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Version vom 8. Juni 2014, 13:36 Uhr

Auf dem Planeten Erde ist Wasser eine häufige chemische Verbindung. Es wird aber auch an anderen Orten des Weltraums gefunden. Wasser wurde auf anderen Himmelskörpern des Sonnensystems nachgewiesen. Es existiert ebenfalls in extrasolaren Planetensystemen sowie in interstellaren Wolken der Milchstraße. Selbst in sehr fernen Galaxien wurde es gefunden, deren Licht mehr als zehn Milliarden Jahre bis zur Erde unterwegs war. Demzufolge war Wasser schon verhältnismäßig kurz nach dem Urknall im Weltall vorhanden. In den gefundenen Vorkommen existiert es allerdings aus Wasserdampf und Wassereis. Die Suche nach flüssigem Wasser verlief bisher weitgehend erfolglos. Jenseits der Erde wurden keine dauerhaften Vorkommen von Flüssigwasser direkt belegt.

Wassersynthese im Weltraum

Wasser besteht aus Wasserstoff und Sauerstoff, dem häufigsten und dem dritthäufigsten chemischen Element des Universums.^[1]

Wasserstoff entstand im Zuge des Urknalls.^[2]^[3] Er ist bis heute das überaus häufigste chemische Element der interstellaren Materie.^[1] (→ Wasserstoffvorkommen im Weltraum)
Sauerstoff entstand erst im Zuge bestimmter Nukleosynthesen im Inneren von Sternen.^[2] Danach wurde er mittels starker Sternwinde von Sternen des Roter-Riese-Stadiums^[4] und von Supernovae^[5] in den Weltraum geschleudert. Dort vermischte er sich mit der übrigen interstellaren Materie.^[6]^[5] (→ Sauerstoffvorkommen im Weltraum)

Der älteste bekannte und heute noch existierende Stern besteht seit 13,6 Milliarden Jahren und heißt SMSS J031300.36-670839.3. Der Stern entstand nur 220 Millionen Jahre nach dem Urknall. Gemäß der gängigen Interpretation der Daten des Planck-Weltraumteleskops fand er vor 13,82 Milliarden Jahren statt.^[7] Das Material, aus dem sich SMSS J031300.36-670839.3 formte, enthielt bereits Sauerstoff. Jener Sauerstoff stammte wahrscheinlich aus einem sehr kurzlebigen Vorläuferstern von 60-facher Sonnenmasse und wurde vor allem bei dessen Supernova ausgestoßen.^[8] Somit sind beide Atomsorten zur Wassersynthese seit mindestens 13,6 Milliarden Jahren im Weltraum vorhanden. Sie können prinzipiell auf mehreren unterschiedlichen Wegen miteinander reagieren, sodass schließlich Wassermoleküle entstehen.^[9]^[10] Neben dem bloßen Vorhandensein von Wasserstoff und Sauerstoff müssen für derlei Reaktionen zusätzlich weitere Bedingungen erfüllt sein. Insbesondere muss eine ausreichende Aktivierungsenergie zur Verfügung stehen. Im freien Weltraum kann die Energie aus dem UV-Anteil des Sternenlichts stammen.^[11]^[12]^[13]

Die Teilchendichte ist selbst in interstellaren Nebeln sehr gering.^[14] So ist auch dort die Wahrscheinlichkeit nicht hoch, dass sich die Reaktionspartner begegnen und miteinander reagieren. Darum spielen bei der Reaktion interstellare Staubteilchen eine zentrale Rolle. Sie entstehen bei Supernovae und in den Außenzonen roter Riesensterne und roter Überriesensterne^[11] und sind demzufolge ebenfalls bereits seit 13,6 Milliarden Jahren im Weltraum vorhanden.^[8] An den kalten Oberflächen der interstellaren Staubteilchen bleiben vorbeidriftende Atome haften. Mit der Zeit sammeln sich genügend Wasserstoff- und Sauerstoffatome an, sodass beide schließlich zu Wassermolekülen reagieren.^[15] Die entstandenen Wassermoleküle bleiben häufig an den Oberflächen der Staubteilchen haften und bilden mit der Zeit einen Wassereismantel.^[16] Bei einem zweiten Syntheseweg spielt interstellarer Staub ebenfalls eine wichtige Rolle, ist im Vergleich jedoch weniger effektiv.^[17] Beim diesem Syntheseweg werden einzelne Wasserstoffatome an den kalten Oberflächen der Staubteilchen gebunden. Sie reagieren zu Wasserstoffmolekülen (H₂) und driften anschließend in den freien Weltraum. Dort reagieren sie mit Sauerstoffatomen in mehreren Reaktionsschritten zu Wassermolekülen. Danach verbleiben die Wassermoleküle vorerst als dünner Wasserdampf im Weltraum. Die meisten von ihnen frieren aber schließlich wieder an Staubteilchen fest.^[11]

