Statt Land und Fluss

Dr. Ilka Petermann – Arizona State University, Tempe/USA
Was Badeurlaub, Schneeballschlachten, erfrischende Getränke oder das Leben allgemein angeht, sind wir auf der Erde ja etwas pingelig: Es muss unbedingt (Süß- oder Salz-)Wasser sein, in dem wir planschen, das wir schlürfen oder in selteneren Fällen auch mal werfen oder verbauen. Dabei gibt es noch einige andere Flüssigkeiten, die passable Ozeane oder Flüsse zustande bringen. Doch selbst an unseren (H₂0)-Meerblick haben wir noch ein paar mehr Ansprüche (Abb.1). Wenige Kilometer bis zum Ozean könnten wir ja noch verkraften – horizontal. Wenn der Ozean aber unter einer mehreren Kilometer dicken Eisschicht unter unseren Füßen ’schwappen‘ würde, käme wohl vom hartgesottenen Einzeller bis hin zum abenteuerlustigen Touristen ein sehr entschiedener Protest…

 
Wirklich selten ist Wasser im Universum nicht – nur zumeist ausgesprochen unpraktisch verteilt. Da wäre zum Beispiel der 12 Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernte Quasar ‚APM 08279+5255‘ im Sternbild Luchs, der nicht nur eines der leuchtstärksten Objekte mit einem der massereichsten Schwarzen Löcher ist, sondern der auch noch üppig mit Wasserdampf ausgestattet ist: das 140-billionenfache des gesamten Wassers auf der Erde soll den Quasar umgeben. Und auch die etwas näher gelegene Gas- und Staubwolke ‚Lynds 1544′ in der Milchstraße soll nach Beobachtungen mit dem Herschel Weltraumteleskop noch ein Wasservolumen innehaben, das dem 2000-fachen der Erdozeane entspricht. Der in Lynds 1544 gefundene, kollabierende Protostern hätte also alle Voraussetzungen, sich (vielleicht in ferner Zukunft einmal) ein wasserreiches Planetensystem zuzulegen. Und selbst die kosmischen Wanderer, die Kometen, bestehen zu großen Teilen aus Wasser(eis). Der ’schmutzige Schneeball‘ C/1999 S4′ etwa enthielt zum Zeitpunkt seines Auseinanderbrechens ganze 3.3 Milliarden Tonnen Wasser. Doch all das ist aufgrund von Ausdehnung, Aggregatzustand (gasförmig oder fest) oder Umgebung für eine durstige Lebensform von wenig Nutzen. Statt Land und Fluss finden sich in den Tiefen des Weltalls so leider nur Wasserdampf und Staub…
Doch wie sieht es mit eventuellen ‚Oasen‘ in unserem eigenen Sonnensystem aus? Die acht Planeten werden von insgesamt 172 Monden begleitet (ein Erdmond, zwei Marsmonde, Jupiter mit 67, Saturn mit 62, Uranus mit 27 und Neptun mit 13 Trabanten), dazu kommen noch die Zwergplaneten und eine gewaltige Anzahl von Objekten im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter (mehr als 600.000 sind bis heute erfasst).
Der sonnennächste Planet Merkur, der mit Temperaturschwankungen zwischen 430°C am Tage und frischen -170°C während der Nacht zu kämpfen hat, besitzt wie zu erwarten keine echte Atmosphäre und es gibt auch keine Hinweise auf Erosionsprozesse, die auf früher vorhandenes Wasser deuten würden. Daher war es umso erstaunlicher, als Radarmessungen und Daten der MESSENGER Sonde darauf schließen ließen, dass es in schattigen Kratern (Merkurs Rotationsachse steht beinahe senkrecht auf der Bahnebene) deren Inneres nie von der Sonne aufgeheizt werden kann, Spuren von Wassereis gab. Selbst einfache organische Verbindungen haben in diesen Senken überdauern können. Eine andere mögliche Erklärung für die Messdaten wäre allerdings das Vorhandensein von Metallsulfiden, die ein ähnliches Bild liefern und weitere Überprüfungen nötig werden lassen.
