formulierte Olbers das Problem der nächtlichen Dunkelheit, ohne allerdings vorzugeben, hier der Erste gewesen zu sein. Wir werden auf das Problem zurückkommen. Zunächst müssen wir uns aber ein Bild davon machen, wie sich unsere Vorstellung von der Beschaffenheit des Universums in den letzten 250 Jahren entwickelt hat, wobei wir uns auf einige wesentliche Aspekte beschränken müssen. Revolutionen der beobachtenden Astronomie Wenn man die Bilder auf sich wirken lässt, die populäre Medien von unserem Universum zeichnen, und sie mit der Vorstellung vom Kosmos zur Zeit Newtons vergleicht, so muss man sich schon fragen: Woher wissen wir all diese faszinierenden Details? Woher wissen wir von veränderlichen Sternen, von seltsamen Planeten, die um gigantische Sonnen kreisen, von massereichen Neutronensternen oder fernen Galaxien und nicht zuletzt von der Geschichte unseres Universums, also „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 144 auch davon, wie dieses vor vielen Milliarden Jahren kurz nach seiner Entstehung aussah? Handelt es sich hier, wie gelegentlich behauptet wird, um moderne Mythen, die mehr oder weniger gleichwertig neben den mythischen Überlieferungen vergangener Zeiten stehen, um Einbildungen, die fantasiebegabten Forschern entspringen? Oder haben wir einen direkten empirischen Zugang zum Universum und können diese fremden und sowohl räumlich wie auch zeitlich fernen Welten beobachten? Noch im 19. Jahrhundert schien ausgemacht zu sein, dass man beispielsweise über die chemische Natur von Sternen nie etwas aussagen könne, da es keinem Raumfahrzeug der Welt möglich wäre, chemische Proben von entfernten Himmelskörpern zu analysieren. Und tatsächlich: Wir Menschen sind inzwischen zum Mond gereist und haben im Jahr 1977 die Raumsonde Voyager 1 auf den Weg durch das Sonnensystem geschickt, die heute etwa 125 mal weiter von der Sonne entfernt ist als die Erde. Nach 36 Jahren Flugzeit mit rund 60.000 km/h hat Voyager gerade den äußersten Randbereich unseres Sonnensystems passiert. Eine gigantische Meisterleistung; doch auch dieses technische Objekt, das so weit geflogen ist wie keine andere menschliche Konstruktion, hat in ihrem jahrzehntelangen Flug eine Strecke überwunden, die einem Zweitausendstel des Weges zum der Erde nächstgelegenen Nachbarstern entspricht! Woher stammt also das Wissen über unseren Kosmos? Wie können wir uns sicher sein, dass unsere Aussagen über die chemische Entwicklung des Universums insgesamt, über die physikalische Natur der verschiedensten und noch so weit entfernten Himmelsobjekte, über ihre Bewegungsdynamik, ja über ihre Masse, ihre Größe und über die Entfernungsverhältnisse im Universum auch stimmen? Ganz sicher wäre man vor 300 Jahren für verrückt erklärt worden, hätte man die Grundzüge der Kosmologie aus heutiger Sicht damals erzählt. Und man darf sicher sein, dass die Astrophysik in weiteren 300 Jahren so manche der heutigen Vorstellungen genauso belächeln wird. Allerdings waren die damaligen Vorstellungen im Prinzip nicht falsch, sondern ausschnitthaft und vor einem wesentlich eingeschränkteren physikalischen Wissenshorizont gewonnen. Wir haben gesehen, wie die Erfindung des Fernrohrs das Beobachtungsfeld des Menschen revolutionierte. Zwei Jahrtausende astronomi- Revolutionen der beobachtenden Astronomie 145 sche Forschung vor Galileo Galilei war darauf angewiesen, ihre Beobachtung ausschließlich mit dem Augenlicht und einfachen, direkt ablesbaren Messinstrumenten durchzuführen. Diese Methode hat Tycho Brahe im 16. Jahrhundert auf das maximal Mögliche optimiert. Der Blick durch ein einfaches Fernrohr, das heute einem günstigen Feldstecher gleichkäme, hatte Galileo innert kürzester Zeit ermöglicht, aus den 5.000 mit dem bloßen Auge wahrnehmbaren Sternen Millionen und Abermillionen Sterne werden zu lassen, die sich zu einem großen Teil in dem mächtigen Band unserer Galaxis vorfinden. Dieser ersten technischen Revolution der beobachtenden Astronomie folgten und folgen viele weitere und tief greifendere. Wenn man die Fortschritte der Astrophysik in den letzten 300 Jahren bis auf den heutigen Tag verfolgt, so hängen diese Fortschritte ganz wesentlich von Entwicklungen der beobachtenden Astronomie ab. War zunächst die Kunst gefragt, Linsen und, im Falle des Newton’schen Teleskopes, Hohlspiegel möglichst sauber zu schleifen, so beherrscht man diese Kunst heute bis an die Grenzen des physikalisch Möglichen. Jeder Hobbyastronom weiß, dass die Leistungsstärke eines Teleskops weniger davon abhängt, stark zu vergrößern, sondern davon, wie viel Licht es sammeln kann, also vom Durchmesser seiner Optik. Seit dem Ende des 17. Jahrhunderts entstanden so immer neue Observatorien, die sich durch den Durchmesser ihrer Spiegel oder Linsen gegenseitig übertrafen und dabei immer lichtschwächere Objekte immer präziser beobachten konnten. Hat man die von der Wellenlänge des Lichtes abhängige physikalische Grenze des Auflösungsvermögens erreicht, stößt man auf das Problem, dass atmosphärische Turbulenzen die Schärfe des Bildes verwischen. So ist man dazu übergegangen, Sternwarten auf möglichst abgelegenen und hohen Bergen zu bauen. In neuester Zeit hat man eine computergesteuerte Korrekturoptik eingefügt, die auch die Reststörungen durch die Atmosphäre bereinigt. Zudem gibt es optische Teleskope, die jenseits der Atmosphäre in der Erdumlaufbahn kreisen, wie das berühmte Hubble-Weltraumteleskop. Ein entscheidender Schritt für die Verbesserung der Teleskopbeobachtung des Himmels brachte die Einführung der Fotografie in die Astronomie seit Mitte des 19. Jahrhunderts. Jeder technische Fortschritt im Bereich der Fotografie bedeutete und bedeutet auch einen technischen Fortschritt für die astronomische Beobachtung. Drei Aspekte „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 146 sind hierbei wichtig: Zum einen lassen sich durch die Fotografie Himmelsbeobachtungen archivieren und durch den Vergleich mit späteren Himmelsfotografien aus derselben Himmelsregion Bewegungen der Sterne feststellen und in Bezug auf ihre Richtung und Geschwindigkeit quantifizieren.94 Zum Zweiten lässt sich durch die Fotografie die (relative) Helligkeit eines Sternes objektiv bestimmen und nicht nur mit entsprechender Erfahrung des Beobachters abschätzen. Mit heutigen fotometrischen Verfahren erreicht diese Helligkeitsbestimmung eine hohe Präzision, was, wie wir noch sehen werden, eine wichtige Voraussetzung für die Bestimmung der Entfernung eines Sternes bedeutet. Nicht zuletzt erhöht die Astrofotografie die Lichtausbeute eines Teleskops, wenn man in der Lage ist, das Teleskop über längere Zeit verwacklungsfrei auf den gleichen Himmelsausschnitt zu richten. Im Extrem gelang auf diese Weise 2011 dem Hubble-Weltraumteleskop die Aufnahme einer Galaxie, die über 13 Milliarden Lichtjahre von uns entfernt ist. 87 Stunden hat das Hubble-Weltraumteleskop hierfür einen Himmelsabschnitt aufgenommen, der vor allem deshalb vielversprechend war, weil hier durch den Linseneffekt eines ebenfalls weit entfernten Galaxienhaufens das Licht der hinter diesem Galaxienhaufen liegenden aufgenommenen Galaxie gebündelt und verstärkt wurde. Mit anderen Worten: Für die astronomische Beobachtung benutzen wir mitunter natürliche Linsen, die durch das Gravitationsfeld ganzer Galaxienhaufen gegeben ist. Man nutzt dabei den gleichen Effekt der Lichtablenkung durch die in der Nähe großer Massen gekrümmte Raumzeit, der 1919 während einer Sonnenfinsternis Einsteins Relativitätstheorie empirisch bestätigte. Doch damit nicht genug. Schon Newton hatte bemerkt, dass das weiße Sonnenlicht durch ein Prisma in die Farben des Regenbogens aufspaltbar ist. Im Jahr 1800 entdeckt Herschel beim Experimentieren mit den verschiedenen Farben des Regenbogens, dass auch jenseits der Farbe Rot, also da, wo wir keine Farbe und kein Licht mehr wahrnehmen, eine wärmende Strahlung zu finden ist, die Infrarot- oder Wärmestrahlung. Ein Jahr später entdeckte der Physiker Johann Wilhelm Ritter, dass auch jenseits des Violetts eine Strahlung zu registrieren ist, das UV-Licht, vor dem wir uns an warmen Sonnentagen mit Sonnenmilch schützen. Seitdem hat sich gezeigt, dass das sichtbare Licht nur einen ganz kleinen Ausschnitt eines viel umfangreicheren Spektrums Revolutionen der beobachtenden Astronomie 147 elektromagnetischer Strahlung darstellt, zu dem beispielsweise auch die Radiowellen für den Rundfunk und Funkverkehr gehören. Die Bedeutung des Funkverkehrs im Ersten Weltkrieg hatte die Entwicklung der Radiotechnologie schnell vorangebracht. 1931 experimentierte der Ingenieur Karl Guthe Jansky mit einem hochempfindlichen Antennensystem für Radiowellen, um Störsignale besser einordnen zu können. Diese entstehen z. B. durch nahe oder auch ferne Gewitter. Hierbei bemerkte er, dass Radiosignale auch aus dem Kosmos zu empfangen waren, und ging diesen permanenten Störgeräuschen genauer nach. Es stellte sich heraus, dass sie besonders intensiv aus unserer Milchstraße zu empfangen waren. Dies war die Geburtsstunde der Radioastronomie. Da Radiowellen weniger von kosmischem Staub absorbiert werden als Lichtwellen, lassen sich mit ihrer Hilfe auch Objekte beobachten, die im sichtbaren Licht durch kosmische Staubwolken verdeckt sind. Manche besonders extreme Himmelskörper machen sich vor allen Dingen im Bereich der Radiostrahlung bemerkbar. So entdeckte die britische Radioastronomin Jocolyn Bell 1967 eine im Sekundentakt pulsierende Radioquelle. Diese Objekte bezeichnet man heute als Pulsare. So machen sich die verschiedensten kosmischen Objekte und Ereignisse in unterschiedlichen Frequenzbereichen elektromagnetischer Strahlung bemerkbar. Nur ein Teil dieser Strahlung erreicht den Erdboden, man spricht vom „optischen Fenster“. Es umfasst im Wesentlichen das sichtbare Licht mit dem angrenzenden UV- und Infrarotbereich und den langwelligen Radiowellenbereich. Der ganze Rest wird durch die Atmosphäre absorbiert. Deshalb sind in der modernen Astronomie der letzten Jahrzehnte Weltraumobservatorien wichtig geworden, die oberhalb der Atmosphäre messen und dort jeweils auf verschiedene Himmelsobjekte spezialisiert sind. So sucht beispielsweise der Forschungssatellit Swift, den die NASA betreibt, hochenergetische Gammablitze, die von sehr extremen Ereignissen im Universum herrühren. Damit ist deutlich: Bis vor vierhundert Jahren bevölkerten sichtbare Lichtpunkte, die Fixsterne, den Himmel. Heute ist Licht Teil der elektromagnetischen Strahlung höchst unterschiedlicher Qualität, und entsprechend vielfältig ist das Bild vom Universum geworden, das wir uns durch die Beobachtung dieser Lichtqualitäten im Zusammenhang mit den physikalischen Ursachen dieser Strahlung machen können. „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 148 Doch auch damit nicht genug. Im Jahr 1814 entdeckte der deutsche Physiker Joseph Fraunhofer, dass das regenbogenfarbige Spektrum der Sonne an vielen Stellen durch mehr oder weniger deutliche schwarze Linien unterbrochen ist. Er entwickelte ein Spektroskop, um diese Linien genauer zu untersuchen, und katalogisierte fast 600 dieser Linien im Sonnenspektrum. 1860 erkannten die Physiker G. R. Kirchhoff und R. W. Bunsen, dass diese Linien mit bestimmten chemischen Elementen und Verbindungen zusammenhängen, die den entsprechenden Farbanteil des Sonnenlichtes (Licht der entsprechenden Wellenlänge) einerseits im Bereich der Fotosphäre der Sonne und andererseits auf dem Weg zum Beobachter, z. B. beim Durchtritt durch die Atmosphäre, absorbieren. Die „Fraunhoferlinien‟, wie sie heute genannt werden, sind demnach ein Fingerabdruck der chemischen Zusammensetzung aller Gase, die das Licht auf seinem Weg vom Entstehungsort zum Spektroskop passiert. Damit steht mit einiger Detektivarbeit das Tor offen zur Erforschung der Chemie des Universums. Denn man hat schnell bemerkt, dass auch Sterne charakteristische Spektren aufweisen und damit chemisch sehr unterschiedlich zusammengesetzt sind. Vor dem Hintergrund der Erkenntnisse der irdischen Physik und Chemie lassen sich so viele Aussagen über die Temperatur und Zusammensetzung sowohl der Sterne, die Licht aussenden, als auch der kosmischen Gase treffen, durch die Licht auf seinem Weg zu uns hindurchmusste ‒ und das, ohne chemische Proben entnehmen zu müssen. Licht oder genauer elektromagnetische Strahlung, die, von allen Richtungen kommend, auf der Erde eintrifft, ist für den heutigen Astronomen durchsetzt mit Informationen, die er gerade erst begonnen hat zu dechiffrieren. Eingraviert ist ihr vor allem die Signatur der Entstehungsbedingungen der Strahlung. Mit diesem Stempel ist sie seither in sehr schneller, aber doch endlicher Geschwindigkeit auf dem Weg zu uns, mit rund 300.000 km/s. Daher ist der Blick in die Tiefen des Universums auch ein Blick in die kosmische Vergangenheit. Schon die Sonne erscheint uns so, wie sie vor acht Minuten war, als sich das Licht aus der Fotosphäre der Sonne zu uns aufgemacht hat. Entfernte Sterne, die mit dem unbewaffneten Auge sichtbar sind, können Hunderte Lichtjahre entfernt sein. Das bedeutet, wir sehen beispielsweise die Beteigeuze im Orion so, wie sie vor rund 600 Jahren existiert hat. Sollte Revolutionen der beobachtenden Astronomie 149 zur Zeit Newtons die Existenz dieses Sternes in einer Supernova geendet sein – nach gängiger Meinung steht ihr das Schicksal im Laufe der nächsten Jahrtausende bevor – so würde sie erst in dreihundert Jahren als unübersehbarer Stern hell am Nachthimmel erstrahlen. Über den heutigen Zustand der Beteigeuze können wir grundsätzlich nichts erfahren, doch dafür sind wir in der Lage, direkt zu beobachten, was vor sehr langer Zeit geschehen ist. Ein weiteres extremes Beispiel ist die Beobachtung der entferntesten Galaxie, die bisher beobachtet wurde. Im März 2016 veröffentlichte die NASA Bilder der Galaxie GN-z11, die das Hubble-Weltraumteleskop im Sternbild großer Bär abgebildet hatte. Ihr Licht war 13.000 Millionen Jahre zu uns unterwegs.95 Das bedeutet, wir sehen die Galaxie so, wie sie in dieser entfernten Vergangenheit existiert hat. Über den heutigen Zustand dieser Sterneninsel mit all ihren Planeten und womöglich Lebensinseln werden wir nie etwas erfahren. Wenn das Licht, das sie heute ausstrahlt, überhaupt in unseren Bereich des Universums vordringen sollte, wird unser Sonnensystem in dieser Weise nicht mehr existieren. Ein immer tieferer Blick ins All und Entfernungsbestimmungen im Universum Wie lässt sich mit einiger Sicherheit etwas über die gigantischen Entfernungen der Sterne oder Galaxien aussagen? Wir erinnern uns: Für Tycho Brahe war die Tatsache, dass er keine Entfernungsbestimmung der Sterne mittels der Parallaxenmethode durchführen konnte, Grund genug, an der Bewegung der Erde um die Sonne zu zweifeln. Spätestens mit dem Erfolg des Newton’schen Gravitationsgesetzes stellte man die Erdrevolution nicht mehr infrage. Doch hieß dies, davon auszugehen, dass die Sterne nahezu gigantisch weit entfernt sind. Denn obwohl die Erde innerhalb eines halben Jahres ihre Position um zwei Astronomische Einheiten verändert ‒ und das sind rund 300.000.000 Kilometer ‒, ließ sich auch nach der Erfindung einer Linsenoptik zu keinem Stern eine Parallaxe messen. Das änderte sich erst 1838 durch den deutschen Astronomen Friedrich Wilhelm Bessel. Dieser wurde 1810 vom preußischen König „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 150 Friedrich Wilhelm III. zum Leiter einer neu errichteten Sternwarte in Königsberg eingesetzt, die die damals besten Instrumente Europas beherbergte. Dort kamen die ersten achromatischen Linsensysteme zum Einsatz. Achromatische Linsen gleichen farbige Unschärfen aus, die durch das unterschiedliche Brechungsverhalten der verschiedenen Farben zustande kommen. Heute ist dies allgemeiner Standard, damals war es ein gewaltiger Qualitätssprung für Teleskope! Bessel wählte für seine Parallaxenbestimmung 61 Cygni, einen Stern, der unter optimalen Bedingungen gerade noch mit dem bloßen Auge erkennbar ist. Er schien Bessel deshalb besonders geeignet, weil er zu den „Schnellläufern‟ gehört, also zu den Sternen, die ihre Position kontinuierlich und relativ schnell verändern (um etwa den 700. Teil eines Grades jährlich). Zu Recht vermutete Bessel, dass dies nur dadurch möglich ist, dass uns der Stern relativ nahe ist. Und tatsächlich: Hier konnte Bessel eine jährliche Parallaxe beobachten, die etwa den 1200. Teil eines Grades ausmacht, womit 61 Cygni rund elf Lichtjahre (das sind elf mal 9.500.000.000.000 Kilometer) von der Erde entfernt ist. Wir zählen auch heute 61 Cygni zu den wenigen sonnennahen Sternen. Umso mehr muss das Ergebnis dieser Messung erschrecken. Denn stellen wir uns ein Modell unseres Sonnensystems herunterskaliert auf die Größe Berlins vor, in dem die Erde mit einem Abstand von einem Meter die Sonne umkreist. Nun imaginieren wir kugelförmig um das Sonnensystem in Berlin den uns umgebenden Raum des Universums und suchen 61 Cyngi: Wir würden diesen kosmischen Nachbar in einer Entfernung von über 700 Kilometern vorfinden, also etwa in Basel! Innerhalb der Weltraumkugel mit dem Radius Sonne– 61 Cygni wären gerade einmal 21 weitere Sterne. Einige davon sind Doppel- oder Dreifachsternsysteme. Dadurch sind nur an 14 Orten innerhalb der vorgestellten Weltraumkugel Sonnensysteme. Der Rest des Raumes ist leer. Begeistert, aber auch schockiert wurde daher die Messung Bessels aufgenommen. Denn so leer das Universum auf der einen Seite ist, so groß muss es andererseits sein, wenn man bedenkt, wie viele Sterne trotzdem zu beobachten sind. Die Parallaxenmethode kommt aufgrund dieser Entfernungen also nur für nähere Sterne infrage, wie aber kann man den Abstand entfernterer Sterne ermitteln? Ein immer tieferer Blick ins All und Entfernungsbestimmungen im Universum 151 Auf der Suche nach neuen Methoden kam der Uranusentdecker F. W. Herschel schon Anfang des 19. Jahrhunderts weiter. Er ging von folgender Überlegung aus: Jeder Stern strahlt sein Licht nach allen Seiten gleichmäßig ab, sodass es sich auf eine immer größer werdende kugelförmige Oberfläche um den Stern herum verteilt. Die Strahlungsintensität wird entsprechend dem Anwachsen der Kugeloberfläche abnehmen. Diese Oberflächen nehmen mit dem Quadrat der Entfernung vom Stern zu. Entsprechend nimmt die Helligkeit, in der ein Stern erscheint, mit dem Quadrat der Entfernung ab. Daraus ergibt sich das „invers-quadratische Abstandsgesetz für Licht‟: Die scheinbare Helligkeit eines Himmelsobjektes ist gleich seiner tatsächlichen Helligkeit, geteilt durch die Oberfläche einer Kugel mit dem Radius des Abstandes des Beobachters (4  π  Entfernung²). Bei gleicher absoluter Helligkeit muss also ein Stern, der dreimal weiter entfernt ist als sein Vergleichspartner nur noch ein Neuntel so hell erscheinen. Nun waren seinerzeit weder die genaue Helligkeit eines Sternes noch die Entfernung eines Sternes bekannt. So ging Herschel – wider besseres Wissen – davon aus, dass alle Sterne etwa gleich hell sind und die scheinbare Helligkeit im Wesentlichen von ihrer unterschiedlichen