Interplanetare Staubteilchen können ebenfalls an der Wassersynthese beteiligt sein. Dies geschieht, wenn Teilchen dieses Weltraumstaubs von Sternwinden getroffen werden. Sternwinde bestehen weit überwiegend aus Wasserstoff-Atomkernen. Interplanetarer Staub besteht vor allem aus Silikaten. Die Wasserstoff-Atomkerne der Sternwinde zerlegen die Mineralgitter der Silikate, infolgedessen Sauerstoff wird frei. Der Sauerstoff kann anschließend mit Wasserstoff zu Wasser reagieren. Dann bilden sich in den Rinden der interplanetaren Staubteilchen winzige, nur einige Nanometer durchmessende Hohlräume. Sie sind gefüllt mit Wasserdampf oder Flüssigwasser.^[18] Durch den gleichen Mechanismus kann Wasser auch an der Oberfläche von Himmelskörpern entstehen, die keine oder nur extrem dünne Atmosphären besitzen. So wird beispielsweise der Regolith des Erdmonds mit Wasser angereichert.^[19]^[20]^[21]

Wasser innerhalb des Sonnensystems

Am besten erforscht sind die Wasservorkommen in unserem Sonnensystem. Außer auf der Erde existiert Wasser auf vielen weiteren Himmelskörpern in mehr oder weniger großen Mengen sowie in unterschiedlichen Aggregatzuständen und Erscheinungsformen. Nur auf der Erde jedoch kommt Wasser direkt an der Planetenoberfläche in allen drei Aggregatzuständen dauerhaft und in großen Volumina vor. In unserem Sonnensystem macht dieser Umstand die Erde zu einem einzigartigen Himmelskörper, zum „Blauen Planeten“.^[22]

Kristallwasser

Der sehr große Asteroid Pallas besitzt wasserhaltige Minerale.

Kristallwasser ist Wasser, das in Mineralen eingeschlossen ist. Als Bestandteil der Minerale baut es Gesteine mit auf.^[23] In Mineralen wurde Wasser für den Zwergplaneten Ceres belegt,^[24] für die sehr großen Asteroiden Pallas^[25] und Vesta,^[26] für den Erdmond^[27] und für Asteroiden der Typen B, G, F und C,^[28] allen voran für bestimmte kohlige Chondriten.^[29] Wasserhaltige Minerale wurden weiterhin auf dem Planeten Mars^[30] als auch natürlich auf der Erde gefunden.^[31]

Wassereis

Das weitaus meiste Wasser des Sonnensystems liegt vor als Wassereis. Der größte Anteil des Wassereises wird in den kalten Außenregionen des Sonnensystems angetroffen. Diese beginnen mit einem Abstand von ungefähr drei astronomischen Einheiten zur Sonne, zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter. Dort verläuft die Schneegrenze.^[32] Jenseits von ihr wird die Beleuchtungsstärke der Sonne zu schwach, um Wassereis zu sublimieren. Demzufolge kann sich erst dort Wassereis sehr leicht halten und sammeln.^[33]

Die Gesamtheit der Eisvorkommen eines Himmelskörpers heißt Kryosphäre. Sie kann zu größeren Teilen oder komplett aus Wassereis bestehen. Eine Kryosphäre kann einen ganzen Himmelskörper einschließen. Dann existiert eine global durchgehende Kryosphäre – eine schalenförmige Hohlkugel aus Wassereis. Eine Kryosphäre kann aber auch bloß an den kältesten Orten eines Himmelskörpers überdauern. Dann bildet sich eine regional begrenzte Kryosphäre.

Inneres Sonnensystem

Auf den Himmelskörpern des inneren Sonnensystems existieren dauerhaft keine global durchgehenden Kryosphären. Gegebenenfalls beschränken sich Wassereisvorkommen auf die kältesten Gebiete oder liegen subterran geschützt vor Sonnenlicht.

