Extrasolare Planeten

In vielen Science Fiction Geschichten sind sie bereits völlig selbstverständlich: Erdähnliche Planeten in zahlreichen fremden Sonnensystemen, die meistens sogar von mehr oder weniger hoch entwickelten Lebensformen bevölkert werden. Schon die griechischen Philosophen der Antike, wie z.B. Demokrit (460-371 v. Chr.), hatten sich Gedanken über die mögliche Existenz unzähliger fremder Welten gemacht. Im ausgehenden Mittelalter hatte dann der italienische Dichter und Philosoph Giordano Bruno diese Vorstellung vertreten und war u.a. deswegen am 17. Februar 1600 als Ketzer hingerichtet worden. Erst als sich zu Beginn der Neuzeit das heliozentrische Weltbild durchgesetzt hatte, durften Wissenschaftler wieder straffrei die Vermutung äussern, unser Planetensystem könnte vielleicht doch nicht das einzige sein. Wenn man davon ausgeht, dass jeder am Nachthimmel sichtbare Stern eine Sonne wie unsere eigene ist, die eine prinzipiell ähnliche Entstehungsgeschichte hinter sich hat, dann wäre es fast schon zwingend, dass wenigstens einige von ihnen auch über Planeten verfügen. Obwohl solche Spekulationen durchaus plausibel klingen, wurden sie von Kritikern trotzdem lange als unseriös abgelehnt, denn es gab keinerlei beobachtbare Indizien für fremde Planetensysteme, geschweige denn konkrete Beweise.

Die Beweislage schien sich jedoch 1963 zu ändern, als der niederländisch-amerikanische Astronom Peter van de Kamp bei Barnards Stern eine Störung der Eigenbewegung gemessen hatte, die eigentlich nur durch einen planetaren Begleiter verursacht werden konnte. Der rote Zwergstern war bereits 1916 von dem amerikanischen Astronom Edward Emerson Barnard entdeckt worden und ist mit nur 6 Lichtjahren Entfernung der viertnächste Fixstern. Darüber hinaus ist er mit 10,34 Bogensekunden pro Jahr (entspricht ca. 140 Kilometern pro Sekunde) auch der Stern mit der schnellsten Eigenbewegung. Van de Kamp's sensationelle Messungen wurden besonders in der Science Fiction Literatur begeistert aufgegriffen und es gab sogar ernsthafte Pläne, die Planeten von Barnards Stern mit einer interstellaren Raumsonde zu besuchen (Projekt Daedalus). Doch bis in die 1980er Jahre legte sich die Euphorie um Barnards Stern wieder, denn Van de Kamp's Ergebnisse konnten nie bestätigt werden. Damit stand die Theorie der extrasolaren Planeten wieder ganz am Anfang.

Keine Planeten, aber dafür ihre möglichen Vorläufer, entdeckten die amerikanischen Astronomen Bradford Smith und Richard Terrile 1984 um den 64 Lichtjahre entfernten Stern Beta Pictoris. Der mit 8-20 Mio. Jahren noch sehr junge Beta Pictoris ist von einer Staubscheibe umgeben, die mit dem IRAS-Satelliten aufgenommen werden konnte. Mittlerweile gibt es sogar Hinweise auf mehrere Ringe aus festen Körpern, die offenbar gerade dabei sind, sich zu grösseren Planeten zusammenzulagern. Beta Pictoris scheint also ein Planetensystem in der Entstehungsphase zu sein. In den Staubringen wurde übrigens silikathaltiges Material nachgewiesen und sie dürften dem Asteroiden-Gürtel, dem Kuiper-Gürtel und der Oortschen Wolke in unserem eigenen Sonnensystem entsprechen.