Entfernung herrührt. Damit konnte er ein dreidimensionales Bild der Sternverteilung ermitteln, indem er die Helligkeit der Sterne mit der des Sirius verglich, wobei er die Entfernung zum Sirius gleich eins setzte und dafür die Einheit „Siriometer‟ einführte. Er bemerkte, dass in einer Ebene, in deren Hintergrund die Milchstraße zu finden ist, wesentlich mehr Sterne zu verzeichnen sind als außerhalb dieser Ebene. Herschel erkannte auf diese Weise, dass unsere Sternenansammlung „pfannkuchenartig‟ im Raum verteilt ist. Er schätzte sogar die Dicke dieser Ansammlung auf etwa 100 und den Durchmesser auf etwa 1000 Siriometer. Das invers-quadratische Abstandsgesetz ist auch heute die wichtigste Methode, kosmische Entfernungen zu bestimmen. Die entscheidende Frage ist aber: Wie können wir die tatsächliche Helligkeit (genauer die Leuchtkraft) z. B. eines Sternes ermitteln. Kennt man Sterne, von denen man sicher weiß, wie hell sie leuchten, so kann man ihre Entfernung so präzise bestimmen, wie man fotometrisch die Intensität bestimmen kann, mit der ihr Licht bei uns ankommt. Solche „Objekte „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 152 bekannter Helligkeit‟ gibt es. Sie werden salopp „Standardkerzen‟ genannt. Die wichtigsten Sterntypen, die die Rolle von Standardkerzen spielen, sind die Cepheiden (Abbildung 38). Es handelt sich dabei um einen speziellen Typ veränderlicher Sterne, die nach Delta Cephei, einem der helleren Sterne des Cepheus, des Nachbarsternbilds der Kassiopeia, benannt wurden. Im Jahr 1784 wurde er vom damals 20-jährigen tauben Abkömmling aus englischem Adel, John Goodricke, eingehender untersucht, der schon im Jahr zuvor die Helligkeitsschwankungen des hellsten Sternes im Perseus, des Algol, gedeutet hatte. Der Name Algol kommt aus dem Arabischen und bedeutet „Dämon‟. So hat man schon ohne Hilfsmittel beobach- Ein immer tieferer Blick ins All und Entfernungsbestimmungen im Universum 153 ten können, dass sich Algol in regelmäßigem, fast dreitägigem Rhythmus für einige Stunden markant verdunkelt, er also keineswegs so ewig und unveränderlich leuchtet, wie es sich für die aus aristotelischer Sicht göttliche Sphäre gehört. Daher sein Name. Goodricke deutete die Verdunklung so, dass er Algol für ein Doppelsternsystem hielt, wobei ein Stern den anderen von der Erde aus betrachtet regelmäßig verdeckt. Diesen Typ veränderlicher Sterne nennen wir heute „bedeckungsveränderliche Sterne‟. Auch Delta Cephei verändert seine Helligkeit, allerdings in ganz anderer Weise. So verdoppelt sich die Helligkeit dieses Sterns innerhalb etwa eines Tages, um dann in etwa vier Tagen wieder dunkler zu werden. Dieses Helligkeitsmuster wiederholt sich dabei ständig. John Goodricke erkannte ein ähnliches Muster auch bei dem Stern Eta Aquilae im Adler und war sich klar, dass dieses Schwankungsmuster der Helligkeit nicht durch irgendeine Form von Bedeckung zu erklären ist. Er ordnete sie einer eigenen Gruppe veränderlicher Sterne zu. Heute nennen wir diese Sterne Delta-Cephei-Sterne oder kurz Cepheiden. Bei seinen Beobachtungen zog sich Goodricke eine Lungenentzündung zu, an der er 22-jährig starb. So widersprüchlich es zunächst scheinen mag, aber gerade diese in ihrer Helligkeit schwankenden Sterne wurden vor etwa 100 Jahren zu den wichtigsten Standardkerzen der Astronomie. Wie kam es dazu? Um dies zu verstehen, müssen wir die astronomische Forschung des Harvard-College-Observatoriums der Harvard-Universität in Cambridge, Massachusetts, USA, ab Mitte des 19. Jahrhunderts zur Kenntnis nehmen. Hier wurde Pionierarbeit im Bereich der Astrofotografie geleistet. So entstanden die ersten detaillierten Aufnahmen des Erdmondes oder die erste eines Sternes, der Wega im Sternbild Leier, am 17. Juli 1850. Ab 1877 wurde das Observatorium von Edward Pickering (1846–1919) geleitet, der im folgenden Jahrzehnt über eine halbe Million Fotoplatten belichtete. Die auf diesen Fotoplatten abgebildeten Sterne zu vermessen und ihre Helligkeit zu bestimmen, bedeutete eine immense Fleißarbeit. Pickering stellte fest, dass diese von Frauen wesentlich genauer und sorgfältiger und letztlich auch fast um die Hälfte billiger erledigt werden konnte, weshalb er eine weibliche Arbeitsgruppe aufbaute, die scherzhaft „Pickerings Harem‟ genannt wurde. Wenn Frauen zu dieser Zeit der Platz an der forschenden Front „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 154 eigentlich noch nicht zugestanden wurde, so blieb es doch nicht aus, dass einige dieser Frauen nicht nur brav Daten auswerteten, sondern sich eigene Gedanken von großer Tragweite machten. Eine von diesen war Henrietta Swan Leavitt (1868–1921), die die Forschung an den Cepheiden entscheidend voranbringen sollte. Wie John Goodricke war auch sie infolge einer Krankheit fast taub, was ihr womöglich gerade die Schärfe des Sehsinnes eingebracht hatte, die nötig ist, um die feinen Helligkeitsunterschiede veränderlicher Sterne registrieren zu können. Durch die Astrofotografie konnten Aufnahmen des gleichen Himmelsbereichs, die in aufeinanderfolgenden Nächten belichtet wurden, nebeneinander gelegt und direkt verglichen werden. Auf diese Weise ist es besonders gut möglich, veränderliche Sterne zu entdecken. Leavitt galt regelrecht als Sternsüchtige. Und tatsächlich, sie entdeckte in der Zeit ihrer Arbeit mehr als 2400 veränderliche Sterne. Hierbei beachtete sie vor allen Dingen zwei Merkmale: die Periode der Helligkeitsschwankungen und die scheinbare Helligkeit, wie sie in der Fotografie bestimmt werden konnte. Über die tatsächliche Helligkeit der Cepheiden allerdings ließ sich nichts aussagen, da man damals von keinem Veränderlichen wusste, wie weit er von der Erde entfernt ist. Trotzdem ließ Leavitt die Frage nicht los, ob die tatsächliche Helligkeit und die Periode der Helligkeitsschwankungen miteinander zu tun haben. Für die Beantwortung dieser Frage hatte sie ihre entscheidende Idee. Als Ferdinand Magellan 1519 während der ersten Weltumsegelung die Südhalbkugel bereiste, beschrieb er als erster Europäer zwei mit bloßem Auge sichtbare wolkenartige Gebilde am Himmel, die dann als Große und Kleine Magellansche Wolke bezeichnet wurden. Fernrohre und Astrofotografie enthüllten, dass es sich jeweils um Ansammlungen von vielen Milliarden Sternen handelte. Leavitt ging nun davon aus, dass die Sterne innerhalb dieser Wolken in etwa eine vergleichbare Entfernung zur Erde haben. Ihr kam nun zu Hilfe, dass Edward Pickering im peruanischen Arequipa einen Außenposten des Harvard-Observatoriums einrichten ließ, in dem ebenfalls Astrofotografie betrieben wurde. So konnte sie sich Fotoplatten von den Magellanschen Wolken zukommen lassen und sie nach Cepheiden durchsuchen. 1912 veröffentlichte sie ihre Ergebnisse mit dem Titel „Perioden von 25 veränderlichen Sternen in der Kleinen Magellanschen Wolke‟. Ein immer tieferer Blick ins All und Entfernungsbestimmungen im Universum 155 Der von ihr entdeckte Zusammenhang ist nun folgender: Je größer die Helligkeit des Cepheiden, desto länger ist der Zeitraum zwischen den Helligkeitsspitzen. Das ist genial! Denn die Periode eines Cepheiden lässt sich relativ leicht ermitteln. Man muss nur im Tagesabstand Fotos des Sternes machen und die Helligkeitsveränderungen beobachten. Es fehlte nur, dass man von einem Cepheiden die genaue Entfernung kennt, um damit die „Cepheiden-Standardkerze‟ zu eichen. Schon ein Jahr später gelang dies dem dänischen Astronomen Ejnar Hertzsprung zusammen mit dem US-amerikanischen Astronomen Harlow Shapley. Damit lässt sich in einem Dreischritt der Abstand eines Cepheiden relativ leicht ermitteln: Zunächst ermittelt man seine Periode und damit die tatsächliche Helligkeit des Sterns und als Zweites misst man seine relative Helligkeit um dann im dritten Schritt über das invers-quadratische Abstandsgesetz die Entfernung zu errechnen: Man hat also mit den Cepheiden eine kosmische Standardkerze! Die Cepheidenmethode spielt für die Entwicklung der modernen Kosmologie eine entscheidende Rolle. Henrietta Swan Leavitt sollte dies jedoch nicht mehr erleben: Sie starb mit 53 Jahren an einem Krebsleiden. Ihr zu Ehren tragen ein Asteroid und ein Mondkrater den Namen Leavitt. Die große Debatte von 1920 Einer der ersten, der die Cepheiden-Methode für die Entfernungsmessung anwendete, war der 1885 geborene Harlow Shapley. Ab 1914 arbeitete er am Mount-Wilson-Observatorium nordöstlich von Los Angeles, das 1917 ein 2,5-Meter-Spiegelteleskop erhielt und damit für Jahrzehnte das leistungsstärkste Spiegelteleskop der Welt besaß. Hier wurden die entscheidenden Beobachtungen gemacht, die das moderne Bild unseres Universums fundierten. 1918 untersuchte Shapley Kugelsternhaufen. Das sind kugelförmige Ansammlungen von vielen Tausend Sternen im Umkreis unserer Milchstraße, von denen einige schon im 18. Jahrhundert bekannt waren. Mit den auch hier zu beobachtenden Cepheiden bestimmte Shapley die Entfernung dieser Sternhaufen mit durchschnittlich 50.000 „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 156 Lichtjahren. Er ging davon aus, dass die Kugelsternhaufen ungefähr gleichmäßig um das Zentrum der Galaxie verteilt sind, und schätzte vor diesem Hintergrund die Größe der Milchstraße auf etwa 300.000 Lichtjahre (aus heutiger Sicht um den Faktor drei zu groß). Das war erheblich größer, als sich Astronomen bis dahin unsere Galaxis und damit das damals bekannte Universum vorgestellt hatten! So rückte eine neue Frage ins Zentrum der astronomischen Diskussion, die am 26. April 1920 während einer Tagung zwischen den Kontrahenten Harlow Shapley und seinem Gegenspieler, dem amerikanischen Professor für Astronomie, Heber Curtis, im Auditorium des National Museum of Natural History in Washington publikumswirksam ausgetragen wurde und dort nicht entschieden werden konnte. Der Titel der Veranstaltung lautete „Der Maßstab des Universums‟. Es ging um die Frage nach der Natur der Nebel, die man mit jedem leistungsstärkeren Teleskop in immer größerer Zahl beobachten konnte. Der französische Kometenjäger Charles Messier hatte Ende des 18. Jahrhunderts begonnen, diese Nebel zu katalogisieren. Er versprach sich davon, nicht immer wieder fälschlicherweise eigentlich schon bekannte Nebel für mögliche Kometen zu halten. Die meisten Nebel sind so lichtschwach, dass sie mit dem unbewaffneten Auge nicht sichtbar sind. Einer allerdings lässt sich in sternklaren Nächten relativ gut ausmachen. Es ist der Andromedanebel im Sternbild Andromeda (Abbildung 3996). Die große Debatte von 1920 157 Auch heute noch trägt dieser Nebel die Bezeichnung M 31, wobei M für den Messierkatalog steht, in dem er als 31. Nebel gelistet ist. Er gehört zu den Nebeln mit Spiralstruktur. Sind diese Nebel eigenständige, weit entfernte Galaxien oder gehören sie zu unserer Milchstraße, die damit das gesamte Universum ausfüllt? Ist das ohnehin schon unfassbar große beobachtbare Weltall demnach um ein weiteres Vielfaches größer als „nur‟ die Milliarden und Abermilliarden Sterne, die sich in unserer Galaxie befinden? Musste man sich schon an den Gedanken gewöhnen, dass unsere Sonne nur eine von unvorstellbar vielen innerhalb unserer Milchstraße ist, so stand jetzt auf dem Spiel, auch die ganze Milchstraße als nur eine von sehr vielen verstehen zu müssen. Es ging also in der „großen Debatte‟ auch um die Frage, ob sich die menschliche Existenz auf unserer Erde ein weiteres, noch unvorstellbareres Mal in den Weiten des Universums verlöre. Entsprechend hitzig wurde debattiert. Shapley vertrat dabei die Vorstellung, dass unsere eigene Galaxie relativ groß ist und das gesamte Universum umfasst. Damit stellte der Andromedanebel ein Himmelsobjekt innerhalb unserer Milchstraße dar. Eines seiner gewichtigsten Argumente war eine im Jahr 1885 beobachtete Nova. Das Licht dieser Nova war ein Zehntel so hell wie das gesamte Licht des Andromedanebels. Das ergibt, so Shapley, nur Sinn, wenn sich dieser Nebel innerhalb unserer Galaxis befindet und wir nicht allzu weit von ihm entfernt sind. Sollte er eine eigene Milchstra- ße darstellen, wie seine Gegner behaupteten, dann bestünde sie aus vielen Milliarden Sternen und die Nova selbst wäre so hell gewesen wie Hunderte von Millionen Sterne! Shapley hielt diese Vorstellung für grotesk. Damit bleibt nur der Schluss offen, dass der Andromedanebel Teil unserer Milchstraße, damit relativ klein und uns verhältnismäßig nahe sei. Hier hielt Heber Curtis entgegen: Die 1885 beobachtete Nova sei ein extremer Sonderfall gewesen. Man habe schon viele andere Novae innerhalb der Spiralarme von Nebeln beobachten können, die alle erheblich schwächer ausgefallen sind; ja, die so schwach ausgefallen sind, dass sie im Gegenteil gerade einen Beweis dafür darstellen, dass die Spiralnebel sehr weit entfernt außerhalb unserer eigenen Galaxie zu finden sind. „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 158 1920 blieb die Debatte um die Größe des Universums und damit auch um die Stellung der Menschheit innerhalb dieses Universums ergebnislos. Man war sich sogar sicher, dass diese Frage an die Grenzen der Naturwissenschaft stoßen werde und nie entschieden werden könne. Doch schon drei Jahre später sollte es anders kommen! Im Herbst 1919 traf ein noch junger und sehr selbstbewusster Nachwuchsastronom am Mount-Wilson-Observatorium ein, um hier im Laufe der nächsten Jahrzehnte eine beispielslose Forscherkarriere hinzulegen und dabei zum bedeutendsten Astronomen seiner Generation zu werden: Edwin Powell Hubble (1889–1953). Peinlich nur, dass er in der Frage der großen Debatte nicht die Position seines Vorgesetzten Shapley vertrat. Dies führte zu einem Dauerkonflikt, der erst dadurch endete, dass Shapley 1921 das Mount-Wilson-Observatorium verließ, um Direktor des Harvard-University-Observatoriums zu werden. Hubble stieg schon bald auf in der Hierarchie am Observatorium und bekam dabei immer längere Beobachtungszeiten am 2,5-Meter- Hooker-Teleskop. Sternenbeobachtung mit großen Teleskopen ist Knochenarbeit. Gerade wenn man lichtschwache Objekte wie Nebel einfangen möchte, muss man oft stundenlang Fotoplatten belichten. Doch wollte man in der Frage der Entfernung des Andromedanebels weiter kommen, so mussten die Aufnahmen so gut sein, dass man möglichst viele einzelne Sterne auflösen konnte. Hierfür saßen Astronomen oft stundenlang mit äußerster Konzentration am Okular, um die Nachführung des Teleskops zu überwachen, d. h., das Fadenkreuz auf einen Referenzstern zu halten. Sie hatten nicht nur mit den Folgen des Schlafentzugs, sondern auch mit der Kälte zu kämpfen. Diese Knochenarbeit mit höchster Konzentration durchzuführen und dabei zu den hervorragendsten Ergebnissen zu kommen, war das Markenzeichen Edwin Hubbles. Sie zahlte sich ein erstes Mal in der Nacht des 4. Oktober 1923 aus. Trotz schlechter Bedingungen gelang ihm eine vierzigminütige Aufnahme von M 31. Tags darauf erkannte man einen neuen Fleck, der, so die Vermutung, eine Nova war. So wiederholte Hubble in der Folgenacht diese Aufnahme, um die Nova zu bestätigen. Nun entdeckte er neben der Nova zwei weitere Flecken und notierte sich auf der Platte ein N für mögliche weitere Novae. Um sicherzugehen, verglich Hubble die zwei Aufnahmen mit früheren Aufnahmen aus dem Archiv. Dabei Die große Debatte von 1920 159 kam die entscheidende Entdeckung: Zwei der drei Flecken waren tatsächlich Novae, einer allerdings fand sich auf den historischen Platten einmal heller, einmal dunkler: Hubble durchkreuzte das N (für Nova) und schrieb siegessicher „VAR!‟ an diese Stelle (für variabel). Es war das erste Mal, dass innerhalb eines Nebels ein Cepheid entdeckt wurde. Der Rest war fieberhafte Fleißarbeit. In den nächsten Wochen bestimmte Hubble die Schwankungsperiode des Cepheiden auf 31,415 Tage, womit der Cepheid 1000-mal heller ist als unsere Sonne. Die Bestimmung der relativen Helligkeit ergab nun die Sensation: Der veränderliche Stern und damit der ganze Andromedanebel waren offenbar rund 900.000 Lichtjahre von der Erde entfernt! Damit ist M 31 eine eigenständige Galaxie außerhalb unserer Milchstraße. Heute wird ihre Entfernung mit 2,5 Millionen Lichtjahren angegeben. Dies deshalb, weil es, wie man später herausfand, zwei Typen von Cepheiden gibt, einen lichtschwächeren, den Leavitt untersucht hatte, und einen lichtstärkeren, den Hubble, ohne es zu wissen, im Andromedanebel beobachtet hatte. Doch wie steht es um die 1885 beobachtete Nova und die nach Shapley groteske Vorstellung bezüglich der Helligkeit, die man ihr zusprechen müsste, sollte sie sich tatsächlich in einem weit entfernten Spiralnebel abgespielt haben? Auch hier gilt, das Groteske ist real. Beobachtet wurde eine Supernova, ein Ereignis von unvorstellbarer Energie, die tatsächlich in der Lage ist, mit der Helligkeit einer ganzen Milchstraße für einige Zeit mitzuhalten! Die große Debatte war entschieden. Entschieden nicht durch überzeugende Argumente der diskutierenden Kontrahenten, nicht durch Postulieren neuer Dogmen, sondern durch eine einzige – in der Folge aber wiederholbare – Beobachtung. So läuft Wissenschaft. Als einem der Ersten teilte Hubble die Neuentdeckung brieflich seinem ehemaligen Vorgesetzten Shapley mit. Als dieser den Brief gelesen hatte, soll er einer Doktorandin gesagt haben: „Hier ist der Brief, der mein Universum zerstört hat!‟ In seinem Antwortschreiben bedankt sich Shapley bei seinem ehemaligen Kontrahenten. Es sei angemerkt, dass viele Nebel, wie beispielsweise der Orionnebel, tatsächlich innerhalb unserer Galaxie zu finden sind. „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 160 Das Universum: statisch oder sich entwickelnd? Mit Hubbles Entdeckung 1923 hatte sich herausgestellt, dass das Universum um eine weitere Dimension größer ist, als man bisher angenommen hatte. Unsere Milchstraße mit ihren 100 bis 300 Milliarden Sternen ist nicht die einzige Welteninsel, sondern es gibt weitere Galaxien, die ebenfalls viele Milliarden Sterne beherbergen. Diese zu erforschen, wurde Edwin Hubbles Aufgabe, und er saß dafür bei dem seinerzeit lichtstärksten Teleskop in der ersten Reihe. So sollte sein Name für eine weitere Entdeckung stehen, die die Geburt der modernen Kosmologie einleitete, indem er „unsere Vorstellung vom Universum radikaler veränderte als alle anderen Astronomen seit Galilei‟, wie der 2007 verstorbene Astronom Donald Osterbrock sich einmal ausdrückte. Hubble wurde „Nebelspezialist‟, kannte jeden wichtigeren Nebel aus eigener Beobachtung und entdeckte immer neue. 1938 publizierte er ein populärwissenschaftliches Buch über „Das Reich der Nebel‟. Er beschreibt den Aufbau unseres Universums auf der Skala der Galaxien mit folgenden Worten: „So ist der beobachtete Raum […] überall und in allen Richtungen nahezu gleich beschaffen. Die Nebel haben untereinander einen mittleren Abstand von 2 Millionen Lichtjahren; das ist etwa das 200-Fache ihres mittleren Durchmessers. Das entspricht Tennisbällen, die 15 Meter voneinander entfernt sind.