Merkur

Auf dem sonnennächsten Planeten Merkur existieren an den Polen ununterbrochen lichtlose Areale. Dort befindet sich Wassereis unter 10 bis 20 Zentimetern Regolith. Merkurs regional begrenzte Kryosphäre besitzt eine Mächtigkeit zwischen Dutzenden Zentimetern und einigen Metern. Für die nördliche Polregion beträgt die Menge des Wassereises zwischen 20 und 1000 Milliarden Tonnen.^[34] Sehr wahrscheinlich wurde das Wasser durch einschlagende Kleinkörper zum Merkur gebracht.^[35]

Erde

Die größte regional begrenzte Kryosphäre des Sonnensystems existiert auf dem Planeten Erde.^[36] Die irdische Kryosphäre besaß in den 1990er Jahren ein Volumen von ungefähr 24 Millionen Kubikkilometern Wassereis.^[37] Die irdische Kryosphäre kann zweigeteilt werden in Gebiete mit polarem Wassereis (Packeis,Eisschilde von Grönland und Antarktika)^[38] und mit nicht-polarem Wassereis (Gebirgsgletscher, Permafrost der subpolaren Gebiete und außerpolaren Hochgebirge).^[39]^[40] Sie umfasst zudem sowohl subaerische Anteile (Meereis, Gletscher, Eisschilde) als auch subterrane Areale (Permafrost, Eishöhlen^[41]). Außerdem kann Wassereis in Form fester Niederschläge vorkommen.^[42] Die irdische Kryosphäre besaß ihre größte Ausdehnung in der sturtischen Eiszeit und der marinoischen Eiszeit während des Erdzeitalters namens Cryogenium, das vor 635 Millionen Jahren endete. Doch selbst während jener Eiszeiten wurde der Planet niemals gänzlich von Eis überzogen.^[43] Zu keinem Zeitpunkt der Erdgeschichte besaß die Erde eine global durchgehende Kryosphäre.

Erdmond

Auf dem Erdmond besteht eine verhältnismäßig kleine, regional begrenzte Kryosphäre. Sie weist Übereinstimmungen mit den Eisvorkommen des Merkur auf. Denn auch hier befindet sich das Wassereis auf den Böden von Kratern in Nähe der Pole. Die Kraterböden werden nicht von Sonnenlicht erreicht und liegen wahrscheinlich seit Jahrmilliarden ständig in kaltem Schatten.^[44]^[45]

Mars

Die regional begrenzte Kryosphäre des Mars^[46] kann ähnlich gegliedert werden wie die Kryosphäre der Erde. Denn sie umfasst nicht nur seine beiden Polregionen, an denen die Wassereisvorkommen meistens von Trockeneis (außer im Sommer)^[47] und vor allem von Sedimenten bedeckt sind. Am Nordpol wurden viele tausend Kubikkilometer Wassereis festgestellt.^[48] Es nimmt ein Gebiet von ungefähr 900.000 Quadratkilometern ein und erreicht an seiner Mitte zwei Kilometer Dicke.^[49] Am Südpol wurden 1.600.000 Kubikkilometer Wassereis gefunden.^[50] Jenseits der Polarregionen befinden sich ausladende Areale mit nicht-polarem Wassereis.^[51]^[52]

In höheren mittleren Breiten bleibt Wassereis bereits stabil, wenn es bloß in Untergrundtiefen zwischen einem und zwei Metern gelagert wird.^[53] In entsprechend größeren Tiefen überdauert es auch näher am Äquator. Darum gibt es im Deuteronilus Mensae unterirdische Eisvorkommen, die sich über viele hundert Kilometer hinziehen.^[54] Selbst unter den Sedimentdecken des äquatorial gelegenen Valles Marineris befinden sich 1.000.000 Kubikkilometer Wassereis.^[55] Die beiden letztgenannten Wassereisdepots werden als fossiles Eis gedeutet. Es wurde (ähnlich wie irdisches Toteis) am Ende einer Vergletscherungsphase von Schutt und Sanden überdeckt. Daher konnte es sich bis heute halten. Aus dem Vorhandensein von derlei fossilem, nicht-polaren Wassereis kann geschlossen werden, dass der Mars zumindest eine Eiszeit durchlaufen haben sollte: In seiner Vergangenheit trug der Planet mindestens einmal eine subaerische Kryosphäre, die bis in die Äquatorialzone reichte. Heute besitzt er noch eine verkleinerte und vor allem subterrane Kryosphäre. Frei zutage tritt sein Wassereis nur in kleinen Arealen in den Polargebieten.

