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„Wasservorkommen im Universum“ – Versionsunterschied

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Es existieren verschiedene '''Wasservorkommen im Universum''', da [[Wasser]] eine häufige chemische Verbindung im [[Universum]] ist. Nicht nur auf der Erde, sondern auch auf anderen [[Astronomisches Objekt|Himmelskörper]]n des [[Sonnensystem]]s sowie in anderen [[Planetensystem]]en und in [[Interstellare Materie|interstellaren Wolken]] der [[Milchstraße]] ist es vorhanden. Selbst in sehr fernen [[Galaxie]]n, deren Licht mehr als zwölf Milliarden Jahre bis zur Erde unterwegs war, konnte Wasser durch [[Spektroskopie|spektroskopische Untersuchungen]] nachgewiesen werden. Demnach ist es im [[Universum]] schon aufgetreten, als seit dem [[Urknall]] noch nicht einmal zwei Milliarden Jahre vergangen waren. Bei den extraterrestrischen Funden handelt es sich allerdings nur um [[Wasserdampf]] und [[Eis]]; die Suche nach [[Flüssigkeit|flüssigem]] Wasser verlief bisher weitgehend erfolglos. Jenseits der Erde konnte noch kein dauerhaftes Vorhandensein von Flüssigwasser direkt belegt werden. Es gibt allerdings Hinweise darauf, dass einige [[Eismond]]e im äußeren Sonnensystem unter ihrer Oberfläche [[Extraterrestrischer Ozean|Ozeane]] aus flüssigem Wasser beherbergen könnten. Dies ist bedeutsam, da flüssiges Wasser neben einer ausreichenden Wärmequelle und notwendigen chemischen Bestandteilen als eine der wesentlichen Voraussetzungen für Leben gilt.<ref>Jeffrey Bennett et al.: ''Astronomie. Die kosmische Perspektive'' (Hrsg. [[Harald Lesch]]), 5., aktualisierte Auflage 2010. Pearson Studium Verlag, München, ISBN 978-3-8273-7360-1, Seite 1048</ref>
Es existieren verschiedene '''Wasservorkommen im Universum''', da [[Wasser]] eine häufige chemische Verbindung im [[Universum]] ist. Nicht nur auf der Erde, sondern auch auf anderen [[Astronomisches Objekt|Himmelskörper]]n des [[Sonnensystem]]s sowie in anderen [[Planetensystem]]en und in [[Interstellare Materie|interstellaren Wolken]] der [[Milchstraße]] ist es vorhanden. Selbst in sehr fernen [[Galaxie]]n, deren Licht mehr als zwölf Milliarden Jahre bis zur Erde unterwegs war, konnte Wasser durch [[Spektroskopie|spektroskopische Untersuchungen]] nachgewiesen werden. Demnach ist es im [[Universum]] schon aufgetreten, als seit dem [[Urknall]] noch nicht einmal zwei Milliarden Jahre vergangen waren. Bei den extraterrestrischen Funden handelt es sich allerdings nur um [[Wasserdampf]] und [[Eis]]; die Suche nach [[Flüssigkeit|flüssigem]] Wasser verlief bisher weitgehend erfolglos. Jenseits der Erde konnte noch kein dauerhaftes Vorhandensein von Flüssigwasser direkt belegt werden. Es gibt allerdings Hinweise darauf, dass einige [[Eismond]]e im äußeren Sonnensystem unter ihrer Oberfläche [[Extraterrestrischer Ozean|Ozeane]] aus flüssigem Wasser beherbergen könnten. Dies ist bedeutsam, da flüssiges Wasser neben einer ausreichenden Wärmequelle und notwendigen chemischen Bestandteilen als eine der wesentlichen Voraussetzungen für Leben gilt.<ref>Jeffrey Bennett et al.: ''Astronomie. Die kosmische Perspektive'' (Hrsg. [[Harald Lesch]]), 5., aktualisierte Auflage 2010. Pearson Studium Verlag, München, ISBN 978-3-8273-7360-1, Seite 1048</ref>


Am besten erforscht sind die Wasservorkommen des Sonnensystems. Außer auf der Erde existiert Wasser auf vielen weiteren Himmelskörpern in mehr oder weniger großen Mengen sowie in unterschiedlichen [[Aggregatzustand|Aggregatzuständen]] und Erscheinungsformen, jedoch nur auf der Erde kommt Wasser direkt an der Planetenoberfläche in allen drei Aggregatzuständen dauerhaft und in großen Mengen vor. Dieser Umstand macht die Erde im Sonnensystem zu einem einzigartigen Himmelskörper, zum „Blauen Planeten“.<ref>Franck S., Block A., von Bloh W., Bounama C., Garrido I., Schellnhuber H. J.: ''Planetary habitability: is Earth commonplace in the Milky Way?'' In: ''Naturwissenschaften'', Nr. 88 (2001), S.&nbsp;416–426 {{DOI|10.1007/s001140100257}}</ref>
Am besten erforscht sind die Wasservorkommen des Sonnensystems. Außer auf der Erde existiert Wasser auf vielen weiteren Himmelskörpern in mehr oder weniger großen Mengen sowie in unterschiedlichen [[Aggregatzustand|Aggregatzuständen]] und Erscheinungsformen, jedoch nur auf der Erde kommt Wasser direkt an der Planetenoberfläche in allen drei Aggregatzuständen dauerhaft und in großen Mengen vor. Dieser Umstand macht die Erde im Sonnensystem zu einem einzigartigen Himmelskörper, zum „Blauen Planeten“.<ref>Franck S., Block A., von Bloh W., Bounama C., Garrido I., Schellnhuber H. J.: ''Planetary habitability: is Earth commonplace in the Milky Way?'' In: ''Naturwissenschaften'', Nr. 88 (2001), S.&nbsp;416–426 {{DOI|10.100


== Kristallwasser ==
== Kristallwasser ==

Version vom 9. Dezember 2015, 19:59 Uhr

Wasser existiert sowohl in irdischen Wolken als auch auf dem Erdmond.

Es existieren verschiedene Wasservorkommen im Universum, da Wasser eine häufige chemische Verbindung im Universum ist. Nicht nur auf der Erde, sondern auch auf anderen Himmelskörpern des Sonnensystems sowie in anderen Planetensystemen und in interstellaren Wolken der Milchstraße ist es vorhanden. Selbst in sehr fernen Galaxien, deren Licht mehr als zwölf Milliarden Jahre bis zur Erde unterwegs war, konnte Wasser durch spektroskopische Untersuchungen nachgewiesen werden. Demnach ist es im Universum schon aufgetreten, als seit dem Urknall noch nicht einmal zwei Milliarden Jahre vergangen waren. Bei den extraterrestrischen Funden handelt es sich allerdings nur um Wasserdampf und Eis; die Suche nach flüssigem Wasser verlief bisher weitgehend erfolglos. Jenseits der Erde konnte noch kein dauerhaftes Vorhandensein von Flüssigwasser direkt belegt werden. Es gibt allerdings Hinweise darauf, dass einige Eismonde im äußeren Sonnensystem unter ihrer Oberfläche Ozeane aus flüssigem Wasser beherbergen könnten. Dies ist bedeutsam, da flüssiges Wasser neben einer ausreichenden Wärmequelle und notwendigen chemischen Bestandteilen als eine der wesentlichen Voraussetzungen für Leben gilt.[1]

Am besten erforscht sind die Wasservorkommen des Sonnensystems. Außer auf der Erde existiert Wasser auf vielen weiteren Himmelskörpern in mehr oder weniger großen Mengen sowie in unterschiedlichen Aggregatzuständen und Erscheinungsformen, jedoch nur auf der Erde kommt Wasser direkt an der Planetenoberfläche in allen drei Aggregatzuständen dauerhaft und in großen Mengen vor. Dieser Umstand macht die Erde im Sonnensystem zu einem einzigartigen Himmelskörper, zum „Blauen Planeten“.Referenzfehler: Es fehlt ein schließendes </ref>. Im Sonnensystem wurde Kristallwasser belegt für den Zwergplaneten Ceres,[2] für die sehr großen Asteroiden Pallas[3] und Vesta,[4] für den Erdmond[5] und für Asteroiden der Typen B, G, F und C,[6] allen voran für bestimmte kohlige Chondriten.[7] Wasserhaltige Minerale wurden weiterhin auf dem Planeten Mars[8] und natürlich auch auf der Erde gefunden.[9] Außerhalb des Sonnensystems wurden noch keine Vorkommen von Kristallwasser entdeckt.

Wassereis

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 – als Hohlkugel umhüllt sie den Himmelskörper. Eine Kryosphäre kann aber auch lediglich an den kältesten Orten eines Himmelskörpers überdauern. Dann bildet sich eine regional begrenzte Kryosphäre.

Sonnensystem

Das weitaus meiste Wasser des Sonnensystems liegt als Wassereis vor. 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.[10] Jenseits von ihr wird die Beleuchtungsstärke der Sonne zu schwach, um Wassereis zu sublimieren. Demzufolge kann sich dort Wassereis langfristig halten und sammeln.[11]

Inneres Sonnensystem

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

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 Masse des Wassereises zwischen 20 und 1000 Milliarden Tonnen.[12] Sehr wahrscheinlich wurde das Wasser durch einschlagende Kleinkörper zum Merkur gebracht.[13]

Erde

Die größte regional begrenzte Kryosphäre des Sonnensystems existiert auf dem Planeten Erde.[14] Die irdische Kryosphäre besaß in den 1990er Jahren ein Volumen von ungefähr 24 Millionen Kubikkilometern Wassereis.[15] Sie kann zweigeteilt werden in Gebiete mit polarem Wassereis (Packeis, Eisschilde von Grönland und Antarktika)[16] und mit nichtpolarem Wassereis (Gebirgsgletscher, Permafrost der subpolaren Gebiete und außerpolaren Hochgebirge).[17][18] Sie umfasst zudem sowohl subaerische Anteile (Meereis, Gletscher, Eisschilde) als auch subterrane Areale (Permafrost, Eishöhlen[19]). Außerdem kann Wassereis in Form fester Niederschläge vorkommen.[20] 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.[21] Zu keinem Zeitpunkt der Erdgeschichte besaß die Erde eine global durchgehende Kryosphäre.

Wasser der Erde
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 ebenfalls nicht von Sonnenlicht erreicht und liegen wahrscheinlich seit Jahrmilliarden ständig in Schatten.[22][23]

Wasser des Erdmonds
Mars
In einem frischen Einschlagkrater auf dem Mars wurde Wassereis sichtbar, das ansonsten unter der Oberfläche verborgen bleibt.

Die regional begrenzte Kryosphäre des Mars[24] kann ähnlich gegliedert werden wie die Kryosphäre der Erde. Sie umfasst nämlich ebenfalls nicht nur die beiden Polarregionen. Dort sind die Wassereisvorkommen meistens von Trockeneis (außer im Sommer)[25] und vor allem von Sedimenten bedeckt. Um den Nordpol wurden viele tausend Kubikkilometer Wassereis festgestellt.[26] Es nimmt ein Gebiet von ungefähr 900.000 Quadratkilometern ein und erreicht in seiner Mitte zwei Kilometer Dicke.[27] Um den Südpol wurden 1.600.000 Kubikkilometer Wassereis gefunden.[28] Jenseits der Polarregionen befinden sich ausladende Areale mit nicht-polarem Wassereis.[29][30] In höheren mittleren Breiten bleibt Wassereis bereits stabil, wenn es in Untergrundtiefen zwischen einem und zwei Metern gelagert wird.[31] 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.[32] Selbst unter den Sedimentdecken des äquatorial gelegenen Valles Marineris befinden sich 1.000.000 Kubikkilometer Wassereis.[33] Die beiden letztgenannten Wassereisdepots werden als fossiles Eis gedeutet. Es konnte sich halten, weil es (ähnlich wie irdisches Toteis) am Ende einer Vergletscherungsphase von Schutt und Sanden überdeckt wurde. Aus dem Vorhandensein von derlei fossilem, nichtpolaren Wassereis kann geschlossen werden, dass der Mars zumindest eine Eiszeit durchlaufen hat: In seiner Vergangenheit trug der Planet mindestens einmal eine subaerische Kryosphäre, die bis in die Äquatorialzone reichte. Heute besitzt er noch eine verringerte und vor allem subterrane Kryosphäre. Frei zutage tritt sein Wassereis nur in kleinen Arealen in den Polargebieten.