Ganz im Gegensatz zu Merkur besitzt der nächste Planet, die Venus, zwar eine dichte, undurchsichtige Atmosphäre und ungefähr Erdgröße – doch was Geologie und die Zusammensetzung eben jener Atmosphäre angeht, haben Erde und ihre Nachbarin nicht viel gemein. Weiterhin liegt die Venus auch nicht (wenn auch knapp!) in der ‚habitablen Zone‘, jenem Abstand vom zentralen Stern, in dem flüssiges Wasser dauerhaft plätschern kann. Die Sonde Venus Express konnte nachweisen, dass auf der Tagseite der Venus anhaltend Wasserstoffteilchen durch den Sonnenwind (schnelle geladene Teilchen) fortgerissen werden. Frühere Messungen hatten bereits ergeben, dass auf der Nachtseite doppelt so viele Wasserstoff- wie Sauerstoffatome verloren gehen – was der Zusammensetzung von Wasser entsprechen würde. Da die Venus kein schützendes Magnetfeld wie die Erde besitzt, kann der Sonnenwind stetig Atmosphärenbestandteile mit sich fortreißen. Und so konnte die Venus letztendlich zwar keine Lebewesen, aber immerhin die Kulturgeschichte rund um die Erde – von der Namensgebung nach der römischen Liebesgöttin mit dem griffigen Namen ‚Venus‘ bis hin zum altamerikanischen Kulturkreis, die den ‚Morgenstern‘ und den Gott mit dem eher sperrigen Namen ‚Tlahuizcalpantecuhtli‘ verbanden – beflügeln.
Und dann natürlich unser zweiter Nachbar, der Mars, auf dem zwar keine Pflanzen, doch über den neue Ideen teils erstaunliche Blüten trugen. Mit der Beobachtung von feinen Strukturen auf der Marsoberfläche, die 1877 vom italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli beschrieben und in den folgenden Jahren von vielen Astronomen gedeutet wurden, nahm die Idee von ‚Marsianern‘ und ihren gewaltigen, künstlichen Bauten schnell an Fahrt auf.
Eine Folge des Versuchs, unseren Mars-Nachbarn ins Wohnzimmer zu blicken, war die Gründung der Lowell-Sternwarte in Flagstaff, Arizona (USA) im Jahre 1894 durch Percival Lowell, die später zu einem führenden Institut für Planetenforschung wurde und die maßgeblich an der Entwicklung der Spektroskopie beteiligt war (und an der 1930 der Pluto entdeckt wurde).
Panik verbreitete sich dann allerdings in irdischen Haushalten durch das sehr realistisch gehaltene Hörspiel ‚Krieg der Welten‘ von H. G. Wells, das am Halloween-Abend im Jahre 1938 den Angriff der Marsianer in dreibeinigen Kampfgeräten beschrieb, die auf mehr aus waren als Süßigkeiten an der Haustür…
Auch wenn die ‚Kanäle‘ heute teils als optische Täuschungen, teils als Charakteristika der damaligen Teleskope betrachtet werden, hat der Mars eine bewegte und höchstwahrscheinlich auch wässrige Vergangenheit, die sich zweifelsfrei beobachten lässt. So hat der Mars mit seiner niedrigen Oberflächentemperatur (Mittelwert um -60°C) und einem geringem Druck (gut 0.5% des irdischen Atmosphärendrucks) zwar keine stehenden Gewässer (mehr), große Wassereisvorkommen finden sich allerdings an Nord- und Südpol, letztere unter einer dicken Kohlenmonoxid-Eisdecke. Schätzungen gehen davon aus, das bis zu fünf Millionen Kubikkilometer an Wassereis an den Polen lagern, die, wenn geschmolzen, den ganzen Planeten bis zu 35 Meter unter Wasser setzen könnten.
Verschiedene Marsmissionen (Reconnaissance Orbiter, Phoenix Lander, Mars Express, Opportunity) haben über die letzten Jahre große Mengen an Daten gesammelt, die die geologischen Besonderheiten der Marsoberfläche als Resultat von fließendem Wasser deuten. So gibt es tatsächlich Kanäle, Netze von Flusstälern sowie Gestein und Mineralien, die nur bei Vorhandensein von Wasser gebildet werden können. So verwittert etwa Basalt unter Einfluss von Wasser und Atmosphärengasen zu Mineralien, die Wasser in ihrer Kristallstruktur beinhalten, wie Gips, Opal, Kieserit oder Kaolinit. Alle diese Mineralien wurden auf dem Mars selbst oder in Marsmeteoriten (etwa 60 Stück sind bekannt), die auf der Erde gefunden wurden, nachgewiesen. Auch abgerundete Kiesel, wie sie in irdischen Flussbetten gefunden werden, wurden auf dem Mars entdeckt.