Weiterhin wurden Hinweise gefunden, dass es auf dem Mars vor 3,7 Milliarden Jahren aus Wolken schneite. Als die Lufttemperaturen stiegen, wurden die liegenden Schneemassen geschmolzen. Daraufhin stürzten Schmelzwässer zu Tal, die lange Täler auswuschen.^[56]

Asteroidenhauptgürtel

Im Asteroidenhauptgürtel – im Übergangsbereich von äußerem zu innerem Sonnensystem – wurde ebenfalls Wassereis gefunden. Es befindet sich an den Oberflächen der Asteroiden Themis^[57] und Cybele.^[58] Auch der Zwergplanet Ceres besitzt eventuell Wassereis. Dann sollte es in Schichten unterhalb seiner Oberfläche liegen und an zwei Stellen offen zutage treten, so dass von ihm Wasserdampf sublimieren kann.^[59]

Äußeres Sonnensystem

Eine Reihe Himmelskörper des äußeren Sonnensystems besitzt global durchgehende Kryosphären. Im äußeren Sonnensystem zwischen Jupiter- und Neptun-Orbit kommen Kryosphären auf Monden der vier Gasplaneten vor. Im transneptunischen äußeren Sonnensystem (jenseits des Neptun-Orbits) existieren die Kryosphären auf Zwergplaneten und ihren Monden. Deren Kryosphären werden nicht immer überwiegend von Wassereis gebildet. Ebenso können andere Eistypen mehrheitlich vorhanden sein,^[60] zum Beispiel Ammoniakeis,^[61] Kohlenmonoxideis,^[62] Methaneis,^[63] Stickstoffeis^[64] oder Trockeneis.^[65]

Himmelskörper mit global durchgehenden Kryosphären mit hohen Wassereisanteilen
Gruppe	Himmelskörper
Jupiter-Monde	Europa,^[66] Ganymed,^[67]^[68] Kallisto.^[69]^[70]
Saturn-Monde¹	Dione,^[71] Enceladus,^[72] Iapetus,^[71] Mimas,^[73] Rhea, Tethys,^[71] Titan.^[74]
Uranus-Monde	Ariel,^[75] Miranda,^[76] Oberon, Titania, Umbriel.^[75]
Neptun-Monde	Triton.^[77]
Transneptunische Objekte	Charon²,^[61] Haumea³,^[78] Ixion⁴,^[79] Orcus⁵,^[80] Quaoar⁶,^[81] Sedna.⁴^[80]
1: Die Oberflächen der beiden großen unregelmäßig geformten Saturn-Monde Hyperion^[82] und Phoebe^[83] sind ebenfalls aufgebaut aus verunreinigten Wassereiskörnern. 2: Die Kryosphäre des zugehörigen Zwergplaneten Pluto besitzt keinen ähnlich hohen Wassereisanteil.^[64] 3: Kryosphäre aus etwa 60 % Wassereis.^[84] Die Oberflächen der beiden zugehörigen Monde Hiʻiaka und Namaka besitzen ebenfalls Oberflächen hauptsächlich aus Wassereis.^[85] 4: Kryosphäre aus etwa 10 % Wassereis.^[84] 5: Kryosphäre aus etwa 20 % Wassereis.^[84] Die Kryosphäre des zugehörigen Mondes Vanth besitzt keinen ähnlich hohen Wassereisanteil.^[86] 6: Kryosphäre aus 22 % Wassereis.^[84]

Ring-Objekte

Die Kleinkörper der Saturnringe (Ring-Objekte) bestehen aus fast reinem Wassereis (mindestens 90 %).^[87]^[88] Die mikroskopisch kleinen Ring-Objekte des E-Rings sind ein wieder gefrorener Anteil des Wassers, das von den Kryovulkanen des Saturn-Monds Enceladus ausgeworfen wurde.^[89] Alle Saturn-Ringe bergen zusammengenommen und grob geschätzt zwanzig- bis dreißig Mal so viel Wasser wie die Erde. Ihr Wassereisreichtum stellt unter den Ringsystemen der Planeten des Sonnensystems eine Besonderheit dar. Denn die Ringsysteme von Jupiter,^[90] Uranus^[91] und Neptun^[92] bestehen aus dunkleren Ring-Objekten. Von ihnen wird gemeinhin angenommen, dass sie aus stärker verunreinigtem Wassereis oder überhaupt nicht aus Wassereis aufgebaut sind. Andererseits sind die Ring-Objekte der zwei Ringe des großen Zentauren Chariklo wiederum vor allem aus Wassereis.^[93]