Es 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.[34]

Wasser des Mars

Asteroidenhauptgürtel

Im Asteroidenhauptgürtel – im Übergangsbereich von äußerem zu innerem Sonnensystem – wurde ebenfalls Wassereis gefunden. Es befindet sich an den Oberflächen der Asteroiden Themis[35] und Cybele.[36] Auch der Zwergplanet Ceres besitzt eventuell Wassereis. Es liegt dann in unterirdischen Schichten vor und tritt an zwei Stellen offen zutage, so dass von ihm Wasserdampf sublimieren kann, dieses wurde nachgewiesen.[37]

Wasser des Asteroidenhauptgürtels

Äußeres Sonnensystem

Eine Reihe Himmelskörper des äußeren Sonnensystems besitzt global durchgehende Kryosphären. Zwischen Jupiter- und Neptunorbit kommen sie auf Monden der vier Gasplaneten vor. Im transneptunischen äußeren Sonnensystem (jenseits des Neptunorbits) existieren die Kryosphären auf Zwergplaneten und ihren Monden. Deren Eis wird nicht immer überwiegend von Wassereis gebildet. Andere Eistypen können mehrheitlich vorhanden sein,[38] zum Beispiel Ammoniakeis,[39] Kohlenmonoxideis,[40] Methaneis,[41] Stickstoffeis[42] oder Trockeneis.[43]

Monde und Zwergplaneten
Himmelskörper mit global durchgehenden Kryosphären mit hohen Wassereisanteilen
Gruppe Himmelskörper
Jupitermonde Europa,[44] Ganymed,[45][46] Kallisto.[47][48]
Saturnmonde1 Dione,[49] Enceladus,[50] Iapetus,[49] Mimas,[51] Rhea, Tethys,[49] Titan.[52]
Uranusmonde Ariel,[53] Miranda,[54] Oberon, Titania, Umbriel.[53]
Neptunmonde Triton.[55]
Transneptunische Objekte Charon2,[39] Haumea3,[56] Ixion4,[57] Orcus5,[58] Quaoar6,[59] Sedna.4[58]

1: Die Oberflächen der beiden großen unregelmäßig geformten Saturnmonde Hyperion[60] und Phoebe[61] sind ebenfalls aufgebaut aus verunreinigten Wassereiskörnern.
2: Die Kryosphäre des zugehörigen Zwergplaneten Pluto besitzt keinen ähnlich hohen Wassereisanteil.[42]
3: Kryosphäre aus etwa 60 % Wassereis.[62] Die beiden zugehörigen Monde Hiʻiaka und Namaka besitzen ebenfalls Oberflächen hauptsächlich aus Wassereis.[63]
4: Kryosphäre aus etwa 10 % Wassereis.[62]
5: Kryosphäre aus etwa 20 % Wassereis.[62] Die Kryosphäre des zugehörigen Mondes Vanth besitzt keinen ähnlich hohen Wassereisanteil.[64]
6: Kryosphäre aus 22 % Wassereis.[62]

Wasser des äußeren Sonnensystems
Ring-Objekte
Die Wassereis-Partikel des Saturn-E-Rings stammen vom Saturnmond Enceladus.

Die Kleinkörper der Saturnringe (Ring-Objekte) bestehen aus fast reinem Wassereis (mindestens 90 %).[65][66] Die mikroskopisch kleinen Ring-Objekte des E-Rings sind ein wieder gefrorener Anteil des Wassers, das von den Kryovulkanen des Saturnmonds Enceladus ausgeworfen wurde.[67] Alle Saturnringe beinhalten zusammengenommen und grob geschätzt zwanzig- bis dreißigmal so viel Wasser wie die Erde. Ihr Wassereisreichtum stellt unter den Ringsystemen der Planeten des Sonnensystems eine Besonderheit dar. Denn die Ringsysteme von Jupiter,[68] Uranus[69] und Neptun[70] 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.[71]

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.[72] Kometenkerne werden auch icy dirtballs genannt: Sie bestehen außen aus einer meterdicken Staubkruste, die ein Inneres aus verschiedenen Eistypen einhüllen, zu denen Wassereis gehört.[73][74][75] Diese Erkenntnisse vom inneren Aufbau der 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.[40]

Im äußeren Sonnensystem existieren drei verschiedene Gruppen von Kometenkernen: Kometenkerne der Zentauren, Kometenkerne des Kuipergürtels und Kometenkerne der Oort-Wolke. Zwischen Neptunbahn und Jupiterbahn befinden sich einige hundert[76] Zentauren,[77] von denen mindestens zwei Drittel aus Kometenkernen bestehen.[78][79] Hinter den Zentauren schließen sich hunderte Millionen Kometenkerne des Kuipergürtels an. Ihre Umlaufbahnen liegen jenseits der Neptunbahn.[80] Wenn die Objekte des Kuipergürtels 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.[11]

Ganz außen befinden sich mehrere Milliarden Kometenkerne in der Oort-Wolke.[81] Ungefähr neunzig Prozent der Kerne stammen ursprünglich nicht aus dem eigenen Sonnensystem. Stattdessen wurden sie anderen Planetensystemen gravitativ abgenommen.[82] Dies geschah, als sich die Sonne noch in enger Nachbarschaft mit anderen Sternen in einem gemeinsamen Geburtssternhaufen befand,[83][84][85] zu dem beispielsweise auch der Stern HD 162826 gehörte.[86] Demzufolge ist ein Teil des Wassers, das von Kometen in das innere Sonnensystem verfrachtet wird, extrasolaren Ursprungs. Jenes Wasser aus dem interstellaren Raum kann am Isotopenverhältnis von Protium und Deuterium erkannt werden. Im Wasser des Sonnensystems beträgt dieses Verhältnis üblicherweise 6400 Protium-Atome zu 1 Deuterium-Atom. Extrasolares Wasser besitzt davon abweichende Isotopenverhältnisse.[87]

Wasser der Kometen

Milchstraße

In der protoplanetaren Scheibe des Doppelstern-Systems HD 113766 befindet sich Wassereis (künstlerische Darstellung).

Innerhalb der Milchstraße ist das Sonnensystem nicht der einzige Ort mit Wassereis. Als Teil der Eismäntel von Myriaden interstellarer Staubteilchen[88][89] befindet sich Wassereis fein verteilt in prästellaren Wolkenkernen, wie etwa Lynds 1544. Das Wasser des dortigen Eises könnte die Meere der Erde drei Millionen mal füllen.[90] In ähnlicher Form existiert Wassereis in den kühleren Außenbereichen protoplanetarer Scheiben,[91][11] wie zum Beispiel in der Scheibe um den Stern TW Hydrae. Dort kann es zu Kometenkernen verbacken werden.[92][93] Bisher sind zehn einzelne solcher Exokometen entdeckt worden[94] und Spuren kollidierender Exokometen wurden beim Stern Beta Pictoris gefunden.[95] Außerdem wurde ein massenhaftes Eindringen sehr vieler Exokometen (Kometensturm)[96] für die inneren Bereiche des Planetensystems vom Stern Eta Corvi belegt.[97]

Kometen können aus gürtelförmigen Regionen stammen, die den Außenrand von Planetensystemen begrenzen (äußere Kometengürtel).[98] Die Regionen können mehrere Millionen Kleinkörper beinhalten – darunter sehr viele wassereishaltige Kometenkerne. Im Sonnensystem trägt diese Region den Namen Kuipergürtel. Ähnliche äußere Kometengürtel wurden beobachtet um die Sterne Wega, TW Piscis Austrini (Fomalhaut B),[98] LP 876-10 (Fomalhaut C)[99] und HR 8799.[100]

Wassereis kommt vermutlich in neptunähnlichen Exoplaneten vor. Solche Himmelskörper besitzen ausgedehnte Planetenkerne. Die Kerne könnten zu einem wesentlichen Teil aus Wassereis gebaut sein.[101] Ein Beispiel eines neptunähnlichen Exoplaneten heißt OGLE-2005-BLG-169L b,[102] drei weitere umrunden den Stern HD 69830.[103]

Wassereis ist wahrscheinlich auch auf erdähnlichen Exoplaneten vorhanden. So wird davon ausgegangen, dass der steinerne Kern des erdähnlichen Exoplaneten OGLE-2005-BLG-390L b mit einem viele Kilometer dicken Eispanzer ummantelt ist.[104] Dies wäre das erste entdeckte Beispiel einer global durchgehenden Kryosphäre außerhalb des Sonnensystems. Es wäre gleichzeitig das erste Beispiel für einen wasserreichen terrestrischen Exoplaneten in kalten Regionen jenseits einer habitablen Zone.[105] Grundsätzlich ist davon auszugehen, dass neptunähnliche und erdähnliche Exoplaneten sehr häufig in Planetensystemen vorkommen und die Mehrheit der Exoplaneten bilden.[106][107] Demzufolge sollte Wassereis in vielen Planetensystemen kein seltener Stoff sein.

Wasser der Milchstraße

Flüssigwasser

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 ausschließlich an bestimmten Orten eines Himmelskörpers überdauern. Dann bildet sich eine regional begrenzte Aquasphäre.

Damit Flüssigwasser an einer Planetenoberfläche langfristig existieren kann, muss sich ein wasserreicher terrestrischer Planet (oder ein terrestrischer Mond eines Planeten) innerhalb der habitablen Zone seines Zentralgestirns bewegen: In einem bestimmten Abstand vom Stern ist dessen Beleuchtungsstärke nicht zu stark, um Wasser noch von der Planetenoberfläche gänzlich verdampfen zu lassen. Aber sie ist auch nicht zu schwach, dass es schon vollständig zu Eis erstarrt.[108] Wasser bleibt nur innerhalb eines engen Temperaturbereichs flüssig, unter Normalluftdruck zwischen 0 °C und 100 °C. Darum ist die habitable Zone eines Planetensystems im Verhältnis zu seiner Gesamtausdehnung ein sehr enger Bereich.

Sonnensystem

Gemessen an der Gesamtausdehnung des Sonnensystems, wird hier flüssiges Wasser extrem selten angetroffen. Denn auch in diesem Planetensystem besitzt die habitable Zone keine große Ausdehnung.

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.[108]

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,[109][110] Böden,[111] Wasserwolken und in flüssigen Niederschlägen:[112] Die Erde bewegt sich innerhalb der habitablen Zone.

Wasser der Erde
Mars
Während des Sommers auf der Mars-Südhalbkugel entstehen an sonnenexponierten Hängen recurring slope lineae. Sie deuten vermutlich auf salziges Flüssigwasser hin, das nahe der Oberfläche unterirdisch zu Tal fließt.