Im Jahr 1990 entdeckte der polnische Astronom Aleksander Wolszczan am Arecibo-Radioteleskop den 980 Lichtjahre entfernten Pulsar PSR B1257+12, der sich alle 6,22 Millisekunden einmal um seine Achse dreht und mit Planeten zunächst mal überhaupt nichts zu tun hatte. Aber die Radiopulse von PSR B1257+12 waren nicht so regelmäßig, wie sie sein sollten. 1992 erklärten Wolszczan und sein Kollege, der Kanadier Dale Frail, ihre Messungen mit 2 Planeten, die nur wenig größer als die Erde und für die Störungen verantwortlich sind. Inzwischen ist PSR B1257+12 als der erste Stern akzeptiert, bei dem extrasolare Planeten entdeckt wurden, und es gibt sogar Anhaltspunkte für bis zu 2 weitere planetare Begleiter. PSR B1257+12 ist jedoch ein "toter" Stern und seine Planeten dürften die bei seiner Supernova-Explosion entblößten Gesteinskerne ehemaliger Gasriesen sein. Von erdähnlichen Verhältnissen kann bei diesen verwüsteten und erkalteten Welten also leider keine Rede sein.
Mittlerweile wird auch für möglich gehalten, dass die Planeten von PSR B1257+12 erst nach der Supernova-Explosion des Sterns aus der Trümmerwolke entstanden. Dafür spricht die Tatsache, dass sich sämtliche Planeten auf Umlaufbahnen innerhalb eines Radius von 1 Astronomischen Einheit um den Pulsar befinden. Wären sie von Anfang an da gewesen, dann wären sie verschluckt worden, als sich der Vorläuferstern von PSR B1257+12 vor seinem Kollaps zu einem Roten Riesen aufblähte.

Die Planetenjäger machten unbeirrt weiter und am 5. Oktober 1995 konnten die Schweizer Astronomen Michel Mayor und Didier Queloz die Entdeckung des 50 Lichtjahre entfernten Planeten 51 Pegasi b bekannt geben. Dabei handelt es sich um einen Gasriesen, der etwa halb so viel Masse wie Jupiter besitzt und seinen sonnenähnlichen Zentralstern 51 Pegasi alle 4,2 Tage in nur 8 Mio. Kilometern Entfernung umkreist. 51 Pegasi gerät durch die Anziehungskraft seines nahen Begleiters ein Wenig ins Schlingern und genau diese periodische Veränderung der Radialgeschwindigkeit war es, die Mayor und Queloz registriert hatten. Schon wenige Tage später gelang es auch einer anderen Forschergruppe, die Beobachtungen der beiden Schweizer nachzuvollziehen, so dass 51 Pegasi b als der erste bestätigte Planet gelten kann, der um einen sonnenähnlichen Stern läuft. Allerdings ist auch 51 Pegasi b nicht gerade das, was man sich unter einer zweiten Erde vorstellt, denn die Temperatur auf seiner gasförmigen Oberfläche beträgt fast 1.000 Grad Celsius. Deshalb werden Planeten wie 51 Pegasi b auch als "heisse Jupiter" bezeichnet. Doch 51 Pegasi b war nur der Auftakt zu einem regelrechten Planeten-Boom. Mittlerweile wurden innerhalb weniger Jahre bereits mehrere hundert extrasolare Planeten (kurz "Exoplaneten") entdeckt und es ist noch lange kein Ende in Sicht. Zwar handelt es sich bei vielen von ihnen ebenfalls um glühend heisse Gasriesen, die ihrem Stern sehr nah sind, aber es existieren auch einige Kandidaten, die etwas erdähnlicher und lebensfreundlicher sein könnten. Es wurden sogar ganze Planetensysteme gefunden, in denen der Zentralstern, wie in unserem eigenen Sonnensystem, gleich mehrere Planeten besitzt.

Schon in unserem eigenen Sonnensystem ist die Suche nach neuen Planeten eine aufwendige Fleissarbeit (siehe auch: Quaoar, Eris, Sedna), aber die Begleiter ferner Sterne sind noch erheblich schwieriger zu finden. Das liegt vor allem daran, dass Planeten nicht selbst leuchten, sondern lediglich etwas Licht von ihrem Zentralstern reflektieren. Sterne sind jedoch so starke Lichtquellen, dass sie alles andere in ihrer näheren Umgebung gnadenlos überstrahlen und praktisch unsichtbar machen. Es ist also ziemlich sinnlos, ein konventionelles Teleskop auf einen Stern zu richten, und zu hoffen, man könne damit seine Planeten direkt beobachten. Deshalb muss man bei der Suche Methoden anwenden, mit denen sich die extrasolaren Planeten nur indirekt zu erkennen geben.

