Man sieht die Grenzen der habitablen Zone (x-Achse) für die PMS-Phase von einem F, K und M-Stern und der Sonne und wie sich die Grenzen im Laufe der Zeit verändern (die y-Achse gibt die Zeit an). Neben den Grenzen sind auch noch die innere Grenze markiert, an dem es zu heiß wird und ein extremer Treibhauseffekt (“runaway effect”) einsetzt und auch die Schneelinie (“ice line”), hinter der große Gasriesen entstehen können (siehe hier) ist eingezeichnet.
Je masseärmer der Stern, desto länger existiert die habitable Zone. Und gerade bei den sehr kleinen M-Sternen (die sind im Bild oben nicht mehr aufgeführt) existiert die habitable Zone für so lange Zeiträume – bis zu 2,5 Milliarden Jahre -, dass sich problemlos Planeten und im Prinzip sogar Leben bilden könnte. Wenn sie dann allerdings auch nach der PMS-Phase habitabel bleiben wollen, könnte es ein Problem geben. Denn dort, wo später die habitable Zone sein wird, ist es zuvor noch ziemlich heiß. So heiß, dass auf den potentiell lebensfreundlichen Planeten ein Treibhauseffekt ähnlich dem auf der Venus einsetzen würde, durch den ein großer Teil des Wassers in der Atmosphäre und dann im All verschwinden würde. Es müsste dort also entweder zuerst viel mehr Wasser angesammelt werden, damit später immer noch genug übrig ist, wenn es kühler wird. Oder es muss nachträglich Wasser nachgeliefert werden, zum Beispiel durch Einschläge von Kometen oder Asteroiden.
Die Arbeit von Ramirez und Kaltenegger zeigt auf jeden Fall, dass es sich lohnt, auch die noch nicht ganz fertigen Sterne zu beobachten, wenn man sich auf die Suche nach habitablen Planeten machen will. Mit den derzeitigen Instrumenten ist das schwer – aber wenn bald die nächste Generation von Großteleskopen die Arbeit aufnimmt, könnte man bei jungen Sternen sehr interessante Entdeckungen machen…
Kommentare (11)