Kometen

Typische wassereishaltige Kleinkörper des äußeren Sonnensystems sind Kometenkerne. So enthielt der Kometenkern des Kometen C/1999 S4 zum Zeitpunkt seines Auseinanderbrechens 3,3 Millionen Tonnen Wasser.^[94] Kometenkerne werden auch icy dirtballs genannt: Sie bestehen außen aus einer meterdicken Staubkruste, die ein Inneres aus verschiedenen Eistypen einhüllen, zu denen Wassereis gehört.^[95]^[96]^[97] Diese Kenntnisse vom inneren Aufbau von Kometen wurden anhand von Exemplaren gewonnen, die in das innere Sonnensystem wanderten und Raumsonden zugänglich waren. In jenen wärmeren, helleren und Sonnenwind-stärkeren Regionen können sich Zusammensetzung und Aufbau ihrer Oberflächen stärker verändern. Darum könnte sich die Struktur von Kometenkernen, die noch niemals in das innere Sonnensystem gewandert sind, merklich davon unterscheiden.^[62]

Im äußeren Sonnensystem existieren drei verschiedene Gruppen von Kometenkernen: Kometenkerne der Zentauren, Kometenkerne des Kuiper-Gürtels und Kometenkerne der Oort-Wolke. Zwischen Neptun-Bahn und Jupiter-Bahn befinden sich einige hundert^[98] Zentauren,^[99] von denen mindestens zwei Drittel aus Kometenkernen bestehen.^[100]^[101] Hinter den Zentauren schließen sich hunderte Millionen Kometenkerne des Kuiper-Gürtels an. Ihre Umlaufbahnen liegen jenseits der Neptun-Bahn.^[102] Wenn die Objekte des Kuiper-Gürtels zusammenstoßen, werden Wolken kleinster Partikel abgesprengt. Die Partikel umhüllen vor allem die größeren Brocken wie feiner Nebel. Diese Nebel bestehen zu einem nicht geringen Anteil aus Wassereis.^[33]

Ganz außen befinden sich mehrere Milliarden Kometenkerne in der Oort-Wolke.^[103] Ungefähr neunzig Prozent der Kerne stammen ursprünglich nicht aus dem eigenen Sonnensystem. Stattdessen wurden sie anderen Planetensystemen gravitativ abgenommen.^[104] Dies geschah, als sich die Sonne noch in enger Nachbarschaft mit anderen Sternen in einem gemeinsamen Geburtssternhaufen befand,^[105]^[106] zu dem beispielsweise auch der Stern HD 162826 gehörte.^[107] Demzufolge besitzt ein Teil des Wassers, das von Kometen in das innere Sonnensystem verfrachtet wird, extrasolare Ursprünge. Jene Wässer aus dem interstellaren Raum können an ihren Isotopenverhältnissen zwischen Protium und Deuterium erkannt werden. In den Wässern des Sonnensystems beträgt diese Relation üblicherweise 6400 Protium-Atome zu 1 Deuterium-Atom. Extrasolare Wässer besitzen davon abweichende Isotopenverhältnisse.^[108]

Flüssigwasser

In der ganzen Weite des Sonnensystems wird Wasser im flüssigen Aggregatzustand sehr selten angetroffen. Das liegt vor allem an dem engen Temperaturbereich, in denen Wasser flüssig ist. Daraus resultieren die engen Grenzen der habitablen Zone.

Die Gesamtheit des Flüssigwassers eines Himmelskörpers heißt Aquasphäre. Eine Aquasphäre kann einen ganzen Himmelskörper einschließen. Dann bildet sich eine global durchgehende Aquasphäre – eine schalenförmige Hohlkugel aus Flüssigwasser. Eine Aquasphäre kann aber auch bloß an bestimmten Orten eines Himmelskörpers überdauern. Dann bildet sich eine regional begrenzte Aquasphäre.

Inneres Sonnensystem

Die einzigen bisher direkt beobachteten Vorkommen von Flüssigwasser befinden sich auf zwei Himmelskörpern des inneren Sonnensystems, auf Erde und Mars. Vermutlich besaß einst auch die Venus Flüssigwasser an ihrer Oberfläche. Es verschwand jedoch schon vor 3,5 Milliarden Jahren.^[109]

Erde

Von allen Himmelskörpern des Sonnensystems besitzt ausschließlich die Erde eine subaerische Aquasphäre. Nur hier kommt Flüssigwasser dauerhaft, massenhaft und direkt an der Planetenoberfläche vor. Flüssigwasser sammelt sich in den irdischen Ozeanen zu Schichten von mehreren Kilometern Dicke. Darüber hinaus findet es sich in subglazialen Seen,^[110]^[111] Böden,^[112] Wasserwolken und in flüssigen Niederschlägen:^[113] Die Erde bewegt sich innerhalb der habitablen Zone.