Ein Exoplanet kreist nicht einfach nur um seinen Zentralstern, sondern beide umlaufen einen gemeinsamen Schwerpunkt. Auf diese Weise führt der Zentralstern eine leichte, periodische Taumelbewegung aus, die umso stärker ausfällt, je näher und schwerer sein Begleiter ist. Diese Schwankungen der Radialgeschwindigkeit kann man messen, allerdings nicht direkt, sondern indem man Spektren des Sterns aufnimmt. Während der Stern von seinem Planeten auf uns zu gezogen wird, sind die Spektrallinien durch den Doppler-Effekt blauverschoben. Wird der Stern dagegen von uns weg gedrückt, dann sind die Spektrallinien rotverschoben. Wenn sich dieser Effekt innerhalb gleicher Zeitintervalle ständig wiederholt, dann hat man einen guten Planetenkandidaten. Nach dieser Methode wurden bisher die meisten Exoplaneten entdeckt, aber da die Neigung der Planetenbahn unbekannt bleibt, kann sie leider nur ungefähre Daten über den Planeten selbst liefern.

Die Anziehungskraft eines Exoplaneten beeinflusst nicht nur die Radialgeschwindigkeit seines Zentralsterns, sondern auch dessen Eigenbewegung. Ein Stern mit Planet sollte sich also nicht geradlinig, sondern wellenförmig über den Himmel bewegen, und das wäre durch einen Vergleich mit den Positionen "ungestörter" Nachbarsterne feststellbar. So weit die Theorie. Leider konnte eine solche direkt sichtbare Schlingerbewegung noch nicht einmal beim nahen Barnard Stern mit seiner hohen Eigenbewegung zuverlässig nachgewiesen werden und auch sonst bei keinem anderen Stern. Obwohl für weiter entfernte Sterne eine noch viel geringere Bahnabweichung zu erwarten ist, werden vielleicht zukünftige Hochleistungs- oder Satelliten-Teleskope in der Lage sein, sie zu messen.

Nicht nur Schwarze Löcher und Galaxien besitzen genug Anziehungskraft, um als Gravitationslinsen für Licht zu wirken. Auch ein einzelner Stern kann mit seiner Gravitation das Licht von Hintergrundsternen bündeln und verstärken. Während sich ein naher Stern (Linse) vor einem weiter entfernten Stern (Lichtquelle) vorbei bewegt, kann ein Beobachter auf der Erde einen Anstieg der Helligkeit messen, der einige Tage bis Monate andauert (rote Kurve im Bild links). Falls der Linsenstern einen Planeten besitzt, dann trägt auch dessen Gravitation zur Verstärkung des Lichts bei und man registriert zusätzliche Zacken im ansonsten gleichmäßigen Helligkeitsverlauf. Die Gravitational Microlensing Methode erlaubt die Suche nach Exoplaneten bei sehr weit entfernten Sternen, aber die Linsen-Ereignisse treten nur extrem selten auf, so dass man Messungen an Millionen von Sternen vornehmen muss. Trotzdem wurde auf diese Weise der Exoplanet OGLE-2005-BLG-390Lb entdeckt, der einen 25.000-28.000 Lichtjahre entfernten roten Zwerg umkreist und nur die 5-fache Erdmasse besitzt. OGLE-2005-BLG-390Lb könnte also ein terrestrischer Planet mit fester Oberfläche sein.
Inzwischen geht man davon aus, dass die Gravitational Microlensing Methode sogar empfindlich genug sein könnte, um Planetensysteme in anderen Galaxien zu entdecken. Bei der Andomeda-Galaxie ist das möglicherweise schon gelungen und noch erstaunlicher ist, dass man dazu nicht einmal die einzelnen Sterne auflösen musste. Das Linsenereignis trat lediglich bei einem von vielen Sternen auf, deren gemeinsames Licht auf einen einzigen Pixel des Aufnahmegeräts traf, war aber trotzdem statistisch signifikant genug, um als solches identifiziert werden zu können.