‟97 In dieser Formulierung bringt Hubble das so genannte kosmologische Prinzip zum Ausdruck, dass 1933 vom englischen Astrophysiker Edward A. Milne erstmals formuliert wurde. Es besagt, dass das Weltall homogen ist, d. h., es stellt sich für einen Beobachter unabhängig von dem Punkt, in dem es sich befindet, immer gleich dar. Mit anderen Worten, das Universum ist mehr oder weniger gleichmäßig mit Galaxien angefüllt und würde sich auch für einen Beobachter beispielsweise auf einer zweiten Erde im Andromedanebel oder jeder anderen Galaxie in gleicher Weise beobachten lassen. Des Weiteren ermittelte Hubble die Masse an beobachtbarer Materie im Universum: „Die mittlere Massendichte im Raum kann ebenfalls roh abgeschätzt werden. […] Würde man den Nebelstoff über den ganzen beobachtbaren Raum Das Universum: statisch oder sich entwickelnd? 161 verteilen, so würde die mittlere Dichte […] in etwa einem Sandkorn im Erdvolumen entsprechen.‟ Anders ausgedrückt: Das Universum ist auch und gerade in den gro- ßen Maßstäben vor allen Dingen eines: leer! Das gilt ganz besonders für den Raum zwischen den Galaxien, aber, wie wir schon gesehen haben, auch innerhalb der Galaxien. Dieser Leere steht auf der anderen Seite aber eine unvorstellbar große Zahl von Galaxien und damit Sternen und, wie wir heute wissen, auch Sonnensystemen gegenüber. Hubble versuchte die Zahl der Galaxien abzuschätzen. „Die schwächsten Nebel, die mit dem 100 Inch-Reflektor erkannt werden konnten, befinden sich in einer mittleren Entfernung von 500 Millionen Lichtjahren. Bis zu dieser Grenze dürfte man – abzüglich des galaktischen Verdunklungseffektes – etwa 100 Millionen Nebel beobachten können. Nahe den galaktischen Polen [d. h. senkrecht zur Ebene der Milchstraße], wo die Verdunklung gering ist, zeigen lange belichtete Aufnahmen ebenso viele Nebel wie Sterne.‟ Diese Abschätzung Hubbles gilt auch heute noch. Nur können wir erheblich tiefer ins Universum sehen. Mit dem nach Edwin Hubble benannten Weltraumteleskop sogar bis an den prinzipiell möglichen Beobachtungshorizont, der bei 13,3 Milliarden Lichtjahren liegt, doch davon später. Entsprechend gehen wir heute nicht von 100 Millionen, sondern von 100 Milliarden Galaxien aus, die jeweils etwa 100 Milliarden Sterne beheimaten. Das bedeutet 100 Milliarden mal 100 Milliarden Sonnensysteme, und in einem dieser Sonnensysteme befinden wir uns auf dem dritten Planeten, der im Jahrestakt unsere Sonne umkreist. Doch damit nicht genug. Die viel entscheidendere Revolution unserer kosmologischen Vorstellung brachte eine ganz andere Beobachtung, die Hubble in den nächsten Jahren machen sollte und die er 1929 veröffentlichte. Ausgangspunkt hierfür ist die genauere Untersuchung der Spektren ganzer Galaxien. Wir erinnern uns, wenn man das Licht, das von einem astronomischen Objekt kommt, mit einem Spektrum in die verschiedenen Wellenlängen auffächert, dann finden sich hier schwarze Linien an charakteristischen Stellen. Diese Linien sind eine Art Fingerabdruck der chemischen Zusammensetzung zum Beispiel der Galaxien, von denen sie herkommen. Untersucht man die Lage der Linien im Spektrum genauer, erkennt man einen überraschenden Effekt: Die charakteristi- „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 162 schen Linienmuster finden sich nicht immer genau an der gleichen Stelle im Spektrum, der man sie hier auf der Erde bei einer entsprechenden Analyse zuordnen würde. Sondern sie sind entweder in Richtung der längeren, energieärmeren Wellenlängen, also in Richtung Rot verschoben, oder aber in die andere Richtung, also zum Blau hin. (Abbildung 40) Wie lässt sich das verstehen? Eine Alltagserfahrung hilft hier weiter. Jeder kennt die Tonfolge eines mit Blaulicht fahrenden Rettungsfahrzeu- Das Universum: statisch oder sich entwickelnd? 163 ges und jeder hat schon ein Fahrzeug im Einsatz an sich vorbeifahren hören. Hierbei fällt auf, dass das Signal deutlich höher klingt, wenn das Fahrzeug mit hoher Geschwindigkeit auf einen zufährt, und niedriger, wenn sich das Fahrzeug wieder entfernt. Dieser Effekt wird nach dem Physiker Christian A. Doppler heute Dopplereffekt genannt. Man kann sich vorstellen, dass die Schallwellen in Fahrtrichtung zeitlich gestaucht werden und damit einen höheren Ton ergeben und dass gegen die Fahrtrichtung gerade das Gegenteil geschieht. Vergleichbares geschieht nun auch mit der Lage der Spektrallinien: Bewegt sich das Objekt, das das Licht ausgestrahlt hat, auf uns zu, wird das ganze Spektrallinienmuster zum Blau hin verschoben. Bewegt sich umgekehrt die Strahlungsquelle von uns weg, wird der Spektrallinienmuster zum Rot hin verschoben. Diese Verschiebung kann mit höchster Präzision gemessen werden. Damit enthält das Licht aller kosmischen Objekte, die wir beobachten können, eine Information darüber, ob sich dieses Objekt auf uns zu oder von uns weg bewegt. Der Astronom spricht von der Radialgeschwindigkeit beispielsweise eines Sternes oder einer Galaxie. Neben der Suche nach Cepheiden in den verschiedenen Galaxien, die Edwin Hubble benötigte, um die Entfernung dieser Galaxien bestimmen zu können, interessierte ihn vor allen die Radialgeschwindigkeit dieser Nebel. Denn einige Astronomen hatten bei dieser Untersuchung eine Rotverschiebung festgestellt. Sein erstes Resultat war, dass das Spektrum des Andromedanebels zum Blau hin verschoben ist; die Andromedgalaxie bewegt sich demnach auf unsere Galaxie zu, und wir können schon jetzt sagen, dass sie in einigen Milliarden Jahren beginnen wird, mit unserer Milchstraße zusammenzustoßen. Galaktische Crashs dieser Art kann man an anderer Stelle beobachten, und sie mischen die Biografie einer Galaxie völlig auf. Für das Leben auf unserer Erde ist diese bevorstehende Katastrophe jedoch kein Thema, denn sie wird erst zu einer Zeit beginnen, in der die Existenz unseres Planeten ihr Ende gefunden haben wird. Doch der Andromedanebel stellt mit der zu uns hin gerichteten Bewegungskomponente eine Ausnahme dar. Nur einige wenige, uns sehr nahe Galaxien bewegen sich auf uns zu. Sie gehören „unserem‟ Galaxienhaufen an, dem Virgohaufen, der durch Gravitation aneinandergebunden ist. Alle weiter entfernten Galaxien allerdings bewegen „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 164 sich von uns weg; ein Tatbestand, den beispielsweise schon der amerikanische Astronom Vesto Silpher 1912 beobachtet hat, d. h., bevor klar war, dass es sich bei den Nebeln um Galaxien außerhalb unserer Milchstraße handelte. Jetzt, nachdem es Möglichkeiten gab, die Entfernung von Galaxien zu bestimmen, untersuchte Hubble die Beziehung zwischen der Entfernung einer Galaxie und der Radialgeschwindigkeit, mit der sie sich bewegt. Denn die Stärke der Verschiebung ist ein direktes Maß für die Geschwindigkeit, mit der sich ein leuchtenden Objekt von uns wegoder zu uns hinbewegt. Nachdem Hubble bei etwa 30 Galaxien Entfernung und Rotverschiebung hat messen können, erkannte er, dass nähere Galaxien sich relativ langsam, mit unter 500 km/sec (1,8 Mio. Stundenkilometer!), entferntere Galaxien sich relativ schnell, mit bis über 1000 km/sec, von uns entfernen. Trotz der nur geringen Zahl der Galaxien, die Hubble beobachten konnte, macht er an dieser Stelle einen seinerzeit gewagten Schritt, der sich aber bis heute bestätigt hat: Er formuliert das später nach ihm benannte Hubble-Gesetz: Entfernungsgeschwindigkeit einer Galaxie v = Hubble-Konstante H0 x Galaxienentfernung d Die immer genauere Bestimmung der Hubble-Konstanten ist bis heute eine wichtige Aufgabe der beobachtenden Astronomie. Die Beziehung ist linear, was bedeutet, dass eine Galaxie, die doppelt so weit entfernt ist wie eine andere, sich auch doppelt so schnell entfernt und damit eine etwa doppelt so starke Rotverschiebung aufweist. Umgekehrt bedeutet das auch, dass eine Galaxie, die sich mit 20.000 km/s von uns wegbewegt, auch doppelt so weit von uns weg ist wie eine solche, die sich nur mit 10.000 km/s entfernt. Da sich die Rotverschiebung sehr genau bestimmen lässt und das Hubble-Gesetz bisher immer, wenn es möglich war, auch bestätigt wurde, benutzt man heute diese Beziehung umgekehrt, um die Entfernung von Galaxien zu bestimmen. Nun kann man auf den Gedanken kommen, dass wir uns auf eine unerwartete Weise doch wieder im Zentrum des Universums befinden, denn alle Galaxien bewegen sich ja von uns fort, und das umso mehr, je weiter sie von uns entfernt sind. Dem ist aber nicht so, wie Das Universum: statisch oder sich entwickelnd? 165 uns folgende Grafik deutlich machen kann. Vereinfacht stellen wir uns einige Galaxien in regelmäßigen Abständen innerhalb einer Ebene zu einem bestimmten Zeitpunkt vor. Nun gehen wir davon aus, dass sich alle Galaxien voneinander entfernen, der Abstand zwischen den Galaxien also wächst, sodass wir zu einem späteren Zeitpunkt die gleichen Galaxien auf einen größeren Raum verteilt vorfinden. Nehmen wir an, wir lebten in einer dieser Galaxien (weiß) und untersuchten von dort aus die Bewegungen der benachbarten Milchstraßen (Abbildung 41): Wir würden erkennen, dass sich alle Galaxien von uns wegbewegen, und zwar tatsächlich umso mehr, je weiter die untersuchte Galaxie entfernt wäre. Das gilt aber auch für eine beobachtende Zivilisation in einer anderen Galaxie (siehe Bild). Egal, wo wir uns im Universum be- „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 166 fänden, wir würden immer die gleiche Gesetzmäßigkeit finden. Genauso wenig wie aus dem Eindruck des täglich um uns kreisenden Himmels folgt aus dieser Beobachtung, dass wir uns im Zentrum des Universums befinden! Das Universum dehnt sich aus. Es ist Hubbles Verdienst, die empirischen Grundlagen für diese Vorstellung herausgefunden zu haben. Eine Vorstellung mit gravierenden Konsequenzen für das Bild, das wir uns von der Beschaffenheit und Geschichte des Universums machen. Und so entzündete sich eine weitere, Jahrzehnte andauernde Debatte, aus der sich Hubble selbst aber heraushielt. Offensichtlich dehnt sich das Universum aus und hat sich auch in der Vergangenheit ausgedehnt. Das lässt sich dadurch beweisen, dass der Blick auf eine 100.000.000 Lichtjahre entfernte Galaxie diese Galaxie vor 100.000.000 Jahren zeigt, und auch dort können wir eine Rotverschiebung beobachten. Wenn sich aber alle Galaxien immer weiter entfernt haben, folgt daraus, dass sie einmal viel näher beieinander gelegen haben müssen. Ja, denken wir den Gedanken zu Ende, finden wir die gesamte Materie des beobachtbaren Universums in einem winzigen Raumgebiet vereint, das selbst immer kleiner wird, bis das beobachtbare Universum in einem Punkt vereinigt ist. Als man ernsthafter über diese kosmologische Vorstellung zu diskutieren begann, wirkte sie so absurd, dass man scherzhaft vom „Urknall‟ sprach. Diese Bezeichnung ist nicht glücklich, denn es „knallte‟ das Universum nicht in einen vorher vorhandenen Raum, sondern die expandierende Raumzeit mit ihrem materiellen Inhalt entstanden erst zu diesem Zeitpunkt. „Das Universum als Ganzes ist unveränderlich‟ – dieses Paradigma saß zu Beginn des 20. Jahrhunderts tief. Als Albert Einstein seine allgemeine Relativitätstheorie entwickelte, bemerkte er, dass seine Gleichungen nicht mit einem statischen Universum in Einklang zu bringen waren. Daher fügte er diesen eine „kosmologische Konstante‟ zu, ganz nach dem Motto, dass nicht sein kann, was nicht sein darf; später hat er diesen mathematischen Akt als „größte Eselei seines Lebens‟ bezeichnet. Anders der niederländische Astronom und Mathematiker Willem de Sitter (1872–1935), der sich 1917 in einigen Fachartikeln Gedanken über die Konsequenzen der allgemeinen Relativitätstheorie machte, wobei er zu dem Ergebnis kam, dass ein Universum, in dem Materiedichte und Druck verschwindend gering sind, Das Universum: statisch oder sich entwickelnd? 167 sich ausdehnen müsste. Der russische Physiker Alexander Friedmann (1887–1925) legte 1922 nach, indem er theoretisch zeigen konnte, dass ein sich nicht entwickelnder, statischer Kosmos instabil ist. Beide Arbeiten blieben allerdings von der wissenschaftlichen Öffentlichkeit unbeachtet. Dies änderte sich erst, als der belgische Astrophysiker und Jesuit Georges Edouard Lemaître (1894–1966) diese Arbeiten aufgriff und 1927 einen Aufsatz vorlegte, nach der das Universum in einer fernen Vergangenheit in einer Singularität, einem mathematisch nicht fassbaren Punkt, begann. Damit war auch die theoretische Astronomie auf der Spur eines „Urknallmodells‟. Allerdings stürzen theoretische Modelle keine Paradigmen, dafür bedarf es empirischer Befunde, Beobachtungen, Fakten. Und die ersten lieferte Edwin Hubble. Allerdings werden Paradigmenwechsel auch nicht allzu leichtfertig vollzogen. So entwickelte der britische Astronom und Mathematiker Fred Hoyle (1915–2001) mit seinen Kollegen Hermann Bondi und Thomas Gold Ende der 1940er-Jahre die sogenannte Steady-State- Theorie, nach der sich das Universum zwar ausdehnt, aber in den hierbei entstehenden Räumen zwischen den sich entfernenden Galaxien ständig neue Materie und damit neue Galaxien entstehen. Damit wäre das Universum insgesamt betrachtet trotz ständiger Ausdehnung gleichförmig. Die Rotverschiebung wäre erklärt, das Universum zwar in Bewegung, trotzdem in gleichförmiger, ständig andauernder Neuentstehung begriffen. Ein „Urknall‟, nach dem die gesamte Materie des Universums in unvorstellbarer Dichte vereint gewesen wäre, hätte nicht stattgefunden. Und es gäbe kein wie auch immer geartetes Ende des Universums. Denn was einen Anfang hat, hat auch ein Ende. Der britische Kosmologe Dennis Sciama (1926–1999) entschied sich aus diesem Grund dafür, die Steady-State-Theorie dem Urknallmodell vorzuziehen: „Es ist das einzige Modell, in dem es selbstverständlich scheint, dass das Leben irgendwo weitergehen wird, [...] auch wenn die Galaxie altert und stirbt, wird es immer neue, junge Galaxien geben, in denen wahrscheinlich Leben entstehen wird. Und deshalb wird die Fackel immer weitergetragen. Ich glaube, für mich war dies der wichtigste Punkt [die Steady-State-Theorie zu unterstützen].‟98 Mit der Möglichkeit, die Rotverschiebung auch mit der Steady-State- Theorie zu erklären, war die kosmologische Diskussion wieder eröff- „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 168 net. Auf welche Seite sich die Kontrahenten einer so grundlegenden Diskussion schlagen, hat auch mit den Weltmodellen zu tun, mit denen man die Kosmologie in Einklang bringen möchte. So war es nicht nur ein katholischer Theologe, Lemaître, der das Urknallmodell ins Gespräch brachte, sondern Papst Pius XII. verkündete 1951: „[…] es scheint, als sei es der heutigen Wissenschaft mit einem einzigen Streich gelungen, Zeugnis abzulegen von dem erhabenen Augenblick des ersten ‚Fiat Lux‛ [es werde Licht], als zusammen mit der Materie aus dem Nichts ein Meer aus Licht und Strahlung hervorbrach und sich aufteilte und sich zu Millionen Galaxien formte. […] Daher hat die Schöpfung stattgefunden. Wir sagen: Deshalb gibt es einen Schöpfer. Folglich gibt es Gott!‟99 Es gab in der Diskussion um den Urknall für die kontrahierenden Lager viel zu gewinnen, aber auch zu verlieren. Fred Hoyle beklagt sich daher 1956 mit folgenden Worten darüber, wie ideologisch die Diskussion um seine Steady-State-Theorie ausgetragen wurde: „Sowohl Katholiken als auch Kommunisten100 argumentieren per Dogma. Ein Argument gilt dann als richtig, wenn es aus Sicht dieser Leute auf den richtigen Prämissen beruht, nicht weil es zu Ergebnissen führt, die mit den Tatsachen übereinstimmen. Ja, wenn die Tatsachen mit dem Dogma nicht übereinstimmen, umso schlimmer für die Tatsachen.‟101 Für den Wissenschaftler ist der Richter über wahr oder falsch nicht eine Offenbarung oder ein Dogma gleich welcher Art, nicht die persönliche Vorliebe für die eine oder andere Vorstellung, sondern die Empirie. Gibt es Beobachtungen, die nur gemacht werden können, wenn das Universum in seiner Gesamtheit aus einem Urknall hervorgegangen ist, die aber ein Universum mit steter Neuentstehung von Materie gemäß der Steady-State-Theorie ausschließen? So muss gefragt werden, und die Natur antwortet, wenn möglich, mit den entsprechenden Befunden. George Anthony Gamow (1904–1968) war ein russischer Physiker, der 1934 in die USA floh und als Schüler von Ernest Rutherford, der durch sein Atommodell Berühmtheit erlangte, ein bedeutender Atomphysiker wurde. In den 1940er-Jahren interessierte ihn die Frage, welche Konsequenzen die Vorstellung hat, dass die gesamte Materie des Universums gemäß der Urknall-Hypothese zu Beginn unter hohem Druck und hoher Temperatur auf engstem Raum vereint war. Er kam zum Ergebnis, dass das ganz frühe Universum für Strahlung undurch- Das Universum: statisch oder sich entwickelnd? 169 sichtig gewesen sein müsste, da Atomkerne und Elektronen bei der damals herrschenden Temperatur und Dichte nicht als Atome vereint gewesen sein konnten und Atomkerne und Elektronen so jedwede Strahlung immer wieder absorbierten und emittierten. Unter diesen Umständen ist das Universum undurchsichtig, dunkel, konnte kein Licht ausstrahlen, das uns heute noch erreichen würde. Durch die Ausdehnung des Raumes nahmen Druck und Temperatur schließlich ab. Als das Universum eine Temperatur von 3000 Kelvin hatte, vereinten sich Elektronen und Atomkerne, sodass das Universum durchsichtig wurde. Seither kann sich Strahlung im leeren Raum des Universums ausbreiten. Das früheste Licht, die entfernteste elektromagnetische Strahlung, die wir noch beobachten könnten, müsste von diesem Moment stammen, in dem gleichsam der Vorhang des Universums gelüftet wurde. Die Strahlung sollte im Hintergrund aller übrigen leuchtenden Objekte vorhanden sein, wenn denn die Urknallhypothese der Wirklichkeit entspräche; lebten wir in einem Steady-State-Universum, gäbe es diese Strahlung nicht. Gamow veröffentlichte seine Vorstellungen 1947. Allerdings konnte eine solche Strahlung zunächst nicht gefunden werden, man konnte weiter streiten und vergaß Gamow und seine Arbeitsgruppe. Der „Rand‟ des Universums und warum es nachts doch dunkel wird Unsere Geschichte setzt sich fort Anfang der 1960er-Jahre in den südlich von New York gelegenen Bell Laboratories in Crawford Hill, New Jersey. Die Bell Labs forschen intensiv an der Entwicklung der Telekommunikation unter anderem für Satellitenübertragung. Hierfür wurde eine hornförmige Radioantenne mit einer sechs Meter großen Öffnung gebaut und die Physiker und Astronomen Arno Penzias (*1933) und Robert Wilson (*1936) eingestellt. Sie erhielten die Erlaubnis, neben der Forschung in Sachen Telekommunikation die Antenne auch für astronomische Durchmusterungen zu benutzen. Hierfür mussten sie ihr Instrument genauestens kennenlernen und optimieren. Das bedeutet bei Radioantennen, wie auch der Laie nachvollziehen kann, das durch störende Radiowellen verschiedenster Her- „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 170 kunft verursachte Rauschen zu minimieren. Hierbei entwickelten sie einen bis dahin ungekannten Ehrgeiz. Um die Störgeräusche zu minimieren, sorgten sie für die sorgfältigste Isolierung der Elektronik des Gerätes, suchten das Gelände nach Störquellen ab, justierten das Gerät optimal und konnten so den Empfang optimieren. Allerdings blieb trotz monatelanger Arbeit ein ärgerliches Restrauschen, das ihren Ehrgeiz anstachelte. Sie verjagten sogar eine Taube, die sich in einer Nische der Hornantenne niedergelassen hatte und putzten ihr Gerät aufs Feinste. Ob sie wollten oder nicht – es blieb ein unerklärliches Restrauschen, das aus allen Richtungen zu kommen schien. Frustriert mussten sie sich mit diesem Ergebnis abfinden und erwähnten ihn am Ende einer längeren wissenschaftlichen Abhandlung über ihre Antenne. Nun forschte in der nahe gelegenen Princeton-Universität der Physiker und Astrophysiker Robert H. Dicke mit James Peebles u. a. in Sachen Urknallhypothese, und sie kamen, wie schon zwanzig Jahre vorher die Arbeitsgruppe um Gamow, zu der Annahme, dass es eine Reststrahlung als Hintergrundstrahlung geben müsste, die im Radiowellenbereich beobachtbar wäre. Er war dabei, einen Detektor zu konstruieren, um die Strahlung nachzuweisen. Durch Zufall erfuhr Penzias von diesen Berechnungen und es fiel ihm wie Schuppen von den Augen: Genau diese Hintergrundstrahlung war die Ursache ihres unerfindlichen Restrauschens. Kein Wunder, dass es aus allen Himmelsrichtungen kam. Penzias rief Dickes an und teilte ihm mit, dass die von ihm postulierte Hintergrundstrahlung schon entdeckt sei. Dieser soll den Hörer aufgelegt und sich an seine Leute gewandt haben mit dem Ausruf „Jungs, man hat uns ausgestochen!