Mars

Die Aquasphäre des Planeten Mars durchlebte eine wechselvolle Geschichte. In der Frühzeit des Planeten herrschten Oberflächentemperaturen, die Flüssigwasser zuließen.^[114] Diverse Minerale in Marsmeteoriten stützen diese These. In ihnen wurden zum Beispiel Carbonate,^[115] Schichtsilikate^[116] und Iddingsite^[117] entdeckt, für deren Bildung die Anwesenheit von Flüssigwasser nötig scheint. Das gleiche gilt für Magnesiumsulfate,^[118] Tonminerale,^[119] Calciumsulfate und Smektite,^[120] die auf der heutigen Marsoberfläche immer noch gefunden werden. Die höheren Oberflächentemperaturen der Mars-Frühzeit wurden durch Schwefeldioxid gewährleistet. Das Treibhausgas war von Vulkanen vorübergehend in die Marsatmosphäre gebracht worden.^[121] Bestimmte Ablagerungen deuten darauf hin, dass vor mehr als drei Milliarden Jahren Seen^[122]^[123] und Flussdeltas^[124] existierten. Viele Flüsse könnten in einen Ozean gemündet haben,^[125] der damals vermutlich einen Großteil der Nordhalbkugel bedeckte.^[126] Der Ozean besaß sehr niedrige Wassertemperaturen, war an vielen Stellen von Meereis bedeckt und wurde von Gletschern eingefasst.^[127]

Von jener subaerischen Aquasphäre ist heute nichts mehr übrig. Die letzten freien Wasserflächen verschwanden vor ungefähr einer Milliarde Jahren.^[109] Wegen des sehr niedrigen Luftdrucks des heutigen Mars würde Flüssigwasser an seiner Oberfläche schnell gefrieren oder verdampfen.^[128] Die aktuellen Flüssigwasservorkommen des Mars haben nur geringen Umfang.^[129] Jüngste Schmelzwasserströme scheinen vor 200.000 Jahren geflossen zu sein.^[130] Immerhin könnten sich während des Sommers heute noch Flüssigwasser-Taschen im oberen Wassereis ausschmelzen.^[131] Vor allem aber existiert Flüssigwasser als Adsorptionswasser der Lockersedimente in niederen und mittleren Breiten. Besonders hohe Adsorptionswasserkonzentrationen konnten in den Sedimenten von Arabia Terra und Hellas Planitia gemessen werden.^[132]

Freie Tröpfchen aus Salzwasser kommen schon in sehr geringen Tiefen vor. In den Tröpfchen sind Perchlorate gelöst, die den Gefrierpunkt der Tröpfchen senken. So bleibt Wasser bei kalten Umgebungstemperaturen länger flüssig. Während des marsianischen Südsommers taut der Untergrund an sonnenexponierten Hängen. Daraufhin können dort recurring slope lineae beobachtet werden, die wahrscheinlich auf unterirdisch hangabwärts strömendes Salzwasser zurückzuführen sind.^[133]^[134] Wenige Schlammtröpfchen mit solchem Salzwasser sind die bisher einzigen fotografischen Belege für Flüssigwasser jenseits der Erde.^[135]^[136]

Äußeres Sonnensystem

In den kalten Weiten des äußeren Sonnensystems wurden vier Himmelskörper identifiziert, innerhalb derer sich mit mehr oder weniger großen Wahrscheinlichkeiten Flüssigwasser verbirgt. Ihre Wasserschichten – jeweils viele Kilometer tief – werden durch Wassereis nach Außen abgeschottet. Sie beherbergen also subglaziale oder tiefe Aquasphären unter mächtigen Kryosphären.

