Die habitable Zone der Sonne
Vorbereitung (Stunden 10 und 11 von 14)
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Simulation der habitablen Zone: https://astro.unl.edu/nativeapps/
„NAAB Labs – v1.1“ herunterladen → 15. Habitable Zones → Simulators → „Circumstellar Habitable Zone Simulator“
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Kopieren der Arbeitsblätter:
Unterrichtsablauf (Stunden 10 und 11 von 14)
Die Schülerinnen und Schüler erhalten das Arbeitsblatt 04_euw_ab_habitable_zone_1.docx und man bespricht die Definition der habitablen Zone:
Als habitable Zone bezeichnet man allgemein den Abstandsbereich, in dem sich ein Planet von seinem Zentralgestirn befinden muss, damit Wasser dauerhaft in flüssiger Form als Voraussetzung für erdähnliches Leben auf der Oberfläche vorliegen kann.
Anschließend zeichnen sie das maßstäbliche Bild (unten).
Die Grenzen der habitablen Zone liegen (modellabhängig) in unserem Sonnensystem etwa im Bereich von 0,95 AE bis 1,4 AE.
Maßstäblich bezüglich der Grenzen und der Planetenbahnen (die Sonne und die Planeten stimmen maßstäblich hier überhaupt nicht!) sieht das mit obigen Daten aktuell etwa so aus:
Bildquelle: Habitable Zone von ZPG IMP [CC BY-SA 3.0 DE], aus unterrichtsgang_erde_und_weltall_imp_9.docx, bearbeitet
Die anderen „erdähnlichen Planeten“ liegen nicht in der habitablen Zone: Auf Merkur und Venus ist es für flüssiges Wasser zu heiß, auf Mars zu kalt.
Es bietet sich an, die Solarkonstanten der Planeten zu vergleichen (Daten: 04_euw_ab_habitable_zone_1_loesung.docx)
Da die Sonne während ihrer Hauptreihenphase immer etwas größer wird, verschiebt sich die habitable Zone im Laufe der Jahrmillionen nach außen, die innere Grenze ist schon recht nah am Erdorbit. Sie erreicht ihn in etwa 1 Mrd. Jahre - dann ist hier aber echt Feierabend!
Dass die innere Grenze der habitablen Zone näher an die Erdbahn kommt, hat zur Zeit mit dem Klimawandel nichts zu tun, dieses können wir (auch ohne Sonne) leider „besser“…
Die Schülerinnen und Schüler können jetzt mit der Simulation die Entwicklung der habitablen Zone in unserem Sonnensystem nachvollziehen: 05_euw_ab_habitable_zone_2.docx
Bildquelle: Screenshot aus "Circumstellar Habitable Zone Simulator" von Astronomy Education at the University of Nebraska-Lincoln
Zu Beginn sieht der Bildschirm wie hier aus. Die habitable Zone entspricht der wie sie war, als unsere Planeten vor 4,5 Mrd. Jahren entstanden sind. Mit dem Zeitregler kann man die Zeit auf 4,5 Gy verschieben, das ist die Situation, wie wir sie heute haben. Man kann dabei verfolgen, wie die habitable Zone nach außen wandert, ab etwa 5,44 Mrd. Jahren (Gy) ist die innere Grenze über den Erdorbit hinaus, auf der Erde gibt es dann kein flüssiges Wasser mehr, nach 6,47 Gy erreicht die habitable Zone den Marsorbit. Nach 10,6 Gy ist der Wasserstoffvorrat im Sonnenkern aufgebraucht, es findet keine Fusion von Wasserstoff zu Helium mehr statt. Dort fusioniert nun Helium zu Kohlenstoff bzw. Sauerstoff. Weiter außen fusioniert Wasserstoff zu Helium („Schalenbrennen“). Die Sonne bläht sich dadurch zum Roten Riesen auf, was man gut beobachten kann, wenn man direkt in den Zeitstrahl klickt.
Bildquelle: Screenshot aus "Circumstellar Habitable Zone Simulator" von Astronomy Education at the University of Nebraska-Lincoln
Bildquelle: Screenshot aus "Circumstellar Habitable Zone Simulator" von Astronomy Education at the University of Nebraska-Lincoln
Im sogenannten Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) in dem die Helligkeit von Sternen über ihrer Temperatur aufgetragen wird, ist die Sonne nach 11,9 Gy von der Hauptreihe in den „Roten-Riesen-Ast“ gewandert. Sie wird größer und dabei heller.