‟ Die Entdeckung der Hintergrundstrahlung gilt als einer der wichtigsten Beweise für die Urknallhypothese. 1989 bis 1993 wurde ein eigener Satellit, COBE (Cosmic Background Explorer), gestartet, um die Hintergrundstrahlung exakt zu vermessen. Auch ihr Charakter, die relativ gleichmäßige Verteilung, die nur geringen Intensitätsschwankungen in einer aus der Urknallhypothese vorhergesagten Größenordnung, entsprachen den Erwartungen. Diese und noch viele weitere Beobachtungen machten inzwischen aus der Urknallhypothese eine Urknalltheorie, worunter ein Naturwissenschaftler einen weitgehend bewährten und vielfach bestätigten Erklärungszusammenhang versteht. Der „Rand‟ des Universums und warum es nachts doch dunkel wird 171 Wie müssen wir uns aus heutiger Sicht das von uns beobachtbare Universum vorstellen? Wir können mehrere „Sichttiefen‟ beim Blick in den Himmel unterscheiden: – Zunächst können wir mit unbewaffnetem Auge neben Sonne, Mond und den Planeten etwa sechstausend bis achttausend Sterne ausmachen, die sich in einem Umkreis von mehreren Hundert Lichtjahren befinden. Als schwaches Lichtband sehen wir einige Millionen Sterne, die unserer Milchstraße angehören. Zudem erkennen wir als schwachen Nebelfleck die Andromeda-Galaxie und einige Zwerggalaxien. – Mit Teleskopen lässt sich die Milchstraße in viele Milliarden Sterne auflösen. Sie hat einen Durchmesser von etwa 100.000 Lichtjahren und eine Dicke von 3000 bis 15.000 Lichtjahren. Schauen wir aus der Ebene der Milchstraße heraus, können wir weitere Galaxien ausmachen. – Die Erkundung ferner Galaxien ergibt den Befund, dass wir etwa ebenso viele Galaxien ausfindig machen können, wie wir Sterne in unserer Milchstraße zählen. Je weiter die beobachtbaren Galaxien von uns entfernt sind, desto tiefer blicken wir in die Vergangenheit des Universums. Die entferntesten beobachteten Galaxien sind über 13.000 Millionen Lichtjahre entfernt und werden von uns in einem Entwicklungsstadium gesehen, das ebenso fern in der Vergangenheit liegt, wie die Galaxie von uns entfernt war, als sie ihr Licht abstrahlte. – Unser „Blick‟ verliert sich aber nicht im Unendlichen. Vielmehr beobachten wir in allen Richtungen einen „Rand‟, einen Vorhang aus einer schwachen Strahlung, die in dem Moment ausgesendet wurde, als das Universum durchsichtig wurde. Dahinter können wir optisch nichts erkennen. Doch Vorsicht: Müsste es nach dieser Vorstellung nicht nachts taghell sein? Trifft doch von allen Seiten Strahlung bei uns ein? Wenn nicht die der Sterne und Galaxien, so doch die Hintergrundstrahlung! Arno Penzin brachte es folgendermaßen auf den Punkt: „Wenn sie heute Abend ausgehen und den Hut abnehmen, wird ihr Kopf ein wenig vom Big Bang erwärmt. Wenn sie einen sehr guten UKW-Empfänger haben und ihn irgendwo zwischen den Stationen einstellen, dann hören sie „Warum wird es nachts dunkel?‟ – Der Weg zur modernen Kosmologie 172 dieses Sch-sch-sch. […] Von dem Geräusch stammt etwa ein halbes Prozent aus einer Milliarden Jahre entfernten Vergangenheit.‟102 „Ein wenig erwärmt‟? Immerhin war das Universum damals 3000 K heiß, ähnlich den „roten Riesen‟ wie Beteigeuze im Orion. Eigentlich müsste also der ganze Himmel in einem Rot leuchten wie eben dieser Stern. Und dies wäre auch der Fall, wenn sich das Universum nicht seit dieser Zeit ausgedehnt hätte, und zwar etwas über den Faktor 1000. Die Strahlung vom Öffnen des Vorhanges hat sich um ebendiesen Faktor gedehnt, man könnte auch sagen abgekühlt. Sie entspricht nur noch etwa der Strahlung eines Körpers mit 3 K (= - 270 °C). Die nächtliche Dunkelheit verdanken wir also auch der Tatsache, dass sich das Universum ausdehnt. Ein weiterer wichtiger Grund ist die Tatsache, dass der Kosmos so ungeheuer leer ist. Damit schieben sich nur sehr wenige Sterne zwischen uns als Beobachter und dem Vorhang der Hintergrundstrahlung. Und nicht zuletzt: Sterne gehören nicht einer Sphäre des Ewigen an. Auch sie haben eine Biografie. Sie entstehen und vergehen, werden geboren und fristen ein mehr oder weniger langes Dasein und enden mitunter in unvorstellbaren Katastrophen, den Supernovae. Sie sind also endlich, wie alles endlich ist, was wir aus der irdischen Natur kennen. Der Himmel, der Kosmos und die Erde unterliegen den gleichen Gesetzen, sind Teil der gleichen Welt, in die auch wir Menschen eingebunden sind. Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand Sind wir allein im Universum? Die Frage nach unsresgleichen im All kann auf sehr Unterschiedliches zielen. Am weitesten gefasst meint die Frage, ob unsere Erde der einzige Ort im Universum ist, der Leben beherbergt. Ist im Kosmos mit seinen Abermilliarden Sternen, Gesteins- oder Gasplaneten, Monden Sind wir allein im Universum? 173 und anderen Himmelskörpern nur die Erde belebt und gibt es ansonsten nur ein reichhaltiges, manchmal dramatisches, zumeist aber einförmiges physikalisch-chemisches Geschehen ohne Lebensformen gleich welcher Art? Das Universum – eine gigantische Wüste mit der Erde als einziger Oase? Oder gibt es hier und dort auch andere Himmelskörper, auf denen biologische Formen entstanden sind? Wenn ja, hat dies eher selten stattgefunden? Oder gehört Leben gar zur kosmologischen Normalität, d. h., wo Leben möglich ist, entsteht es auch? Gibt es darüber hinaus Lebensformen, die sich wie wir Gedanken darüber machen, ob es ihresgleichen gibt? Gibt es also Evolutionslinien auf anderen Himmelskörpern, die so weit gediehen sind, dass eine kulturelle Evolution eingesetzt hat, die womöglich für uns unvorstellbar weiter fortgeschritten ist, als dies bisher auf der Erde der Fall ist? Nachdem die Erde der zentralen und damit einzigartigen Stellung im Kosmos beraubt und in die Reihe der sichtbaren Planeten zwischen Merkur und Saturn aufgenommen wurde, lag der Gedanke nahe, dass auch die Nachbarplaneten mit Leben, ja vernunftbegabtem Leben bevölkert seien. So schrieb der damals dreißigjährige Immanuel Kant in seiner „Allgemeinen Naturgeschichte und Theorie des Himmels‟ im Jahr 1755: „Indessen sind doch die meisten unter den Planeten gewiss bewohnt, und die es nicht sind, werden es dereinst werden.‟103 „Bei dem Reichtum der Natur [...] könnte es auch wohl öde und unbewohnte Gegenden geben, die nicht auf das genaueste zu dem Zwecke der Natur, nämlich der Betrachtung vernünftiger Wesen, genutzt würden.‟104 Und Kant versucht vor dem Hintergrund des Wissenshorizontes seiner Zeit, begründete Mutmaßungen anzustellen, wie es um die – wohlbemerkt intelligenten – Bewohner unserer Nachbarplaneten bestellt ist. Heute ist entschieden, dass wir in unmittelbarer Nachbarschaft keine weiteren Zivilisationen erwarten können. Die Frage nach der Existenz einfacher Lebensformen in unserem Sonnensystem allerdings treibt aktuell große wissenschaftliche Projekte an. Zugleich wissen wir von der Existenz erdähnlicher Planeten außerhalb unseres Sonnensystems. Und so hat die Frage nach Leben im Universum zu einer eigenen Wissenschaftsdisziplin geführt, der Astrobiologie. Ein Wissenschaftsfeld ohne Untersuchungsobjekt, könnte man meinen, haben wir doch bisher keinen einzigen sicheren Beleg für extraterrestrisches Leben gefun- Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 174 den. Und doch ist die Astrobiologie eine seriöse und sehr wichtige Disziplin, in der sich Naturwissenschaft und Philosophie unmittelbar verbinden. Denn durch ihre Ergebnisse und Reflexionen wird nicht nur die Neugierde des Menschen befriedigt, sondern sie hat eine fundamentale Selbstreflexion in Bezug auf die Stellung des Lebens unserer Erde im Kosmos und der Rolle des Menschen zur Folge. Was suchen wir, wenn wir nach Leben im Universum fragen? Natürlich stellen wir uns extraterrestrisches Leben zunächst so vor, wie wir es von der Erde her gewohnt sind. Im Besonderen E.T.s105, Extraterrestrische, werden zumeist menschenähnlich dargestellt, allein die Proportionen ihrer Körper werden zum Vergnügen des Zuschauers ins Groteske abgeändert. Wie berechtigt ist dies? Könnten nicht Wasserstoff-Helium-Organismen die Sonne oder wenigstens den Jupiter bevölkern? Könnten nicht Lebewesen aus Silicium in fantastischen Welten existieren? Ist Wasser wirklich das einzige Medium, das Leben möglich macht? Sind wir also Kohlenstoff-Wasser-Chauvinisten, wenn wir uns Leben erdähnlich als „komplexe Kohlenstoffeinheiten‟ vorstellen, die im, am oder mit Wasser ihr Leben organisieren? Astrobiologische Fragestellungen führen dazu, das allzu Selbstverständliche von außen, gleichsam aus der Weltraumperspektive, zu betrachten und zu hinterfragen. Wie bemerken wir, wenn unsere astrobiologische Suche erfolgreich sein sollte? Das Attribut Leben werden wir sicher nicht im Weltraum kreisenden Gesteinsbrocken zusprechen, wie den unzähligen Asteroiden oder Kometen, auch wenn Letztere periodisch zum „Leben‟ erwachen, wenn sie in Sonnennähe kommen und ihren Kometenschweif entwickeln. Seit uns klar ist, dass ihr Dasein physikalischen Gesetzmäßigkeiten folgt, werden Kometen nicht mehr als „göttliche Botschaften‟ verstanden, sondern in ihrer natürlichen Schönheit bewundert. Auch Gesteinsplaneten wie der Merkur, auf dem – abgesehen vom langsamen Wechsel zwischen Tageshitze und Nachtkälte und gelegentlichen Meteoriteneinschlägen – wenig geschieht, sind tot. Genauso wie Planeten mit einer heftigeren physikalischen Dynamik. Man denke an Jupiter mit seinem roten Fleck, der von einem gewaltigen Or- Was suchen wir, wenn wir nach Leben im Universum fragen? 175 kan herrührt, oder seinem Mond Io, der einen extremen Vulkanismus aufweist. Ebenso wenig sprechen wir in Bezug auf die geologischen Prozesse der Erde von Leben, die neben ihrem atmosphärischen Geschehen durch ihre plattentektonische Dynamik ausgezeichnet ist und damit auch ohne ihre belebten Passagiere eine bewegte geologische Geschichte und Gegenwart aufweist. Der dramatische Sprung von „toter Materie‟ zum Reich des Lebens kommt ganz unscheinbar daher: Hier bekommen Steine krustige Überzüge, dort wird der Bachgrund durch eine Schleimschicht glitschig. Im Sumpf entwickeln sich Gase, andernorts verfärbt sich Wasser. Die Täter bleiben dem Auge meist unsichtbar. Prokaryotisches Leben, Bakterien, Blaualgen oder Archaebakterien verbergen sich hinter diesen Phänomenen. Bis heute stellen sie einen wesentlichen Teil der belebten Materie unseres Planeten. Sie sind von ihrer Gestalt her einförmiger als andere Lebensformen, sind aber vielfach die wahren Stoffwechselspezialisten. Viele kommen mit sehr extremen Lebensbedingungen aus: mit Temperaturen um den Siedepunkt des Wassers, aber auch unter seinem Gefrierpunkt, mit hohem Salzgehalt und extremer Trockenheit; sie kommen mit giftigen Substanzen zurecht oder mit radioaktiver Belastung, sie können in Gesteinsklüften genauso leben wie in der höheren Atmosphäre. So klein und einfach Bakterien organisiert sind, sie machen uns deutlich, was Leben eigentlich ist: Sie bestehen aus hochkomplexen Molekülen, die sie selbst immer wieder aufbauen und vor Abbau schützen müssen. Sie organisieren und steuern ihre eigene (Bio-)Chemie selbst. Trotz des ständigen Auf- und Abbaus der eigenen Moleküle sind sie sich zu jedem Zeitpunkt selbst ähnlich. Um dies leisten zu können, grenzen sie sich durch eine Membran, nicht selten zudem durch eine Zellwand, von der Umgebung ab. Sie bauen ein Innenmilieu gegenüber den chemischen Bedingungen der Umgebung auf, d. h., sie sind zellulär organisiert. Gleichzeitig sind sie aber nicht abgeschlossen von ihrem Lebensraum. Sie können es nicht sein, da zum Erhalt ihrer eigenen inneren Ordnung Energie benötigt wird, viel Energie. So kann Leben nur in einem ständigen Energiedurchfluss entstehen und bestehen. Neben der Wärme, die aus dem Erdinneren kommt, stammt die Energie für das Leben auf der Erde heute praktisch ausschließlich von der Sonne. Lebewesen sind demnach molekular hochkomplexe, Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 176 umweltoffene Systeme, die ein biochemisches Innenmilieu gegenüber ihrer Umgebung aufrechterhalten. Hierbei zeigen sie eine Zeitgestalt: Im einfachsten Fall wachsen ihre Zellen, bis sie eine gewisse Größe erreicht haben und nach einer Teilung ihrer selbst in zwei Tochterzellen weiterleben. Hierdurch vermehren sie sich selbst und ersetzten diejenigen Zelllinien, die aufgrund widriger Umstände ihre Existenz nicht haben behaupten können. Damit gehören zum Leben sowohl der Tod als auch die Fortpflanzung. Die komplexe Selbstorganisation der Zellen bringt es mit sich, dass sie sich nicht immer exakt identisch kopieren. Sie verändern sich ständig und müssen sich in ihrem veränderten Dasein den Umweltbedingungen stellen. Die Konkurrenz, in der sie hierbei mit ihresgleichen stehen, bringt es mit sich, dass sich die eine Form besser, die andere schlechter behaupten kann: Damit ist auch ein biologisch evolutiver Wandel der Lebewesen für Leben konstitutiv. Stellen wir uns extraterrestrisches Leben vor, so zunächst sicher nicht „belebten Schleim‟, sondern makroskopisch sichtbare Lebensformen. Prokaryotische Zellen sind zu einfach organisiert, um Mehrzeller bilden zu können. Hierfür waren zwei Evolutionsschritte nötig: zum einen der Schritt von der pro- zur eukaryotischen Zelle durch Endosymbiose106. Letztere haben sich im Zuge der Evolution zu Kolonien zusammengeschlossen und später durch Arbeitsteilung übergeordnete vielzellige Organismen mit verschiedenen Geweben und Organen gebildet. Die Welt der Pflanzen, Pilze und Tiere bis hin zum Menschen ist hieraus entstanden, und allesamt bevölkern wir heute unseren Planeten. E.T. zeichnet sich aber nicht nur dadurch aus, dass er lebt, sondern vor allem dadurch, dass er über Bewusstsein verfügt. Wer Elefanten, Hunde oder Krähen beobachtet, wird wohl nicht umhinkommen anzunehmen, dass diese über Bewusstsein verfügen. Wie es sich aber „anfühlt, eine Fledermaus zu sein‟107, wird sich uns nie erschließen. So viel wir auch wissen über die „neuronalen Korrelate […] des Bewusstseins‟, so muss man ehrlicherweise zugeben, dass sich das Bewusstsein der naturwissenschaftlichen Erklärung noch weitgehend entzieht.108 In der Form, nach der die Astrobiologie fragt, steht es aber in Zusammenhang mit komplexen, der Informationsverarbeitung dienenden Gewebestrukturen. Was suchen wir, wenn wir nach Leben im Universum fragen? 177 Doch E.T. wird erst richtig interessant, wenn er nicht nur einem Tier gleich sein Leben lebt, sondern wenn der Funke kultureller Evolution gezündet hat und extraterrestrische Zivilisationen entstanden sind. Mehr noch, wenn diese auch Technologien entwickelt haben, mit denen sie sich dem Weltraum mitteilen. Biochemie des Lebens oder: Sind wir Kohlenstoff-Wasser-Chauvinisten? Beim „Abenteuer Naturwissenschaft‟ war und ist man nie vor Überraschungen sicher. Daher scheint es zunächst vermessen, wenn man behaupten möchte, extraterrestrische Lebensformen oder gar Spezies, die auf fernen Himmelskörpern Zivilisationen hervorbringen, seien wie wir komplexe Kohlenstoffgebilde in wässrigem Milieu. Geht man davon aus, dass die Naturgesetze überall in unserem Universum Gültigkeit haben – und das ist hinreichend abgesichert –, so lässt sich aber seriös vermuten, dass komplexeres Leben an eine Kohlenstoffchemie in wässriger Lösung gebunden ist. Eine wesentliche Eigenschaft des Lebens ist, größere chemische Verbindungen aufzubauen. Diese sind im energiereichen Gaszustand wenig beständig. Eine komplexe gasförmige Biochemie auf fernen Planeten ist deshalb wenig wahrscheinlich. Umgekehrt sind Stoffe im festen Aggregatzustand zu unbeweglich, um einen lebendigen Stoffwechsel zu ermöglichen. Somit wird sich Leben im mehr oder weniger flüssigen Zustand abspielen. Unter den Bedingungen im offenen Weltall haben nur kleinere Moleküle Bestand. Hierunter gibt es einige wenige Stoffe, die auf Himmelskörpern im flüssigen Zustand vorkommen.109 Eine Überraschung stellte hierbei der Saturnmond Titan dar, der 1655 vom niederländischen Astronomen Huygens entdeckt wurde. 2005 gelang es, die Sonde Huygens auf Titan zu landen und Messdaten, Fotos, ja sogar „Windgeräusche‟110 auf der Mondoberfläche aufzunehmen. Titan ist größer als der Planet Merkur und dem äußeren Bild nach der Erde nicht ganz unähnlich: Eine dichte, überwiegend aus Stickstoff bestehende Atmosphäre, Gebirge, Regen, Flüsse und Seen prägen sein Bild. Durch die große Entfernung des Saturns von der Sonne hat er allerdings nur sehr geringe Temperaturen (um – 175 °C). Damit können die Seen nicht Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 178 aus flüssigem Wasser bestehen. Es handelt sich um Methan-Seen. Methan (CH4) ist bei Temperaturen zwischen – 182 °C und – 161 °C flüssig. Das Titangestein besteht aus Wassereis und Methanhydrat. Sehr einfaches, methanbasiertes Leben wäre hier wohl möglich, für komplexere Lebensformen ist es allerdings einfach zu kalt: Gemäß der RGT- Regel111 sinkt die Stoffwechselaktivität mit der Temperatur drastisch. Auch Wasserstoff kann unter Atmosphärendruck flüssig vorliegen, allerdings bei noch tieferen Temperaturen von – 256 °C bis – 253 °C. Damit ist der Temperaturbereich, in dem Wasserstoff flüssig ist, nicht nur sehr kalt, sondern auch sehr schmal: Für Wasser umfasst dieser Bereich zwischen Gefrieren und Verdampfen bekanntlich 100 °C! Eine ähnlich hohe Temperaturspanne, zudem in einem moderaten Temperaturbereich zwischen – 83 °C und + 20 °C, weist Fluorwasserstoff (HF) auf. Allerdings ist die Menge an Fluor im Universum erheblich geringer als die an Kohlenstoff oder gar Sauerstoff und Wasserstoff, was ein im Fluorwasserstoff schwimmendes Leben zwar nicht unmöglich, aber doch unwahrscheinlicher macht. Auf Ammoniak (NH3) sei noch eingegangen: Es ist zwischen – 78 °C und – 34 °C flüssig und stellt das vierthäufigste Molekül im Universum dar: Keine schlechten Voraussetzungen für einen Träger des Lebens. Allerdings hat er gegenüber Wasser zwei sehr wesentliche Nachteile. Zum einen ist seine „Dielektrizitätskonstante‟ erheblich geringer als die von Wasser (25 gegenüber 80). Damit wird die Abschirmkraft des Lösungsmittels für entgegengesetzt geladene Ionen gegen die elektrostatische Anziehungskraft angegeben: Anionen und Kationen ziehen sich im Wasser nur 1/80-, im Ammoniak 1/25-mal so stark an wie ohne diese Lösungsmittel. Damit stehen Ionen im Wasser für biochemische Reaktionen viel besser zur Verfügung, als dies in Ammoniak möglich ist. Ein weiterer sehr wesentlicher Vorteil des Wassers als Lösungsmittel des Lebens besteht darin, dass es die einzige Flüssigkeit ist, die sich unter unseren Umweltbedingungen beim Gefrieren ausdehnt und damit als „Eis‟ auf der Flüssigkeitsoberfläche schwimmt. Damit bleiben in kälteren Zeiten die Gewässertiefen flüssig. Ammoniak sinkt aber gefroren auf den Gewässergrund. In wärmeren Zeiten muss ein Ammoniakeiskörper von oben aufgetaut werden. Das schränkt die Zeit enorm ein, die Lebensprozessen in Eiskörpern zur Verfügung stehen. Biochemie des Lebens oder: Sind wir Kohlenstoff-Wasser-Chauvinisten? 