Die Aquasphäre des Planeten Mars durchlebte eine wechselvolle Geschichte. In der Frühzeit des Planeten herrschten Oberflächentemperaturen, die Flüssigwasser zuließen.[113] Diverse Minerale in Marsmeteoriten stützen diese These. In ihnen wurden zum Beispiel Carbonate,[114] Schichtsilikate[115] und Iddingsite[116] entdeckt, für deren Bildung die Anwesenheit von Flüssigwasser nötig scheint. Das Gleiche gilt für Magnesiumsulfate,[117] Tonminerale,[118][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.[108] Wegen des sehr niedrigen Luftdrucks des heutigen Mars würde Flüssigwasser an seiner Oberfläche schnell gefrieren oder verdampfen.[128] Die Gründe für den niedrigen Luftdruck – und somit für die Wasserarmut – reichen in die Frühphase des Sonnensystems zurück. Gemäß der Hypothese des Grand Tack (Große Wende)[129] stehen sie insbesondere im Zusammenhang mit dem Riesenplaneten Jupiter:[130] In der protoplanetaren Scheibe des Sonnensystems hatte Jupiter schon nach wenigen Millionen Jahren fast seine volle Größe erreicht. Zudem begann er, in das innere Sonnensystem zu wandern. Die Einwanderung des Jupiter verwirbelte die Planetesimale der inneren protoplanetaren Scheibe. Sie aggregierten zu ungefähr zwanzig Planetenembryonen.[131] Als Jupiter bis auf etwa anderthalb Astronomische Einheiten an die Sonne herangekommen war, drehte sich seine Wanderungsrichtung um. Das lag am Planeten Saturn, der inzwischen ebenfalls herangewachsen war und nun mit seiner Schwerkraft den ersten Riesenplaneten wieder nach außen zog. Während der Rückmigration wurde das innere Sonnensystem nochmals durchgewirbelt. Planetenembryonen und übrig gebliebene Planetesimale kollidierten miteinander, stürzten in die Sonne oder wurden aus dem Sonnensystem geschleudert.[132] Die meisten Objekte sammelten sich in einem Sonnenabstand von bis zu einer Astronomischen Einheit. Dort ließen sie die Planeten Merkur, Venus und Erde aggregieren.[131] Ein anderer Planetenembryo fand sich auf einer Bahn wieder, die bei anderthalb Astronomischen Einheiten um das Zentralgestirn führte. Er bewegte sich zu weit außen, um durch einschlagende Objekte noch signifikant an Masse zu gewinnen. Dieser überdauernde Planetenembryo war der Mars.[133] Deshalb besitzt er nur 11 % der Masse der Erde.[134] Seine geringe Masse, sein geringes Volumen und seine Umlaufbahn – die alle drei ursächlich auf die Wanderung des Jupiter zurückgehen – werden als Hauptgründe für die heutige Wasserarmut gesehen:

  • Eine geringere Masse übte eine geringere Schwerkraft aus. Teilchen der Marsatmosphäre konnten leichter in den Weltraum verdriften, nachdem sie von der Sonne erwärmt und beschleunigt worden waren.[135]
  • Ein kleinerer Körper kühlte schneller aus. Ohne ausreichend Wärme kamen Konvektionsströme im eisenreichen Planetenkern zum Erliegen.[136] Der Mars verlor sein globales Magnetfeld schon während der ersten 500 Millionen Jahre.[137] Ohne Magnetfeld war die Atmosphäre nicht mehr abgeschirmt vom Sonnenwind. Der Sonnenwind konnte Teilchen der Marsatmosphäre in den Weltraum reißen.[138][139]
  • Wegen seiner Nähe zum Asteroidenhauptgürtel wurde der Mars häufiger von Hauptgürtelasteroiden impaktiert als andere Himmelskörper des Sonnensystems. Jeder Impakt schleuderte einen Teil der Atmosphäre hinaus, die er wegen seiner geringen Schwerkraft kaum zurückhalten konnte.[140]

Der Mars hat bis zu neunzig Prozent seiner Atmosphäre verloren.[138] Im Zuge dessen verschwand eine Wassermenge, die ausreichen würde um seine gesamte Oberfläche mehrere zehn Meter tief zu bedecken.[140] Die aktuellen Flüssigwasservorkommen des Mars haben nur noch geringen Umfang.[141] Jüngste Schmelzwasserströme scheinen vor 200.000 Jahren geflossen zu sein.[142] Immerhin könnten sich während des Sommers heute noch Flüssigwasser-Taschen im oberen Wassereis ausschmelzen.[143] Vor allem 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.[144]

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. Der Begriff bedeutet übersetzt etwa „wiederkehrende Linienstruktur an Abhängen“ und bezeichnet dunkle Linien auf der Marsoberfläche mit typischen fingrigen Verläufen. Sie sind wahrscheinlich auf unterirdisch hangabwärts strömendes Salzwasser zurückzuführen.[145][146] Wenige Schlammtröpfchen aus Perchlorat-haltigem Salzwasser sind die bisher einzigen fotografischen Belege für Flüssigwasser jenseits der Erde.[147][148]

Wasser des Mars

Äußeres Sonnensystem

Im äußeren Sonnensystem wird flüssiges Wasser auf einigen Monden und Kometen vermutet. Die Existenz von Flüssigwasser ist bislang allerdings nur indirekt möglich.

Wasser des äußeren Sonnensystems
Monde

In den kalten Weiten des äußeren Sonnensystems, auf den Jupitermonden Europa und Ganymed sowie den Saturnmonden Enceladus und Titan, ist Flüssigwasser mit hoher Wahrscheinlichkeit unter Eisschichten verborgen. Es wird vermutet, dass ihre Aquasphären subglazial und tief sind, also durch viele Kilometer Wassereis nach außen abgeschottet werden. Nach neueren Hinweisen könnten auch der Jupitermond Kallisto, der Saturnmond Dione, die Uranusmonde Titania und Oberon, sowie der Neptunmond Triton Flüssigwasser unter ihrer Eisschicht verbergen.

Eine subglaziale, tiefe und global durchgehende Aquasphäre befindet sich mit großer Sicherheit auf dem Jupitermond Europa.[149] Europas Aquasphäre könnte bis zu 100 km Mächtigkeit besitzen. Innerhalb des subglazialen Ozeans formen sich Konvektionsströme, die das überlagernde Eis in Bewegung versetzen und in Platten zerbrechen. Neben dem Planeten Erde ist der Mond Europa der einzige bisher bekannte Himmelskörper mit einer aktiven Plattentektonik.[150] Eine ähnliche Aquasphäre wird auch für den Jupitermond Ganymed vermutet.[151] Die äußeren Schichten von Ganymed könnten aus mehreren Wassereishüllen bestehen. Die einzelnen Wassereishüllen wären dann durch viele Kilometer mächtige Flüssigwasserschichten voneinander getrennt. Ganymeds Flüssigwasser ist salzhaltig, enthält wahrscheinlich Magnesiumsulfat. Je tiefer eine Flüssigwasserschicht liegt, desto dichter wäre sie und desto höher wäre ihr Salzgehalt.[152]

Eine subglaziale, tiefe und regional begrenzte Aquasphäre existiert sehr wahrscheinlich an der Südpolregion des Saturnmonds Enceladus.[50] Sie führt Salzwasser.[153] Auch für den Saturnmond Titan kann eine subglaziale, tiefe und global durchgehende Aquasphäre angenommen werden,[154][155] die ebenfalls salzhaltig ist.[156]

Die Energie zum Schmelzen des Wassereises ist bei allen vier Monden geothermischen Ursprungs, die aus den Inneren der Himmelskörper stammt. Es wird davon ausgegangen, dass die Hitze zumeist durch Gezeitenkräfte erzeugt wird. Die Schwerkräfte der Riesenplaneten und der Nachbarmonde führen zu Verformungen der Mondkörper, wodurch deren innere Materialien gegeneinander reiben. Wegen der Reibung werden Teile der Bewegungsenergie in thermische Energie gewandelt – zu Gezeitenwärme.[157][158] Dieses einfache Gezeitenwärme-Modell muss jedoch für Enceladus und Ganymed noch ergänzt werden. Beide Monde emittieren mehr thermische Energie, als sie auf ihren derzeitigen Umlaufbahnen aus Gezeitenkräften wandeln können.[159][160] Bei Enceladus wird angenommen, dass der Mond erst kürzlich von einer leicht anderen Umlaufbahn auf seinen jetzigen Orbit eingeschwenkt ist. Die heute messbaren Energiewerte wären dann das Nachglimmen der zuvor stärker erzeugten Gezeitenwärme.[160] Bei Ganymed könnte die thermische Energie aus Zerfallswärme stammen. Sie rührt von radioaktiven Stoffen her, die im Mondinneren gelagert sind.[161]

Kometen
Zumindest in Anteilen war einst das Wasser des Kerns des Kometen Wild 2 flüssig.

Sogar die icy dirtballs von Kometen gingen durch mindestens eine Phase, in der Teile ihres Wassers vorübergehend vom festen in den flüssigen Aggregatzustand wechselten. Dies wurde anhand winziger Cubanit-Körnchen belegt, die aus dem Schweif des Kometen Wild 2 gewonnen werden konnten. 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.[162] Die Energie zum Aufschmelzen könnte aus verschiedenen Energiequellen stammen:

  • Die Kometenkerne könnten irgendwann mit anderen Himmelskörpern kollidiert sein. Dann wären Teile der Bewegungsenergie in thermische Energie gewandelt worden, die Zonen um die Einschlagkrater hätte aufschmelzen können.[162]
  • 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.[163]
  • In der Frühzeit des Sonnensystems könnte Zerfallswärme die Kometenkerne für ungefähr eine Million Jahre umfangreich aufgeschmolzen haben.[163][162] Dafür wären radioaktive Stoffe nötig gewesen, die wiederum aus Supernovae stammen, die in der Nähe des Sonnensystems stattgefunden haben müssten.[164][165][166] Nach dem derzeitigen Forschungsstand ist allerdings nicht sicher, ob solche Supernovae tatsächlich stattfanden.[167]
Wasser der Kometen

Milchstraße

Der Exoplanet GJ 1214 b umkreist einen roten Zwergstern. Auf der Planetenoberfläche können vermutlich heiße Ozeane aus Flüssigwasser existieren (künstlerische Darstellung).

Direkte Hinweise auf Flüssigwasser wurden innerhalb der Milchstraße jenseits des Sonnensystems noch keine entdeckt. Von allen bisher gefundenen Exoplaneten werden wenige mit gewissen Wahrscheinlichkeiten von Flüssigwasser ganz oder teilweise eingehüllt[108] – und damit als potentiell bewohnbar eingestuft. Zu dieser Gruppe gehört beispielsweise der 11,5 Milliarden Jahre alte Planet Kapteyn b.[168] Weiterhin befinden sich vielleicht kochend heiße Ozeane auf dem Exoplaneten GJ 1214 b.[169]

Aquasphären solcher Wasserplaneten[170] können über einhundert Kilometer Dicke erreichen.[108] Tiefer als ungefähr 150 Kilometer können Aquasphären allerdings nicht werden. Denn noch tiefere Wasserschichten würden durch den Druck des überlagernden Wassers ihren Aggregatzustand von flüssig nach fest wechseln.[108] Derlei Hochdruckeis[108] wäre aber nicht kalt, sondern sehr heiß und könnte sogar weiß glühen.[171]

Neben dieser älteren Vorstellung bildete sich inzwischen eine neue Meinung über das Aussehen von Wasserplaneten. Die neue Meinung geht nicht mehr davon aus, dass der gesamte Exoplanet von einer gewaltigen Aquasphäre eingehüllt sein muss. Stattdessen soll auch bei sehr wasserreichen Exoplaneten ein Großteil des Wassers in seinem Inneren (im Planetenmantel) gelagert werden. Der Wassertransport ins Planeteninnere soll ähnlich geschehen wie auf der Erde – durch Subduktion ozeanischer wasserhaltiger Lithosphäre.[172][173] Auf diesem Weg könnte sehr viel Wasser von der Oberfläche entfernt werden, so dass sogar Kontinente mit trockenem Festland denkbar wären.[174]

Außerdem können sich Aquasphären noch unterhalb von oberflächlichen, global durchgehenden Kryosphären befinden – so wie es etwa für den Jupitermond Europa angenommen wird.[44] Eine solche subglaziale Aquasphäre kann für den Exoplaneten OGLE 2005-BLG-390L b vermutet werden.[175]

Wasser der Milchstraße

Wasserdampf

Wasserdampf entsteht überall dort, wo Flüssigwasser verdunstet oder Wassereis sublimiert. Beide Vorgänge benötigen Energie. Im Inneren eines Planetensystems kann die Energie durch das Sonnenlicht geliefert werden,[176] das dort noch eine verhältnismäßig große Beleuchtungsstärke besitzt. Im äußeren Planetensystem können nur andere Energiequellen Wasserdampf generieren. Infrage kommen hierzu geothermische Prozesse[177] und Impakte.[178]

Sonnensystem

Wasserdampf ist zwar der flüchtigste Aggregatzustand des Wassers. Im Sonnensystem wird er aber ab einem Abstand von ungefähr einer Astronomischen Einheit zur Sonne regelmäßig angetroffen.

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,[108] weil die Venusatmosphäre durch die nahe Sonne stark erhitzt wurde.[179]

Erde

Die Atmosphäre der Erde ist im Mittel sehr wasserdampfreich.[180] Der größte Teil des Wasserdampfs verbleibt in der Troposphäre. Dort kondensiert er mitunter zu Wasserwolken beziehungsweise resublimiert zu Eiswolken (→ Wolken).[181] In der Erdatmosphäre befinden sich zu jedem Zeitpunkt ungefähr 13.000 Kubikkilometer Wasser.[15]

Wasser der Erde
Mars
Die Atmosphäre des Planeten Mars enthält Wasserdampf.