Die Transitmethode ist eigentlich die naheliegendste, denn was bei Mondfinsternissen oder einem Venus-Durchgang mit dem Licht der Sonne geschieht, das sollte grundsätzlich auch bei fremden Planetensystemen nachweisbar sein. Wenn sich ein Exoplanet vor seinen Zentralstern schiebt, dann wird das winzige Planeten-Scheibchen zwar nicht direkt sichtbar, aber es kann trotzdem etwas Strahlung abschirmen und seinen Stern merklich verdunkeln. Der erste mit der Transitmethode entdeckte Exoplanet war 1999 der "heisse Jupiter" HD 209458 b, der einen ca. 150 Lichtjahre entfernten, sonnenähnlichen Stern umrundet. Dabei gab es noch einen günstigen Nebeneffekt: Da das Licht des Sterns die Atmosphäre des Planeten durchquert hatte, konnte deren Zusammensetzung spektroskopisch untersucht werden. Zunächst wurde das Element Natrium identifiziert und später auch noch Sauerstoff und Kohlenstoff. Trotz dieses Erfolgs handelte es sich jedoch um einen seltenen Glücksfall. Bisher konnten nur die wenigsten Exoplaneten mit Hilfe der Transitmethode gefunden werden, denn sie setzt voraus, dass die Planetenbahn tatsächlich durch die Sichtlinie zwischen Stern und Erde verläuft.

Obwohl die vorgestellten Methoden teilweise sehr trickreich sind und auch zu zahlreichen Entdeckungen führten, darf man nicht vergessen, dass sie eben nur indirekt sind und lediglich Indizien liefern können. Ein handfester Beweis für die Existenz von Exoplaneten wären dagegen Fotografien, auf denen sie eindeutig sichtbar sind. Deshalb werden zur Zeit Bemühungen unternommen, um trotz aller Schwierigkeiten doch direkte Aufnahmen von Exoplaneten zu erhalten:

• Mit Coronographen, die ursprünglich zur Simulation von Sonnenfinsternissen entwickelt wurden, soll das Licht der Zentralsterne ausgeblendet werden, so dass die viel dunkleren Exoplaneten fotografiert werden können.
• Durch die Zusammenschaltung mehrerer leistungsfähiger Teleskope sollen die Auflösung erhöht und das Licht des Zentralsterns rechnerisch gelöscht werden, so dass die übrig bleibenden Exoplaneten sichtbar werden (optische Interferometrie).

Die besten Chancen auf einen direkten Schnappschuss von einem Exoplaneten hat man bei leuchtschwachen braunen Zwergen, die kaum heller als ein potentieller Begleiter sind. Bei dem 190 Lichtjahre entfernten braunen Zwerg 2M1207 ist das mit dem Very Large Telescope (VLT) offenbar tatsächlich gelungen. Das Team um den französischen Astronom Gael Chauvin konnte im Jahr 2004 einen Exoplaneten aufnehmen, der 55 Astronomische Einheiten von 2M1207 entfernt ist und etwa die 5-fache Jupitermasse besitzt. Der Zentralstern 2M1207 selbst besitzt allerdings auch nur ca. 20 Jupitermassen. Für solche Objekte von mehreren Jupitermassen, die eigentlich viel zu gross für einen Planeten, aber noch zu klein für einen "richtigen" Stern sind, hat sich übrigens die Bezeichnung "Planemo" eingebürgert.

In der jüngeren Vergangenheit wurde auch immer wieder die direkte Beobachtung von Exoplaneten gemeldet, die leuchtstärkere, sonnenähnliche Sterne umkreisen. Die meisten dieser angeblichen Planeten konnten jedoch nicht bestätigt werden oder entpuppten sich als völlig unabhängige Hintergrundsterne. Um ganz sicher zu sein, dass eine Aufnahme tatsächlich einen Exoplaneten enthält, muss man sie mehrfach wiederholen und abwarten, ob sich der Planetenkandidat wirklich um seinen Zentralstern bewegt. Am 13. November 2008 wurden Aufnahmen mit dem Coronographen des Hubble Weltraum-Teleskops veröffentlicht, die genau das bei dem Planeten Formalhaut b zeigen. Der ca. 3 Jupitermassen schwere Formalhaut b hat von 2004 bis 2006 merklich seine Position verändert und daraus konnte berechnet werden, dass er seinen Zentralstern Formalhaut alle 872 Jahre in einer Entfernung von 115 Astronomischen Einheiten umrundet. Das Formalhaut-System ist 25 Lichtjahre von der Erde entfernt und zeichnet sich durch eine schon früher entdeckte Staubscheibe aus, die auf den Fotos ebenfalls deutlich zu erkennen ist. Formalhaut b bewegt sich mitten durch diese Staubscheibe, aus der er vor ca. 100 Millionen Jahren entstand und in der sich wahrscheinlich noch immer weitere planetare Körper formen. Besonders erwähnenswert ist ausserdem, dass Formalhaut b etwa 1 Milliarde mal schwächer leuchtet, als sein Zentralstern, der doppelt so gross wie die Sonne ist.