179 Somit ist deutlich: Wenn auch andere Flüssigkeiten als Lebensträger im Universum nicht ausgeschlossen werden können, so ist Wasser hierfür doch ideal geeignet. Zudem besteht es aus den im Kosmos am häufigsten vorkommenden Elementen. Dies ist zum einen Wasserstoff, der schon beim Urknall entstanden ist und bis heute das bei Weitem häufigste und ursprünglichste chemische Element darstellt, und zweitens Sauerstoff, der nach Helium das dritthäufigste Element ist (Abbildung 42). Letzteres rührt daher, dass es in der Spätphase einer Sternbiografie beim sogenannten „Heliumbrennen‟ entsteht. Während der längsten Zeit ihres Daseins erzeugen Sterne ihre Energie beim sogenannten „Wasserstoffbrennen‟ durch Fusion von Wasserstoff zu Helium. Ist der Wasserstoff verbraucht, beginnt das „Heliumbrennen‟, bei dem Heli- Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 180 umkerne über Kohlenstoff zu Sauerstoff fusioniert werden. Entsprechend den Energiebarrieren bei der Kernfusion entstehen hierbei relativ viel Kohlenstoff- und noch mehr Sauerstoffkerne. Alle weiteren Elemente entstehen in späteren, energiereicheren und kurzlebigeren Phasen der Sternexistenz, manche sogar erst bei Supernova-Ereignissen. Entsprechend seltener sind sie im interstellaren Raum. Damit ist Wasser der Favorit als Lösungsmittel des Lebens. Und Kohlenstoff? Er gehört zwar nach dem Sauerstoff zu den häufigsten Elementen im Universum, allerdings tritt seine Häufigkeit in der Kruste unseres Gesteinsplaneten Erde deutlich hinter den häufigen Elementen112, wie Sauerstoff, Silicium, Aluminium, Eisen, Calcium, Natrium, Magnesium und Kalium, zurück. Er findet sich anorganisch vor allem im Carbonatgestein (Kalkgestein und Dolomit) bzw. als Diamant oder Graphit und nicht zuletzt als CO2 in der Atmosphäre. Mengenmäßig gering, kommen einfachere Kohlenstoffverbindungen, wie z. B. einige Aminosäuren, in der Kometensubstanz vor. Trotzdem ist der Kohlenstoff das Element, das molekular komplexes Leben erst möglich macht. Warum?113 Zunächst sei an die Edelgasregel der Chemie erinnert, wonach die Edelgaskonfiguration z. B. der Edelgase Helium und Neon so stabil sind, dass diese keine chemischen Reaktionen mehr eingehen. Alle anderen Elemente „sind bestrebt‟, eine Edelgaskonfiguration herzustellen, wobei sie entweder durch Elektronenaufnahme bzw. -abgabe zu Ionen werden oder Elektronen mit anderen Atomen teilen und dabei sogenannte kovalente Bindungen aufbauen. Der Kohlenstoff steht nun genau zwischen den Edelgasen Helium, von dem ihn Bor, Beryllium und Lithium trennen, und Neon, vor dem Stickstoff, Sauerstoff und Fluor kommen. Er benötigt daher vier Bindungen und damit bis zu vier Reaktionspartner. Sein großer Vorteil ist, dass er sich selbst Reaktionspartner sein und dabei sehr lange Kohlenstoff-Molekülketten bilden kann, und das auch mit Zweifach- und Dreifach-Bindungen oder Ringstrukturen. Diese sind einerseits stabil genug, um einen ausreichenden Bestand zu haben, andererseits auch nicht zu stabil, sodass sie mit moderater Energie und unter Zuhilfenahme biologischer Katalysatoren, den Enzymen, in vielfältigster Weise aufgespalten und neu verknüpft werden können. Damit sind dem „Einfallsreichtum‟ organisierter Molekülstrukturen keine Grenzen gesetzt. Biochemie des Lebens oder: Sind wir Kohlenstoff-Wasser-Chauvinisten? 181 Nach außen hin sind Kohlenstoffketten, die mit Wasserstoff verknüpft sind, elektrisch neutral, unpolar, wie man sagt. Sie sind dann nicht mehr wasserlöslich, also hydrophob. Hierzu gehören Öle und Fette, also zwischen 0 °C und 100 °C mehr oder weniger flüssige Stoffe, die aber nicht oder nur bedingt wasserlöslich sind. Durch den Einbau von Sauerstoff oder Stickstoff in die Kohlenstoffketten aber verschieben sich die Ladungsverhältnisse in den Kohlenstoffketten und sie werden teilweise oder ganz polar, also wasserlöslich oder hydrophil. Es ist auch möglich, dass Teile eines Kohlenstoffmoleküls polar und andere unpolar zu sind, je nachdem, wo Sauerstoff oder Stickstoff eingebaut wird. Dieses Spiel mit der Wasserlöslichkeit ist ganz entscheidend wichtig zur Herausbildung belebter Strukturen: Es können Biomembrane entstehen, die spezielle Reaktionsräume abgrenzen, es können wasserlösliche von fettlöslichen Stoffen getrennt werden, sprich, es ist möglich, im flüssigen Zustand komplexe und dynamische Strukturen zu schaffen, ohne dass diese erstarren oder sich verflüchtigen. Dies lässt den Kohlenstoff zu einem Favoriten für die Chemie des Lebens werden. Auch Silicium kann Ketten mit sich selbst bilden, steht es doch in der selben Gruppe des Periodensystems gleich unter dem Kohlenstoff. Und tatsächlich, siliciumbasiertes Leben ist nicht auszuschließen. Allerdings ist es fragwürdig, ob diese Lebensformen, sollte es sie geben, die gleiche Komplexität erreichen könnten, wie kohlenstoffbasiertes Leben. Denn Silicium hat durch seine viel größere Elektronenhülle den Nachteil, dass seine Mehrfachbindungen wenig stabil sind. Das grenzt die Vielseitigkeit eines Silicium-Lebens erheblich ein. Umso stabiler ist allerdings sein Oxidationsprodukt, das SiO2, das allgemein als Quarz, Bergkristall oder Sand bekannt ist. Stabiler vor allem im Verhältnis zu seinen reduzierten Verbindungen, wie beispielsweise SiH4, das bei Anwesenheit von Sauerstoff schnell reagiert. Das sieht beim Kohlenstoff schon anders aus: CH4 reagiert in der Atmosphäre erst über Jahrzehnte zu CO2 (leider, denn es ist ein starkes Treibhausgas). Zudem ist CO2 bekanntlich gasförmig und steht so der Wiederaufnahme in den lebendigen Kohlenstoffkreislauf sicher einfacher zur Verfügung, als dies mit Quarzsand der Fall wäre. Man sieht: Silicium-Leben hätte einige Schwierigkeiten zu meistern. Für Leben, das sich in komplexere Höhen aufschwingt, ist die Kombination aus Wasser- und Kohlenstoffchemie Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 182 erheblich naheliegender: Wir sind also keine Kohlenstoff-Wasser- Chauvinisten, wenn wir uns extraterrestrisches Leben zumindest in dieser Hinsicht als uns ähnlich vorstellen. Vielleicht werden wir durch die Entdeckung entsprechender Lebensformen eines Besseren belehrt. Ein Wesentliches sei aber noch bedacht: Leben benötigt Energie, viel Energie. Nicht zu Unrecht denken wir an die Sonne. Aber das ist letztlich nicht so zwingend, wie es scheinen mag. Auch aus dem Inneren des Himmelskörpers können genügend Energiemengen zur Verfügung stehen. So gibt es auch auf der Erde entlang der Rift-Valleys an heißen Schwefelquellen ganze Lebensgemeinschaften, an deren Basis Schwefelbakterien stehen, die ihre Energie aus der Oxidation von Schwefelwasserstoff entnehmen. Man kennt ähnliche Lebensgemeinschaften auch unter kilometerdickem Eis, zum Beispiel am Vatnajökull in Island in Seen, die von Vulkanen flüssig gehalten werden. Ähnliche Bedingungen herrschen auch auf dem Jupitermond Europa, einem Eismond mit einer aufgrund des Sonnenabstandes sehr tiefen mittleren Oberflächentemperatur von – 150 °C. Unter einer mächtigen Eisschicht vermutet man einen ebenfalls Kilometer mächtigen Ozean. Dieser Mond ist einer der Hoffnungsträger für extraterrestrisches Leben in unserem Sonnensystem und dementsprechend werden schon Europa-Missionen geplant, die dies erkunden sollen. Eines ist aber schon jetzt klar: Auch ohne oder mit nur geringem Energieeintrag durch Sterne sind Oasen des Lebens im Universum denkbar. Das kopernikanische Prinzip Im christlich-geozentrischen Weltbild lebte der Mensch an einem einmaligen Ort im Kosmos. Zwar war es ein Ort größter Gottesferne, eine Welt der Vergänglichkeit und des Leides, ein Schauplatz, auf dem sich das ewige Schicksal eines jeden entscheidet: also keinesfalls ein Paradies. Aber dennoch war man sich durch die zentrale Lage im kosmischen Geschehen sicher, dass sich buchstäblich alles um die Erde und – als Krönung der Schöpfung – um den Menschen und seine Heilsgeschichte dreht. Ohne sich der Konsequenzen seines Eingriffes in vollem Umfang bewusst zu sein, rückte Kopernikus diese unsere Erde aus dem Mittelpunkt und reihte sie als eine unter mehreren in den Status Das kopernikanische Prinzip 183 der Planeten ein, die um die Sonne kreisen. Damit lag der Gedanke nahe, dass es im Kosmos auch andere lebensfreundliche Welten und vernunftbegabte „Menschen‟ gibt. Ein Gedanke, der nach Kopernikus von vielen als naheliegend angesehen wurde. Neben Kant spekulierte auch Giordano Bruno schon in der zweiten Hälfte des 16. Jahrhunderts darüber, dass das Weltall unendlich sei und von ebenfalls unendlich vielen Lebewesen bevölkert werde. Anfang des 19. Jahrhunderts publizierte gar der deutsche Astronom Franz Gruithuisen, er habe im Fernrohr Beweise für eine Mondzivilisation entdeckt.114 Mit dem heliozentrischen Weltbild war man sich immer noch sicher, nahe am Zentrum des Universums zu leben. Doch auch dieses Lebensgefühl sollte nicht lange anhalten. Die Sonne ist nach heutigem Wissen nur ein Stern unter Milliarden anderen in unserer Milchstraße und ebenso wenig das Zentrum des Universums wie vorher die Erde. Inzwischen wissen wir, dass unser Weltall von vielen Milliarden Galaxien bevölkert ist und kein Zentrum hat. Unser Ort auf der Erde hat in Bezug auf das ganze Universum keine herausragende Position. Der Astronom Hermann Bondi, der an der Steady-State-Hypothese mitgearbeitet hatte, prägte in den 1960er-Jahren für diesen Paradigmenwechsel den Ausdruck „kopernikanisches Prinzip‟, das besagt, dass der Mensch als Beobachter keinen besonderen Platz im Universum einnimmt. Man kann das kopernikanische Prinzip auch enger fassen und antiteleologisch formulieren, indem man darauf verweist, dass der Kosmos ist nicht speziell auf den Menschen hin zugeschnitten sei. Des Menschen Lebensraum, unsere Erde, nimmt einen zufälligen Platz im Universum ein, der zwar geeignet ist, Leben zu ermöglichen, aber nicht den Eindruck erweckt, er würde die Quintessenz kosmologischer Evolution darstellen. Das kosmologische Geschehen umfasst im Wesentlichen Prozesse, die sich selbst genügen und weder Leben noch bewusstes Leben zulassen, ja dieses sogar zerstören können. Das Universum erweckt nicht den Eindruck, dass es darauf angelegt sei, Leben oder gar bewusstes Leben zu beherbergen. Letzteres ist mehr eine Randerscheinung auf der kosmologischen Bühne. Was noch Kant in der oben zitierten Textstelle als Selbstverständlichkeit hinstellte, in der er von einem „Zweck der Natur‟ spricht, der in „der Betrachtung vernünftiger Wesen‟ bestünde, ist gerade nicht erkennbar. Im Gegenteil, Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 184 das Universum hat seine eigene Geschichte, der vernunftbegabte Wesen bestenfalls eine mehr oder weniger lange Weile zuschauen dürfen, um dann wieder der Bedeutungslosigkeit anheimzufallen – zumindest, was kosmologische Dimensionen anbelangt. Weder der Mensch noch das Leben überhaupt sind Ziel oder Zweck der kosmologischen Evolution, sondern eine Begleiterscheinung, wenn lebensgünstige Umstände es zulassen. Das kopernikanische Prinzip besagt aber auch, dass wir nicht allein im Universum sind. Denn wenn unsere Erde so speziell nicht ist, muss es viele vergleichbare Orte im Universum geben; vielleicht schlechter, aber möglicherweise auch besser geeignete. Angesichts der ungeheuer großen Zahl der Sterne können wir sogar vermuten, dass es im Universum von Leben und Zivilisationen nur so wimmelt. Daraus nährt sich die Hoffnung gegenwärtiger Forschung, Hinweise für Leben auf fernen Planeten zu finden oder gar Signale einer extraterrestrischen Intelligenz zu empfangen. Wir wollen wissen, ob wir tatsächlich kosmologisches Mittelmaß sind und damit einen belebten Planeten unter vielen, eine Zivilisation unter weiteren darstellen. Oder sind wir, wenn auch an diesem verlorenen Ort im Universum, einmalig und einzigartig und von daher zumindest das Zentrum des belebten und vernunftbegabten Kosmos? Quasi ein Mittelpunkt in der Abgeschiedenheit? Ein extremer Sonderfall, eine „einsame Erde‟115 im kosmischen Meer. Die aktuelle astronomische Forschung gibt Anlass, zumindest einige Aspekte dieser Schlussfolgerungen aus dem kopernikanischen Prinzip zu prüfen. Damit steht der Paradigmenwechsel, den Kopernikus eingeleitet hat, erneut auf dem Prüfstand. Die Erde aus der „Weltraumperspektive‟ als Modellfall Man kann auch umgekehrt formulieren: Entspricht das kopernikanische Paradigma der Realität, dann sind wir nicht allein im Universum, sondern es gibt mit großer Wahrscheinlichkeit noch eine mehr oder weniger große Anzahl belebter Orte und mehr oder weniger entwickelte Zivilisationen in unserer Milchstraße und darüber hinaus im gesamten Universum. Und wenn dies stimmt, dann können wir uns den Die Erde aus der „Weltraumperspektive‟ als Modellfall 185 Gedankengängen des Astrophysikers J. Richard Gott anschließen.116 Er wandte das kopernikanische Prinzip auf die Frage an, wie lange es Menschen wohl noch gäbe: „Der Ort im Universum, an dem Sie, verehrter Leser, leben, und der Zeitpunkt Ihrer Geburt sind nur durch die Tatsache ausgezeichnet, dass Sie ein intelligenter Beobachter sind. Wenn Sie nichts weiter wissen als das, sollten Sie sich auf den Standpunkt stellen, Sie seien aus der Menge aller (vergangenen, gegenwärtigen und künftigen) Beobachter nach dem Zufallsprinzip ausgewählt worden; Sie könnten irgendeiner von ihnen sein.‟ Wenn man mehr über uns als Beobachter nicht weiß, dann ist die statistische Aussage naheliegend, dass wir heute sehr wahrscheinlich weder kurz nach Beginn der Existenz der Menschheit, noch kurz vor deren Ende leben, sondern irgendwo zwischendrin. Übertragen wir dieses statistische Argument auf die Lebensgeschichte unseres Planeten Erde, so können wir berechtigt vermuten, dass sie wahrscheinlich einen durchschnittlichen Verlauf genommen hat. Vielleicht über- oder unterdurchschnittlich, aber doch eine Entwicklung, die so oder so ähnlich vielerorts nicht nur möglich ist, sondern auch stattfand, findet und finden wird. Es ist hingegen sehr unwahrscheinlich, dass gerade wir auf einem Planeten leben, dessen Lebensgeschichte durch die Anhäufung unwahrscheinlicher Ereignisse Wendungen genommen hat und nimmt, die nicht andernorts in anderer, aber im Ergebnis vergleichbarer Weise stattgefunden haben oder noch stattfinden werden. Kurzum, wir sind zwar im nahen kosmischen Umfeld ein Sonderfall, aber innerhalb unserer Milchstraße oder gar im Universum insgesamt mit großer Wahrscheinlichkeit Durchschnitt. Das bedeutet aber auch, dass wir die Geschichte unseres Planeten als Modellfall dafür betrachten können, wie wir uns die Lebensbiografien anderer möglicher „Erden‟ vorstellen können. Damit haben wir die Möglichkeit abzuschätzen, wie viele belebte Planeten oder Zivilisationen in unserer Milchstraße und im Universum insgesamt zu erwarten sind. Dies verbirgt sich hinter dem Umgang mit der sogenannten „Drake-Gleichung‟, mit der wir unsere Gedanken in für unsere Zwecke veränderter Form spielen lassen wollen. Doch zunächst müssen wir uns in sehr groben Zügen die „Modell- Geschichte‟ unseres Planeten samt unserer sich abzeichnenden plane- Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 186 taren Zukunft vergegenwärtigen. Diese komplexe und spannende Geschichte kann hier allerdings nur in groben Zügen angedeutet und – für uns wichtig – zeitlich eingeordnet werden.117 Hadaikum: 4500–3800 mya 118, Bildung von Erde und Sonnensystem. Die Geschichte unserer Erde ist verknüpft mit der Geschichte unseres Sonnensystems und begann vor etwa 4600 mya aus einem interstellaren Urnebel heraus. Die Geschichte der Erde ist damit wesentlich jünger als die Geschichte des Universums insgesamt, dessen Beginn wir vor etwa 13.700 mya einordnen müssen. Dies ist schon deshalb für einen belebten Planeten notwendige Voraussetzung, weil die Elemente Kohlenstoff und Sauerstoff sowie alle Elemente, die schwerer sind als Helium, innerhalb eines, wahrscheinlich sogar zweier Vorläufersterne erbrütet werden mussten. Dieser Tatbestand wird poetisch gerne so ausgedrückt, dass wir aus „Sternenstaub‟ bestehen. Mit dem Zünden der Kernfusion unserer Sonne begann auch die Planetenentwicklung, indem sich aus dem kosmischen Staub feste Materiekeime bildeten. Nahe an der Sonne verfestigten sich dabei bei höheren Temperaturen vor allem Metalle und Silikate. Diese „Planetenkeime‟ fanden sich zunächst durch chemische Wechselwirkungen, dann zunehmend aufgrund ihrer Gravitation zusammen und wuchsen zu immer größeren Planetenvorläufern an, die weitere Materie binden konnten, bis sie zu ihrer heutigen Größe herangewachsen waren. Später differenzierte sich die Erde in den schweren Eisen-Nickel-Kern und den leichteren Silicium-Sauerstoff-Mantel mit der Erdkruste. Eine wichtige Besonderheit der Erde ist ihr ständiger geologischer Umbau der Erdkruste im Zuge der Plattentektonik. Mehrmals bildeten sich große Superkontinente, die anschließend auseinanderbrachen – zuletzt Pangäa im Erdmittelalter. Es gab geologisch ruhige Phasen, aber auch Zeiten größerer Gebirgsbildungen. Letztere waren begleitet von vulkanischer Aktivität mit vermehrtem CO2-Ausstoß. Der dadurch bedingte Treibhauseffekt führte zu klimatischen Katastrophen, sorgte insgesamt aber für relativ stabile Klimaverhältnisse. Die Plattentektonik lässt sich aus der Größe unseres Gesteinsplaneten, seinem Abstand von der Sonne und seiner Rotationsgeschwindigkeit erklären.119 Die äußeren Planeten entstanden jenseits der „Frostgrenze‟, die zwischen Mars und Jupiter liegt. Ihnen stand bei ihrer Bildung mehr Die Erde aus der „Weltraumperspektive‟ als Modellfall 187 Materie zur Verfügung, da bei den kühlen Temperaturen in Sonnenferne120 auch Wasser (weiter außen auch Ammoniak und Methan) kondensierte. Sie wurden daher schwerer