Sind terrestrische Planeten wirklich erdähnlich?

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Venus als Prototyp für terrestrische Planeten? Bild-Quelle: gemeinfrei

Ein Planet wird als terrestrisch bezeichnet, wenn er in etwa so aufgebaut ist wie die Erde. Er hat eine feste Gesteinskruste und eine vergleichsweise dünne Atmosphäre. Andere Planetentypen (Gasriesen, Eisriesen, Ozeanplaneten und Eiszwerge) haben einen anderen Aufbau, der aus ihrer Entstehungsgeschichte resultiert. Aber ist ein terrestrischer Planet wirklich erdähnlich in dem Sinne, dass er unserer Erde ähnelt (Kontinente, Ozeane, mildes Klima, vergleichbarer Atmosphärendruck usw.)? Oder müssen wir uns bei einer “Zweiten Erde” auf etwas ganz anderes gefasst machen?

Planeten entstehen als Begleitprodukt der Sternentstehung. Um abschätzen zu können, welche Entwicklungsvoraussetzungen sich für einen Planeten bieten, ist es nötig, sich ein wenig mit der während der Planetenentstehung ablaufenden Chemie etwas näher vertraut zu machen. Ausgangspunkt soll hierbei die protoplanetare Scheibe sein, die sich diskusförmig um einen entstehenden Stern erstreckt, den der spätere Planet dann umläuft.

Die Gas- und Staubwolke, aus der Stern(e) und Planeten hervorgehen, ist mit verschiedenen Elementen unterschiedlicher Häufigkeit angereichert. Den weitaus größten Teil nehmen zu etwa 88 Prozent Wasserstoff und zu etwa 10 Prozent Helium ein. Lediglich etwa 2 Prozent entfallen auf die übrigen Elemente, wobei die nächsthäufigen Sauerstoff, Kohlenstoff und Stickstoff sind. Aber auch Metalle, wie Eisen, Aluminium oder Magnesium sind recht häufig, ebenso wie Silicium, Calcium und die Alkalimetalle Natrium und Kalium.

Innerhalb der Scheibe laufen bereits eine Vielzahl von chemischen Reaktionen ab. Energiequellen sind hierbei die verschiedenen Strahlungsarten, die vom Protostern ausgesandt werden (von Röntgenstrahlung bis Infrarotstrahlung ist alles dabei), elektrische Entladungen innerhalb der Scheibe sowie Kollisionsenergie während der Phase der Zusammenballung von Staubteilchen zu Planetesimals (etwa metergroße Brocken).

Wegen der übergroßen Präsenz von Wasserstoff verbinden sich die 2 Prozent Restelemente bevorzugt mit diesem und bilden Hydride. Da nach Helium (das als Edelgas keine Bindungen eingeht) Sauerstoff, Kohlenstoff und Stickstoff die häufigsten Elemente sind, entstehen bevorzugt Wasser (H2O), Methan (CH4) und Ammoniak (NH3). Jedoch sind auch weitere Kombinationen möglich. Insbesondere Sauerstoff als sehr reaktionsfreudiges Element reagiert mit anderen Elementen zu Oxiden.

So bindet sich Sauerstoff beispielsweise an das ebenfalls vorhandene Silizium und bildet zusammen mit anderen Elementen, wie z.B. Aluminium oder Magnesium Silikate, die dann in der Folge als Planetenbaustoff zur Verfügung stehen. Eventuell entstandenes Silan (SiH4) reagiert mit Wassermolekülen zu Siliziumdioxid (SiO2) und Wasserstoff, der dann als Reaktionspartner für andere Kombinationen zur Verfügung steht, während SiO2 in Silikatform stabil bleibt.

Gleichung: SiH4 + 2H2O = SiO2 + 4 H2

Dennoch bleibt ein nennenswerter Anteil von Wasser, Methan und Ammoniak auch während und nach der Planetenentstehung erhalten und sammelt sich als Gas in der ersten Atmosphäre an. Darüber hinaus verbleibt ein erheblicher Anteil von Wasserstoff und Helium, der sich ebenfalls in der Atmosphäre anreichert.

Je nach Masse und Entfernung zum Stern entscheidet sich, ob der Anteil an Wasserstoff und Helium in der Atmosphäre des Planeten verbleibt oder nicht. Für weiter entfernte Planeten kann man die Untergrenze mit etwa 10 Erdmassen angeben. Alle Planeten, die masseärmer sind, verlieren innerhalb von 100 Millionen Jahren Wasserstoff und Helium. Für sternnähere Planeten erhöht sich die Untergrenze wegen des größeren Energieeintrags in die Atmosphäre durch die Sternstrahlung auf etwa 15 Erdmassen. Die Gasteilchen erhalten wegen der größeren Nähe zum Stern eine höhere Geschwindigkeit und entweichen daher schneller.

