Der vertraute Wechsel der Jahreszeiten hat seine Ursache darin, daß die Erdachse sozusagen nicht aufrecht, sondern schräg steht: Gegenüber der Ebene, in der die Erdbahn um die Sonne liegt (der Ekliptik-Ebene), ist die des Äquators um 23 Grad und 27 Minuten geneigt. Wegen dieser Schiefe der Ekliptik ist zum Beispiel im Juni die Nordhalbkugel der Erde der Sonne zugewandt und empfängt infolge der dadurch größeren Tageslänge erheblich mehr Sonnenenergie als die Südhalbkugel; insbesondere dauern in hohen Breiten jenseits der Polarkreise Tag und Nacht jeweils sechs Monate (Bild 2).

Über die Verteilung der Sonnenenergie auf die Erdoberfläche hat die Schiefe der Ekliptik also einen entscheidenden Einfluß auf unser Klima. Unsere Berechnungen am Bureau des Longitudes in Paris haben nun gezeigt, daß der Mond durch seine bloße Gegenwart einer Schwankung der Schiefe entgegenwirkt und somit das irdische Klima stabilisiert.

Bereits etwa 150 vor Christus entdeckte der griechische Astronom Hipparchos von Nicäa (um 190 bis 127 vor Christus), daß die Erdachse nicht immer in dieselbe Richtung weist, sondern in ungefähr 26000 Jahren einmal den Mantel eines großen Kegels im Raum überstreicht. Diese sogenannte Präzession der Äquinoktien resultiert aus dem Drehmoment, das Mond und Sonne auf den äquatorialen Wulst der Erde ausüben. Ein handlicheres Beispiel für die Präzession der Rotationsachse eines starren Körpers in einem Gravitationsfeld ist ein Spielzeugkreisel, dessen Drehachse nicht genau lotrecht steht: Seine Spitze beschreibt einen Kreis (Bild 1).

Aufgrund dieses Phänomens liegt der Punkt, um den sich die Himmelskugel zu drehen scheint, nicht immer in Richtung des Polarsterns, sondern beschreibt im Lauf der Jahrtausende einen großen Kreis am Himmel. Die Präzession bringt übrigens auch die Anhänger der Astrologie in gewisse Schwierigkeiten; denn bereits seit der Antike hat sich die Relation zwischen den Jahreszeiten und dem scheinbaren Ort der Sonne am Himmel so weit verschoben, daß diese noch im Sternbild der Fische steht, wenn der Kalender längst Widder angibt.

Die Präzession der Äquinoktien wirkt sich auf das irdische Klima aus, indem sie mit den Effekten der Erdbahn-Elliptizität interferiert. Wie Johannes Kepler (1571 bis 1630) im Jahre 1609 gezeigt hat, ist die Erdbahn nicht exakt kreisförmig, sondern angenähert eine Ellipse, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht. Die Abweichung von der Kreisgestalt ist zwar gering; die Entfernung der Erde von der Sonne schwankt im Jahreslauf nur um wenige Zehntausendstel. Das genügt aber, um die auf der Erdoberfläche einfallende Wärmemenge zwischen Perihel und Aphel – dem sonnennächsten und dem sonnenfernsten Punkt der Erdbahn – merklich zu verändern.
Gegenwärtig durchläuft die Erde das Perihel am 4. Januar, also auf der Nordhalbkugel im Winter. Die genannte Entfernungsdifferenz mildert somit den Unterschied zwischen den Jahreszeiten auf der Nordhalbkugel, während sie ihn auf der Südhalbkugel verstärkt. In 13000 Jahren wird der Effekt gerade umgekehrt sein. Bereits die Präzession der Äquinoktien hat also einen Einfluß darauf, wie sich an einem bestimmten Punkt der Erde die Sonneneinstrahlung über das Jahr verteilt. Veränderungen der Schiefe der Ekliptik und der Exzentrizität könnten noch erheblich größere Effekte hervorrufen.

Die astronomische Theorie vorgeschichtlicher Klimate

Nach Keplers Vorstellungen beschrieb die Erde eine unveränderliche Ellipse. Isaac Newton (1643 bis 1727) revidierte diese Theorie, indem er zeigte, daß die Massen der anderen Planeten die Erdbahn stören. Folglich ist sie nur in erster Näherung eine Ellipse: Weder ihre Exzentrizität noch ihre Neigung sind unveränderlich.