Im Einschlagkrater ‚Eberswalde‘ mit einem Durchmesser von 65 km auf der Südhalbkugel des Mars wurde sogar eine Struktur gesichtet, die als ein Flussdelta interpretiert wird. Ein solches Delta erfordert, im Vergleich zum irdischen Pendant, einen tiefen Wasserspiegel über einen ausgedehnten Zeitraum, damit Sedimente nicht zu schnell ausgewaschen werden. Durch diese Voraussetzungen gilt das ‚Eberswälder‘ Delta auch als ein wichtiges Zielobjekt bei der Suche nach Spuren von Leben.
Doch auch wenn alle Hinweise auf das Vorhandensein von Wasser deuten, momentan würde man auf dem Mars durstig bleiben. Durch das Fehlen eines Magnetfeldes ist der Mars ungeschützt dem Sonnenwind ausgesetzt, was den Aufbau einer stabilen Atmosphäre verhindert. Ob ein Plan der NASA, der auf dem ‚Planetary Science Vision 2050 Workshop‘ angedacht wurde, den Mars in ein Magnetfeld zu ‚hüllen‘ und so lebensfreundliche Zustände zu schaffen, wird sich wohl erst in fernerer Zukunft zeigen.
In noch größerer Entfernung zur Sonne finden sich dann die sogenannten ‚Eismonde‘ von Jupiter, Saturn (Abb.2), Uranus und Neptun, deren Oberfläche zum größten Teil aus Wassereis besteht, die aber in ihrem Inneren aufgrund von hohem Druck und ‚knetenden‘ Gezeitenkräften möglicherweise warm genug für einen flüssigen Ozean sind.
Ein Beispiel dafür ist der Jupitermond Europa. Seine Oberflächentemperatur wird mit max. -150°C angegeben und die sichtbare Struktur, weitgehend sehr eben mit Furchen geringer Tiefe, lässt an irdische Eisfelder denken. Das führt dann auch zum Schluss, dass man es entweder mit einer geologisch jungen Formation zu tun hat, oder dass sich die Oberfläche ständig erneuert. So wird etwa vermutet, dass unter der mehrere Kilometer dicken äußeren Wassereisschicht ein tiefer Ozean aus flüssigem Wasser ’schwappen‘ könnte. Die Theorie wurde auch dadurch bestärkt, dass die Sonde Galileo ein schwaches Magnetfeld von Europa messen konnte, das einen Hinweis auf eine leitende Flüssigkeit gibt – etwa einen salzigen Ozean. Da der Mond selbst auch mehr Energie abstrahlt als er durch die Sonnenbestrahlung aufnimmt, kann von einer Energiequelle (radioaktiver Zerfall, Gezeitenkräfte) ausgegangen werden, die den Ozean auch auf sehr langen Zeitskalen flüssig bleiben ließe. Ob diese Umstände letztendlich ‚gemütlich genug‘ für die Entstehung von Leben sind, ist aber nicht noch geklärt. Beobachtete Seen aus konzentrierter Schwefelsäure und Wasserstoffperoxid könnten den Mond Europa lebensfeindlicher gestalten als vorerst angenommen. Zur Sicherheit und um jegliche Kontamination mit Irdischem zu vermeiden, ließ man die Sonde Galileo 2003 nach 14jähriger Missionsdauer allerdings in der Atmosphäre des Jupiter verglühen, ein ‚Galilexit‘ sozusagen.