Auf massereicheren Planeten stellen sich langfristig Verhältnisse ein, wie wir sie von Uranus und Neptun kennen. Da mengenmäßig sehr viel Gas auf dem Planeten verbleibt, ergibt sich ein hoher Atmosphärendruck. Der Übergang zur Wasserschicht (Hydrosphäre) erfolgt bei so hohen Drücken kontinuierlich, so dass es keine Wasseroberfläche gibt. Ebenso kontinuierlich erfolgt der Übergang von der Hydrosphäre in die Eisschicht (Kryosphäre), die aus ultradichtem Eis besteht, welches auf dem Silikatkern aufliegt. Noch massereichere Planeten entwickeln sich zu Gasriesen, die wie Jupiter und Saturn zum größten Teil aus Wasserstoff und Helium bestehen.

Damit ein Planet als terrestrisch bezeichnet werden kann, muss er seinen Vorrat an Wasserstoff und Helium an den umgebenden Raum abgeben. Dies gelingt, wenn er eine als kritisch zu bewertende Grenze unterschreitet. Dann verbleiben die schon erwähnten Gase Wasserdampf, Methan und Ammoniak sowie Spuren von Schwefelwasserstoff als Atmosphäre auf dem Planeten. Wie läuft hier nun die weitere Entwicklung ab?

Die Oberfläche eines terrestrischen Planeten besteht aus einem Gemisch von Silikaten mit Metalloxiden (Aluminiumoxid, Magnesiumoxid, Calciumoxid) und Metallen – vorrangig Eisen, welches eine hohe Dichte hat. Da die Planetenbildung über den Zusammenprall vieler kleinerer Körper vonstatten geht, ist wegen der damit einhergehenden Wärmeentwicklung zunächst der Planetenkörper aufgeschmolzen.

Wegen der größeren Dichte sinkt das Eisen in den Kern und die Mischung aus Metalloxiden und Silikaten lagert sich darüber als Mantel ab. Innerhalb des Mantelmaterials laufen weitere Reaktionen ab, die zu einer Differenzierung zwischen unterem Mantel (SiMa-Schicht = Silizium + Magnesium) und oberem Mantel (SiAl-Schicht = Silizium + Aluminium) führen. Doch auch Eisenoxide sind im Mantel stets präsent.

Auf dieser geschmolzenen Oberfläche kann Wasser noch nicht auskondensieren, so dass es als Gas in der Atmosphäre verbleibt. Erst wenn die Oberfläche hinreichend abgekühlt ist, kann Wasser abregnen und sich in Vertiefungen sammeln. Bis dahin ist Wasser als Atmosphärengas der Sternstrahlung ausgesetzt, die zum einen elektromagnetisch ist und zum anderen als Teilchenstrahlung vorliegt (Sternwind bzw. Sonnenwind). Dieser Strahlungseintrag führt dazu, dass sich die Atmosphärengase in Bruchstücke zersetzen, die sich dann nachfolgend neu kombinieren.

Methan wird beispielsweise in sogenannte Radikale zersetzt, die dann miteinander zu neuen Kohlenwasserstoffen reagieren können. Hier zum Beispiel zu Ethin und Wasserstoff:

Gleichung: 2 CH4 + Energie = C2H2 + H2

Ethin als ungesättigte Verbindung ist sehr reaktionsfreudig und setzt sich mit Methan u.a. zu Ethen um:

Gleichung: C2H2 + 2 CH4 = 2 C2H4 + H2

Zu beachten ist hier, dass stets Wasserstoff freigesetzt wird. Und da Wasserstoff wegen der zu geringen Gravitation des Planeten nicht in Oberflächennähe gehalten werden kann, entweicht er über kurz oder lang in den umgebenden Raum.

Aus Ammoniak entstehen molekularer Stickstoff und Wasserstoff:

Gleichung: 2 NH3 + Energie = N2 + 3 H2

Auch Wasser wird in die Elemente gespalten:

Gleichung: 2 H2O + Energie = O2 + 2 H2

Der entstehende Sauerstoff setzt sich mit Methan zu Kohlenstoffdioxid und mit Ammoniak zu elementarem Stickstoff um, wobei erneut Wasser entsteht:

Gleichung: CH4 + 2 O2 = CO2 + 2 H2O
Gleichung: 4 NH3 + 3 O2 = 2 N2 + 6 H2O

Auch mit Schwefelwasserstoff reagiert Sauerstoff zu Schwefeloxiden und Wasser:

Gleichung: 2 H2S + 2 O2 = 2SO2 + 2 H2O
Gleichung: 2 SO2 + O2 = 2 SO3

Der Verlust an Wasser durch Wasserspaltung wird wieder ausgeglichen, so lange andere Hydride als Reaktionspartner für den anfallenden Sauerstoff zur Verfügung stehen. Gehen die Hydride zur Neige, verbleiben nach hinreichend langer Zeit folgende Gase in der Atmosphäre:

Aus Methan wird Kohlenstoffdioxid.
Aus Ammoniak wird molekularer Stickstoff.