Eine subglaziale, tiefe und global durchgehende Aquasphäre befindet sich mit großer Sicherheit auf dem Jupiter-Mond Europa.^[137] Europas Aquasphäre könnte bis zu 100 km Mächtigkeit besitzen. Eine ähnliche Aquasphäre wird auch für den Jupiter-Mond Ganymed vermutet.^[138] Die äußeren Schichten von Ganymed könnten aus mehreren Wassereishüllen bestehen. Die Wassereishüllen wären dann jeweils durch viele Kilometer mächtige Flüssigwasserschichten voneinander getrennt. Ganymeds Flüssigwasser ist salzhaltig, enthält wahrscheinlich Magnesiumsulfat. Je tiefer eine Flüssigwasserschicht läge, desto dichter wäre sie und desto höher wäre ihr Salzgehalt.^[139]

Eine subglaziale, tiefe und regional begrenzte Aquasphäre existiert sehr wahrscheinlich an der Südpolregion des Saturn-Monds Enceladus.^[72] Sie führt Salzwasser.^[140] Für den weiteren Saturn-Mond Titan kann zudem eine subglaziale, tiefe und global durchgehende Aquasphäre angenommen werden.^[141]^[142] Jenseits des Saturn-Systems wurden bisher keine Hinweise auf Flüssigwasser im Sonnensystem entdeckt.

Kometen

Sogar die icy dirtballs von Kometen gingen durch mindestens eine Phase, in der Teile ihres Wassers vorübergehend vom festen in den flüssigen Aggregatzustand gewechselt waren. Dies wurde anhand winziger Cubanit-Körnchen belegt, die aus dem Schweif des Kometen Wild 2 gewonnen worden waren. Derlei Eisenkupfersulfid bildet sich nur, wenn die dafür nötigen Ausgangsstoffe zuvor in Flüssigwasser gelöst werden. Falls das Cubanit tatsächlich im Kometen selbst entstanden sein sollte, müssten zumindest Anteile des Kometenkerns für etwa ein Jahr aufgeschmolzen gewesen sein.^[143] Die Energie zum Aufschmelzen hätte aus verschiedenen Energiequellen stammen können:

Die Kometenkerne könnten irgendwann mit anderen Himmelskörpern kollidiert sein. Dann wären Teile der Bewegungsenergien in thermische Energien gewandelt worden. Die thermischen Energien hätten jeweils Zonen um die Einschlagkrater aufgeschmolzen.^[143]
Wenn ein Komet auf einen Orbit gerät, der ihn in Sonnennähe bringt, könnten Lagen des Kometenkerns unterhalb seiner Oberfläche aufschmelzen. Dies könnte sich bei jeder Sonnenannäherung wiederholen.^[144]
In der Frühzeit des Sonnensystems könnte Zerfallswärme die Kometenkerne für ungefähr eine Million Jahre umfangreich aufgeschmolzen haben.^[144]^[143] Dafür wären radioaktive Stoffe nötig gewesen. Sie hätten aus mindestens einer Supernova stammen müssen, die in Nähe des Sonnensystems explodiert wäre.^[145]^[146]^[147] Nach dem derzeitigen Forschungsstand ist allerdings nicht sicher, ob solche Supernovae tatsächlich stattfanden.^[148]

Wasserdampf

Wasserdampf entsteht überall dort, wo Flüssigwasser verdunstet oder Wassereis sublimiert. Beide Vorgänge benötigen Energie. Im inneren Sonnensystem kann die Energie durch das Sonnenlicht geliefert werden,^[149] das dort noch eine verhältnismäßig große Beleuchtungsstärke besitzt. Im äußeren Sonnensystem können nur andere Energiequellen Wasserdampf generieren. Infrage kommen hierzu geothermische Prozesse^[150] und Impakte.^[151]

Inneres Sonnensystem

Im inneren Sonnensystem kann Wasserdampf in den Atmosphären von Mars und Erde gefunden werden. Er wird weiterhin freigesetzt, wenn Kometen in diese Region vordringen. Wahrscheinlich besaß einmal die Venus ebenfalls Wasserdampf. Er verflüchtigte sich jedoch schon vor 3,5 Milliarden Jahren in den Weltraum,^[109] weil die Venusatmosphäre durch die nahe Sonne stark erhitzt wurde.^[152]

Erde

Die Atmosphäre der Erde ist im Mittel sehr wasserdampfreich.^[153] Der größte Teil des Wasserdampfs verbleibt in der Troposphäre. Dort kondensiert er mitunter zu Wasserwolken beziehungsweise resublimiert zu Eiswolken (→ Wolken).^[154] In der Erdatmosphäre befinden sich zu jedem Zeitpunkt ungefähr 13.000 Kubikkilometer Wasser.^[37]