 
Ein ähnlicher Aufbau beschreibt auch das Aussehen des größten Saturnmondes, Titan. Im Jahr 1655 von Christian Huygens entdeckt, ist der 5150 km im Durchmesser messende Mond groß genug, um einen Teil seiner Entstehungswärme gespeichert zu haben. Zusätzlich dazu bedingt radioaktiver Zerfall, etwa von Uran und Kalium-40, dass die Temperatur mit zunehmender Tiefe ansteigt. Titan wird zwar zumeist von Saturns Magnetfeld geschützt, starke Sonnenwinde können aber nicht ausreichend abgeschirmt werden, sodass vorhandene Stickstoff- und Methanmoleküle zu Ionen und reaktionsfreudigen Radikalen umgewandelt werden. Als Ergebnis finden sich auf Titan komplexe und schwere organische Moleküle, die zu Boden sinken und dem Mond einen orangefarbenen Nebel bescheren (Abb.3). Carl Sagan prägte für das Gemisch den Begriff ‚Tholin‘, nach dem griechischen Ausdruck für ’schlammig‘. Ob der Schlamm einen Beitrag zur Entstehung von Leben liefert, wird weiterhin kontrovers diskutiert. Als weitgehend gesichert gilt dagegen die Entdeckung von Methanseen an beiden Polregionen, die durch Flüsse gespeist werden und Flächen von über 100.000 Quadratkilometern aufweisen. Zum Vergleich: Der Lake Superior, der flächenmäßig größte Süßwassersee der Erde, bringt es auf gut 82.000 Quadratkilometer. Radarmessungen der Titan-Seen ‚Kraken Mare‘, ‚Ligeia Mare‘ und des ‚Ontario Lacus‘ (ungefähr flächengleich mit dem irdischen Ontariosee) auf der Südhalbkugel haben gezeigt, dass die Oberfläche spiegelglatt ist – weniger als 3 mm Höhendifferenzen wurden bestimmt. Das erhärtet den Verdacht, dass es sich tatsächlich um Flüssiges und nicht um ’schlammige‘ Seen handelt. Ähnlich den Schluchten auf der Erde schneiden sich die Methanflüsse in die Oberfläche ein, die hier allerdings aus extrem festem Eis besteht. Die Härte von Wassereis ist stark von der Umgebungstemperatur abhängig. Bei wenigen Grad unter dem Gefrierpunkt hat Eis eine Mohshärte von etwa 1.5, kann also noch mit dem Fingernagel geritzt werden. Bei -30 Grad ist Eis bereits härter als Kalkstein (Mohshärte 3) und bei -80 Grad hat Wassereis die Härte von Stahl!

 
Unter Titans Eispanzer könnte sich ein Ozean befinden, der durch das ‚Frostschutzmittel‘ Ammoniak und die hohen Drücke sogar flüssig sein könnte. Sogenannte ‚Kryovulkane‘ könnten dabei flüssiges Material ähnlich den irdischen Vulkanen an die Oberfläche befördern. Diese zuerst theoretisch vorhersagte Form des Eisvulkanismus konnte tatsächlich erstmalig durch die ESA-Sonde Huygens auf Titan nachgewiesen werden. Die methanhaltige Atmosphäre des Mondes muss kontinuierlichen Nachschub an Methan erhalten, da dieses sonst auf verhältnismäßig kurzen Zeitskalen photochemisch abgebaut wird. Die methanhaltige Atmosphäre des Mondes muss kontinuierlichen Nachschub an Methan (etwa durch Eisvulkane) erhalten, da dieses sonst auf verhältnismäßig kurzen Zeitskalen photochemisch abgebaut wird. Auch ein weiterer Mond des Saturn, Enceladus, zeigt kryovulkanische Aktivität, durch deren hohe Fontänen aus Wassereispartikeln eine dünne Atmosphäre aufgebaut wird (Abb.4).

 
Und auch andere Eismonde und Zwergplaneten unseres Sonnensystems wie etwa Ceres weisen ähnlich verborgene, unter Eisdecken versteckte, vielleicht mit viel Frostschutzmittel versehene Ozeane auf, die sich durch Besonderheiten in Umlaufbahnen, Eisvulkane, Oberflächenstrukturen oder Magnetfelder bemerkbar machen können. Doch eines gibt es dann doch nur auf unserem (wie Carl Sagan die Erde nannte) ‚pale blue dot‘: flüssige Wasserozeane mit viel oder weniger Salz, Eisberge an den Polen und touristenvolle Strände in gemäßigteren Gefilden.
In diesem Sinne könnte man sich nun einen ‚Cocktail‘ gönnen, um den uns jede in trockener, frostiger Weltall-Ferne schlummernde Mikrobe beneiden würde: Ein Glas flüssiges Süßwasser mit ein paar Eiswürfeln. Prost und wohl bekomm’s!