Voraussetzungen für Leben und Sternentwicklung

Voraussetzungen für die Bewohnbarkeit von Planeten

• Abstand des Planeten von dem Stern: Wenn Planeten sehr nah oder zu fern sind, erlaubt die herrschende Temperatur nicht die Existenz von flüssigem Wasser.
• Ausreichende Schwerkraft: Wenn die Schwerkraft (wie beim Mars) nicht ausreicht, um die Atmosphäre zu halten, bewirkt das Fehlen des atmosphärischen Drucks, dass die Hydrosphäre verdampft.
• Flüssiger Metallkern: Das Drehen des Kerns erzeugt ein magnetisches Feld, das den Planeten vor Röntgen- und Gammastrahlung des Sterns schützt.
• Die Anwesenheit eines großen Satelliten: Ohne die Schwerkraft des Mondes (als Anker) könnte sich die Neigung der Rotationsachse der Erde im Laufe der Zeit so stark verändert haben, dass es zu wesentlichen Veränderungen im Klima gekommen wäre.
• Die Lebensdauer der Sterne: Massereiche Sterne leben viel kürzer als weniger massive. Da das Leben Milliarden von Jahren benötigt, um sich zu entwickeln, bieten sonnenähnliche Sterne und Sterne mit weniger Masse als die Sonne eine stabile Aktivität, die lang genug für die Entwicklung von Leben ist.
• Die Existenz von großen Planeten: Dank ihrer starken Anziehungskraft können sie Asteroiden ablenken und andere Planeten vor möglichen Einschlägen schützen.
• Die Position innerhalb der Milchstraße: Eine Position weit entfernt von dem galaktischen Zentrum ist vorteilhaft, da dort Supernova-Explosionen, die eine große Menge an schädlicher Strahlung für Lebewesen aussenden, viel häufiger sind.

Phasen der Sternentwicklung

1. Wasserstoff, Lithium und andere Leichtmetalle im Körper des Sterns reagieren. Auch hier wird Energie freigesetzt und die Kontraktion stoppt.
2. Wenn Lithium und andere leichte Materialien verbraucht sind, wird die Kontraktion fortgesetzt und der Stern tritt in die letzte Phase der Entwicklung ein. In dieser wird Wasserstoff bei sehr hohen Temperaturen durch die katalytische Wirkung von Kohlenstoff und Stickstoff zu Helium umgewandelt.

Die thermonukleare Reaktion ist charakteristisch für Hauptreihensterne und wird fortgesetzt, bis aller Wasserstoff verbraucht ist. Wenn am Ende die Freisetzung von Energie stoppt, beginnt die Kontraktion wieder und die Temperatur des Sterns steigt an. Der Prozess kann insgesamt 10.000 Millionen Jahre dauern.

Massereiche Sterne und kosmische Phänomene

Sterne, die viel massiver als die Sonne sind, unterliegen einer schnelleren Entwicklung von nur ein paar Millionen Jahren – von der Geburt bis zur Explosion einer Supernova. Die Überreste der Sterne können ein Neutronenstern sein. Allerdings gibt es ein Limit für die Größe von Neutronensternen, über das hinaus diese Einrichtungen gezwungen sind zu schrumpfen, bis sie ein Schwarzes Loch bilden, aus dem keine Strahlung entweichen kann.

Penzias und Wilson haben entdeckt, dass von allen Punkten des Universums eine sehr schwache Strahlung ausgeht. Diese sollte als etwas verstanden werden, das von sehr weit her kommt und wird heute als kosmische Hintergrundstrahlung bezeichnet.