Aufbauend auf Arbeiten, die der französische Astronom und Mathematiker Pierre Simon de Laplace (1749 bis 1827) kurz vor Ausbruch der Französischen Revolution begonnen hatte, berechnete der langjährige Direktor der Pariser Sternwarte Urbain Le Verrier (1811 bis 1877) als erster diese langfristigen (säkularen) Veränderungen der Exzentrizität. Er wurde berühmt, weil er 1846 aus den Störungen der Uranusbahn die Existenz eines weiteren Planeten herleitete und dessen Position berechnete; sehr nahe dieser Stelle entdeckten Johann Gottfried Galle (1812 bis 1910) und seine Assistenten an der Berliner Sternwarte tatsächlich noch im selben Jahr den Himmelskörper, der heute den Namen Neptun trägt.

Unter Verwendung der Berechnungen Le Verriers für die Erdbahn stellte der jugoslawische Astronom Milutin Milankovi´c 1941 die Hypothese auf, die Eiszeiten seien auf Veränderungen der Sonneneinstrahlung in hohen Breiten und diese ihrerseits auf säkulare Schwankungen der Erdbahn und der Orientierung der Erdachse zurückzuführen. Seine Theorie wurde zunächst angezweifelt, weil die Variation der Sonneneinstrahlung zu gering schien, um für eine Vereisung ausreichende Temperaturänderungen auszulösen. In den letzten 20 Jahren hat die Theorie jedoch weitgehend Anerkennung gefunden. Zum einen wurden bessere Daten über das Klima der Vergangenheit verfügbar. John Imbrie von der Brown-Universität in Providence (Rhode Island) und seine Mitarbeiter haben das Konzentrationsverhältnis der Sauerstoffisotope 18O und 16O in carbonathaltigen Sedimenten des Meeresbodens gemessen; das liefert Anhaltspunkte für die Dicke der Polkappen und dadurch indirekt für die mittlere Meerestemperatur zum Zeitpunkt der Ablagerung (Spektrum der Wissenschaft, April 1984, Seite 84). So kann man die Klimate der letzten drei Millionen Jahre rekonstruieren. Andere geologische Spuren erlauben gewisse – wenngleich wesentlich ungenauere – Aussagen, die bis zu 200 Millionen Jahren zurückreichen.

Zum anderen läßt eine verbesserte Modellierung des Erdklimas erkennen, daß auch geringfügige Schwankungen der Sonneneinstrahlung durch sekundäre Effekte wie das Anwachsen der Polkappen oder eine veränderte Zusammensetzung der Erdatmosphäre erheblich verstärkte Effekte haben können. Das ist insbesondere für die aktuelle Diskussion, ob die vom Menschen verursachte Anreicherung bestimmter Spurengase den atmosphärischen Treibhauseffekt verstärkt, bedeutsam.

Drittens ergibt sich aus astronomischen Berechnungen, daß in der letzten Jahrmillion die Schiefe der Ekliptik durch die von anderen Planeten ausgehenden Störungen bis zu 1,3 Grad um einen Mittelwert von 23,3 Grad gependelt hat. Diese scheinbar geringfügige Variation macht bei der sommerlichen Sonneneinstrahlung in 65 Grad nördlicher Breite immerhin einen Unterschied von fast 20 Prozent aus. Die Wärmemenge aber, die in hohen Breiten zusätzlich im Sommer einfällt, ist von entscheidender Bedeutung, weil sie die im Winter aufgetürmten Schneemassen schmelzen läßt und dadurch das Anwachsen der Polkappen verhindert. So einschneidend die Eiszeiten auch für das irdische Klima waren – sie haben doch nicht ausgereicht, dem Leben auf der Erde die Grundlage zu entziehen. Mithin ist die geringe Schwankungsbreite der Erdneigung verantwortlich für die relative Regelmäßigkeit des Erdklimas, unter der sich die Reiche der Organismen, wie wir sie kennen, überhaupt erst entwickeln konnten.

Die Schwankungen der Erdneigung

Von den beiden eingangs besprochenen Schwankungen der Erdachse ist die Präzession – die Wanderung auf einem Kegelmantel mit einem bestimmten Öffnungswinkel – allein durch die Effekte von Sonne und Mond zu erklären. Für die Änderung dieses Winkels selbst sind jedoch die Gravitationswechselwirkungen mit den anderen Planeten einzubeziehen. Da diese Effekte sehr gering sind, machen sie sich erst über sehr lange Zeiträume bemerkbar.