Wie bereits erwähnt, hat seit den ersten bestätigten Exoplaneten in den 1990er Jahren eine beinahe explosionsartige Entwicklung auf diesem Gebiet stattgefunden. Mittlerweile wurden mehrere hundert Exoplaneten entdeckt und es vergeht kaum eine Woche, in der nicht noch weitere Planetenkandidaten hinzu kommen. Ein vollständiges Verzeichnis aller Exoplaneten ist die Enzyklopädie der extrasolaren Planeten und der New Worlds Atlas bietet sogar eine bequeme und inzwischen auch dringend nötige Suchfunktion an. Wegen der enormen Anzahl ist es kaum möglich, alle bekannten Planetensysteme oder gar jeden einzelnen Exoplaneten detailliert zu beschreiben, und deshalb sollen hier nur einige der wichtigsten und interessantesten vorgestellt werden.

Der rote Zwergstern Gliese 581 ist nur ca. 20,4 Lichtjahre von der Erde entfernt und hat sich als wahre Goldgrube für Planeten-Jäger erwiesen. Zur Zeit (Stand Oktober 2010) sind 6 Planeten um Gliese 581 bekannt, von denen einer oder mehrere sogar erdähnliche Verhältnisse aufweisen könnten:

• Gliese 581 b (entdeckt 2005):
  Entspricht mit etwa 17-facher Erdmasse dem Neptun, aber umkreist seinen Zentralstern in nur ca. 6 Mio. Kilometern Entfernung und dürfte daher eine Oberflächen-Temperatur von 150 Grad Celsius besitzen.
• Gliese 581 c (entdeckt 2007):
  Galt mit 5-facher Erdmasse und 1,5-fachem Erddurchmesser lange Zeit als erdähnlichster Planet. Darüber hinaus liegt er mit einem Bahnradius von ca. 11 Mio. Kilometern und einer Umlaufzeit von 13 Tagen möglicherweise noch knapp an der inneren Grenze der "bewohnbaren Zone" (Ökosphäre) seines kleinen Zentralsterns, wo lebensfreundliche Bedingungen herrschen.
• Gliese 581 d (entdeckt 2007):
  Liegt mit einer Umlaufzeit von 66 Tagen an der äusseren Grenze der "bewohnbaren Zone" (Ökosphäre). Bei 7,7 Erdmassen ist jedoch nicht klar, ob Gliese 581 d eine feste Oberfläche besitzt. Möglicherweise handelt es sich um eine Wasserwelt oder einen Eisplaneten.
• Gliese 581 e (entdeckt 2009):
  Verfügt mit nur 1,9 Erdmassen sehr wahrscheinlich über eine feste Gesteinskruste, aber liegt mit einem Bahnradius von ca. 4,4 Mio. Kilometern viel zu nah an seinem Zentralstern, um gemäßigte Temperaturen aufweisen zu können. Trotzdem wurde Gliese 581 e bei seiner Entdeckung als der bis dahin erdähnlichste Exoplanet eingestuft, was erst durch Gliese 581 g überboten wurde.
• Gliese 581 f (entdeckt 2010):
  Könnte mit mindestens 7 Erdmassen entweder Neptun-ähnlich oder ein grosser terrestrischer Planet sein ("Supererde"). Liegt mit einem Bahnradius von ca. 113 Mio. Kilometern deutlich ausserhalb der Ökosphäre, wo Temperaturen weit unter dem Gefrierpunkt von Wasser herrschen.
• Gliese 581 g (entdeckt 2010):
  Mit 3,1 bis 4,3 Erdmassen und 1,3- bis 1,5,fachem Erddurchmesser der bisher erdähnlichste Exoplanet (Stand Oktober 2010). Bei einer Umlaufzeit von 36,6 Tagen in ca. 22 Mio. Kilometern Entfernung von seinem Zentralstern liegt Gliese 581 g ausserdem innerhalb der Ökosphäre, wo Durchschnitts-Temperaturen zwischen -30 und -12 Grad Celsius herrschen. Das ist zwar etwas frostig, könnte aber durch einen Treibhaus-Effekt noch erhöht werden. Bei einer Schwerkraft, die kaum über der der Erde liegt, wäre es dort schon auszuhalten. Da das Gliese 581 System fast so alt wie unser Sonnensystem ist, wäre auch genug Zeit für eine biologische Evolution gewesen.