Auch die Atmosphäre des Mars enthält größere Mengen Wasserdampf,[182][183] sogar mehr Wasserdampf als die Atmosphäre der Erde oberhalb der Troposphäre. Der Wasserdampf resublimiert in Höhen zwischen zehn und dreißig Kilometern zu dünnen Cirruswolken.[184][185]

Wasser des Mars
Kometen

Auf ihren Wegen in das innere Sonnensystem queren Kometen irgendwann die Marsbahn. Damit stoßen sie in den Bereich mit verhältnismäßig hoher Sonnenbeleuchtungsstärke und großer Sonnenwinddichte vor.[186] Dann entweichen aus Spalten[187] in der Kometen-Staubkruste die Stoffe des darunter liegenden Kometeneises. Sie sublimieren, schießen in den Weltraum hinaus und bilden Kometenkoma und -schweif.[186] Zu den sublimierten Stoffen gehört viel Wasserdampf.[188][189]

Wasser der Kometen

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.[37] 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 Phaethon stammt das Gas aus der Dehydratisierung von Kristallwasser.[190]

Wasser des Asteroidenhauptgürtels

Äußeres Sonnensystem

Wasserdampffontänen über der Südpolregion des Jupitermonds Europa.

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.[191]

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 Jupiterstratosphäre.[192] Dort stellt es 95 Prozent allen Wasserdampfs. Die Wasserdampfkonzentrationen erreichen auf der Südhalbkugel zwei- bis dreimal höhere Werte als auf der Nordhalbkugel.[193] Der Wasserdampf kann zu Wassereiswolken resublimieren.[194]

Im Saturnsystem existiert Wasserdampf ebenfalls an mehreren Orten. Er befindet sich in der Atmosphäre des Gasplaneten. Dort resublimiert der Dampf zu Wassereiswolken.[194] Wasserdampf schwebt zudem über dem Saturnmond Enceladus[195] und stammt aus dem kryovulkanischen Exhalat von ungefähr einhundert Geysiren.[196] Der Dampf verdriftet und bildet das Ausgangsmaterial für eine riesige Hydroxylwolke in der Nähe des Saturn.[197][198] Außerdem existiert Wasserdampf in der Atmosphäre des Saturnmonds Titan.[199]

Es wird weiterhin davon ausgegangen, dass sich in tieferen Atmosphärenschichten von Uranus und Neptun ebenfalls Wasserdampf befindet, der genauso zu Wassereiswolken resublimiert. Bei allen vier Gasplaneten wurde der Wasserdampf wahrscheinlich größtenteils durch einschlagende Kleinkörper herangebracht.[194]

Wasser des äußeren Sonnensystems

Milchstraße

Hinter den Grenzen des Sonnensystems existiert der Wasserdampf der Milchstraße in protoplanetaren Scheiben. So sublimiert er aus fein verteiltem Wassereis.[200] Beispiele sind die Scheiben der Sterne AS 205A, DR Tau[201] und HD 113766.[202] Wasserdampf findet sich weiterhin in den Kometenschweifen der entdeckten Exokometen.[11] In den Atmosphären erdähnlicher Exoplaneten wurde bisher allerdings noch kein Wasserdampf gefunden.[203][204] Dies könnte vor allem an den Schwierigkeiten liegen, atmosphärische Messdaten von solch kleinen und weit entfernten Objekten zu gewinnen.[205] Dementsprechend konnte Wasserdampf bisher allein in den Gashüllen einiger jupiterähnlicher Exoplaneten ausgemacht werden, nämlich bei HD 189733 b,[206] HD 209458 b, XO-1b,[207] WASP-12 b, WASP-17 b, WASP-19 b[208] und Tau Bootis b.[209] In der kalten Atmosphäre des Braunen Zwergs WISE J085510.83-071442.5 resublimiert Wasserdampf zu Wassereiswolken.[210]

In der MOLsphäre des roten Überriesensterns Beteigeuze wird Wasser synthetisiert.

Darüber hinaus wird Wasserdampf neu in den Atmosphären roter Riesensterne und roter Überriesensterne gebildet. Bei ihnen befindet sich außerhalb von Photosphäre und Chromosphäre eine Schicht, die MOLsphäre genannt wird.[211] Sie besitzt mehrere Sterndurchmesser Breite.[212][213] In ihr sammeln sich kleine Moleküle (CO,[214] CN,[215] SiO[216]) und Staub (Al2O3[216] und Silicate[212]). Zu den Molekülen gehören auch Hydroxyl (OH)[215] und Wasser (H2O).[211] Das Material für die Stoffe wird von der Sternoberfläche angeliefert. Wahrscheinlich steigt es mit Hilfe riesiger Konvektionszellen auf, vielleicht unterstützt durch Alfvénwellen.[212] Die kleinen Moleküle und der Staub werden weit mehrheitlich erst innerhalb der MOLsphäre aus dem aufgestiegenen Material gebildet. In diesem größeren Abstand zur Sternoberfläche sind die Temperaturen niedrig genug, um die Stoffe nicht sofort wieder zu zersetzen.[217][218] MOLsphären wurden beim Stern Aldebaran, bei anderen roten Riesen[219] und bei Beteigeuze[220] entdeckt. Wasserdampf wird ebenfalls in der staubreichen Nähe des Sterns IRC +10216 geformt, der als Kohlenstoffstern zu einer besonderen Gruppe roter Riesen gehört.[221]

Wasserdampf kann in interstellaren Nebeln existieren. Sein Vorhandensein wurde in der komprimierenden Region BN-KL des Orionnebels belegt. Dort werden alle 24 Minuten Wassermengen vom Umfang allen irdischen Meerwassers produziert.[222]

Auch in Molekülwolken befindet sich Wasserdampf, so zum Beispiel im prästellaren Wolkenkern Lynds 1544. Der Wolkenkern stellt einen verdichteten Bereich innerhalb der viel größeren Taurus-Molekülwolke dar. In Lynds 1544 befindet sich so viel Wasser, dass damit die irdischen Meere zweitausendmal gefüllt werden könnten. Der Wasserdampf sublimiert aus wassereishaltigen Staubkörnern. Die Energie zur Sublimation stammt aus Strahlung des fernen UV-Bereichs, die aus anderen Zonen der Milchstraße kommt und die Molekülwolke durchwandert.[90]

Wasser der Milchstraße

Außerhalb der Milchstraße

Die Spektrometrie des Lichts des Quasars APM 08279+5255 belegte die Anwesenheit von Wasser (künstlerische Darstellung).

Wasserdampf ist der einzige Aggregatzustand des Wassers, der bisher außerhalb der Milchstraße detektierbar ist. Das liegt an der Ferne der astronomischen Objekte. Ein sehr eindeutiger Beleg für ihn fand sich in der Spektrometrie des Lichts des Quasars MG J0414+0534. Es war 11,1 Milliarden Jahre bis zur Erde unterwegs. Insgesamt wurde Wasserdampf bisher im Licht von ungefähr einhundert ferneren und näheren Galaxien gefunden.[223]

Der am weitesten entfernte Nachweis von Wasserdampf stammt aus dem Licht des Quasars APM 08279+5255. Die Menge seines Wassers wird auf einhunderttausend Sonnenmassen geschätzt. Das wäre ungefähr das Einhundertvierzigbillionenfache allen irdischen Meerwassers. Die Lichtstrahlen des Quasars benötigten 12,1 Milliarden Jahre bis zur Erde.[224] Gemäß der gängigen Interpretation der Daten des Planck-Weltraumteleskops jedoch hat der Urknall vor 13,82 Milliarden Jahren stattgefunden.[225] Demzufolge ist Wasser im beobachtbaren Universum spätestens nach 1,72 Milliarden Jahren vorhanden gewesen.

Überkritisches Wasser

Tief in den Ozeanen des Planeten 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.[226] 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).[227]

Wasser der Erde

Siehe auch

Literatur

  • Encrenaz T.: Searching for Water in the Universe. Heidelberg, 2007 ISBN 978-0-387-34174-3
  • Frankland V. L.: Towards understanding the formation of water on interstellar dust grains. Edinburgh, 2011 Link
  • Müller J., Lesch H.: Woher kommt das Wasser der Erde? In: Chemie in unserer Zeit, Nr. 37 (2003), S. 242–246 doi:10.1002/ciuz.200300282
  • Hanslmeier A.: Water in the Universe. Heidelberg, 2010 ISBN 978-90-481-9983-9
  • Wilhelm F.: Hydrogeographie. Braunschweig, 1997 ISBN 978-3-14-160279-1
  • A. Wolf: Dreiatomiger Wasserstoff in interstellaren Wolken und auf der Erde. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 7, 2012, S. 12–14 (Online).