Obgleich im Laufe eines Jahres die Entfernung zu den anderen Planeten und damit die Anziehungskraft erheblich variiert, ist es sinnlos, diese Variationen im einzelnen nachzuverfolgen; es interessieren nur Mittelwerte über viele Jahre. Die wiederum hängen davon ab, wie die Erdbahn um die Sonne relativ zu den Bahnen der anderen Planeten im Raum liegt, beispielsweise wie das Perihel über lange Zeiträume seine Lage im Raum verändert.

Diese Bewegung der Erdbahn im Raum läßt sich in guter Näherung als Überlagerung mehrerer gleichförmiger Drehbewegungen beschreiben, die jeweils im wesentlichen auf den Einfluß eines Planeten zurückzuführen sind und deren Perioden zwischen 40000 und mehreren Millionen Jahren liegen. Ist eine solche Periode ungefähr gleich jener der Präzession der Erdachse, kommt ein klassisches physikalisches Phänomen ins Spiel: die Resonanz. Wenn man beispielsweise eine Schaukel in Zeitabständen anstößt, die gleich ihrer eigenen Schwingungsperiode sind, wird sich ihr Maximalausschlag auf die Dauer vergrößern, auch wenn die einzelnen Stöße sehr schwach sind. Dagegen geschieht nichts Besonderes, wenn man die Schaukel in zufällig gewählten Zeitpunkten anstößt. Der Effekt ist noch viel ausgeprägter, wenn er nicht – wie bei der Schaukel – durch Reibung gedämpft wird; die Bewegung der Planeten unterliegt keiner Reibung.

Statt von den Perioden will ich im folgenden von den Winkelgeschwindigkeiten dieser verschiedenen Drehbewegungen sprechen. Da sie alle sehr langsam sind, ist die Maßeinheit Bogensekunde pro Jahr angemessen. Eine Rotationsgeschwindigkeit von einer Bogensekunde pro Jahr entspricht einer Periode von 360¥3600=1296000 Jahren. In leichter Abweichung vom üblichem Sprachgebrauch werde ich diese Winkelgeschwindigkeiten Frequenzen nennen.

In diesen Einheiten ausgedrückt, liegt die Präzessionsfrequenz der Erdachse bei 50,47 Bogensekunden pro Jahr, während die wichtigsten Frequenzen der Bewegung der Erdbahn von 26,33 bis knapp 0,67 Bogensekunden pro Jahr reichen. Die bedeutendsten Werte sind dabei 18,85 und 17,75. Folglich sind wir weit von Resonanzen entfernt, was die geringfügigen Schwankungen in der Erdachsneigung erklärt.

Anders verhält es sich beim Mars, dessen Präzessionsfrequenz ungefähr 7,5 Bogensekunden pro Jahr bei einer gegenwärtigen Schiefe von 25,2 Grad beträgt. William Ward vom Jet Propulsion Laboratory in Pasadena (Kalifornien) hat darauf hingewiesen, daß aufgrund der Nähe säkularer Bahnresonanzen die Neigung der Marsachse um beträchtliche 10 Grad um den Mittelwert gependelt haben muß.

Kreiselspiel ohne Mond?

Was wäre, wenn man den Trabanten der Erde abschaffte? Solch ein wahnwitziges Unterfangen in der Realität zu versuchen, sei ferne von mir; hier geht es nur darum, in numerischen Simulationen auf dem Computer so zu tun, als gäbe es den Mond nicht, und dadurch seinen Auswirkungen auf die Dynamik der Erde auf die Spur zu kommen.

Das genannte Drehmoment, das auf den äquatorialen Wulst der Erde wirkt, stammt zu ungefähr zwei Dritteln vom Mond und zu einem Drittel von der Sonne. Ohne Mond hätte die Erdpräzession nur noch eine Frequenz von 15,6 statt 50,47 Bogensekunden pro Jahr und geriete damit in die Nähe wichtiger Resonanzfrequenzen. Ward kam 1982 mit Hilfe eines einfacheren Modells zu dem Schluß, daß unter diesen Umständen die Erdachse ungefähr so heftig schwanken würde wie die des Mars. Andererseits würde ohne Mond die Erde schneller rotieren (der Mond hat, wie unten näher ausgeführt wird, über die Gezeitenkräfte einen bremsenden Effekt); wegen der dann größeren Zentrifugalkräfte wären der äquatoriale Wulst und damit auch der Einfluß der Sonne ausgeprägter. Insgesamt, so Ward, würde das auf Schwankungen der Erdachse in ungefähr der gleichen Größenordnung hinauslaufen wie mit Mond. Im Bureau des Longitudes haben wir das Problem mit einem wesentlich präziseren Modell für die Bewegung der Erde untersucht. Ich hatte 1989 die Bewegungen der Planeten für einen Zeitraum von 400 Millionen Jahren berechnet und dabei insbesondere gezeigt, daß die Bahnbewegungen der vier sonnennächsten Planeten – Merkur, Venus, Erde und Mars – chaotisch sind. Auf der Basis dieser Daten untersuchten wir, was in einer Million Jahre mit der Neigung der Erdachse geschehen würde, wenn der Mond plötzlich verschwände.