und konnten so Wasserstoff und Heliumgas an sich binden. Hierdurch bildeten sich im äußeren Sonnensystem massehaltige Gasplaneten im Gegensatz zu den inneren Gesteinsplaneten. Besonders massereich ist der innerste der Gasplaneten, Jupiter, ein Glücksfall für die Erde, denn er fängt viele Meteoriten und Kometen ab, die ansonsten viel häufiger die Erde treffen würden – mit oftmals katastrophalen Folgen für ihr Leben. Während der Bildungsphase des Planetensystems und der Zeit, in dem die Bereiche um die Planetenbahnen von Asteroiden freigeräumt wurden, gingen immer wieder Meteoritenschauer auf die Erde nieder. Eine gewaltige Kollision fand schon kurz nach Entstehung der Erde vor 4500 mya statt. Ein etwa marsgroßer Protoplanet traf die Erde im Streifflug, zerschellte und verband sich teilweise mit ihr. Ein anderer Teil wurde aber in die Erdumlaufbahn geworfen und bildete den Erdmond. Die Frühzeit der Erde ging mit einem Abschnitt massiver Meteoriteneinschläge zu Ende, dem „schweren Bombardement‟. Es wurde möglicherweise dadurch ausgelöst, dass die Gasplaneten ihre Umlaufbahnen auf ihre heutige Position hin veränderten und dabei viele wasserhaltige Gesteinskörper auf Erdkurs brachten. Ein Großteil des Wassers kam auf diese Weise auf die Erde, ein anderer Teil gaste bei vulkanischen Aktivitäten aus. Manche dieser Einschläge waren so energiereiche Ereignisse, dass Wasser, sollte es schon flüssig vorgelegen haben, wieder vollständig verdampfte. Diese erste geologische Epoche unseres Planeten bis 3800 mya nennt man Hadaikum, nach Hades, dem Gott der Unterwelt. Gegen Ende des Hadaikums war die Erdoberfläche so weit abgekühlt, dass der Wasserdampf der Atmosphäre endgültig abregnete und Leben auf der Erde möglich wurde. Archaikum: 3800–2500 mya, von der präbiotischen Chemie zu ersten Mikroben. Die nun folgende Zeit markiert den Übergang von einer präbiotischen Chemie zu ersten echten Zellen, daher der Name Archaikum, was ‚Zeit des ersten Lebens‛ bedeutet. Spuren von Leben finden sich schon in den ältesten überkommenen Gesteinen überhaupt. Nun sind Gesteine, die mehrere Milliarden Jahre überdauert haben, Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 188 naturgemäß selten. Man findet sie in sehr alten Kontinentenkernen, den Kratonen, vor allem in Westaustralien, Westgrönland und Afrika. In vielen dieser Gesteine finden sich Spuren, die die Existenz von Lebewesen bezeugen! Zum Beispiel fand man 3500 mya alte Stromatolithen, das sind bis heute vorkommende biogene Sedimentgesteine, in denen Mikrobenmatten Sedimentpartikel einfangen und charakteristisch geschichtete Gesteinsformen hervorbringen. Obwohl der biogene Ursprung dieser sehr alten Stromatolithe nicht unangefochten blieb, so ist er zumindest weitgehend anerkannt.121 Unbestritten biogen sind Ölschieferfunde in Westaustralien, die man auf 2700 mya datieren konnte. Ab dort nehmen (mit den häufiger zu findenden Gesteinen natürlich) eindeutige fossile Lebensspuren erheblich zu. Der „Funke des Lebens‟ zündete demnach schon sehr früh in der Erdgeschichte und nach geologischen Maßstäben bemerkenswert schnell. Voraussetzung hierfür waren allerdings zwei Tatsachen, durch die sich die Verhältnisse der jungen Erde von der heutigen grundsätzlich unterschieden. In ihrem berühmten Experiment zeigten die Chemiker Stanley Miller und H. C. Urey 1953 in Chicago, dass in einer Atmosphäre aus Methan, Ammoniak, Wasserstoff, Kohlenmonoxid und Wasser unter Einfluss von Energie, wie Wärme und Blitze, eine Vielzahl organischer Verbindungen spontan entstehen. Heute ist bekannt, dass selbst auf Meteoriten unter Einwirkung energiereicher Strahlung aus Wasser, Methan und Ammoniak verschiedene organische Stoffe entstehen, darunter auch Aminosäuren.122 Inzwischen kennt man eine komplexe sogenannte „präbiotische Chemie‟, bei der wesentliche Bausteine des Lebens anorganisch entstehen; sie standen damit als „Ursuppe‟ der Entstehung des Lebens zur Verfügung.123 Die zweite wesentliche Voraussetzung bestand darin, dass die Atmosphäre nahezu keinen freien Sauerstoff enthielt. Dies machte es möglich, dass reduzierte Kohlenstoffverbindungen in der Urzeit der Erde wesentlich beständiger waren, als dies heute der Fall wäre. So ging es „nur‟ darum, Orte auf der frühen Erde zu finden, an denen die Bausteine des Lebens in einem günstigen Milieu so zusammenfinden konnten, dass die „Zündung des Lebens‟ möglich wurde. Das erklärt auch, warum dies unter heutigen Bedingungen nicht erneut geschieht– zumal die meisten organischen Verbindungen heutzutage schnell bio- Die Erde aus der „Weltraumperspektive‟ als Modellfall 189 logische „Liebhaber‟ finden würden, die sie zwecks Energiegewinnung „fressen‟ würden. Proterozoikum: 2500 mya–550 mya, die Sauerstoff-Metamorphose. Durch den fehlenden Sauerstoff standen dem Leben in der Frühzeit viel mehr energiereiche Verbindungen in ihren Lebensräumen zur Verfügung, als dies heute der Fall ist. Entsprechend entwickelten Stoffwechselspezialisten Wege, um die Energie zum Beispiel der Schwefelverbindungen zu nutzen, die im Umfeld der Vulkane zur Verfügung standen. Manche „Energiespezialisten‟ haben bis heute überlebt und stehen als „chemoautotrophe Organismen‟ an der Basis spezialisierter Lebensgemeinschaften, wie z. B. in der Tiefsee im Bereich des vulkanisch aktiven Rift Valleys. Doch es lag nahe, das Sonnenlicht als größte zur Verfügung stehende Energiequelle für das Leben zu nutzen. So entwickelte sich die Fotosynthese, die das energiearme und überall verfügbare Wasser unter Bildung von Sauerstoff spaltet, um aus CO2 den energiereichen Traubenzucker aufzubauen. Es gibt viele Hinweise dafür, dass die Fotosynthese schon sehr früh entstand. Allerdings kam es über Jahrhundertmillionen nicht zur Anreicherung von O2 in den Ozeanen oder der Atmosphäre. Denn im sauerstofffreien Ozean waren massig reduzierte Verbindungen gelöst wie z. B. zweiwertiges Eisen vulkanischen Ursprungs. Der Sauerstoff aus der Fotosynthese oxidierte das Eisen, das, nun dreiwertig, schwer lösliche Verbindungen bildete, die sich schichtweise ablagerten. Die entstehenden Bändereisenerze gehören heute zu den wichtigsten Eisenerzen. Es dauerte fast eine Milliarde Jahre, bis der in der Fotosynthese entstehende Sauerstoff das reduzierte Eisen und andere reduzierte Verbindungen weitgehend oxidiert hatte. Danach kam es etwa um 2400 mya zu einem schnellen Anstieg der Sauerstoffkonzentration, zunächst im Meer, dann auch in der Atmosphäre. Aus heutiger Perspektive mag dies als Glücksfall erscheinen, seinerzeit aber verursachte das „Abfallprodukt Sauerstoff‟ eines der größten Artensterben der Geschichte des Lebens, denn Sauerstoff ist extrem reaktiv und damit ein gefährliches Zellgift. Nur diejenigen, die Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 190 über spezielle Schutzenzyme verfügten, um sich gegen den aggressiven Sauerstoff zur Wehr zu setzen, konnten das Artensterben überleben. Manche überlebten nicht nur, sondern sie zogen keinen geringen Nutzen aus dem aggressiven „Gift‟. So entwickelten sie quasi eine Umkehrreaktion der Fotosynthese, die es erlaubte, Zucker, Fette und andere organische Verbindungen zwecks Energiegewinnung zu oxidieren. Diese sogenannte Zellatmung stellt sehr effektiv Energie für den Zellstoffwechsel zur Verfügung und ist damit Voraussetzung für höher organisiertes Leben. Eine zweite wesentliche Neuerung verdanken wir dem freien Sauerstoff in der Atmosphäre. In der Zeit bis 600 mya reicherte sich nach und nach Sauerstoff in einer Konzentration in der Atmosphäre an, die der heutigen entspricht, ja diese zeitweise sogar übertraf. Dabei gelangt Sauerstoff auch in höhere atmosphärische Schichten, wo er sich unter Einwirkung energiereicher Strahlung in Ozon umwandelt. Die Ozonschicht wiederum absorbiert energiereiche Strahlung aus dem Kosmos und von der Sonne. Konnte Leben bis dahin nur geschützt durch einige Meter Wassersäule im Meer existieren, war es nun möglich, auch die Kontinente und Inseln zu besiedeln, eine Option, die in der Folge genutzt wurde. Bakterien, Cyanobakterien und extremophile Archaebakterien haben bis heute keine mehrzelligen, makroskopisch sichtbaren Organismen hervorgebracht. Hierzu waren Evolutionsschritte ausschlaggebend, die die einzelnen Fähigkeiten dieser Lebensformen zu höherer Komplexität zusammenführte. „Endosymbiosen‟ ließen bedeutend leistungsfähigere Zellen entstehen, die „Eucyten‟. Durch Aufnahme zellatmender Bakterien, die hierbei zu Mitochondrien wurden, entstanden Vorläuferzellen von Pilzen und Tieren. Durch die zusätzliche Aufnahme von Cyanobakterien entstanden erste Pflanzenzellen. Voraussetzung für die rund 1000-mal größere und durch Zellkompartimente arbeitsteilig gegliederte Zelle war ein effektiver Energiestoffwechsel. Es lag nahe, diesen durch „Veratmung‟ komplexer Kohlenstoffverbindungen mit Sauerstoff abzudecken. Die Häufigkeit von Sauerstoff im Universum macht diese Art effektiven Energiestoffwechsels auch in fernen belebten Welten wahrscheinlich, wenn es denn zu höheren Lebensformen kommt. Die Erde aus der „Weltraumperspektive‟ als Modellfall 191 Eucyten konnten damit folgerichtig erst nach der Sauerstoffanreicherung entstehen. Eucyten waren es auch, die das Prinzip Arbeitsteilung nicht nur innerhalb ihrer Zelle, sondern auch mit der Bildung echter Mehrzeller auf Gewebeebene und später auf Organebene fortsetzten. Damit entwickelten sich schon gegen Ende des Proterozoikums makroskopisch erkennbare vielzellige Organismen.124 Phanerozoikum: 550 mya bis heute, Evolution komplexer makroskopischer Lebensformen. Die Erd- und Lebensgeschichte der letzten rund 550 Millionen Jahre ist im Vergleich zu früheren Zeiten gut belegt, da hier die meisten Gesteine entstanden, die unsere Landschaften prägen. Ebenso entwickelten sich die makroskopisch sichtbaren Tier-, Pflanzen- und sonstigen Lebensformen, mit denen wir die Lebensgemeinschaften der heutigen Biosphäre teilen. Das gab dem Erdzeitalter seinen Namen, Phanerozoikum, das Zeitalter der sichtbaren Lebensformen. Man unterteilt diesen Zeitraum in das Erdaltertum (rund 550 ‒ 250 mya), das Erdmittelalter (rund 250 ‒ 65 mya) und die Erdneuzeit (65 mya bis heute). Im Erdaltertum eroberten zunächst Pflanzen, dann Wirbellose, gefolgt von Wirbeltieren, die nun bewohnbaren Landlebensräume. Geologisch formierte sich der Superkontinent Pangäa, was zu Phasen intensiver Gebirgsbildung führte. Biogene Sedimente aus diesen Zeiten ließen die fossilen Energierohstoffe entstehen, die wir heute in einem Wimpernschlag der Erdgeschichte verbrennen und als CO2 in die Atmosphäre pumpen, um unseren Energiehunger zu stillen. Das Erdmittelalter lebt im kollektiven Bewusstsein als die Zeit der Dinosaurier, der damals beherrschenden Wirbeltiergruppe. Hier entstanden gewaltige Sedimentgesteinsformationen, die vielen heutigen Landschaften ihr Gesicht geben. In der Erdneuzeit falteten sich die aktuellen Gebirge auf und Vögel, Säugetiere und Blütenpflanzen entwickelten ihr derzeitiges Artenspektrum. Immer wieder kam es in diesem Zeitraum regional oder global zu einem katastrophalen Artensterben, das teilweise bis zu 90% der existierenden Arten verschwinden ließ. Gründe waren planetare Klimakatastrophen, zum Beispiel durch eine schnell steigende Treibhausgaskonzentration infolge vulkanisch sehr aktiver Zeiten, oder Einschläge größerer Meteoriten, die beispielsweise das Ende der Dinosaurier ein- Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 192 leiteten. Diese Ereignisse hatten ambivalente Auswirkungen auf die Geschichte des Lebens unseres Planeten: Neben ihrer zweifelfrei zerstörerischen Seite beförderten sie die Evolution, indem sie Freiräume schufen, die überlebende Arten für ihre Weiterentwicklung nutzen konnten. So wären die Säugetiere ohne das Ende der Saurier nicht zu dem geworden, was sie heute darstellen, und eine technische Zivilisation hätte sich womöglich aus Spezies mit einem Reptilienbauplan entwickelt. Wenn man die Intelligenzleistungen der Vögel, die aus Theropoden hervorgegangen sind, berücksichtigt, scheint dies durchaus möglich. Aber dazu kam es nicht. Vielmehr spaltete sich die Vorfahrenlinie des Menschen vor 7 mya von der des uns nächst verwandten Schimpansen ab. Unsere Vorfahren entwickelten zunächst den aufrechten Gang, um in den letzten 2,5 mya ihr Gehirn zu vergrößern – sicher eine wesentliche Grundlage intelligenter Zivilisationen. Erst vor 0,2 mya erschien aber unsere Spezies auf der Bildfläche, wobei es noch lange dauerte, bis der Funken kultureller Evolution vor 0,05 mya zündete (Höhlenmalerei), es vor 0,01 mya zur Sesshaftwerdung kam, vor 0,005 mya sich die ersten Hochkulturen entwickelten und vor 0,0005 mya mit der kopernikanischen Wende die Genese unseres heutigen Weltbildes eingeleitet wurde. Erst seit 0,0001 Millionen Jahren ist unsere Zivilisation technisch so weit fortgeschritten, dass wir uns durch Radiosignale dem kosmischen Umfeld mitteilen. Die Frage ist, wie lange wir das noch tun werden. Die Zukunft unseres Planeten und unseres Sonnensystems. Wir sehen an dieser Stelle davon ab, dass der Mensch oder eine ihm folgende kulturtragende Spezies den Lauf der Erdgeschichte tief greifend verändern könnte. Betrachten wir nur die aus den Naturgesetzen zu erwartenden Abläufe in unserem Sonnensystem, so lässt sich folgendes Szenario der irdischen Zukunft skizzieren. Die gute Nachricht: die Erde wird noch viele Millionen Jahre bewohnbar bleiben. Der begrenzende Faktor ist unsere Sonne, deren Strahlkraft mit nachlassendem Wasserstoffvorrat steigen wird. Berechnungen zufolge wird es noch weitere 500 my125 Leben auf dem Land geben können. Weitere 500126 my wird es ausschließlich im Meer komplexer organisiertes Leben geben können. Dann allerdings wird es Die Erde aus der „Weltraumperspektive‟ als Modellfall 193 voraussichtlich so heiß, dass das Wasser verdampft und die Erde als toter Planet weiter seine Runden dreht. Später steigt die Temperatur so sehr, dass auch heute feste Metalle zu schmelzen beginnen. Gegen Ende ihrer Zeit bläht sich unsere Sonne auf und nimmt die Erde in sich auf, ehe sie in einer Nova ihre Gashüllen abstreift und als Weißer Zwerg noch Milliarden Jahre nachglüht. Das Lebensdrama auf der Erde wird dann keine materiellen Spuren hinterlassen. Dem Landleben verbleiben demnach etwa 500 my, dem Leben im Wasser 1000 my. Auch in dieser Zeit wird es katastrophale Meteoritenoder Asteroideneinschläge geben. Es werden Zeiten mit erhöhter vulkanischer Aktivität kommen und geotektonisch ruhige Abschnitte. Gewaltige Klimaveränderungen werden die Folge sein. Das Leben auf der Erde wird wie zuvor mit evolutiven Veränderungen antworten und immer neue Lebensformen hervorbringen. Welche Rolle unsere Nachfahren hierbei spielen könnten, werden wir abschließend diskutieren. Die Erde als Modellfall. Fassen wir zusammen (Abbildung 43). Rund 700 my nach dem Beginn der Entwicklung des Sonnensystems entstanden in den Meeren der Erde habitable, für Leben geeignete Umweltbedingungen (Hadaikum). Sehr schnell zündete der „Funke des Lebens‟ in Form winziger Mikroben. Die Sauerstoff erzeugende Fotosynthese wurde ebenfalls bald erfunden. Es dauerte allerdings über 1000 my, bis die Atmosphäre sich mit Sauerstoff anreichern konnte, wobei reduzierte Verbindungen oxidiert wurden, z. B. Eisen zu „Rost‟ (Archaikum). Mit der Anreicherung von Sauerstoff in der Atmosphäre war die Möglichkeit gegeben, einen effektiven Energiestoffwechsel zu entwickeln und in der Folge effizientere Zellen (Tierund Pflanzenzellen), die auch Meerzeller bilden konnten. In unserer Erdgeschichte dauerte dies relativ lang, fast 2000 my (Proterozoikum). Nun setzte die Evolution mehrzelliger, komplexer Lebewesen ein, die die letzten 550 my prägen. Auch Landlebensräume konnten nun besiedelt werden (Phanerozoikum). Ebenso rund 500 my stehen dem Leben auf dem Land, schätzungsweise noch einmal so viel im Meer zur Verfügung, ehe die habitable Zeit der Erde beendet sein wird. Der Mensch mit seinem an historischen Maßstäben orientierten Zeithorizont existiert nur einen irdisch-kosmischen Wimpernschlag. Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 194 Sollte sich auch die Zukunft der Erde so abspielen, wie gegenwärtig prognostiziert, beginnt grob gesagt rund 1000 my nach Entstehung des Sonnensystems der lebensfreundliche Zeitraum der Erde. Er dauert etwa 4500 my an, das ist etwa die Hälfte der Lebensdauer unserer Sonne. Die längste Zeit sind auf unserer Erde Meeresökosysteme lebensfreundlich. Nur im letzten Drittel dieser Zeit kann auch das Land für Die Erde aus der „Weltraumperspektive‟ als Modellfall 195 rund 1000 my besiedelt werden. Der Mensch als kulturtragende Spezies taucht erst im letzten Viertel der habitablen Zeit auf, wobei sich noch erweisen muss, ob er auch über geologische Zeiträume überleben wird. Damit folgte und folgt die Entwicklung des Lebens auf der Erde dem Vierschritt: Entstehung – effizienter Energiestoffwechsel – Mehrzelligkeit/Landeroberung – kulturtragende Spezies. Noch kürzer gefasst: Sollte unsere Erde Durchschnitt sein, können wir postulieren, dass Leben relativ schnell entsteht, wenn die Umweltbedingungen habitabel sind, komplexeres Leben für seine Evolution deutlich länger benötigt und kulturtragende Spezies erst in der Spätoder Reifezeit eines Himmelskörpers zu erwarten sind.127 Sind wir allein im Universum: Die Drake-Gleichung und das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand In der Nähe des kleinen Ortes Green Bank in West Virginia wurde in den 1950er-Jahren eine funktechnische Ruhezone eingerichtet, die ungestörte radioastronomische Forschungen erlaubt. Hier entstand das Green-Bank-Observatorium. Der 1930 geborene Astrophysiker Frank Drake organisierte an diesem Ort im November 1961 eine Konferenz mit dem Anliegen, mit Radioteleskopen nach außerirdischen Intelligenzen zu fahnden. Es sollte der Startpunkt des SETI-Programms werden, der Suche nach außerirdischen Zivilisationen. SETI steht hierbei für „Search for Extraterrestrial Intelligence‟. Der Gedanke beflügelte die Science-Fiction-Community: „Es gibt vielleicht vergleichbare, aber faszinierend andere Zivilisationen in den Weiten das Weltalls‟. Und schon bald sollte das „Raumschiff Enterprise‟ ferne Sonnensysteme erforschen. Science-Fiction aber ist das eine, wissenschaftliche Forschung etwas ganz anders. So hatte es Drake nicht leicht mit seinem Anliegen, seriös nach außerirdischen, technischen Intelligenzen zu suchen. Lohnte der Aufwand überhaupt? Gibt es eine reale Chance, Signale unserer vermeintlichen kosmischen Nachbarn zu finden? Um zu einer Abschätzung zu kommen, zerlegte er die Frage nach kontaktbereiten ETIs128 in Teilfragen und formulierte eine Formel, die es erlaubt, je nach Einschätzung der einzelnen Aspekte den möglichen Erfolg von SETI abzuschätzen ‒ mit dem Erfolg, Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 196 dass die Tagung von intensiven Diskussionen geprägt war. Heraus kam die unter seinem Namen berühmt gewordene Drake-Gleichung.129 In den 1960er-Jahren, fast 30 Jahre, bevor das