55 Cancri galt lange Zeit als das System mit den meisten Exoplaneten und befindet sich in 41 Lichtjahren Entfernung. Es enthält nicht nur die 5 Planeten 55 Cancri b, c, d, e und f, sondern ist darüber hinaus ein Doppelstern aus dem sonnenähnlichen Stern 55 Cancri A und dem roten Zwerg 55 Cancri B. Damit handelt es sich um das komplexeste Planetensystem, das bisher entdeckt wurde. Sämtliche Planeten in 55 Cancri sind erheblich größer als die Erde und wahrscheinlich Gasriesen. Lediglich 55 Cancri e liegt mit 11 Erdmassen an der Schwelle zwischen den terrestrischen Planeten und den Gasriesen und könnte eine Art "Supererde" sein. Das "Super" bezieht sich jedoch nur auf seine Grösse, denn der weniger als 6 Mio. Kilometer nahe 55 Cancri A lässt seine Oberfläche mit weit über 1.000 Grad Celsius glühen. Die Planeten umkreisen übrigens alle innerhalb von 6 Astronomischen Einheiten die Komponente 55 Cancri A, während der über 1.000 Astronomische Einheiten weiter draussen liegende 55 Cancri B leer ausgeht.

Der 13. November 2008 war ein wichtiges Datum für die Exoplaneten-Forschung, denn an diesem Tag wurde nicht nur das erste Bild eines Exoplaneten im sichtbaren Licht veröffentlicht (Formalhaut b, siehe Suchmethoden, Absatz "Direkte Beobachtung"), sondern auch eine Aufnahme, die erstmals mehrere Mitglieder eines ganzen Planetensystems zeigt. Mit Hilfe der adaptiven Optik des Keck-Teleskops am Mauna Kea auf Hawaii gelang es, die Exoplaneten HR8799 b, c und d gemeinsam auf einem einzigen Foto abzulichten. Darüber hinaus waren die Umlaufbahnen der 3 Planeten über 4 Jahre hinweg verfolgt worden, so dass ihre Zugehörigkeit zum HR8799-System als gesichert gelten kann. Die Planeten besitzen jeweils zwischen 7 und 10 Jupitermassen, während ihr Zentralstern HR8799 über etwa 1,5 Sonnenmassen verfügt und 128 Lichtjahre von der Erde entfernt ist. Wie Formalhaut besitzt auch HR8799 eine Staubscheibe und ist ebenfalls erst 100 Millionen Jahre alt. Die Umlaufbahnen der Planeten beginnen mit Radien von 24 bis 68 Astronomischen Einheiten knapp ausserhalb der Staubscheibe, in der noch weitere, kleinere Planeten vermutet werden.

Die Bedeutung der Exoplaneten für unser Weltbild liegt auf der Hand: Nur auf ihnen kann sich Leben entwickeln, jedenfalls von der Art, wie wir es kennen und definieren. Es ist allerdings auffällig, dass bisher überwiegend Gasriesen von oft mehrfacher Jupitermasse gefunden wurden, die ihre Zentralsterne auf sehr engen Bahnen umlaufen. Sollten solche heissen, unwirtlichen Welten die Regel sein? Wenn das zuträfe, dann wären lebensfreundliche, erdähnliche Planeten in der Minderheit und die Wahrscheinlichkeit, dass sich auf ihnen auch tatsächlich Leben entwickeln konnte, wäre entsprechend gering. Die Dominanz der "heissen Jupiter" dürfte jedoch ein reiner Auswahleffekt sein. Grosse Gasriesen, die einen starken Einfluss auf ihren nahen Zentralstern ausüben, sind viel einfacher zu entdecken, als kleine terrestrische Planeten, die bei den heute üblichen Suchmethoden häufig noch verborgen bleiben. Es besteht also begründete Hoffnung, dass eine grosse Anzahl von noch unentdeckten kleinen Exoplaneten mit Umlaufbahnen in der Ökosphäre ihres Zentralsterns existiert, auf denen die Entstehung von Leben zumindest prinzipiell möglich ist - oder vielleicht sogar schon stattgefunden hat.