In diesem relativ kurzen Zeitraum machen sich die Effekte der chaotischen Bewegung noch nicht bemerkbar. Immerhin würde die Neigung der Erdachse um etwa 15 Grad schwanken, und die resultierende Variation in der Sonneneinstrahlung bei 65 Grad nördlicher Breite wäre erheblich größer als zuvor (Bild 3). Wenn die Theorie von Milankovi´c zutrifft, hätten solche Schwankungen höchstwahrscheinlich nicht nur Eiszeiten, sondern erheblich dramatischere Ereignisse ausgelöst.

Entstehung und Geschichte des Mondes

Was aber wäre, wenn es von Anfang an den Mond nicht gegeben hätte?

Das ist schon deswegen eine gute Frage, weil die Astronomen Schwierigkeiten haben, seine Entstehung überhaupt zu erklären. Seine Masse ist mit 1/81 der Erdmasse ungewöhnlich groß; nur Jupiter, Saturn und Neptun haben Trabanten mit vergleichbarer Masse, sind aber auch 318, 95 beziehungsweise 17 mal so schwer wie die Erde. Für die Entstehung des Mondes wurden mehrere Szenarien vorgeschlagen.

Nach dem Spaltungsszenario trennte sich eine noch sehr schnell (mit einer Tageslänge von zwei bis drei Stunden) rotierende Erde unter dem Einfluß der Zentrifugalkraft von einem Teil ihres Mantels. Dieses Modell ist inzwischen praktisch aufgegeben worden, weil eine so hohe anfängliche Rotationsgeschwindigkeit der Erde schwer zu begründen ist und zwei Befunde unerklärt bleiben: die unterschiedliche chemische Zusammensetzung von Erde und Mond und die Tatsache, daß die Mondbahn nicht in der Äquatorebene der Erde liegt, sondern nur fünf Grad gegen die Ebene der Erdbahn geneigt ist.

Der Mond könnte auch annähernd gleichzeitig mit unserem Planeten durch Zusammenballung von Materie in einer Umlaufbahn um die Erde entstanden sein. Dieses Szenario erklärt plausibel, warum er sich nahe der Ebene der Ekliptik befindet, nicht aber den merklichen Unterschied in der chemischen Zusammensetzung.

Nach der Einfang-Hypothese schließlich ist ein Vorläufer unseres Trabanten in einer benachbarten Gegend des Sonnensystems entstanden und wurde vom Gravitationsfeld der Erde eingefangen, und zwar auf sozusagen weiche Weise durch Einschwenken in eine Umlaufbahn oder auf harte, indem die Erde mit dem ursprünglich selbständigen Himmelskörper kollidierte und die Trümmer sich zum Mond zusammenballten. Diese Hypothese wird gegenwärtig favorisiert, leidet aber darunter, daß ein solches Zusammentreffen sehr unwahrscheinlich und damit unplausibel ist.

Wenngleich also der Ursprung des Mondes rätselhaft und Gegenstand von Spekulationen bleibt, ist es doch möglich, seine Geschichte sehr weit zurückzuverfolgen.

Der Mond übt auf die Erde eine Anziehungskraft aus (und umgekehrt). Diese können wir tagtäglich in Gestalt der Gezeiten beobachten. Da sich die Erde schneller um sich selbst dreht (einmal pro Tag) als der Mond um sie (einmal in 28 Tagen), wandern die Flutberge über die Erdoberfläche; diese Wanderung ist wegen der Reibung von einem Energieverlust begleitet. Dadurch wird zum einen die Erdrotation gebremst – in einem Jahrhundert wird der Tag um 0,002 Sekunden länger; zum anderen entfernt sich der Mond jedes Jahr um ungefähr 3,5 Zentimeter von der Erde. Vor langer Zeit rotierte folglich die Erde wesentlich schneller als heute, und der Mond war ihr näher.

Die Verlangsamung ist nicht gleichmäßig verlaufen, wie an unterschiedlichen geologischen Spuren abzulesen ist. Beispielsweise lagern Korallen und bestimmte Muscheln im Rhythmus der Gezeiten Kalk ab. So bilden sich Tagesschichten, die auch noch mit den Jahreszeiten variieren. Damit läßt sich also ermitteln, wie viele Tage ein Jahr zum Zeitpunkt der Ablagerung hatte.