Der bei fortgesetzter Wasserspaltung freigesetzte Sauerstoff reagiert mit den Metallverbindungen auf der Oberfläche des Planeten, während der freigesetzte Wasserstoff entweicht. Teile des atmosphärischen Wassers reagieren mit den entstandenen Schwefeloxiden zu Schwefelsäure, die chemisch sehr stabil ist.

Falls die Abkühlung der Planetenoberfläche nicht schnell genug erfolgt, stellen sich als Endzustand die gleichen Verhältnisse ein, die man heute auf der Venus vorfindet: Eine Atmosphäre, in der CO2 und N2 dominieren sowie Wasserreste, die in Gestalt von Schwefelsäurewolken über der überhitzten Atmosphäre treiben.

Wenn die Oberfläche des Planeten schneller abkühlt, beginnt es für lange Zeit zu regnen, nachdem Wasser als Atmosphärenbestandteil mit dem höchsten Siedepunkt auskondensiert. Das Niederschlagswasser sammelt sich in Vertiefungen und bildet nach und nach Seen, Meere, Ozeane und schließlich einen einzigen Ozean, der die gesamte Planetenoberfläche als Hydrosphäre bedeckt – vorausgesetzt, es ist genügend Wasser übrig geblieben, dass sich nach der Wasserspaltung regeneriert hat. Anderenfalls bleiben Teile der Oberfläche trocken, wie es bei der Erde der Fall ist.

In den Tropfen wird ein Teil der noch in der Atmosphäre befindlichen Gase gelöst. In Lösung wandeln sie sich teilweise in Ionen um. Ammoniak ist sehr leicht löslich und bildet Ammonium-Ionen und Hydroxid-Ionen:

Gleichung: NH3 + H2O = NH4+ + OH-

Methan und Stickstoff bilden keine Ionen in Wasser.
Kohlenstoffdioxid bildet Carbonat-Ionen:

Gleichung: CO2 + H2O = 2H+ + CO32-

Schwefelwasserstoff bildet Sulfid-Ionen:

Gleichung: H2S + H2O = 2H+ + S2- + H2O

Ein Teil des Schwefelwasserstoffs könnte mit Sauerstoff aus der Wasserspaltung zu Schwefeloxiden reagiert haben. Auch diese sind löslich und bilden u.a. Sulfat-Ionen:

Gleichung: SO3 + H2O = 2 H+ + SO42-

Ein geringer Teil des Stickstoffs könnte mit anfallendem Sauerstoff aus der Wasserspaltung zu Stickstoffoxiden reagieren, die sich dann in Wasser u.a. zu Nitrat-Ionen umsetzen:

Gleichung: N2O5 + H2O = 2 H+ + 2 NO3-

Die beschriebenen Lösungen gelangen mit dem Regen auf die Oberfläche und setzen sich mit den dort vorhandenen Mineralien zu Salzen um.

Die meisten Ionen verbleiben in der Lösung, die sich zunehmend auf der Oberfläche ansammelt. Eine Ausnahme machen die Carbonat-Ionen. Sie bilden mit Magnesium und Calcium schwer lösliche Verbindungen, die als Kalkstein ausfällen und sich auf dem Grund der Wasserflächen ablagern. Auf diese Weise dünnt die Atmosphäre zunehmend aus, weil ihr der Hauptbestandteil – das Kohlenstoffdioxid – dauerhaft entzogen wird. Damit entfällt eine zentrale Komponente des Treibhauseffekts, so dass die Atmosphärentemperatur stetig sinkt. Das kann so weit gehen, dass der ganze Planet global vereist (Schneeballperiode).

Nun kommt es darauf an, ob der Planet eine Plattentektonik entwickelt oder nicht. Falls nicht, gelangen die ausgefällten Kalksteinmassen nicht in den oberen Silikatmantel, wo sie aufschmelzen und zu Silikat und Kohlenstoffdioxid umgesetzt werden würden. Dann bleibt der Planet vereist. Falls doch, ist der Wasseranteil pro Planetenmasse entscheidend.