Mars

Auch die Atmosphäre des Mars enthält größere Mengen Wasserdampf,^[155]^[156] sogar mehr Wasserdampf als die Atmosphäre der Erde oberhalb der Troposphäre. Der Wasserdampf resublimiert in Höhen zwischen zehn und dreißig Kilometern zu dünnen Cirrus-Wolken.^[157]^[158]

Kometen

Auf ihren Wegen in das innere Sonnensystem queren Kometen irgendwann die Mars-Bahn. Damit stoßen sie in den Bereich mit verhältnismäßig hoher Sonnen-Beleuchtungsstärke und großer Sonnenwind-Dichte vor.^[159] Dann entweichen aus Spalten^[160] in der Kometen-Staubkruste die Stoffe des darunter liegenden Kometeneises. Sie sublimieren, schießen in den Weltraum hinaus und bilden Kometenkoma und -schweif.^[159] Zu den sublimierten Stoffen gehört viel Wasserdampf.^[161]^[162]

Asteroidenhauptgürtel

Im Asteroidenhauptgürtel wurde Wasserdampf um den Zwergplaneten Ceres entdeckt. Der Wasserdampf entweicht von zwei Stellen seiner Oberfläche. Es werden ungefähr sechs Kilogramm Wasser pro Sekunde in den Weltraum gestoßen. Der Wasserdampf könnte aus Wassereis sublimiert werden oder von Kryovulkanen stammen.^[59] Ebenfalls im Asteroidenhauptgürtel befinden sich die Objekte 133P/Elst-Pizarro und 238P/Read, von denen Wasserdampf aus Wassereis sublimiert. Ebenso verlieren die Himmelskörper 176P/LINEAR und 259P/Garradd Wasserdampf. Bei Phaeton stammt der Wasserdampf aus der Dehydratisierung von Kristallwasser.^[163]

Äußeres Sonnensystem

Aus dem System des Planeten Jupiter sind Wasserdampfvorkommen bekannt. In der Südpolregion seines Monds Europa erreichen gelegentlich empor schießende Fontänen aus Wasserdampf bis zu 200 Kilometer Höhe.^[164]

Auch in der Stratosphäre des Planeten wurde Wasserdampf beobachtet: Mitte Juli 1994 waren die Bruchstücke des Kometen Shoemaker-Levy 9 eingeschlagen. Das Wasser des Kometen verteilte sich anschließend als Wasserdampf in der Jupiter-Stratosphäre.^[165] Dort stellt es 95 Prozent allen Wasserdampfs. Die Wasserdampf-Konzentrationen erreichen auf der Südhalbkugel zwei- bis dreimal höhere Werte als auf der Nordhalbkugel.^[166]

Im Saturn-System findet sich Wasserdampf ebenfalls an mehreren Orten. Kryovulkanisches Exhalat über dem Saturn-Mond Enceladus enthält Wasserdampf.^[167] Von dort wird er verdriftet und bildet das Ausgangsmaterial für eine riesige Hydroxylwolke in der Nähe des Saturn.^[168]^[169] Außerdem existiert Wasserdampf noch in der Atmosphäre des Saturn-Monds Titan.^[170]

Überkritisches Wasser

Tief in den Ozeanen auf der Erde entweicht Wasser aus einigen hydrothermalen Tiefseequellen im überkritischen Zustand: Es besitzt beim Austritt eine Temperatur von 407 °C, wird jedoch wegen des Drucks des überlagernden Ozeanwassers am Sieden gehindert.^[171] Überkritisches Wasser vereinigt in sich Eigenschaften der Aggregatzustände flüssig und gasförmig. Es wird angenommen, dass auf der Erde noch weiteres überkritisches Wasser vorhanden ist: Wegen hoher Drücke und Temperaturen könnten sich auch Wässer tief in der Erdkruste und unterhalb der Lithosphäre im überkritischen Zustand befinden (→ Tiefe Hydrosphäre).^[172] Allerdings liegen derlei Wasservorkommen außerhalb der direkten Beobachtbarkeit. Demzufolge sind jene heißen Tiefseequellen bis auf Weiteres die einzigen natürlichen und direkt beobachtbaren Vorkommen überkritischen Wassers im Sonnensystem und generell im gesamten Weltraum.

Wasser innerhalb der Milchstraße

Innerhalb der Milchstraße ist das Sonnensystem nicht der einzige Ort mit Wasser. In seiner kosmischen Nachbarschaft wurde Wasser in fester und gasförmiger Form nachgewiesen. Es gibt zudem Befunde, die auch das Vorhandensein von Flüssigwasser nahelegen.