Am weitesten zurück reichen allerdings die Sedimentanalysen des australischen Geologen George Williams. Er fand, daß der Tag vor 2,5 Milliarden Jahren ungefähr 20 Stunden dauerte, während der Mond im Mittel etwa 348000 (statt heute 384000) Kilometer von der Erde entfernt war.

Das von Williams untersuchte Sedimentgestein war entstanden, indem abwechselnd mit Ebbe und Flut ein Fluß dunklen Schlamm und das Meer hellen Sand im Mündungsgebiet abgelagert hatten. Da er außerdem ermitteln konnte, wie viele solcher Schichten einem Jahr entsprachen, vermochte er die Anzahl der Tage im Jahr zu bestimmen und daraus – unter der plausiblen Annahme, daß sich die Jahreslänge nicht wesentlich geändert hat – die Tageslänge. Insbesondere muß, wie die Gezeiten-Sedimentation erweist, der Mond zu jener Zeit bereits existiert haben.

Andere, weniger eindeutige fossile Spuren deuten darauf hin, daß der Mond schon vor etwa 3,8 Milliarden Jahren da war. Sollte er wirklich eingefangen worden sein, muß dies demnach in einer sehr frühen Phase des Sonnensystems geschehen sein.

Eine Erde ohne Mond

Nehmen wir nun an, der Mond hätte nie existiert. Dann hätte er die Rotation der Erde auch nicht über die Gezeiteneffekte gebremst. Durch Extrapolation der von Williams errechneten Werte kommt man zu dem Ergebnis, daß die Erde unter diesen Umständen 1,6 mal so schnell rotieren würde wie in Wirklichkeit, was einer Tagesdauer von 15 Stunden entspricht.

Zusammen mit meinen Kollegen Frédéric Joutel und Philippe Robutel habe ich untersucht, wie stark die Neigung der Erdachse unter dieser Annahme schwanken würde. Um das berechnen zu können, müßte man im Prinzip, wie erwähnt, die Bahnen der Erde und der anderen Planeten um die Sonne bis in die ferne Vergangenheit kennen. Da das wegen der chaotischen Natur der Bahnbewegung unmöglich ist, behelfen wir uns mit einer Annäherung, die das Wesentliche dieser Bewegung, insbesondere die Resonanzfrequenzen, korrekt wiedergibt. Das Verfahren heißt Frequenzanalyse und hat gewisse Ähnlichkeiten mit der Fourier-Analyse periodischer Schwingungsvorgänge.

Für jeden denkbaren Wert der Erdneigung ergibt sich aus unseren Berechnungen zunächst eine Präzessionsgeschwindigkeit für die Erdachse. Ist die Bewegung stabil, so hängt die Präzessionsgeschwindigkeit stetig von der vorgegebenen Anfangsneigung ab. Wenn jedoch die Bewegung instabil oder gar chaotisch wird, ist die Präzessionsgeschwindigkeit nicht mehr wohldefiniert, sondern schwankt stark, wenn sich die Anfangsbedingungen nur geringfügig ändern (Bild 5 oben). In diesem Falle ist nicht nur die Präzessionsgeschwindigkeit, sondern auch der Neigungswinkel selbst starken Schwankungen unterworfen (Bild 5 unten). Die Analyse zeigt, daß es – ohne Mond – eine breite Zone chaotischen Verhaltens gibt, die von null bis ungefähr 85 Grad reicht. Liegt die anfängliche Neigung der Erdachse irgendwo zwischen diesen beiden Werten, wird sie so heftig schwanken, daß sie möglicherweise die gesamte Zone in wenigen Millionen Jahren vollständig durchläuft.

Dadurch wäre das Klima auf der Erdoberfläche drastischen Veränderungen unterworfen. Immerhin bedeutet eine Neigung von 85 Grad, daß die Rotationsachse der Erde – ähnlich wie beim Uranus – nahezu in ihrer Bahnebene läge. Im nördlichen Hochsommer zum Beispiel stünde die Sonne über dem Nord-pol monatelang fast im Zenit, und ein großer Teil der Südhemisphäre bliebe im Dunkel; das Jahr über kämen nahezu alle Bereiche der Erde in Positionen, in denen sie Tage und Nächte von jeweils mehreren Monaten Länge hätten. Auch ohne detaillierte Berechnungen der jeweiligen Temperaturen an der Oberfläche und der dann ganz anderen atmosphärischen Zirkulationsmuster kann man schließen, daß unter diesen Bedingungen das Klima auf der Erde nicht wiederzuerkennen wäre.