Aber wie wahrscheinlich ist es, dass dort draussen wirklich Leben existiert? Wie in den Naturwissenschaften üblich, gibt es auch zur Beantwortung dieser Frage eine exakte Formel, die sogenannte Drake-Gleichung. Wenn man die Drake-Gleichung mit den richtigen Faktoren füttert, dann spuckt sie als Ergebnis die genaue Anzahl aller technischen Zivilisationen in unserer Milchstrasse aus. So einfach ist das! Nur leider sind die Werte der meisten Faktoren völlig unbekannt und daher oft Gegenstand der wildesten Spekulationen. Mit der systematischen Erforschung von Exoplaneten tasten wir uns jedoch langsam an vernünftige Werte für die Faktoren f_p (Anteil von Sternen mit Planetensystem) und n_e (Anzahl der Planeten in der Ökosphäre) heran.

Sehr viel schwieriger ist die Bestimmung des Faktors f_l in der Drake-Gleichung, der die Wahrscheinlichkeit für die Entstehung biologischen Lebens angibt. Nicht jeder Planet, der grundsätzlich lebensfreundliche Bedingungen aufweist, muss ja tatsächlich Leben hervorbringen. Viele Astrobiologen sind in dieser Beziehung aber fast schon übertrieben optimistisch, denn auf unserer Erde entstand das Leben praktisch sofort an dem frühest möglichen Zeitpunkt. Falls das verallgemeinert werden kann, dann sind die physikalischen und chemischen Naturgesetze in unserem Universum so beschaffen, dass Leben spontan und beinahe zwingend an jedem Ort entsteht, der dafür geeignet ist. Der Sprung zu höheren, intelligenten Lebensformen, der durch den Faktor f_i repräsentiert wird, scheint dagegen eine grössere Hürde zu sein. Nachdem sich das Leben auf unserer Erde etabliert hatte, verharrte es die längste Zeit ohne weiteren Fortschritt im Einzeller-Stadium. Erst die kambrische Explosion vor 542 Mio. Jahren brachte plötzlich unzählige mehrzellige Lebewesen hervor, die sich rasant weiter entwickelten. Dinosaurier, Säugetiere und schliesslich der Mensch tauchten erst im letzten Zehntel der Erdgeschichte auf.

Leider kennen wir bisher nur einen einzigen Planeten, auf dem es nachweislich Leben gibt, nämlich die Erde. Deshalb beziehen sich alle Aussagen, die wir über das Leben und die Wahrscheinlichkeit seiner Entstehung machen können, letztlich auf das uns bekannte, irdische Leben. Wir haben trotz aller schönen Formeln nicht die geringste Ahnung, ob das Leben auf der Erde eine für das Universum völlig "typische" Erscheinung oder nur ein seltener Spezialfall ist. Es gibt jedoch einen Anhaltspunkt dafür, dass es in der Milchstrasse nicht so viele ausserirdische Rassen geben kann, wie man aus Science Fiction Geschichten kennt. Man kann davon ausgehen, dass eine hoch entwickelte Zivilisation leicht dazu in der Lage ist, nur alle paar Tausend Jahre ein interstellares Raumschiff auszuschicken, das mit einem Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit zu einem fernen Planeten fliegt, um ihn zu kolonisieren. Würden sich alle Kolonien genauso lange Zeit lassen, um weitere Schiffe zu starten, dann hätte diese Zivilisation trotzdem innerhalb von wenigen Millionen Jahren und ohne besondere Anstrengung sämtliche bewohnbaren Planeten in der Milchstrasse besiedelt (in kosmischen Zeiträumen ist "wenige Millionen Jahre" mit "sofort" gleichzusetzen). Wenn es viele intelligente Ausserirdische gäbe, dann müssten sie also eigentlich schon hier sein, denn es ist ziemlich unwahrscheinlich, dass ausgerechnet wir selbst die Ersten und Fortschrittlichsten sind, die mit der Kolonisierung beginnen. Aber vielleicht ist es ganz gut, dass sie noch nicht hier sind, denn wir wissen aus unserer eigenen Geschichte, was passiert, wenn unterschiedlich hoch entwickelte Zivilisationen aufeinander treffen.