Weblinks

Einzelnachweise

  1. ↑ Jeffrey Bennett et al.: Astronomie. Die kosmische Perspektive (Hrsg. Harald Lesch), 5., aktualisierte Auflage 2010. Pearson Studium Verlag, München, ISBN 978-3-8273-7360-1, Seite 1048
  2. ↑ L. A. Lebofsky: Asteroid 1 Ceres – Evidence for water of hydration. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Nr. 182 (1978), S. 17, doi:10.1093/mnras/182.1.17P.
  3. ↑ >H. P. Larson: The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites. In: Icarus Band=Nr. 56 (1983). S. 398, doi:10.1016/0019-1035(83)90161-6.
  4. ↑ de Sanctis M. C., Combe J-Ph., Ammannito E., Palomba E., Longobardo A., McCord T. B., Marchi S., Capaccioni F., Capria M. T., Mittlefehldt D. W., Pieters C. M., Sunshine J., Tosi F., Zambon F., Carraro F., Fonte S., Frigeri A., Magni G., Raymond C. A., Russell C. T., Turrini D.: Detection of widespread hydrated materials on Vesta by the VIR imaging spectrometer on board the Dawn mission. In: The Astrophysical Journal Letters, Nr. 758 (2012), L36 doi:10.1088/2041-8205/758/2/L36
  5. ↑ Barnes J. J., Anand M., Franchi I. A., Starkey N. A., Ota Y., Sano Y., Russell S. S., Tartèse R.: The hydroxyl content and hydrogen isotope composition of lunar apatites. In: 43rd Lunar and Planetary Science Conference, 2012, S. 1797 Link
  6. ↑ Encrenaz T., Bibring J.-P., Blanc M., Barucci M.-A., Roques F., Zarka P.: The Solar System. Berlin·Heidelberg, 2004, S. 275, ISBN 978-3-540-00241-3
  7. ↑ Norton O., Richard N. O.: The Cambridge Encyclopedia of Meteorites. Cambridge, 2002, S. 121–124, ISBN 978-0-521-62143-4
  8. ↑ Mustard J. F., Murchie S. L., Pelkey S. M., Ehlmann B. L., Milliken R. E., Grant J. A., Bibring J.-P., Poulet F., Bishop J., Dobrea E. N., Roach L., Seelos F., Arvidson R. E., Wiseman S., Green R., Hash C., Humm D., Malaret E., McGovern J. A., Seelos K., Clancy T., Clark R., Marais D. D., Izenberg N., Knudson A., Langevin Y., Martin T., McGuire P., Morris R., Robinson M., Roush T., Smith M., Swayze G., Taylor H., Titus T., Wolff M.: Hydrated Silicate Minerals on Mars Observed by the Mars Reconnaissance Orbiter CRISM Instrument. In: Nature, Nr. 454 (2008), S. 305 doi:10.1038/nature07097
  9. ↑ Wilhelm F.: Hydrogeographie. Braunschweig, 1997, S. 11, ISBN 978-3-14-160279-1
  10. ↑ Lin D. N. C.: Die chaotische Geburt der Planeten. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 6, 2008, S. 26 (Online).
  11. ↑ a b c d J. Hattenbach: Brocken um ferne Sterne. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 5, 2013, S. 13 (Online).
  12. ↑ Dambeck T.: Eis in der Gluthölle. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 3, 2013, S. 13–14 (Online).
  13. ↑ Dambeck T.: Eis in der Gluthölle. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 3, 2013, S. 13 (Online).
  14. ↑ Wilhelm F.: Hydrogeographie. Braunschweig, 1997, S. 117–120, ISBN 978-3-14-160279-1
  15. ↑ a b Wilhelm F.: Hydrogeographie. Braunschweig, 1997, S. 11–12, ISBN 978-3-14-160279-1
  16. ↑ Wilhelm F.: Hydrogeographie. Braunschweig, 1997, S. 119, ISBN 978-3-14-160279-1
  17. ↑ Eitel B.: Bodengeographie. Braunschweig, 1999, S. 50 u. 66, ISBN 978-3-14-160281-4
  18. ↑ Wilhelm F.: Hydrogeographie. Braunschweig, 1997, S. 100–107, ISBN 978-3-14-160279-1
  19. ↑ Dauer T.: Abseilen ins Höhleneis. In: GEO, Nr. 01 (2014), S. 30–48 Link
  20. ↑ Wilhelm F.: Hydrogeographie. Braunschweig, 1997, S. 42–43, ISBN 978-3-14-160279-1
  21. ↑ Allen P. A., Etienne J. L.: Sedimentary challenge to Snowball Earth. In: Nature Geoscience, Nr. 1 (2008), S. 817 doi:10.1038/ngeo355
  22. ↑ Feldman W. C., Maurice S., Lawrence D. J., Little R. C., Lawson S. L., Gasnault O., Wiens R. C., Barraclough B. L., Elphic R. C., Prettyman T. H., Steinberg J. T., Binder A. B.: Evidence for water ice near the lunar poles. In: Journal of Geophysical Research: Planets, Nr. 106 (2001), S. 23231 doi:10.1029/2000JE001444
  23. ↑ Spudis P. D., Bussey D. B. J., Baloga S. M., Butler B. J., Carl D., Carter L. M., Chakraborty M., Elphic R. C., Gillis-Davis J. J., Goswami J. N., Heggy E., Hillyard M., Jensen R., Kirk R. L., LaVallee D., McKerracher P., Neish C. D., Nozette S., Nylund S., Palsetia M., Patterson W., Robinson M. S., Raney R. K., Schulze R. C., Sequeira H., Skura J., Thompson T. W., Thomson B. J., Ustinov E. A., Winters H. L.: Initial results for the north pole of the Moon from Mini-SAR, Chandrayaan-1 mission. In: Geophysical Research Letters, Nr. 37 (2010), L06204 doi:10.1029/2009GL042259
  24. ↑ Mousis O., Lunine J. I., Chassefière E., Montmessin F., Lakhlifi A., Picaud S., Petit J.-M., Cordier D.: Mars cryosphere: A potential reservoir for heavy noble gases? In: Icarus, Nr. 218 (2012), S. 80 doi:10.1016/j.icarus.2011.12.007
  25. ↑ Appéré T., Schmitt B., Langevin Y., Douté S., Pommerol A., Forget F., Spiga A., Gondet B., Bibring J.-P.: Winter and spring evolution of northern seasonal deposits on Mars from OMEGA on Mars Express. In: Journal of Geophysical Research: Planets, Nr. 116 (2011), E05001 doi:10.1029/2010JE003762
  26. ↑ Maise G., Powell J., Powell J., Paniagua J., Ludewig H.: MULTI-MICE: A Network of Interactive Nuclear Cryo Probes to Explore Ice Sheets on Mars and Europa. New York, 2006, S. 2 Link
  27. ↑ Putzig N. E., Phillips R. J., Seu R., Biccari D., Safaeinili A., Holt J. W., Plaut J. J., Egan A. F.: Subsurface structure of Planum Boreum from Mars Reconnaissance Orbiter Shallow Radar soundings. In: Icarus, Nr. 204 (2009), S. 443 doi:10.1016/j.icarus.2009.07.034
  28. ↑ Plaut J. J., Picardi G., Safaeinili A., Ivanov A. B., Milkovich S. M., Cicchetti A., Kofman W., Mouginot J., Farrell W. M., Phillips R. J., Clifford S. M., Frigeri A., Orosei R., Federico C., Williams I. P., Gurnett D. A., Nielsen E., Hagfors T., Heggy E., Stofan E. R., Plettemeier D., Watters T. R., Leuschen C. J., Edenhofer P.: Subsurface Radar Sounding of the South Polar Layered Deposits of Mars. In: Science, Nr. 316 (2007), S. 92 doi:10.1126/science.1139672
  29. ↑ Head J. W., Marchant D. R.: Evidence for Non-Polar Ice Deposits in the Past History of Mars. In: Lunar and planetary science Conference, Nr. 39 (2008), S. 1295 Link
  30. ↑ A. S. McEwen: Wandelbarer Mars. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 12, 2013, S. 67 (Online).
  31. ↑ Bandfield J. L.: High-resolution subsurface water-ice distributions on Mars. In: Nature, Nr. 447 (2007), S. 64 doi:10.1038/nature05781
  32. ↑ Plaut J. J., Safaeinili A., Holt J. W., Phillips R. J., Head III J. W., Seu R., Putzig N. E., Frigeri A.: Radar evidence for ice in lobate debris aprons in the mid-northern latitudes of Mars. In: Geophysical Research Letters, Nr. 36 (2009), L02203 doi:10.1029/2008GL036379
  33. ↑ Gourronc M., Bourgeois O., Mège D., Pochat S., Bultel B., Massé M., Le Deit L., Le Mouélic S., Mercier D.: One million cubic kilometers of fossil ice in Valles Marineris: Relicts of a 3.5 Gy old glacial landsystem along the Martian equator. In: Geomorphology, Nr. 204 (2014), S. 235 doi:10.1016/j.geomorph.2013.08.009
  34. ↑ Scanlon K. E., Head J. W., Madeleine J.-B., Wordsworth R. D., Forget F.: Orographic precipitation in valley network headwaters: Constraints on the ancient Martian atmosphere. In: Geophysical Research Letters, Nr. 40 (2013), S. 4182 doi:10.1002/grl.50687
  35. ↑ Campins H., Hargrove K., Pinilla-Alonso N., Howell E. S., Kelley M. S., Licandro J., Mothé-Diniz T., Fernández Y., Ziffer J.: Water ice and organics on the surface of the asteroid 24 Themis. In: Nature, Nr. 464 (2010), S. 1320 doi:10.1038/nature09029
  36. ↑ Licandro J., Campins H., Kelley M., Hargrove K., Pinilla-Alonso N., Cruikshank D., Rivkin A. S., Emery J.: (65) Cybele: detection of small silicate grains, water-ice, and organics. In: Astronomy & Astrophysics, Nr. 525 (2011), A34 doi:10.1051/0004-6361/201015339
  37. ↑ a b Küppers M., O’Rourke L., Bockelée-Morvan D., Zakharov V., Lee S., v. Allmen P., Carry B., Teyssier D., Marston A., Müller T., Crovisier J., Barucci M. A., Moreno R.: Localized sources of water vapour on the dwarf planet (1) Ceres. In: Nature, Nr. 505 (2014), S. 525 doi:10.1038/nature12918
  38. ↑ de Bergh C., Schmitt B., Moroz L. V., Quirico E., Cruikshank D. P.: Laboratory Data on Ices, Refractory Carbonaceous Materials, and Minerals Relevant to Transneptunian Objects and Centaurs In: Barucci M. A., Boehnhardt H., Cruikshank D. P., Morbidelli A., Dotson R. (Hrsg.): The Solar System Beyond Neptune. Tucson, 2008, S. 483–506, ISBN 978-0-8165-2755-7
  39. ↑ a b Brown M. E., Calvin W. M.: Evidence for Crystalline Water and Ammonia Ices on Pluto’s Satellite Charon. In: Science, Nr. 287 (2000), S. 107 doi:10.1126/science.287.5450.107
  40. ↑ a b Jewitt D. C.: From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter. In: The Astronomical Journal, Nr. 123 (2002), S. 1046 doi:10.1086/338692
  41. ↑ Merlin F., Alvarez-Candal A., Delsanti A., Fornasier S., Barucci M. A., DeMeo F. E., de Bergh C., Doressoundiram A., Quirico E., Schmitt B.: Stratification of Methane Ice on Eris’ Surface. In: The Astronomical Journal, Nr. 137 (2009), S. 315 doi:10.1088/0004-6256/137/1/315
  42. ↑ a b Owen T. C., Roush T. L., Cruikshank D. P., Elliot J. L., Young L. A., de Bergh C., Schmitt B., Geballe T. R., Brown R. H., Bartholomew M. J.: Surface Ices and the Atmospheric Composition of Pluto. In: Science, Nr. 261 (1993), S. 745 doi:10.1126/science.261.5122.745
  43. ↑ Brown M. E., Schaller E. L., Fraser W. C.: A hypothesis for the color diversity of the Kuiper belt. In: The Astrophysical Journal Letters, Nr. 739 (2011), L60 doi:10.1088/2041-8205/739/2/L60
  44. ↑ a b Greeley R., Heads J. W., Pappalardo R. T.: Der verborgene Ozean des Jupitermonds Europa. In: Spektrum der Wissenschaft, Nr. 12 (1999), S. 42–53 Link
  45. ↑ Schubert G., Zhang K., Kivelson M. G., Anderson J. D.: The magnetic field and internal structure of Ganymede. In: Nature, Nr. 384 (1996), S. 544–545 doi:10.1038/384544a0
  46. ↑ Spohna T., Schubert G.: Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter? In: Icarus, Nr. 161 (2003), S. 456–467 doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9
  47. ↑ Kuskov O. L., Kronrod V. A.: Internal structure of Europa and Callisto. In: Icarus, Nr. 177 (2005), S. 550–569 doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014
  48. ↑ Barr A. C., Canup R. M.: Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment. In: Nature Geoscience, Nr. 3 (2010), S. 164–167 doi:10.1038/ngeo746