Die unseren Berechnungen zugrundeliegende Tageslänge von 15 Stunden ist, wohlgemerkt, nur die plausibelste unter zahlreichen Möglichkeiten. Andere Szenarien für die Entstehung des Mondes ergeben andere Werte. Weil all dies ziemlich spekulativ ist, haben wir unsere Berechnungen für einen weiten Bereich von Tageslängen durchgeführt. Bei Werten zwischen 12 und 48 Stunden ergibt sich eine breite chaotische Zone für die Erdneigung von null bis mehr als 80 Grad (Bild 6). Somit ist es berechtigt, den Mond als einen Klimaregulator für die Erde zu bezeichnen; er ist es, der den Lebewesen auf lange Sicht relativ stabile Existenzbedingungen garantiert.

Die chaotischen Neigungen weiterer Planeten

Wir haben für die anderen Planeten des Sonnensystems analoge Berechnungen angestellt. Merkur und Venus sind Sonderfälle, weil ihre gegenwärtige Eigenrotation extrem langsam ist. Das ist zweifellos auf Gezeiteneffekte durch die Sonne zurückzuführen.

Eine weitere Besonderheit der Venus ist den Astronomen seit langem ein Rätsel: Sie steht sozusagen auf dem Kopf, das heißt, sie dreht sich anders herum als die übrigen Planeten. Bislang pflegt man zur Erklärung anzunehmen, daß sie bereits retrograd rotierend entstanden sein müsse – oder zumindest mit der Rotationsachse in der Bahnebene; in diesem Falle hätten nämlich Gezeitenkräfte der Sonne durch ihre Wirkung auf die Atmosphäre oder das Innere (Kern-Mantel-Wechselwirkungen) die Venus auf den Kopf stellen können.

Wir haben dagegen folgendes gezeigt: Selbst wenn die Venus anfangs in Richtung und Geschwindigkeit ihrer Rotation der Erde ähnlich war, können die Effekte einer sehr breiten chaotischen Zone ihre Achse sehr wohl stark – bis in die Bahnebene – geneigt haben. Die Gezeiteneffekte hätten sie dann möglicherweise in ihre aktuelle Lage gebracht, in der sie sich bei abnehmender Rotationsgeschwindigkeit schließlich stabilisierte.

Beim Merkur ist die Situation etwas anders. Wie im Falle der Venus kennen wir seine ursprüngliche Rotationsperiode nicht. Wenn sie jedoch kürzer als 300 Stunden war – eine durchaus plausible Annahme –, dann gab es in seiner Entwicklung eine sehr chaotische Zeit, in der seine Neigung innerhalb einiger Millionen Jahre zwischen 0 und 90 Grad schwankte. Wie bei der Venus könnten Gezeitenwirkungen der Sonne den Merkur verlangsamt und seine Drehachse aufgerichtet haben, so daß sie sich in der gegenwärtigen Position stabilisierte.

Der Mars ist schon relativ weit von der Sonne entfernt, und seine Satelliten Phobos und Deimos sind zu klein, um seine Drehung merklich abbremsen zu können. Folglich liegt seine heutige Periode von 24 Stunden und 37 Minuten in der Nähe seiner ursprünglichen.

Die Rotationsachse des Mars hat eine Neigung von 25 Grad mit den erwähnten Schwankungen von etwa 10 Grad; ihre Präzessionsfrequenz von 7,26 Bogensekunden pro Jahr liegt in der Nähe einiger Frequenzen seiner Umlaufbewegung. Die Schwankungen dürften sich auf das Klima des Planeten erheblich ausgewirkt haben; einige seiner Oberflächenstrukturen scheinen davon zu zeugen.

Unsere aktuellen Berechnungen und weitere, die Jihad Touma und Jack Wisdom am Massachusetts Institute of Technology in Cambridge durchgeführt haben, zeigen, daß die Bewegung der Marsachse chaotisch ist. Daraus ergeben sich drei Konsequenzen. Erstens ist es –wie bei den Bahnbewegungen der anderen sonnennahen Planeten – unmöglich, die Präzessionsbewegung des Mars für mehr als einige Millionen Jahre vorherzusagen. Wichtiger ist die zweite Folgerung: Die Neigung der Marsachse kann innerhalb weniger Jahrmillionen weit über die von Ward vorhergesagten 10 Grad hinaus schwanken: in einem Bereich von 0 bis 60 Grad. Theorien über das Klima des Mars in der Vergangenheit müssen deshalb neu überdacht werden. Drittens kann die gegenwärtige Neigung der Marsachse nicht mehr als die ursprüngliche angesehen werden. Modelle für die Entstehung des Sonnensystems müssen deshalb auch keine Erklärung mehr für diesen speziellen Wert liefern.