Allerdings strahlt sie ihre Energie über eine größere Oberfläche ab. Diese ist damit kühler und erscheint nun rot statt gelb. (Dies ist in 7,5 Mrd. Jahren der Fall).
Ob die Größe der Sonne hierbei die Erdbahn erreicht, ist noch nicht abschließend geklärt, sicher ist aber, dass Leben auf der Erde schon lange nicht mehr existiert.
Nach der Fusion von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff im Kern der Sonne, ist bei der Sonne mit Fusionen Schluss (zu klein)! Die äußeren Schichten werden bei diesem Prozess durch starke Sonnenwinde weggeblasen, es entsteht ein Planetarischer Nebel.
Übrig bleibt nach 12,1 Gy ein sogenannter „Weißer Zwerg“, der etwa den Durchmesser der Erde, eine Dichte von 1 t/cm3 und eine Temperatur von über 20 000 °C hat, daher (noch) weiß ist und dann über die nächsten Millionen Jahre immer weiter abkühlt.
Bildquelle: Screenshot aus "Circumstellar Habitable Zone Simulator" von Astronomy Education at the University of Nebraska-Lincoln
In der Simulation können weitere Objekte als Zentralgestirn gewählt werden, bei denen man Planeten in den Orbits entdeckt hat:
Gliese 581 ist ein z.B. Roter Zwerg, ein Hauptreihenstern der Spektralklasse M mit sehr hoher Lebenserwartung. (Anmerkung: Sterne der Spektralklassen O; B und A verheizen sich recht schnell und haben dementsprechend geringe Lebensdauern im Bereich von 107 bis 108 Jahren.)
Usere Sonne wird etwa 1010 Jahre auf der Hauptreihe bleiben, Rote Zwerge wie Gliese 581, bleiben dort 10- bis 100-mal länger, also 100 Mrd. bis 1 Billion Jahre.
55 Cancri A ist ein gelber Zwergstern mit einem bekannten Planeten, 51 Pegasi ist sonnenähnlich und hat einen bekannten Exoplaneten, HD 40307 hat ¾ der Sonnenmasse und wie die gelben Zwerge HD 189733 und HD 93083 bekannte Planetensysteme.
Alternativ können die habitablen Zonen von Sternen wie z.B. Alnilam und deren Entwicklung etwa simuliert werden: Alnilam hat die 40-fache Sonnenmasse, die Simulation lässt (nur) bis 30-fach zu.
Bildquelle: Screenshot aus "Circumstellar Habitable Zone Simulator" von Astronomy Education at the University of Nebraska-Lincoln
Bildquelle: Screenshot aus "Circumstellar Habitable Zone Simulator" von Astronomy Education at the University of Nebraska-Lincoln
Nach einem „reset“ kann man z.B. die 30-fache Sonnenmasse einstellen. Die habitable Zone verschiebt sich sehr weit hinter eine (gedachte) Plutobahn im Bereich von 375 AE.
Bildquelle: Screenshot aus "Circumstellar Habitable Zone Simulator" von Astronomy Education at the University of Nebraska-Lincoln
Ein solcher Stern befindet sich im Hauptreihenstadium links oben im HRD, verlässt diesen bereits nach wenigen hunderttausend bis Millionen Jahren und explodiert nach wenigen Millionen Jahren Lebensdauer in einer „Supernova“ (diese ist noch etwas imposanter als eine Nova…) und endet als Schwarzes Loch.
Weitere Informationen finden sich auf dem Lösungsblatt 05_euw_ab_habitable_zone_2_loesung.docx
Das Leben auf unserer Erde hat sich erst nach 4 Mrd. Jahren entwickelt, ein Stern muss mindestens also 4 Mrd. Jahre auf der Hauptreihe bleiben, damit sich, bezüglich dieser Voraussetzung, Leben (in unserer Form) entwickeln könnte. Es eignen sich (nur unter diesem Aspekt!) hierfür demnach nur Sterne der Spektralklassen G, K und M. Das sollte man bedenken, bevor man zu Alnilam oder Sirius fliegt, um dort mit ihm plaudern zu wollen.
Unterrichtsgang: Herunterladen [docx][4 MB]
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