  49. ↑ a b c Clark R. N., Brown R. H., Owensby P. D., Steele A.: Saturn’s satellites: Near-infrared spectrophotometry (0.6–2.5 μm) of the leading and trailing sides and compositional implications. In: Icarus, Nr. 58 (1984), S. 265–281 doi:10.1016/0019-1035(84)90043-5
  50. ↑ a b C. Porco: Enceladus – rätselhafter Saturnmond. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 6, 2009, S. 24–33 (Online).
  51. ↑ Cruikshank D. P., Marzo G. A.; Pinilla-Alonso N., Roush T. L., Mastrapa R. M., Dalle Ore C. M., Buratti B. J., Stephan K., VIMS Team: Mimas: Preliminary Evidence For Amorphous Water Ice From VIMS. In: Bulletin of the American Astronomical Society, Nr. 42 (2010), S. 943 Link
  52. ↑ Hayne P., McCord T. B., Sotin C., Barmatz M., Mielke R., Combe J.-Ph., Hansen G. B.: Titan’s Surface Composition: Constraints From Laboratory Experiments And Cassini/VIMS Observations. In: Lunar and Planetary Science Conference, 2008, S. 80–81 Link
  53. ↑ a b Grundy W. M., Young L. A., Spencer J. R., Johnson R. E., Young E. F., Buie M. W.: Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations. In: Icarus, Nr. 184 (1999), S. 543 doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016
  54. ↑ Bauer J. M., Roush T. L., Geballe T. R., Meech K. J., Owen T. C., Vacca W. D., Rayner J. T., Jim K. T.C.: The Near Infrared Spectrum of Miranda: Evidence of Crystalline Water Ice. In: Icarus, Nr. 158 (2002), S. 178 doi:10.1006/icar.2002.6876
  55. ↑ Cruikshank D. P., Schmitt B., Roush T. L., Owen T. C., Quirico E., Geballe T. R., de Bergh C., Bartholomew M. J., Dalle Ore C. M., Douté S., Meier R.: Water Ice on Triton. In: Icarus, Nr. 147 (2000), S. 309–316 doi:10.1006/icar.2000.6451
  56. ↑ Pinilla-Alonso N., Brunetto R., Licandro J., Gil-Hutton R., Roush T. L., Strazzulla G.: The surface of (136108) Haumea (2003 EL{61}), the largest carbon-depleted object in the trans-Neptunian belt. In: Astronomy and Astrophysics, Nr. 496 (2009), S. 547 doi:10.1051/0004-6361/200809733
  57. ↑ Merlin F., Barucci M. A., de Bergh C., Fornasier, Doressoundiram A., Perna D., Protopapa S.: Surface composition and physical properties of several trans-neptunian objects from the Hapke scattering theory and Shkuratov model. In: Icarus, Nr. 208 (2010), S. 945 doi:10.1016/j.icarus.2010.03.014
  58. ↑ a b Trujillo C. A., Brown M. E., Rabinowitz D. L., Geballe T. R.: Near-Infrared Surface Properties of the Two Intrinsically Brightest Minor Planets: (90377) Sedna and (90482) Orcus. In: The Astrophysical Journal, Nr. 627 (2005), S. 1057 doi:10.1086/430337
  59. ↑ Jewitt D. C., Luu J.: Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar. In: Nature, Nr. 432 (2004), S. 731 doi:10.1038/nature03111
  60. ↑ Owen T. C., Cruikshank D. P., Dalle Ore C. M., Geballe T. R., Roush T. L., de Bergh C: Detection of Water Ice on Saturn’s Satellite Phoebe. In: Icarus, Nr. 139 (1999), S. 379 doi:10.1006/icar.1999.6116
  61. ↑ Cruikshank D. P., Pendleton Y. J., Dalton J. B.: Does Hyperion Carry an Interstellar Heritage of Organics and Ice? In: EPSC-DPS Joint Meeting 2011, 2011 S. 309 Link
  62. ↑ a b c d Trujillo C. A., Sheppard S. S., Schaller E. L.: A Photometric System for Detection of Water and Methane Ices on Kuiper Belt Objects. In: The Astrophysical Journal, Nr. 730 (2011), S. 105–107 doi:10.1088/0004-637X/730/2/105
  63. ↑ Fraser W. C., Brown M. E.: NICMOS Photometry of the Unusual Dwarf Planet Haumea and its Satellites. In: The Astrophysical Journal Letters, Nr. 695 (2009), L1 doi:10.1088/0004-637X/695/1/L1
  64. ↑ Brown M. E., Ragozzine D., Stansberry J., Fraser W. C.: The size, density, and formation of the Orcus-Vanth system in the Kuiper belt. In: The Astronomical Journal, Nr. 139 (2010), S. 2700 doi:10.1088/0004-6256/139/6/2700
  65. ↑ Nicholson P. D., Hedman M. M., Clark R. N., Showalter M. R., Cruikshank D. P., Cuzzi J. N., Filacchione G., Capaccioni F., Cerroni P., Hansen G. B., Sicardy B., Drossart P., Brown R. H., Buratti B. J., Baines K. H., Coradini A.: A close look at Saturn’s rings with Cassini VIMS. In: Icarus, Nr. 193 (2008), S. 182 doi:10.1016/j.icarus.2007.08.036
  66. ↑ O’Donoghue J., Stallard T.S., Melin H., Jones G. H., Cowley S. W. H., Miller S., Baines K. H., Blake J. S. D.: The domination of Saturn’s low-latitude ionosphere by ring ‘rain’. In: Nature, Nr. 496 (2013), S. 193 doi:10.1038/nature12049
  67. ↑ Verbiscer A., French R., Showalter M., Helfenstein P.: Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act. In: Science, Nr. 315 (2007), S. 815 doi:10.1126/science.1134681
  68. ↑ Burns J. A., Simonelli D. P., Showalter M. R., Hamilton D. P., Porco C. C., Throop H., Esposito L. W.: Jupiter’s Ring-Moon System. In: Bagenal F., Dowling Te., McKinnon W. B. (Hrsg.): Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge, 2004, S. 241–242, ISBN 978-0-521-03545-3
  69. ↑ French R. G., Nicholson P. D., Porco C. C., Marouf E. A.: Dynamics and Structure of the Uranian Rings. In: Bergstralh J. T., Miner E. D., Matthews M. S. (Hrsg.): Uranus. Tucson, 1991, S. 327, ISBN 978-0-8165-1208-9
  70. ↑ Porco C. C., Nicholson P. D., Cuzzi J. N., Lissauer J. J., Esposito L. W.: Neptune’s Rings. In: Cruikshank D. P. (Hrsg.): Neptune and Triton. Tucson, 1995, S. 703, ISBN 978-0-8165-1525-7
  71. ↑ Camargo J. I. B., Vieira-Martins R., Assafin M., Braga-Ribas F., Sicardy B., Desmars J., Andrei A. H., Benedetti-Rossi G., Dias-Oliveira A.: Candidate stellar occultations by Centaurs and trans-Neptunian objects up to 2014. In: Astronomy & Astrophysics, Nr. 561 (2014), A37 doi:10.1051/0004-6361/201322579
  72. ↑ Mäkinen J. T. T., Bertaux J.-L., Combi M. R., Quémerais E.: Water Production of Comet C/1999 S4 (LINEAR) Observed with the SWAN Instrument. In: Science, Nr. 292 (2001), S. 1326 doi:10.1126/science.1060858
  73. ↑ Bachmann K.: Kometen-Fieber. In: GEO, Nr. 12 (2013), S. 83 Link
  74. ↑ Davies J. K., Roush T. L., Cruikshank D. P., Bartholomew M. J., Geballe T. R., Owen T., de Bergh C.: The Detection of Water Ice in Comet Hale-Bopp. In: Icarus, Nr. 127 (1997), S. 238 doi:10.1006/icar.1996.5673
  75. ↑ Küppers M., Bertini I., Fornasier S., Gutierrez P. J., Hviid S. F., Jorda L., Keller H. U., Knollenberg J., Koschny D., Kramm R., Lara L.-M., Sierks H., Thomas N., Barbieri C., Lamy P., Rickman H., Rodrigo R., OSIRIS team: A large dust/ice ratio in the nucleus of comet 9P/Tempel 1. In: Nature, Nr. 437 (2005), S. 987–990 doi:10.1038/nature04236
  76. ↑ The International Astronomical Union: Minor Planet Center – List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects. Link
  77. ↑ Brasser R., Schwamb M. E., Lykawka P. S., Gomes R. S.: An Oort cloud origin for the high-inclination, high-perihelion Centaurs. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Nr. 420 (2012), S. 3396 doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20264.x
  78. ↑ Brown M. E., Koresko C. D.: Detection of Water Ice on the Centaur 1997 CU26. In: The Astrophysical Journal Letters, Nr. 505 (1998), L65 doi:10.1086/311593
  79. ↑ Bauer J. M., Grav T., Blauvelt E., Mainzer A. K., Masiero J. R., Stevenson R., Kramer E., Fernández Y. R., Lisse C. M., Cutri R. M., Weissman P. R., Dailey J. W., Masci F. J., Walker R., Waszczak A., Nugent C. R., Meech K. J., Lucas A., Pearman G., Wilkins A., Watkins J., Kulkarni S., Wright E. L., WISE Team, PTF Team: Centaurs and Scattered Disk Objects in the Thermal Infrared: Analysis of WISE/NEOWISE Observations. In: The Astrophysical Journal, Nr. 773 (2013), S. 22 doi:10.1088/0004-637X/773/1/22
  80. ↑ Zolensky M. E.: Extraterrestrial Water. In: Elements, Nr. 1 (2005), S. 39 doi:10.2113/gselements.1.1.39
  81. ↑ Weissman P. R.: The Oort Cloud. In: Nature, Nr. 344 (1990), S. 825 doi:10.1038/344825a0
  82. ↑ Levison H. F., Duncan M. J., Brasser R., Kaufmann D. E.: Capture of the Sun’s Oort Cloud from Stars in Its Birth Cluster. In: Science, Nr. 329 (2010), S. 187 doi:10.1126/science.1187535
  83. ↑ Portegies Zwart S. F.: Auf der Suche nach den Geschwistern der Sonne. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 3, 2010, S. 26–33 (Online).
  84. ↑ S. W. Stahler: Die Kinderstuben der Sterne. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 1, 2014, S. 35 (Online).
  85. ↑ Feng Y., Krumholz M.R.: Early turbulent mixing as the origin of chemical homogeneity in open star clusters. In: Nature, Nr. 512 (2014) doi:10.1038/nature13662
  86. ↑ Raḿirez I., Bajkova A. T., Bobylev V. V., Roederer I. U., Lambert D. L., Endl M., Cochran W. D., Macqueen P. J., Wittenmyer R. A.: Elemental Abundances of Solar Sibling Candidates. In: The Astrophysical Journal, Nr. 787 (2014), S. 154 doi:10.1088/0004-637X/787/2/154
  87. ↑ Bachmann K.: Kometen-Fieber. In: GEO, Nr. 12 (2013), S. 92 Link
  88. ↑ Müller J., Lesch H.: Woher kommt das Wasser der Erde? In: Chemie in unserer Zeit, Nr. 37 (2003), S. 244 doi:10.1002/ciuz.200300282
  89. ↑ J. M. Greenberg: Kosmischer Staub. In: Spektrum der Wissenschaft Dossier. Nr. 4, 2003, S. 56 (Online).
  90. ↑ a b Caselli P., Keto E., Bergin E. A., Tafalla M., Aikawa Y., Douglas T., Pagani L., Yildiz U. A., vd Tak F. F. S., Walmsley C. M., Codella C., Nisini B., Kristensen L. E., v Dishoeck E. F.: First detection of water vapor in a pre-stellar core. In: The Astrophysical Journal Letters, Nr. 759 (2012), L37 doi:10.1088/2041-8205/759/2/L37
  91. ↑ Lisse C. M., Chen C. H., Wyatt M. C., Morlok A.: Circumstellar Dust Created by Terrestrial Planet Formation in HD 113766. In: The Astrophysical Journal, Nr. 673 (2008), S. 1106 doi:10.1086/523626
  92. ↑ Hogerheijde M. R., Bergin E. A., Brinch C., Cleeves L. I., Fogel J. K. J., Blake G. A., Dominik C., Lis D. C., Melnick G., Neufeld D., Panic O., Pearson J. C., Kristensen L., Yildiz U. A., van Dishoeck E. F.: Detection of the Water Reservoir in a Forming Planetary System. In: Science, Nr. 334 (2011), S. 338 doi:10.1126/science.1208931
  93. ↑ Bachmann K.: Kometen-Fieber. In: GEO, Nr. 12 (2013), S. 88 Link
  94. ↑ J. Hattenbach: Brocken um ferne Sterne. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 5, 2013, S. 13–14 (Online).
  95. ↑ Dent W. R. F., Wyatt M. C., Roberge A., Augereau J.-C., Casassus S., Corder S., Greaves J. S., de Gregorio-Monsalvo I., Hales A., Jackson A. P., Meredith Hughes A., Lagrange A.-M., Matthews B., Wilner D.: Molecular Gas Clumps from the Destruction of Icy Bodies in the β Pictoris Debris Disk. In: Science, Nr. 343 (2014), S. 1490 doi:10.1126/science.1248726
  96. ↑ NASA/Jet Propulsion Laboratory. NASA's Spitzer detects comet storm in nearby solar system. In: ScienceDaily, 19. Oktober 2011 Link