Hubble-Teleskop seine Arbeit aufnahm und rund zehn Jahre, nachdem Watson und Crick die Molekularstruktur der DNA entschlüsselt und Miller und Urey ihr „Ursuppen-Experiment‟ durchgeführt hatten, konnte man praktisch alle Größen der Drake-Gleichung nur mithilfe von mehr oder weniger naheliegenden Spekulationen abschätzen. So lagen die Ergebnisse zwischen einer Zivilisation in unserer Galaxie, deren zehn, einhundert und den enthusiastischen 4.000.000; man bedenke: Ergebnisse für aktuell kommunikationsbereite Zivilisationen, für die sich SETI lohnt. Wenn man bedenkt, dass selbst bei einer optimistischen Schätzung manch Glücksfall vonnöten ist, um im rechten Moment seine Antenne in die richtige Himmelsgegend zu halten, um ein eingehendes Signal nicht zu verpassen, dann mag es nicht verwundern, wenn aus der nun schon über ein halbes Jahrhundert andauernden Suche bisher nicht mehr herausgekommen ist als ein einziges unnatürlich wirkendes und in seiner Interpretation höchst umstrittenes Signal, das sogenannte „Wow-Signal‟ vom 15. August 1977. Ergibt eine Gleichung Sinn, in der man wichtige Faktoren nicht kennt? Allerdings. Man muss nur anderes von ihr erwarten als beispielsweise von der Gravitationsgleichung, mit der man präzise und verifizierbare Berechnungen durchführen kann. Die Drake-Gleichung dient dazu, die Frage nach Leben und Intelligenzen im All in Teilfragen aufzugliedern und dabei die Konsequenzen der letztlich spekulativen Argumente in Bezug auf das kopernikanische Prinzip zu prüfen. Wir sind seit den 1960er-Jahren um einige Erkenntnisse in Bezug auf Aufbau und Genese der Sonnensysteme, die Biologie extremophiler Organismen und grundlegende biochemische Abläufe vorangekommen, und unsere Raumfahrt ist dabei, nach möglichem extraterrestrischen Leben auf dem Mars zu suchen. Die Ergebnisse dieser Forschung schlagen sich unmittelbar in der Einschätzung der „Drake- Faktoren‟ nieder. Damit stellt sie ein Mittel dar, das kopernikanische Prinzip „auf den Prüfstein‟ zu legen und uns darum zu bemühen, dem aktuellen Wissenshorizont entsprechend gute Argumente für die Werte zu formulieren, die wir in die Drake-Gleichung einsetzen. Die Kon- Sind wir allein im Universum: Die Drake-Gleichung und das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 197 kretisierung der Nabelschau unserer Existenz auf der Erde macht den Reiz des Umganges mit der Drake-Gleichung aus. Je nach Fragestellung kann man mit der Drake-Gleichung flexibel umgehen. Sie kann z. B. dazu dienen, die Zahl erdähnlicher Exoplaneten, von einfachen oder komplexen Lebewesen bevölkerten Planeten oder weiterer Exozivilisationen abzuschätzen. Seriös können sich Schätzungen nur auf die Verhältnisse in unserer Milchstraße beziehen und auf diese wird die Green-Bank-Formel auch angewandt. Wollen wir die mit bloßem Auge noch sichtbare Andromeda-Galaxie, die noch zu „Lebzeiten‟ unserer Sonne beginnen wird, mit unserer Galaxie zu verschmelzen, in unsere Vorstellung mit einbeziehen, müssen wir unser Ergebnis mehr als verdoppeln, da die Schwestergalaxie erheblich mehr Sterne umfasst als unsere Milchstraße. Das Licht Andromedas ist 2,5 Millionen Jahre alt, wir sehen sie also so, wie sie zu den Zeiten aussah, als die Gattung Homo gerade erst entstanden ist. Da aber 2,5 Millionen Jahre in kosmischen Zeitdimensionen keine nennenswerte Größe darstellt, ist die Vorstellung berechtigt, dass entsprechend unseren geschätzten Ergebnissen uns mit dem Licht von Andromeda das eine oder andere Lichtquant trifft, das von einem bewohnbaren Planeten, von einer Mikrobe, einem komplexeren Tier oder gar von einer technischen Errungenschaft E.T.s reflektiert oder ausgesendet wurde. Entsprechendes gilt natürlich für unsere Vorstellung bezüglich des ganzen Universums. Wir schätzen die Zahl aller Galaxien auf 100 bis 200 Milliarden. Nicht alle sind gleichermaßen geeignet für die Existenz lebensfreundlicher Planeten. Zudem können wir sie in ihrer aktuellen Befindlichkeit nicht beobachten, da bekanntlich jede Deep- Field-Beobachtung einen Blick in die entsprechende Vergangenheit bedeutet. Trotzdem dürfen wir jedes unserer Ergebnisse für die Beantwortung der Frage, ob wir allein sind im Universum, getrost um den Faktor einiger Milliarden multiplizieren. Vergleichbares gilt, wenn wir nicht nur die aktuelle Zahl unserer Verwandten abschätzen wollen, sondern die Zahl überhaupt. So nimmt zwar die Sternbildungsrate innerhalb einer Galaxie mit dem Verbrauch galaktischer Nebel ab, aber wir können getrost davon ausgehen, dass noch einige Milliarden Jahre Leben und damit Zivilisationen im Universum grundsätzlich möglich sind. Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 198 Sonnensysteme mit Exoerden in der habitablen Zone: Wie hoch können wir die Zahl der Sonnensysteme mit erdähnlichen Planeten schätzen, die lebensgünstige Verhältnisse aufweisen? Erdähnlich sind Gesteinsplaneten, die massereich genug sind, um eine dichtere Atmosphäre an sich zu binden. In unserem Sonnensystem ist Merkur zu massearm und besitzt keine, während der etwas größere Mars nur eine sehr dünne Atmosphäre besitzt. Habitabel sind Planeten, auf denen flüssiges Wasser vorkommt. Hierfür darf es nicht zu heiß sein wie auf der Venus. Sie besaß einst Wasser, das aber durch die Hitze verdampfte und in der oberen Atmosphäre gespalten wurde, wobei der Wasserstoff entwich. Erdwärts der Venus beginnt die habitable Zone unserer Sonne. Sie erstreckt sich etwa bis zum Mars, auf dem Wasser die meiste Zeit gefroren ist. Beginnen wir mit dem ersten Teilschritt unserer Abschätzungen. N (Zahl der Exoerden) = R* (Entstehungsrate geeigneter Sterne) x fex (davon mit erdähnlichen Planeten) x L (Existenzdauer der Exoerde)130 R*: Die mittlere Entstehungsrate geeigneter Sterne innerhalb unserer Milchstraße pro Jahr nahm in den Jahrmilliarden der Lebensdauer unseres Sternes ab und wird in Zukunft weiter abnehmen. Ungeeignet sind massereiche Sterne, die erheblich kurzlebiger sind131 als unsere Sonne, und Mehrfachsternsysteme132, die stabile Planetenbahnen meist nicht zulassen. Zudem sind Sterne im Zentrum unserer Galaxie wahrscheinlich ungeeignet, da hier die Sterndichte sehr hoch ist und damit die Wahrscheinlichkeit, dass in Sonnennähe eine Supernova das Sonnensystem sterilisiert. Aktuelle Schätzungen gehen von durchschnittlich einem günstigen Stern pro Jahr innerhalb der letzten Jahrmilliarden aus. Unsere Sonne hat nach gegenwärtigem Kenntnisstand eine etwas überdurchschnittliche Größe, das heißt, dass langlebigere, aber leuchtschwächere Sterne häufiger anzutreffen sind. fex: Eines der aktivsten aktuellen Forschungsgebiete der Astronomie ist die Suche nach Exoplaneten und Exoerden.133 Bis 1995 konnte man über diesen Faktor der Drake-Formel nur spekulieren. Dann wiesen die Schweizer Astronomen Michel Mayor und Didier Quelos erst- Sind wir allein im Universum: Die Drake-Gleichung und das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 199 mals einen jupiterähnlichen Planeten nach, der um den Stern 51 Pegasi im Sternbild Pegasus kreist, genauer, der mit 51 Pegasi um den gemeinsamen Schwerpunkt rotiert! Genau dies aber macht ihn von uns aus sichtbar: Denn der Planet bringt damit den Stern von der Erde aus gesehen zum „Eiern‟, was wiederum durch den Dopplereffekt zu einem regelmäßigen Verschieben der Spektrallinien führt, wodurch der Planet nachweisbar wird. Das war der Startschuss für die Suche nach Exoplaneten. Besonders ergiebig ist hierbei die 2009 gestartete Weltraumteleskop-Mission „Kepler‟134. Kepler beobachtet etwa 190.000 Sterne im Sternbild Schwan und misst regelmäßige geringfügige Verdunklungen: Planetentransits weit entfernter Sterne! Staunen ist erlaubt, dass dies aus Lichtjahren Entfernung nachweisbar ist. Man muss bedenken, nur ein Bruchteil der existierenden Planetensysteme ist mit dieser Methode nachweisbar, da deren Planeten genau zwischen uns und dem Stern vorbeiziehen müssen (geschätzt 0,5%135), um eine Verdunklung zu erreichen. Umso überraschender, dass Kepler über 2000 Exoplaneten in kürzester Zeit entdeckte. Sonnensysteme mit Planeten sind offensichtlich kosmischer Normalfall. 700 dieser Planeten werden als Supererden eingestuft, als Gesteinsplaneten, die mehr Masse besitzen als unsere Erde. Sie eignen sich ebenso gut oder sogar besser für Orte des Lebens, da sie Atmosphären besser halten können und eine höhere Tektonik aufweisen. 50 der Supererden Keplers weisen potenziell lebensfreundliche Bedingungen auf.136 Das bedeutet: Von den 190.000 durch Kepler beobachteten Sternen können mit der Transitmethode nur bei fast 1000 Sternen Planeten überhaupt nachgewiesen werden. Da Kepler fast 2000 Exoplaneten fand, bedeutet dies, dass wir von mindestens fast zwei Planeten pro Stern ausgehen können. Ziemlich sicher aber von mehr, da entferntere Planeten, die für eine Umrundung der Sonne viele Jahre benötigen, entsprechend lange Beobachtungen benötigen, um detektiert zu werden. Noch erstaunlicher: Unter den fast 2000 tatsächlich nachgewiesenen Planeten fanden sich 50 potenziell habitable Exoerden. Sollte dies dem Durchschnitt in der Milchstraße nahekommen, könnten wir den Faktor fex mit 0,05 angeben!137 Wir wollen allerdings vorsichtig sein und gehen davon aus, dass wir nur bei jedem zehnten dieser Planeten auch tatsächlich habitable Bedingungen vorfinden. Das Universum ist ein gefährlicher Ort. Gammastrahlen können Planeten sterilisieren, zu Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 200 häufige Meteoriteneinschläge lebensfeindlich sein, eine taumelnde Rotationsachse des Planeten der Biologie im Wege stehen. Damit schätzen wir den Faktor fex mit 0,005. L (Existenzdauer der Exoerde): Zur Abschätzung der Lebensdauer habitabler Planeten nehmen wir, dem kopernikanischen Prinzip folgend, die habitable Zeit auf unserer Erde als Durchschnitt, wohl wissend, dass Exoerden, die um masseärmere Sterne kreisen, für die Evolution einer Lebenswelt erheblich mehr Zeit haben. So erhalten wir für unsere vorsichtige Spekulation: N (Zahl der Exoerden) = 1 (günstiger Stern pro Jahr) x 0,005 (habitable Exoerden) x 7.000.000.000 Jahre = 35.000.000 Exoerden in unserer Milchstraße Die Zahl der Exoerden schätzen wir damit auf 35.000.000 allein in unserem Milchstraßensystem mit einem mittleren Abstand von etwa 78 Lichtjahren138! Gute Augen können bei sternklarer Sicht insgesamt rund 6000 Sterne sehen. Die bei Weitem meisten werden von Planeten umkreist. Nach unserer Schätzung etwa eine von ihnen auch von einer Exoerde!139 Etwa jeder 6000. Stern besitzt demnach eine Exoerde. Sonnensysteme mit belebten Planeten: Habitable Planeten müssen kein Leben oder gar komplexes Leben hervorgebracht haben. Wie können wir mit Argumenten eine Abschätzung vornehmen? Wir führen unsere Formel weiter: N (Leben tragende Exoerden) = N (Exoerden) x f (Funke des Lebens gezündet) x L (Existenzdauer des Lebens) So wie man noch vor wenigen Jahrzehnten die „Planeten-Faktoren‟ der Drake-Gleichung nur spekulativ angeben konnte, so geht es uns heute mit dem Faktor f (Funke des Lebens gezündet). Es muss uneingeschränkt zugegeben werden, dass nach wie vor ungeklärt ist, wie der Übergang von einer präbiotischen Chemie zu ersten, allereinfachsten Lebensformen verstanden werden kann. Allerdings nähert sich die Astrobiologie sowohl vonseiten der Biologie (zum Beispiel mit der Erforschung extremophiler Mikroorganismen) als auch vonseiten der prä- Sind wir allein im Universum: Die Drake-Gleichung und das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 201 biotischen Chemie (zum Beispiel mit der Erforschung komplexerer Kohlenstoffverbindungen auf Kometen und der Klärung der Oberflächenverhältnisse auf der frühen Erde) dieser Frage.140 Sollte es so sein, dass Leben entsteht, wenn nur die Lebensmöglichkeiten gegeben wären, dann könnten wir in den nächsten Jahrzehnten hierfür Belege finden. Denn wenn wir nicht irdisches141 Leben auf dem Mars oder im vermuteten Ozean auf dem Jupitermond Europa finden würden, dann wäre es sehr wahrscheinlich, dass der Faktor f (Funke des Lebens gezündet) bei nahezu 1 liegt. Sollte dem nicht so sein, wäre es eine weltanschauliche Frage, wie dieser Faktor zu beziffern wäre. Wer Leben für ein extremes Zufallsprodukt hält, wird hier eine sehr kleine Zahl einsetzen, wer Leben für ein naturgesetzlich eintretendes Ereignis ansieht, das bis auf Ausnahmen dann eintritt, wenn die Bedingungen hinreichend günstig sind, wird hier gegen 1 gehen. Ein gewichtiges Indiz ist die Tatsache, dass wir schon sehr früh in der Erdgeschichte Spuren des Lebens gefunden haben. Bei uns zumindest ist Leben sehr schnell entstanden, nachdem sich habitable Bedingungen eingestellt hatten. Es bleibt jedem überlassen, sich selbst in dieser Frage Rechenschaft abzulegen und entsprechend eine Abschätzung durchzuführen. Wir gewichten den Hinweis auf die sehr frühe Entstehung des Lebens auf der Erde hoch und setzen den Wert 0,5. Das heißt, auf jedem zweiten Planeten, der Leben beherbergen könnte, entsteht es auch, wenn auch vielleicht nur als „belebter Schleim‟, jede zweite potenzielle Erde bliebe nach dieser Einschätzung unbelebt. Für L (Existenzdauer des Lebens) der sowohl Planeten einschließt, die nur mikrobielles Leben hervorgebracht haben, als auch solche, auf denen darüber hinaus „höhere‟ Lebensformen entstanden sind, nehmen wir – dem Modellfall Erde folgend – 4.000.000.000 Jahre. Wir verändern unsere „Drake-Gleichung‟ entsprechend und erhalten: N (Leben tragende Exoerden) = 1 (günstiger Stern pro Jahr) x 0,005 (habitable Exoerden) x 0,5 (Funke des Lebens gezündet) x 4.000.000.000 Jahre = 10.000.000 belebte Exoerden in unserer Milchstraße Das heißt, wir schätzen die Zahl belebter Exoerden in unserer Milchstraße auf 10.000.000, die in einem mittleren Abstand von 118 Licht- Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 202 jahren in unserer Milchstraße zu finden sind. Das bedeutet, jeden 20.000. Stern umkreist ein belebter Planet. Sonnensysteme, in denen komplexeres Leben entstanden ist: Mit der Entstehung mikrobiellen Lebens beginnt nach unserem Verständnis auch ein Evolutionsprozess. Nicht zwingend ist allerdings, dass dabei auch „phanerozoisches‟, will sagen makroskopisch sichtbares und entsprechend komplexes Leben entsteht. Auf unserer „Modellerde‟ war hierfür zweierlei nötig: die Entwicklung eines auf der Sauerstoffnutzung basierenden effizienten Energiestoffwechsels und komplexe Endosymbiosen von Mikroben zu sogenannten Eucyten. Erdgeschichtlich fiel das Proterozoikum mit 2000 my relativ lang aus. Möglicherweise gibt es andere Evolutionswege, die komplexes Leben ermöglichen. In Anbetracht dieser Überlegungen wollen wir hier davon ausgehen, dass auf jedem vierten belebten Planeten auch komplexes, makroskopisch sichtbares Leben entstanden ist, in drei von vier Fällen nicht. In unsere „Drake-Gleichung‟ müssen wir demnach einen neuen Faktor einfügen: f (komplexes Leben entwickelt), dem wir den Wert 0,25 zuweisen. Der Übergang zu mehrzelligem Leben hat auf der Erde vor etwa 1000 my stattgefunden, wenn es nicht zu einer gewaltigen Katastrophe kommen sollte, spricht nichts dagegen, dass es etwa die gleiche Zeit noch existieren kann. Wir können demnach für die Lebensdauer 2000 my einsetzten und erhalten: N (Exoerden mit komplexem Leben) = N (Leben tragende Exoerden) x f (komplexes Leben entwickelt) x L (Existenzdauer komplexen Lebens) Eingesetzt: N (Exoerden mit komplexem Leben) = 1 (günstiger Stern pro Jahr) x 0,005 (habitable Exoerden) x 0,5 (Funke des Lebens gezündet) x 0,25 (komplexes Leben entwickelt) x 2.000.000.000 Jahre = 1.250.000 Wir schätzen so die Zahl der Planeten in unserer Milchstraße, die aktuell mehrzellige, komplexere Lebensformen beherbergen, auf 1.250.000, das ist einer von 160.000 Sternen in unserer Milchstraße mit einem durchschnittlichen Abstand von 240 Lichtjahren. Sind wir allein im Universum: Die Drake-Gleichung und das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 203 Sonnensysteme mit extraterrestrischen Zivilisationen: Der letzte Teil der Drake-Gleichung ist wohl der spannendste: Wie steht es mit extraterrestrischen Zivilisationen oder gar der Möglichkeit einer Kommunikation mit ihnen? Wenden wir uns dem ersten Teil der Frage zu und betrachten zunächst wieder unsere Erde als Modellfall: Wie schon gesehen, traten mehrzellige Lebensformen erst in der zweiten Hälfte der habitablen Zeit der Erde auf, komplexere Spezies mit Nervengewebe, das Bewusstsein ermöglicht, noch später. Viele tierische Lebensformen zeigen hoch entwickelte psychische Leistungen. Man denke an Wale, die sich über eine differenzierte Gesangsprache verständigen, an die Kooperationen sozial lebender Tiere bei der Jagd, wie bei den Orkas, an Trauer, die Elefanten zeigen, und an den Spiegeltest für das Selbstbewusstsein, den einige, wenn auch wenige Spezies bestehen. Der Mensch trennte sich evolutionär vor 7.000.000 Jahren von den Schimpansen, vor 2.500.000 Jahren begann er, Steinwerkzeuge herzustellen, und feilte diese Technik in vielen tradierten „Steinwerkzeugindustrien‟ weiter aus. Er lernte, das Feuer zu beherrschen, und besiedelte in mehreren Wellen fast die ganze Erde. Vor etwa 50.000 Jahren entstanden Höhlenmalereien, vor rund 10.000 Jahren begann er, sesshaft zu werden, seit rund 2500 zeichnen sich bedeutende philosophische und technische Fortschritte ab142 und seit 200 Jahren erleben wir eine rasante medizinisch-technische Entwicklung. Damit eröffnet sich die Diskussion darüber, wo man den Beginn der menschlichen Zivilisation ansetzt. Hier sei die Neolithische Revolution als Beginn der Zeit gesetzt, von der an die kulturelle Evolution an Tempo aufnahm. 10.000 Jahre: Das ist im Vergleich zu den bisher betrachteten Zeiträumen ein Wimpernschlag, fast nichts. Das heißt, Extraterrestrische, die unseren Planeten möglicherweise einmal – wie auch immer – untersucht haben, hätten fast die gesamte Zeit seiner bisherigen Existenz eine Biosphäre vorgefunden, die fantastischsten Tiere, Pflanzen oder Pilze beheimatete, aber keine Zivilisation. Die erste „Drake‟-Frage lautet nun, auf wie vielen mit komplexen Lebensformen besiedelten Exoplaneten eine kulturelle Evolution begonnen hat oder gerade beginnt. Um diese Frage zu beantworten, müssen wir uns ein Szenario ausdenken bezüglich der Lebensdauer unserer oder vielleicht noch folgender zivilisationstragender Arten. Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 204 Die Erde, als Modell betrachtet, legt nahe, dass Zivilisationen erst in der späten „Reifephase‟ eines Durchschnittsplaneten auftauchen. Das hätte sich auch auf der Erde leicht so weit verzögern können, dass „wir‟ ausgeblieben wären. Es hätte aber auch beispielsweise 100 Millionen Jahre früher geschehen können.143 Ganz spekulativ gehen wir davon aus, dass jeder zweite von Mehrzellern bewohnte Planet im Laufe seiner Existenz auch eine kulturelle Evolution startet: f (kulturtragendes Leben) sei also 0,5. Spannender wird es mit der Existenzdauer kulturtragender Zivilisationen L (Existenzdauer kulturtragenden Lebens). Die Green-Bank- Tagung fand in der heißen Phase des Kalten Krieges statt – man war damals wenig optimistisch und glaubte an eine möglicherweise baldige Selbstauslöschung. Nach oben begrenzt sich die Lebensdauer bei uns mit den 500 my, die uns noch auf dem Land als Lebensraum bleiben, möglicherweise länger, dann aber mit technischen Hilfsmitteln. Denkbar ist auch, dass nach einem Aussterben unserer Nachfahren andere Spezies – vielleicht Tintenfische, die an Land gehen – erneut eine kulturelle Evolution starten. Der Fantasie für Zukunftsszenarien auf unserem Planeten sind kaum Grenzen gesetzt. Wir wollen hier annehmen, dass die durchschnittliche Existenzdauer kulturtragender Zivilisationen auf einem mit komplexen Lebewesen bewohnten Exoplaneten 100.000.000 Jahre beträgt, wahrlich ein optimistischer Wert! Analog der vorhergehenden Erweiterungen erhalten wir: N (Exoerden mit Zivilisationen) = N (Exoerden mit komplexem Leben) x f (kulturtragendes Leben) x L (Existenzdauer einer Exozivilisation) Eingesetzt: N (Exoerden mit Zivilisationen) = 1 (günstiger Stern pro Jahr) x 0,005 (habitable Exoerden) x 0,5 (Funke des Lebens gezündet) x 0,25 (komplexes Leben entwickelt) x 0,5 (kulturtragendes Leben) x 100.000.000 Jahre = 31.250 Exoerden mit Zivilisationen Wir können auf diese Weise in unserer Galaxie 31.250 Zivilisationen in jedem 6.400.000. Sonnensystem vermuten mit einem mittleren Abstand von über 810 Lichtjahren. Sind wir allein im Universum: Die Drake-Gleichung und das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 205 Abschließend zur SETI-Frage: Wie hoch ist die Wahrscheinlichkeit, dass wir eine extraterrestrische Zivilisation aufspüren, von dieser aufgespürt werden oder gar mit ihr kommunizieren? Das geht nur, wenn die Zivilisation einen elektromagnetischen Fingerabdruck ausstrahlt. Dies tun wir unbeabsichtigt, seit wir im Radio-Bereich Nachrichten versenden. Diese Strahlung ist inzwischen in einem Kugelvolumen von rund 100 Lichtjahren um die Erde angekommen, denn so lange kommunizieren wir schon über Radiowellen. Die Radiosignale werden nach dem quadratischen Abstandsgesetz immer schwächer. Irgendwann ist dieses Signal, das nicht mit mehr Energie abgestrahlt wird, als dies für irdische Anwendungen nötig ist, so schwach, dass es sich nicht mehr vom Hintergrund-Rauschen abhebt. Spätestens nach 100 Lichtjahren ist dies so weit. Wir wären damit maximal im Abstand von 100 Lichtjahren für eine Exozivilisation erkennbar144. Umgekehrt gilt das Gleiche. Da mit fortschreitender Technik schwächere Signale für die Kommunikation auf der Erde ausreichen, wird sich das Kugelvolumen zukünftig sogar verringern. Entdeckt werden würden wir nur, wenn wir gezielte Botschaften mit hoher Sendeenergie in bestimmte Weltraumrichtungen senden und mögliche Empfänger zudem eine Empfangsantenne in unsere Richtung ausgerichtet haben, wenn die Botschaften den Planeten passieren. Eine Kommunikation – sollten wir eine sendebereite Zivilisation angetroffen haben – wäre sehr langatmig. Nehmen wir einen Abstand von 500 Lichtjahren: Auf eine Frage unsererseits käme nach 1000 Jahren eine Antwort! Die SETI-Gemeinde ist trotz dieser Faktenlage bewundernswert optimistisch. Beispielsweise strahlte sie 1974 anlässlich einer SETI-Tagung am Arecibo-Observatorium, die Frank Drake mitorganisiert hatte, eine Nachricht ins All Richtung Kugelsternhaufen M13 im Sternbild Herkules.145 Diesen wird sie um das Jahr 27.000 durchwandern und mit sehr viel Glück wird sie auch bemerkt und beantwortet werden. Wir sollten in den Jahrhunderten um das Jahr 54.000 unserer Zeitrechnung ständig auf Empfang sein, um die kosmische Antwort nicht zu verpassen! Das ursprüngliche Anliegen Drakes war es, die Zahl kommunikationsbereiter Zivilisationen abzuschätzen. Konkret lauten die Fragen: Wie lange ist eine Zivilisation kommunikationsbereit? Wie viele Jahrhunderte finanziert sie SETI-Projekte, wie oft sendet sie in welche kos- Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 206 mische Richtung? Entwickelt sie vielleicht technische Errungenschaften, die einen elektromagnetischen Fingerabdruck hinterlassen, von denen wir bisher keine Ahnung haben? Hier öffnet sich ein weites Feld für Scifi-Spekulationen. Seriöse Argumente sind nur schwer zu formulieren. Um aber doch eine Zahl zu produzieren, wollen wir einmal davon ausgehen, dass auf jedem Planeten mit einer kulturtragenden Zivilisation irgendwann eine ,High-Tech‛ Entwicklung einsetzt.146 Trotz des bewundernswerten Langmutes der SETI-Gemeinde ist nicht davon auszugehen, dass der Aufwand einer ergebnislosen Suche über Jahrtausende betrieben wird beziehungsweise teure Signale gesendet werden. Daher schätzen wir einmal, dass diese High-Tech-Kulturen durchschnittlich ein Tausendstel der Zeit ihrer kulturellen Evolution entweder Botschaften oder einen wie auch immer gearteten elektromagnetischen Fingerabdruck absenden, der in kosmischer Entfernung noch bemerkbar ist, das bedeutet 100.000 Jahre. Wir setzen in obige Gleichung ein: N (Exoerden mit kommunikationsbereiten Zivilisationen) = 1 (günstiger Stern pro Jahr) x 0,005 (habitable Exoerden) x 0,5 (Funke des Lebens gezündet) x 0,25 (komplexes Leben entwickelt) x 0,5 (kulturtragendes Leben) x 100.000 Jahre = 31 Damit fänden sich 31 aktuell durch einen elektromagnetischen Fingerabdruck erkennbare Zivilisationen in unserer Milchstraße mit einem mittleren Abstand von 8000 Lichtjahren. Für die SETI-Community mag dies keine allzu motivierende Perspektive sein. Sollten wir aber doch ein Signal auffangen, dann würden sich alle bisherigen Spekulationen als viel zu vorsichtig entpuppen. Genau diese Hoffnung hält die SETI-Forscher beim großen Lauschangriff an den Geräten. Ergebnis: Mit an Sicherheit grenzender Wahrscheinlichkeit werden wir die Frage, wie allein wir im Universum sind, nie auch nur annähernd sicher beantworten können. Wir stehen letztlich hilflos vor der unsere Vorstellung überfordernden Größe des Universums und der nicht minder schwer begreifbaren Zahl von Sternen und Galaxien. Hier zeigt sich der Wert der Drake-Gleichung, denn sie hilft, unseren Sind wir allein im Universum: Die Drake-Gleichung und das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 207 Wissenshorizont mit Argumenten zu verknüpfen und auf ihre Konsequenzen für unser Weltbild zu prüfen. Die unvorstellbare Größe und Vielfalt des Kosmos wird hierdurch vorstellbarer ‒ wenn auch nur etwas. Das kopernikanische Prinzip besagt, dass wir keine herausgehobene, besondere Stellung im Universum innehaben. Mit Sicherheit können wir inzwischen sagen, dass die Erde ein Planet unter vielen in unserem Sonnensystem ist und dass unsere Sonne eine durchschnittliche unter sehr vielen anderen darstellt. Auch unsere Milchstraße ist nicht die einzige Sterneninsel im Universum, sondern eine von unvorstellbar vielen. Sicher ist auch, dass wohl die meisten Sonnen von Planeten umkreist werden, viele von ihnen so, dass habitable Bedingungen auf diesen Planeten herrschen. So weit wurde das kopernikanische Prinzip schon bestätigt. Aber wie häufig zündet ein Lebensfunken, wenn die Bedingungen hierfür gegeben sind? Die nächsten Jahrzehnte könnten hierfür Anhaltspunkte geben: Präbiotische anorganische Moleküle haben wir außerhalb der Erde schon gefunden. Ob auf dem Mars, dem Jupitermond Europa oder dem Saturnmond Enceladus Leben entstanden ist, lautet die aktuelle Forschungsfrage. Zudem hofft man, Fingerabdrücke des Lebens in den Atmosphären von Exoerden künftig ausmachen zu können. Finden wir im Licht, das diese passiert hat, Spektrallinien von Methan und Sauerstoff, so ließe sich dies nur durch Leben als Quelle dieser Stoffe erklären. Hier ist nicht unmöglich, dass die Fortschritte in der beobachtenden Astronomie zukünftig Ergebnisse liefern. Wenn nicht, bleibt dieser Faktor offen, wird jedoch nicht nach 1 tendieren. Das kopernikanische Prinzip ist in dieser Frage aktuell auf dem Prüfstand. Höheres Leben oder Zivilisationen außerhalb der Erde ausmachen zu können, ist im Moment nicht in Reichweite der astronomischen Möglichkeiten, es sei denn, kommunikationsbereite Zivilisationen wären unerwartet sehr häufig und würden daher von der SE- TI- Forschergemeinde in absehbarer Zeit entdeckt. Sonst bleibt E.T. den Scifi-Autoren überlassen. Selbst wenn wir Kenntnis von einer Exozivilisation hätten: Ein Gedankenaustausch mit extrasolaren Welten würde den menschlichen Zeithorizont überstrapazieren, wie Abbildung 44 veranschaulicht. Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 208 Sollte sich aber herausstellen, dass die Entstehung von Lebensformen kein extremster Zufall wäre, und vieles spricht dafür, dann können wir mit einiger Sicherheit sagen, dass die Vorstellung, zum jetzigen Zeitpunkt eine einsame Zivilisation im Universum zu sein, genauso unwahrscheinlich ist wie die Vorstellung, dass die Zahl mit uns vergleichbarer technischer Zivilisationen in unserer Milchstraße in die Tausende geht. Allerdings haben wir uns bisher nur gefragt, wie die SETI-Frage zum aktuellen Zeitpunkt zu beantworten ist. Sind wir allein im Universum: Die Drake-Gleichung und das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 209 Anthropozän: Auftakt zum Sapiezoikum oder apokalyptische Episode Kosmologie und Geologie haben den Blick in die Vergangenheit unserer Welt revolutioniert. Zeittiefen eröffneten sich, die unvorstellbar weit über die menschlich fassbaren, historischen Dimensionen zurückreichen. Noch viel mehr gilt dies für die Zukunft der Erde, unseres Sonnensystems, unserer Galaxie und unseres Kosmos insgesamt.147 Sollte nicht eine unvorhersehbare kosmische Katastrophe das Leben auf der Erde vernichten oder stark beeinträchtigen, beispielsweise ein Komet auf der Erde einschlagen oder ein Gammablitz binnen Sekunden den halben Erdball sterilisieren, so stehen uns die Lebensräume unserer Erde noch viele Hundert Millionen Jahre zur Verfügung, das Meer als potenzieller Lebensraum noch viel länger. Dann allerdings wird es zu heiß, denn unsere Sonne strahlt ihrer Physik folgend von Jahrmilliarden zu Jahrmilliarden immer energiereicher. Doch selbst wenn unser Sonnensystem nicht mehr habitabel sein sollte, spricht nichts dagegen, dass in unserer Milchstraße noch über ein Vielfaches der Zeit, die unser Universum schon existiert (!), habitable Sphären entstehen und wieder vergehen. In kosmologischen Maßstäben hat die Ära, in der Leben in unserem Universum möglich ist, gerade erst begonnen. Auch wenn der Kosmos aus heutiger Sicht einen Anfang im „Urknall‟ hatte und einem Ende entgegengeht, so liegt dieses Ende zeitlich ferner in der Zukunft als der Urknall in der Vergangenheit. In historischen Zeitdimensionen brauchen wir uns über ein Weltenende des Universums keine Gedanken zu machen, auch nicht über eine Apokalypse unserer Erde. Auf dem Spiel stehen lediglich die Traditionen der menschlichen Zivilisationen auf unserem blauen Planeten. Die Eingriffe menschlichen Handelns in das Klimasystem sind in aller Munde. Wir bewegen mehr geologisches Material als alle Flusssysteme der Erde zusammen. Menschliche Abfälle wie Plastik sedimentieren zu einer unverwechselbaren anthropogenen Erdschicht und – wohl der dramatischste Einschnitt – die Konsequenz unseres raumgreifenden wirtschaftlichen Handelns ist ein Artensterben, das die menschliche Zivilisation beeinträchtigen, wenn nicht gar beenden könnte und damit eine kulturelle Apokalypse darstellt. All dies führt dazu, dass Geologen dem gegenwärtigen Erdzeitalter die Bezeichnung „Anthropozän‟ geben, „Zeitalter des Menschen‟. Die historische Frage Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 210 der nächsten Jahrhunderte wird sein, ob wir die Konsequenzen unseres technischen Handelns so meistern werden, dass wir Menschen mit einer lebensfähigen Biosphäre harmonieren; mit anderen Worten, ob wir als Parasiten mit dem Leiden des Wirtes selbst sterben oder lernen, als Symbiont nicht nur das Wohl unserer Spezies, sondern auch das der belebten Mitwelt im Auge zu haben. Sollten wir dies schaffen, dann könnte die Evolution des Menschen einen für die gesamte Biosphäre gewinnbringenden Entwicklungsschritt darstellen, der die Erde langfristig positiv verändert. Aus dem Anthropozän könnte ein „Sapiezoikum‟ werden, wie dies der Astrobiologe David Grinspoon in einem Artikel in der Zeitschrift „Spektrum der Wissenschaft148 formulierte. Das Proterozoikum begann mit einem dramatischen Artensterben durch die Giftigkeit des Sauerstoffs. In der Folge ermöglichte der energieeffiziente Stoffwechsel eine Formenvielfalt auf der Erde, die langfristig positiv zu bewerten ist. So könnte der evolutionäre Schritt dahin, dass „kognitiv gesteuerte Vorgänge – Gedanken, geplante Handlungen und schöpferische Prozesse – das System Erde maßgeblich beeinflussen‟149, auf Dauer der Biosphäre mehr nützen als schaden; schon dadurch, dass der Mensch historisch für ein Plus an Artenvielfalt verantwortlich war, da er durch seine Siedlungstätigkeit die Biotopvielfalt eines Lebensraumes erhöhte. Sollte dem so sein, würde ein neues erdgeschichtliches Äon eingeleitet, ein „Sapiezoikum‟, wie es der zitierte Astrobiologe nennt. Wie einst mit der Entdeckung der Tiefenzeit eröffnen sich mit diesem Gedankengang weltanschaulich bedeutungsvolle Perspektiven. Nicht jeder allerdings wird sie begrüßen. Denn so, wie die Vorstellung von der Schöpfung in historischer Zeit Voraussetzung dafür ist, unsere Spezies als Sinn und Ziel des Kosmos zu begreifen, so braucht es hierfür ein historisch fassbares Ende, eine Apokalypse. Denn das Weltenende ist Voraussetzung für die Transformation der Welt ins Transzendente, ist Zeitpunkt des Weltgerichtes, das Ende der Geschichte und der Beginn des „Reiches Gottes‟. Das Finale der Bibel in der Offenbarung des Johannes malt dieses Bild, genauso wie die Endzeiterwartung des christlichen Gottessohnes. Kein Wunder, dass die Geschichte des Christentums auch eine „Geschichte verpasster Weltuntergänge‟150 darstellt. Anthropozän: Auftakt zum Sapiezoikum oder apokalyptische Episode 211 Im weitesten Sinne kommt auch hier das „kopernikanische Prinzip‟ zum Tragen: Das „Hier und Jetzt‟ reiht sich ein in eine unvorstellbar lange Folge menschlicher Generationen. Auch geschichtlich sind „wir‟ nicht im Fokus des Weltgeschehens. Es sei denn im katastrophalen Sinne, dass wir uns und unsere Existenz so infrage stellen, dass die Werte unserer Kultur, die wir uns selbst geben, sich nicht als überlebensfähig herausstellen würden und wir deshalb verschwinden und verhallen. Das Anthropozän wäre dann ein Wimpernschlag, von dem eine dünne, eigentümliche Sedimentschicht und ein gewaltiger Faunenschnitt übrig bleiben würden. Allerdings ohne den Beginn eines „Gottesreiches‟. Sollte dies geschehen, bliebe genügend Zeit, um auf unserer Erde aus einem anderen evolutionären Zweig den Funken kultureller Evolution zu zünden, möglicherweise auch mehrfach. Diese drei Alternativen der Zukunft unserer Biosphäre sind in der nachfolgenden Grafik angedeutet. Wir haben es selbst in der Hand, aus dem „Experiment intelligente Zivilisation‟ ein positives oder negatives Ergebnis werden zu lassen. Doch blicken wir zum Abschluss dieses Kapitels erneut über den Tellerrand unserer Erde hinaus. Die Vorstellung, dass es allein in unserer Milchstraße viele Millionen potenziell für Leben geeignete Habitate gibt, die alle außer auf unserer Erde ungenutzt über Äonen ihre Kreise ziehen, um dann im Feuer ihrer Sterne zu vergehen, ist erschreckend und trist und weit entfernt von dem Bild eines Kosmos, dem man Loblieder singt. Es würde nicht passen zu der Vielfalt des Lebens, die unsere Erde im Laufe ihrer Lebensgeschichte hervorgebracht hat. Auch aus diesem Blickwinkel ist es berechtigt, von vielen, sehr vielen Planeten auszugehen, auf denen der Funke des Lebens gezündet hat und noch zündet, und von vielen, die auch den Schritt zu „höherem‟ Leben gegangen sind. Nur folgerichtig ist, dass es wohl immer noch viele Planeten allein in unserer Milchstraße sein werden, in denen auch ein „Sapiezoikum‟ gezündet hat – und noch viel mehr noch zünden werden. Abbildung 45 zeigt, dass die meisten ihre Entwicklungsschritte zeitversetzt und in unterschiedlich langen Perioden machen werden. Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 212 Schon deshalb, weil der lebensfreundliche Abschnitt, der den Exoerden zur Verfügung steht, mit der Abnahme der Masse ihrer jeweiligen Sonne erheblich länger wird. Mögliche lebensgeschichtliche Szenarien sind in der Grafik angedeutet: Exoerden, die noch in einem früheren Abschnitt ihrer Evolution stecken (Exoerde d, c, h und a), solche, auf Anthropozän: Auftakt zum Sapiezoikum oder apokalyptische Episode 213 denen es nicht zu einem Sapiezoikum kommt (Exoerde e), solche, auf denen nur kurze Perioden mit kulturtragenden Zivilisationen sich verwirklichen (Exoerde g) oder sehr lang andauernde (Exoerde f). Die Geschichten, die das Leben dieser Planeten schreibt, werden zahlreich und von uns kaum imaginierbar sein. Dass aber Geschichten dieser Art vielleicht häufiger, vielleicht seltener, gelebt werden, ist vor dem Hintergrund der Kosmologie der Gegenwart nur vernünftig anzunehmen. Weiten wir den Blick in die Zukunft der nächsten Jahrmilliarden und über die Zahl aller in unserem Universum vorkommenden Galaxien, so ist mit hoher Wahrscheinlichkeit davon auszugehen, dass Lebensformen, die staunend dem kosmischen Geschehen gegenüberstehen und es fragend begreifen wollen und ihre Kulturen nach den Antworten ausrichten, die sich ihnen ergeben, die Regel sind. Wir also sind demnach eine Kultur unter sehr, sehr vielen, die unser Universum hervorgebracht hat und noch hervorbringen wird. Es wäre vermessen, dem kopernikanischen Prinzip der Durchschnittlichkeit unseres Daseins hier nicht zu folgen. Sind wir allein im Universum? – Das kopernikanische Prinzip auf dem Prüfstand 214

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References

Zusammenfassung

Die Suche nach Leben im Weltall lässt nicht nur Astronomen hellhörig werden. Die Vorstellung, dass wir sehr wahrscheinlich nicht allein sind im Universum, rüttelt an unserem Selbstverständnis als Mensch. Ulf Faller behandelt die grundlegenden Phänomene des gestirnten Himmels und die Entwicklung des geozentrischen Weltbildes bis zu seiner spätmittelalterlichen Synthese mit dem christlichen Glauben. Nikolaus Kopernikus rüttelte erstmals in der abendländischen Geschichte am geozentrischen Weltbild, indem er die Erde zu einem Planeten unter ihresgleichen werden ließ. Der Autor zeigt auf, wie sich das Bild vom Universum in den letzten hundert Jahren verändert hat. Wir wissen heute, dass unser Sonnensystem keinen ausgezeichneten Ort im Kosmos einnimmt. Schon Sigmund Freud empfand die Feststellung, nur auf einem von vielen Planeten zu leben, als narzisstische Kränkung der Menschheit. Wir müssen heute erkennen, dass das Universum nicht den Eindruck erweckt, mit uns Menschen an sein Ziel gekommen zu sein. Das zu realisieren kann bescheiden machen, unseren blauen Planet für die unzähligen Generationen zu bewahren, die er noch beherbergen könnte.