Die Entstehung des Sonnensystems

Seit den Arbeiten von Viktor S. Safronow am Moskauer Institut für Angewandte Geophysik zu Anfang der sechziger Jahre nimmt man an, daß das Sonnensystem aus einem sehr massereichen solaren Nebel entstanden ist. Ein Teil dieses Nebels verdichtete sich unter seiner eigenen Gravitation zur Sonne, der Rest zu kleinen Himmelskörpern, den Planetoiden. Aus den größeren von ihnen bildeten sich dann die Planeten, indem diese andere Planetoiden bei Zusammenstößen einfingen. Ein Großteil der übrigen Planetoiden wurde anschließend aus dem Sonnensystem ausgestoßen (siehe „Planetesimals – Urstoff der Erde?“ von George Wetherill, Spektrum der Wissenschaft, August 1981, Seite 107). Wenn die großen Planeten ihre Masse dadurch anhäuften, daß sie sehr viele kleine Planetoiden schluckten, dann – so konnte Safronow zeigen – mußten sie sämtlich in der gleichen Richtung rotieren, und die Neigung ihrer Achsen sollte praktisch gleich null sein. Um die erheblichen beobachteten Abweichungen vom Neigungswinkel null zu erklären, mußte Safranow eine sogenannte stochastische Komponente in sein Modell einfügen; danach hätten in einer Schlußphase einige zufällige Zusammenstöße zwischen bereits relativ großen Planetoiden diese so heftig gekippt, daß sich die beobachteten Neigungen einstellten. Unsere Berechnungen zeigen dagegen, daß die Neigungen von Merkur, Venus, Erde und Mars bereits durch säkulare Störungen der Planetenbahnen zu erklären sind; bei Merkur und Venus kommen die erwähnten Gezeiteneffekte der Sonne hinzu.

Wir haben weiter gezeigt, daß die Neigungen des Jupiter und der weiter entfernten Planeten ebenso wie ihre Bahnbewegungen im wesentlichen stabil sind. Folglich kann man auf diese Weise nicht die große Neigung der Uranusachse von 98 Grad erklären. Es ist jedoch für diesen Planeten ein Szenario im Rahmen von Safronows Theorie ähnlich dem hier für die Venus vorgeschlagenen denkbar.

Die Möglichkeit außerirdischen Lebens

Am 12. Oktober 1992 begann die amerikanische Weltraumbehörde NASA im Rahmen ihres Programms SETI (Search for Extraterrestial Intelligence) ein neues Projekt mit dem Ziel, Signale von anderen entwickelten Zivilisationen aufzufangen. In den nächsten zehn Jahren wird man mit Radioteleskopen über einen großen Frequenzbereich nach außerirdischen Funksignalen fahnden. Weil der Himmel groß ist, wurden als potentielle Quellen ungefähr 800 sonnenähnliche, höchstens 80 Lichtjahre von uns entfernte Sterne ausgewählt. In deren Richtung soll jeweils 20 Stunden lang intensiv gehorcht werden. Das hält man für die minimale Zeit, um überhaupt eine Chance für den Empfang eines Signals zu haben – selbst wenn man unterstellt, daß die Außerirdischen ein starkes Signal abstrahlen mit der Absicht, gehört zu werden.

Solchen Vorhaben liegt die Überzeugung zugrunde, daß unsere Situation auf der Erde, die um die Sonne kreist, nicht einmalig oder auch nur außergewöhnlich sei; demnach sollte sie – in vielfachen Variationen – in der Galaxis mit ihren rund 100 Milliarden Sternen häufig vorkommen. Nur haben wir keine brauchbare Schätzung für die Wahrscheinlichkeit dafür, daß es zu einem gegebenen Stern einen Planeten gibt, der organisiertes Leben nach Art des unseren trägt.