  97. ↑ Lisse C. M., Wyatt M. C., Chen C. H., Morlok A., Watson D. M., Manoj P., Sheehan P., Currie T. M., Thebault P., Sitko M. L.: SPITZER Evidence For A Late-Heavy Bombardment And The Formation Of Ureilites In η Corvi At ~1 Gyr. In: The Astrophysical Journal, Nr. 747 (2012), S. 93 Link
  98. ↑ a b J. Hattenbach: Brocken um ferne Sterne. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 5, 2013, S. 12 (Online).
  99. ↑ Kennedy G. M., Wyatt M. C., Kalas P., Duchêne G., Sibthorpe B., Lestrade J.-F., Matthews B. C., Greaves J.: Discovery of the Fomalhaut C debris disc. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters, Nr. 437 (2014), slt168 doi:10.1093/mnrasl/slt168
  100. ↑ Su K. Y. L., Rieke G. H., Stapelfeldt K. R., Malhotra R., Bryden G., Smith P. S., Misselt K. A., Moro-Martin A., Williams J. P.: The Debris Disk Around HR 8799. In: The Astrophysical Journal, Nr. 705 (2009), S. 314 doi:10.1088/0004-637X/705/1/314
  101. ↑ Helled R., Anderson J. D., Podolak M., Schubert G.: Interior Models of Uranus and Neptune. In: The Astrophysical Journal, Nr. 726 (2011), S. 15 doi:10.1088/0004-637X/726/1/15
  102. ↑ Gould A., Udalski A., An D., Bennett D. P., Zhou A.-Y., Dong S., Rattenbury N. J., Gaudi B. S., Yock P. C. M., Bond I. A., Christie G. W., Horne K., Anderson J., Stanek K. Z., DePoy D. L., Han C., McCormick J., Park B.-G., Pogge R. W., Poindexter S. D., Soszyński I., Szymański M. K., Kubiak M., Pietrzyński G., Szewczyk O., Wyrzykowski Ł., Ulaczyk K., Paczyński B., Bramich D. M., Snodgrass C., Steele I. A., Burgdorf M. J., Bode M. F., Botzler C. S., Mao S., Swaving S. C.: Microlens OGLE-2005-BLG-169 Implies That Cool Neptune-like Planets Are Common. In: The Astrophysical Journal Letters, Nr. 644 (2006), L37 doi:10.1086/505421
  103. ↑ Lovis C., Mayor M., Pepe F., Alibert Y., Benz W., Bouchy F., Correia A. C. M., Laskar J., Mordasini C., Queloz D., Santos N. C., Udry S., Bertaux J.-L., Sivan J.-P.: An extrasolar planetary system with three Neptune-mass planets. In: Nature, Nr. 441 (2006), S. 305 doi:10.1038/nature04828
  104. ↑ Dominik M., Horne K., Bode M.: The first cool rocky/icy exoplanet. In: Astronomy & Geophysics, Nr. 47 (2006), S. 3.25–3.30 doi:10.1111/j.1468-4004.2006.47325.x
  105. ↑ L. Kaltenegger: Faszinierende Neue Welten. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 7, 2013, S. 62 u. 65 (Online).
  106. ↑ L. Kaltenegger: Faszinierende Neue Welten. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 7, 2013, S. 58 (Online).
  107. ↑ J. Wambsganss: Milchstraße voller Planeten. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 6, 2012, S. 17 (Online).
  108. ↑ a b c d e f g h L. Kaltenegger: Faszinierende Neue Welten. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 7, 2013, S. 62 (Online).
  109. ↑ Siegert M. J., Kwok R., Mayer C., Hubbard B.: Water exchange between the subglacial Lake Vostok and the overlying ice sheet. In: Nature, Nr. 403 (2000), S. 643 doi:10.1038/35001049
  110. ↑ Palmer S. J., Dowdeswell J. A., Christoffersen P., Young D. A., Blankenship D. D., Greenbaum J. S., Benham T., Bamber J., Siegert M. J.: Greenland subglacial lakes detected by radar. In: Geophysical Research Letters, Nr. 40 (2013), S. 6154 doi:10.1002/2013GL058383
  111. ↑ Eitel B.: Bodengeographie. Braunschweig, 1999, S. 17–18, ISBN 978-3-14-160281-4
  112. ↑ Wilhelm F.: Hydrogeographie. Braunschweig, 1997, S. 40–42, ISBN 978-3-14-160279-1
  113. ↑ Halevy I., Fischer W. W., Eiler J. M.: Carbonates in the Martian meteorite Allan Hills 84001 formed at 18 ± 4 °C in a near-surface aqueous environment. In: Proceedings of the National Academy of Sciences, Nr. 108 (2011), S. 16895 doi:10.1073/pnas.1109444108
  114. ↑ McKay D. S., Gibson E. K., Thomas-Keprta K. L., Vali H., Romanek C. S., Clemett S. J., Chillier X. D. F., Maechling C. R., Zare R. N.: Search for Past Life on Mars: Possible Relic Biogenic Activity in Martian Meteorite ALH84001. In: Science, Nr. 273 (1996), S. 924 doi:10.1126/science.273.5277.924
  115. ↑ Changela H. G., Bridges J. C.: Alteration assemblages in the nakhlites: Variation with depth on Mars. In: Meteoritics & Planetary Science, Nr. 45 (2010), S. 1847 doi:10.1111/j.1945-5100.2010.01123.x
  116. ↑ White L. M., Gibson E. K., Thomas-Keprta K. L., Clemett S. J., McKay D. S.: Putative Indigenous Carbon-Bearing Alteration Features in Martian Meteorite Yamato 000593. In: Astrobiology, Nr. 14 (2014), S. 170, doi:10.1089/ast.2011.0733.
  117. ↑ Vaniman D. T., Bish D. L., Chipera S. J., Fialips C. I., Carey J. W., Feldman W. C.: Magnesium sulphate salts and the history of water on Mars. In. Nature, Nr. 431 (2004), S. 663 doi:10.1038/nature02973
  118. ↑ Ehlmann B. L., Mustard J. F., Murchie S. L., Bibring J.-P., Meunier A., Fraeman A. A., Langevin Y.: Subsurface water and clay mineral formation during the early history of Mars. In: Nature, Nr. 479 (2011), S. 53 doi:10.1038/nature10582
  119. ↑ Meunier A., Petit S., Ehlmann B. L., Dudoignon P., Westall F., Mas A., Albani A. E., Ferrage E.: Magmatic precipitation as a possible origin of Noachian clays on Mars. In: Nature Geoscience, Nr. 5 (2012), S. 739 doi:10.1038/ngeo1572
  120. ↑ Arvidson R. E., Squyres S. W., Bell J. F. III, Catalano J. G., Clark B. C., Crumpler L. S., de Souza P. A. Jr, Fairén A. G., Farrand W. H., Fox V. K., Gellert R., Ghosh A., Golombek M. P., Grotzinger J. P., Guinness E. A., Herkenhoff K. E., Jolliff B. L., Knoll A. H., Li R., McLennan S. M., Ming D. W., Mittlefehldt D. W., Moore J. M., Morris R. V., Murchie S. L., Parker T. J., Paulsen G., Rice J. W., Ruff S. W., Smith M. D., Wolff M. J.: Ancient Aqueous Environments at Endeavour Crater, Mars. In: Science, Nr. 343 (2014), S. 441 doi:10.1126/science.1248097
  121. ↑ Franz H. B., Kim S.-T., Farquhar J., Day J. M. D., Economos R. C., McKeegan K. D., Schmitt A. K., Irving A. J., Hoek J., Dottin III J.: Isotopic links between atmospheric chemistry and the deep sulphur cycle on Mars. In: Nature, Nr. 508 (2014), S. 364 doi:10.1038/nature13175
  122. ↑ Grotzinger J. P., Sumner D. Y., Kah L. C., Stack K., Gupta S., Edgar L., Rubin D., Lewis K., Schieber J., Mangold N., Milliken R., Conrad P. G., Des Marais D., Farmer J., Siebach K., Calef F., Hurowitz J., McLennan S. M., Ming D., Vaniman D., Crisp J., Vasavada A., Edgett K. S., Malin M., Blake D., Gellert R., Mahaffy P., Wiens R. C., Maurice S., Grant J. A., Wilson S., Anderson R. A., Beegle L., Arvidson R., Hallet B., Sletten R. S., Rice M., Bell III J., Griffes J., Ehlmann B., Anderson R. B., Bristow T. F., Dietrich W. E., Dromart G., Eigenbrode J., Fraeman A., Hardgrove C., Herkenhoff K., Jandura L., Kocurek G., Lee S., Leshin L. A., Léveillé R., Limonadi D., Maki J., McCloskey S., Meyer M., Minitti M., Newsom H., Oehler D., Okon A., Palucis M., Parker T., Rowland S., Schmidt M., Squyres S., Steele A., Stolper E., Summons R., Treiman A., Williams R., Yingst A., MSL Science Team: A Habitable Fluvio-Lacustrine Environment at Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars. In: Science, Nr. 342 (2013), S. 6169 doi:10.1126/science.1242777
  123. ↑ Ruff S. W., Niles P. B., Alfano F., Clarke A. B.: Evidence for a Noachian-aged ephemeral lake in Gusev crater, Mars. In: Geology, Nr. 42 (2014), S. 359 doi:10.1130/G35508.1
  124. ↑ Pondrelli M., Rossi A. P., Marinangeli L., Hauber E., Gwinner K., Baliva A., Di Lorenzo S.: Evolution and depositional environments of the Eberswalde fan delta, Mars. In: Icarus, Nr. 197 (2008), S. 429 doi:10.1016/j.icarus.2008.05.018
  125. ↑ Achille G. D., Hynek B. M.: Ancient ocean on Mars supported by global distribution of deltas and valleys. In: Nature Geoscience, Nr. 03 (2010), S. 459 doi:10.1038/ngeo891
  126. ↑ Mouginot J., Pommerol A., Beck P., Kofman W., Clifford S. M.: Dielectric map of the Martian northern hemisphere and the nature of plain filling materials. In: Geophysical Research Letters, Nr. 39 (2012), L02202 doi:10.1029/2011GL050286
  127. ↑ Fairén A. G., Davila A. F., Gago-Duport L., Haqq-Misra J. D., Gil C., McKay C. P., Kasting J. F.: Cold glacial oceans would have inhibited phyllosilicate sedimentation on early Mars. In: Nature Geoscience, Nr. 04 (2011), S. 667 doi:10.1038/ngeo1243
  128. ↑ A. S. McEwen: Wandelbarer Mars. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 12, 2013, S. 60–62 (Online).
  129. ↑ T. Dambeck: Warum ist der Mars so klein? In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 10, 2011, S. 16 (Online).
  130. ↑ Morbidelli A., Lunine J. I., O’Brien D. P., Raymond S. N., Walsh K. J.: Buildung Terrestrial Planets. In: Annual Review of Earth and Planetary Sciences, Nr. 40 (2012), S. 13 doi:10.1146/annurev-earth-042711-105319
  131. ↑ a b Asphaug E., Reufer A.: Mercury and other iron-rich planetary bodies as relics of inefficient accretion. In: Nature Geoscience, Nr. 7 (2014), S. 564
  132. ↑ Soter S.: Am Rande des Chaos. In: Spektrum der Wissenschaft, Nr. 1 (2008), S. 30 u. 32 Link
  133. ↑ Dauphas N., Pourmand A.: Hf–W–Th evidence for rapid growth of Mars and its status as a planetary embryo. In: Nature, Nr. 473 (2011), S. 489 doi:10.1038/nature10077
  134. ↑ T. Dambeck: Warum ist der Mars so klein? In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 10, 2011, S. 15–17 (Online).
  135. ↑ D. C. Catling, K. J. Zahnle: Wenn die Atmosphäre ins All entweicht. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 1, 2010, S. 26, 28 (Online).
  136. ↑ van Thienen P., Vlaar N. J., van den Berg A. P.:Assessment of the cooling capacity of plate tectonics and flood volcanism in the evolution of Earth, Mars and Venus. In: Physics of the Earth and Planetary Interiors Nr. 150 (2005), S. 14 u. 23, doi:10.1016/j.pepi.2004.11.010.
  137. ↑ Acuna M. H., Connerney J. E., Ness N. F., Lin R. P., Mitchell D., Carlson C. W., McFadden J., Anderson K. A., Reme H., Mazelle C., Vignes D., Wasilewski P., Cloutier P.: Global distribution of crustal magnetization discovered by the mars global surveyor MAG/ER experiment. In: Science, Nr. 284 (1999), S. 790 doi:10.1126/science.284.5415.790
  138. ↑ a b D. C. Catling, K. J. Zahnle: Wenn die Atmosphäre ins All entweicht. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 1, 2010, S. 28 (Online).
  139. ↑ Edberg N. J. T., Nilsson H., Williams A. O., Lester M., Milan S. E., Cowley S. W. H., Fränz M., Barabash S., Futaana Y.: Pumping out the atmosphere of Mars through solar wind pressure pulses. In: Geophysical Research Letters, Nr. 37 (2010), L03107 doi:10.1029/2009GL041814