Wird eine Obergrenze von etwa 1 Promille Wassermasse pro Planetenmasse überschritten, gelangen die vulkanischen Gasausbrüche nicht in die Atmosphäre, sondern gehen in das Ozeanwasser in Lösung. Dann kann sich die Atmosphäre nicht wieder mit Kohlenstoffdioxid anreichern und die Vereisung bleibt bestehen. Der Anteil des irdischen Ozeanwassers auf die Erdmasse beträgt etwa 0,24 Promille. Ein Anteil von 1 Promille hätte Ozeantiefen von 12 km zur Folge, so dass Vulkane nicht über die Wasseroberfläche hinausragen würden.

Ein Zuviel an Wasser führt also langfristig zur Vereisung der Oberfläche, wenn der Strahlungseintrag durch den Stern gering genug ist. Ist der Strahlungseintrag höher, bleibt die Waseroberfläche flüssig und es findet beständig Verdunstung statt. Da es dann keine Landflächen und somit keine überseeischen Vulkane gibt, kann sich auf solchen Wasserwelten (sogenannte Ozeanplaneten) zwar ein Silikat-Carbonat-Kreislauf bilden, aber er reguliert nicht wie auf der Erde die Atmosphärentemperatur, obwohl eine Plattentektonik in Gang gekommen ist.

Da bei einem Planeten mit zuviel Wasser irgendwann sämtliches CO2 aus der Atmosphäre verschwunden ist, verbleiben nur noch Stickstoff und Wasserdampf als Atmosphärengase. Die Wasserspaltung infolge des Strahlungseintrags findet jedoch nach wie vor statt, weil eine schützende Ozonschicht fehlt. Der atmosphärische Stickstoff setzt sich allmählich mit dem immer wieder anfallenden Sauerstoff zu Stickoxiden und in der Folge zu Nitrat-Ionen um, die mit dem Regen in den Ozean gelangen und dort dauerhaft verbleiben. Die Atmosphäre wird infolge dessen zunehmend durch Wasserdampf dominiert.

Wasserdampf ist allerdings ein wirksames Treibhausgas, so dass die Temperatur allmählich wieder ansteigt, was die Verdunstungsrate erhöht, so dass noch mehr Wasserdampf in der Atmosphäre ist, der die Temperaturen noch weiter ansteigen lässt … Kurz: Der Treibhauseffekt gerät aus dem Ruder und eskaliert so lange, bis sich ein thermisches Gleichgewicht zwischen Energieeintrag durch Sternstrahlung und thermischer Abstrahlung in den umgebenden Raum eingepegelt hat.

Das geht dann entweder so weit, dass das gesamte Wasser verkocht und sich an der Oberseite der Dampfatmosphäre als Wolkenschicht sammelt. Die zuvor gelösten Salze kristallisieren dann aus und die Plattentektonik kommt wegen des fehlenden Wassers wieder zum Erliegen. Das anfallende CO2 aus Vulkanausbrüchen wird nicht mehr als Kalkstein gebunden, so dass sich der Treibhauseffekt noch verstärkt. Dann stellen sich wiederum Verhältnisse ein, die sehr denen ähneln, die bereits auf der Venus vorliegen – nur noch extremer, was Druck und Temperatur betrifft!

Oder aber es bleibt Wasser auf der Oberfläche übrig. Dann stabilisiert sich die Temperatur auf einen Wert von (T + 647 K)/2 . (Der Wert 647 Kelvin = 374 °Celsius entspricht der kritischen Temperatur des Wassers. Oberhalb dieser Temperatur kann Wasser nicht mehr als kondensierte Flüssigkeit vorliegen.) Für den Fall, dass zunächst 100 °Celsius (entspricht 373 Kelvin) über den Treibhauseffekt erreicht werden, ergibt sich: (373 K + 647 K)/2 = 510 K oder 237 °Celsius als Atmosphärentemperatur in Oberflächennähe nach Erreichen des thermischen Gleichgewichts. Die darüber liegende Dampfatmosphäre hätte einen Druck von mindestens 100 Bar, was den Atmosphärendruck der Venusatmosphäre (dieser liegt bei etwa 90 Bar) deutlich überschreitet.

Ein Planet, der das Promille-Intervall für den Wassergehalt nennenswert überschreitet, tendiert daher entweder zu einem Schneeball, wenn der Strahlungseintrag seitens des Sterns gering ist – oder zu einem Backofen mit dichter Wolkenschicht, wenn der Strahlungseintrag hoch genug ist, um eine Vereisung auszuschließen. Es ist daher zu erwarten, dass die meisten Exoplaneten, die als „Zweite Erde“ durch die Medien gereicht werden, sich letztlich als „Venus-Zwillinge“ herausstellen, denn die Chance, das für eine erdähnliche Entwicklung notwendige Promille an Restwasser zu verfehlen, ist erheblich größer, als es zu treffen.