Selbst wenn wir die Entstehung des Lebens selbst ausklammern, ganz zu schweigen von der Entwicklung einer Zivilisation, die mittels Radiowellen kommunizieren möchte: Bereits die Wahrscheinlichkeit dafür, daß ein sonnenähnlicher Stern einen Planetenschwarm hat, ist bislang unbekannt. Noch ist, trotz häufiger Ankündigungen, kein Planet außerhalb des Sonnensystems zweifelsfrei entdeckt worden; einzig die Beobachtungen von (möglicherweise) protoplanetarischen Scheiben um den Stern b Pictoris und andere sind überzeugend (vergleiche Spektrum der Wissenschaft, Februar 1985, Seite 28).

Dennoch scheinen sich fast alle Spekulationen darin einig zu sein, daß auf einem Planeten, der nicht zu nahe und nicht zu weit von seiner Sonne entfernt ist, Leben, wie wir es kennen, sich entwickeln könnte. Ein durch andere Entfernung verursachter Mangel oder Überschuß an Energieeinstrahlung – verglichen mit irdischen Verhältnissen – könnte durch negative Rückkopplungseffekte, insbesondere über die planetare Atmosphäre, kompensiert werden, so daß in einem Sonnensystem eine relativ breite Zone der Lebensmöglichkeit bestehen würde (siehe „Die Entwicklung des Klimas auf den erdähnlichen Planeten“ von James F. Kasting, Owen B. Toon und James B. Pollack, Spektrum der Wissenschaft, April 1988, Seite 46).

Unsere Berechnungen kommen zum gegenteiligen Ergebnis. Wahrscheinlich war die Entwicklung des Lebens auf der Erdoberfläche entscheidend von einem Ereignis abhängig, das im Rahmen der gängigen Modelle für die Entstehung eines Sonnensystems relativ exotisch ist: dem Einfang oder der Bildung eines relativ massereichen mondartigen Trabanten durch einen Planeten, der sich auch noch in der Zone der Lebensmöglichkeit befindet. Dadurch wurde die auf die Erde eingestrahlte Energiemenge für eine sehr lange Zeit ausreichend stabilisiert. Selbstverständlich sind andere Sondersituationen denkbar, die ein stabiles Klima auf dem betroffenen Planeten zur Folge hätten; aber sie sind wohl ebenso unwahrscheinlich. Somit muß die geschätzte Chance für die Existenz eines erdähnlichen Planeten und damit erst recht für einen Erfolg des Projekts SETI um einige Größenordnungen nach unten korrigiert werden.

Außerdem wird die Hypothese, unsere Situation sei nicht einmalig, in Frage gestellt, wenn unsere Existenz an ein so unwahrscheinliches Ereignis geknüpft ist. Man wird also entweder diese Modelle neu überdenken und bewerten oder sich doch wieder näher mit dem Gedanken unserer Einmaligkeit im Weltall befreunden müssen.

Offene Fragen

Die Bahnbewegung der Planeten selbst ist, wie wir gesehen haben, chaotisch. Das wird zwar die Bahnparameter der Erde in den nächsten Jahrmillionen wohl nicht wesentlich beeinflussen; die Bahn eines denkbaren Schwesterplaneten in einem anderen Sonnensystem könnte jedoch so instabil sein, daß bereits die induzierten starken Klimaschwankungen die Entstehung von Leben unmöglich machen; vielleicht würde auch der einzige Planet eines solchen Systems, der sich ursprünglich auf einer Umlaufbahn in der Zone der Lebensmöglichkeit befand, aus dieser herauskatapultiert werden. Erst eine tiefere Einsicht in die globale Dynamik von Planetensystemen wird uns erlauben, die Wahrscheinlichkeit solcher Ereignisse abzuschätzen.

Des weiteren sind unsere Kenntnisse über die Bildung von Planetensystemen noch äußerst lückenhaft. Immerhin kennen wir nur ein einziges Beispiel für ein Planetensystem: unser eigenes. Die Entdeckung eines anderen könnte da wesentlich weiterhelfen, selbst dann, wenn in ihm keinerlei Form von Leben existieren würde.

Schließlich ist wenig darüber bekannt, wie das Klima eines Planeten auf Veränderungen seiner Umlaufbahn oder Orientierung im einzelnen reagiert. Solche Effekte wird man erst dann – durch Computer-Simulationen – erfassen, wenn man die Dynamik von Atmosphären generell besser versteht.

Diese Probleme aus den unterschiedlichsten Teilgebieten der Astronomie und der Geowissenschaften ergeben zusammen ein umfangreiches Forschungsprogramm. Die Anstrengungen zu ihrer Lösung werden zweifellos wichtige Erkenntnisse erbringen, mit deren Hilfe wir den Ursprung des Sonnensystems und die Entstehung des Lebens besser verstehen lernen.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 9 / 1993, Seite 48
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