  140. ↑ a b D. C. Catling, K. J. Zahnle: Wenn die Atmosphäre ins All entweicht. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 1, 2010, S. 30 (Online).
  141. ↑ Mancinelli R. L.: Accessing the Martian deep subsurface to search for life. In: Planetary and Space Science, Nr. 48 (2000), S. 1035 doi:10.1016/S0032-0633(00)00077-5
  142. ↑ Johnsson A., Reiss D., Hauber E., Hiesinger H., Zanetti M.: Evidence for very recent melt-water and debris flow activity in gullies in a young mid-latitude crater on Mars. In: Icarus, Nr. 235 (2014), S. 37 doi:10.1016/j.icarus.2014.03.005
  143. ↑ Möhlmann D. T. F.: Temporary liquid water in upper snow/ice sub-surfaces on Mars? In: Icarus, Nr. 207 (2010), S. 140 doi:10.1016/j.icarus.2009.11.013
  144. ↑ Tokano T.: Spatial inhomogeneity of the martian subsurface water distribution: implication from a global water cycle model. In: Icarus, Nr. 164 (2003), S. 50 doi:10.1016/S0019-1035(03)00105-2
  145. ↑ McEwen A. S., Ojha L., Dundas C. M., Mattson S. S., Byrne S., Wray J. J., Cull S. C., Murchie S. L., Thomas N., Gulick V. C.: Seasonal Flows on Warm Martian Slopes. In: Science, Nr. 333 (2011), S. 740 doi:10.1126/science.1204816
  146. ↑ A. S. McEwen: Wandelbarer Mars. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 12, 2013, S. 64–65 (Online).
  147. ↑ Rennó N. O., Bos B. J., Catling D., Clark B. C., Drube L., Fisher D., Goetz W., Hviid S. F., Keller H. U., Kok J. F., Kounaves S. P., Leer K., Lemmon M., Madsen M. B., Markiewicz W. J., Marshall J., McKay C., Mehta M., Smith M., Zorzano M. P., Smith P. H., Stoker C., Young S. M. M.: Possible physical and thermodynamical evidence for liquid water at the Phoenix landing site. In: Journal of Geophysical Research: Planets, Nr. 114 (2009), E00E03 doi:10.1029/2009JE003362
  148. ↑ A. S. McEwen: Wandelbarer Mars. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 12, 2013, S. 66 (Online).
  149. ↑ Soderlund K. M., Schmidt B. E., Wicht J., Blankenship D. D.: Ocean-driven heating of Europa’s icy shell at low latitudes. In: Nature Geoscience, Nr. 7 (2014), S. 16 doi:10.1038/ngeo2021
  150. ↑ Kattenhorn S. A., Prockter L. M.: Evidence for subduction in the ice shell of Europa. In: Nature Geoscience, Nr. 7 (2014) doi:10.1038/ngeo2245
  151. ↑ Showmana A. P., Mosqueira I., Head J. W.: On the resurfacing of Ganymede by liquid–water volcanism. In: Icarus, Nr. 172 (2004), S. 625 doi:10.1016/j.icarus.2004.07.011
  152. ↑ Vance S., Bouffard M., Choukroun M., Sotin C.: Ganymede’s internal structure including thermodynamics of magnesium sulfate oceans in contact with ice. In: Planetary and Space Science, Nr. 96 (2014), S. 62 doi:10.1016/j.pss.2014.03.011
  153. ↑ Postberg F., Schmidt J., Hillier J., Kempf S., Srama R.: A salt-water reservoir as the source of a compositionally stratified plume on Enceladus. In: Nature, Nr. 474 (2011), S. 620 doi:10.1038/nature10175
  154. ↑ Iess L., Jacobson R. A., Ducci M., Stevenson D. J., Lunine J. I., Armstrong J. W., Asmar S. W., Racioppa P., Rappaport N. J., Tortora P.: The Tides of Titan. In: Science, Nr. 337 (2012), S. 457 doi:10.1126/science.1219631
  155. ↑ Mitri G., Showman A. P., Lunine J. I., Lopes R. M. C.: Resurfacing of Titan by ammonia-water cryomagma. In: Icarus, Nr. 196 (2008), S. 216 doi:10.1016/j.icarus.2008.02.024
  156. ↑ Mitri G., Meriggiola R., Hayes A., Lefevre A., Tobie G., Genova A., Lunine J.I., Zebker H.: Shape, topography, gravity anomalies and tidal deformation of Titan. In: Icarus, Nr. 236 (2014), S. 169 doi:10.1016/j.icarus.2014.03.018
  157. ↑ Tyler R. H.: Strong ocean tidal flow and heating on moons of the outer planets. In: Nature, Nr. 456 (2008), S. 770 doi:10.1038/nature07571
  158. ↑ Hemingway D., Nimmo F., Zebker H., Iess L.: A rigid and weathered ice shell on Titan. In: Nature, Nr. 500 (2013), S. 550 doi:10.1038/nature12400
  159. ↑ Showmana A. P., Malhotra R.: Tidal Evolution into the Laplace Resonance and the Resurfacing of Ganymede. In: Icarus, Nr. 127 (1997), S. 93 doi:10.1006/icar.1996.5669
  160. ↑ a b Howett C. J. A. Howett,Spencer J. R., Pearl J., Segura M.: High heat flow from Enceladus’ south polar region measured using 10–600 cm−1 Cassini/CIRS data. In: Journal of Geophysical Research: Planets, Nr. 116 (2011), E03003 doi:10.1029/2010JE003718
  161. ↑ Blanda M. T., Showmana A. P., Tobie G.: The orbital–thermal evolution and global expansion of Ganymede. In. Icarus, Nr. 200 (2009), S. 207 doi:10.1016/j.icarus.2008.11.016
  162. ↑ a b c Berger E. L., Zega T. J., Keller L. P., Lauretta D. S.: Evidence for aqueous activity on comet 81P/Wild 2 from sulfide mineral assemblages in Stardust samples and CI chondrites. In: Geochimica et Cosmochimica Acta, Nr. 75 (2011), S. 3501 doi:10.1016/j.gca.2011.03.026
  163. ↑ a b Wickramasinghea J. T., Wickramasinghea N. C., Wallisa M. K.: Liquid water and organics in Comets: implications for exobiology. In: International Journal of Astrobiology, Nr. 08 (2009), S. 281 doi:10.1017/S1473550409990127
  164. ↑ Portegies Zwart S. F.: Auf der Suche nach den Geschwistern der Sonne. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 3, 2010, S. 28–31 (Online).
  165. ↑ Boss A. P., Keiser S. A.: Who Pulled the Trigger: A Supernova or An Asymptotic Giant Branch Star? In: The Astrophysical Journal Letters, Nr. 717 (2010), L1 doi:10.1088/2041-8205/717/1/L1
  166. ↑ Dauphas N., Remusat L., Chen J. H., Roskosz M., Papanastassiou D. A., Stodolna J., Guan Y., Ma C., Eiler J. M.: Neutron-rich chromium isotope anomalies in supernova nanoparticles. In: The Astrophysical Journal, Nr. 720 (2010), S. 1577 doi:10.1088/0004-637X/720/2/1577
  167. ↑ Tang H., Dauphas N.: Abundance, distribution, and origin of 60Fe in the solar protoplanetary disk. In: Earth and Planetary Science Letters, Nr. 359–360 (2012), S. 248 doi:10.1016/j.epsl.2012.10.011
  168. ↑ Anglada-Escudé G., Arriagada P., Tuomi M., Zechmeister M., Jenkins J. S., Ofir A., Dreizler S., Gerlach E., Marvin C. J., Reiners A., Jeffers S. V., Butler R. P., Vogt S. S., Amado P. J., Rodríguez-López C., Berdiñas Z. M., Morin J., Crane J. D., Shectman S. A., Thompson I. B., Díaz M., Rivera E., Sarmiento L. F., Jones H. R. A.: Two planets around Kapteyn’s star: a cold and a temperate super-Earth orbiting the nearest halo red-dwarf. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Nr. 442 (2014), L89 doi:10.1093/mnrasl/slu076
  169. ↑ Charbonneau D., Berta Z. K., Irwin J., Burke C. J., Nutzman P., Buchhave L. A., Lovis C., Bonfils X., Latham D. W., Udry S., Murray-Clay R. A., Holman M. J., Falco E. E., Winn J. N., Queloz D., Pepe F., Mayor M., Delfosse X., Forveille T.: A super-Earth transiting a nearby low-mass star. In: Nature, Nr. 462 (2009), S. 891 doi:10.1038/nature08679
  170. ↑ Jenniskens P., Blake D. F.: Kosmisches Eis – Wiege des Lebens? In: Spektrum der Wissenschaft, Nr. 10 (2001), S. 28 Link
  171. ↑ Sasselov D. D.: Auf der Suche nach der zweiten Erde. In: Spektrum der Wissenschaft, Nr. 04 (2011), S. 50–51 Link
  172. ↑ Garth T., Rietbrock A.: Order of magnitude increase in subducted H2O due to hydrated normal faults within the Wadati-Benioff zone. In: Geology, Nr. 42 (2014), S. 99 doi:10.1130/G34730.1
  173. ↑ Pearson D. G., Brenker F. E., Nestola F., McNeill J., Nasdala L., Hutchison M. T., Matveev S., Mather K., Silversmit G., Schmitz S., Vekemans B., Vincze L.: Hydrous mantle transition zone indicated by ringwoodite included within diamond. In: Nature, Nr. 507 (2014), S. 221 doi:10.1038/nature13080
  174. ↑ Cowan N. B., Abbot D. S.: Water Cycling Between Ocean and Mantle: Super-Earths Need Not Be Waterworlds. In: The Astrophysical Journal, Nr. 781 (2014), S. 27 doi:10.1088/0004-637X/781/1/27
  175. ↑ Ehrenreich D., Lecavelier des Etangs A., Beaulieu J.-P., Grasset O.: On the Possible Properties of Small and Cold Extrasolar Planets: Is OGLE 2005-BLG-390Lb Entirely Frozen?. In: The Astrophysical Journal, Nr. 651 (2006), S. 535 doi:10.1086/507577
  176. ↑ Lauer W.: Klimatologie. Braunschweig, 1999, S. 34, ISBN 3-14-160284-0
  177. ↑ Abramov O., Spencer J. R.: Endogenic heat from Enceladus’ south polar fractures: New observations, and models of conductive surface heating. In: Icarus, Nr. 199 (2009), S. 189 doi:10.1016/j.icarus.2008.07.016
  178. ↑ Gronkowski P., Wesolowski M.: Collisions of comets and meteoroids: The post Stardust-NExT discussion. In: Astronomische Nachrichten, Nr. 333 (2012), S. 721 doi:10.1002/asna.201211712
  179. ↑ D. C. Catling, K. J. Zahnle: Wenn die Atmosphäre ins All entweicht. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 1, 2010, S. 26 (Online).
  180. ↑ Wilhelm F.: Hydrogeographie. Braunschweig, 1997, S. 144–152, ISBN 978-3-14-160279-1
  181. ↑ Lauer W.: Klimatologie. Braunschweig, 1999, S. 75–97, ISBN 3-14-160284-0
  182. ↑ Titov D. V.: Water vapour in the atmosphere of Mars. In: Advances in Space Research, Nr. 29 (2002), S. 183 doi:10.1016/S0273-1177(01)00568-3
  183. ↑ Cziczo D. J., Garimella S., Raddatz M., Hoehler K., Schnaiter M., Saathoff H., Moehler O., Abbatt J. P. D., Ladino L. A.: Ice nucleation by surrogates of Martian mineral dust: What can we learn about Mars without leaving Earth? In: Journal of Geophysical Research: Planets, Nr. 118 (2013), S. 1945 doi:10.1002/jgre.20155
  184. ↑ Maltagliati L., Montmessin F., Fedorova A., Korablev O., Forget F., Bertaux J.-L.: Evidence of Water Vapor in Excess of Saturation in the Atmosphere of Mars. In: Science, Nr. 333 (2011), S. 1868 doi:10.1126/science.1207957
  185. ↑ Kleinböhl A., Wilson R. J., Kass D., Schofield J. T., McCleese D. J.: The semidiurnal tide in the middle atmosphere of Mars. In: Geophysical Research Letters, Nr. 40 (2013), S. 1952 doi:10.1002/grl.50497
  186. ↑ a b Bachmann K.: Kometen-Fieber. In: GEO, Nr. 12 (2013), S. 86 Link
  187. ↑ Bachmann K.: Kometen-Fieber. In: GEO, Nr. 12 (2013), S. 84 Link
  188. ↑ Mumma M. J., Weaver H. A., Larson H. P., Davis D. S., Williams M.: Detection of Water Vapor in Halley’s Comet. In: Science, Nr. 232 (1986), S. 1523 doi:10.1126/science.232.4757.1523
  189. ↑ Bockelee-Morvan D., Biver N., Crovisier J., de Val-Borro M., Fulton T., Hartogh P., Hutsemékers D., Jarchow C., Jehin E., Kidger M., Kueppers M., Lellouch E., Lis D., Manfroid J., Moreno R., Rengel M., Swinyard B. C., Szutowicz S., Vandenbussche B., HssO Team: Comet 29P/Schwassmann-Wachmann Observed with the Herschel Space Observatory: Detection of Water Vapour and Dust Far-IR Thermal Emission. In: Bulletin of the American Astronomical Society, Nr. 42 (2010), S. 946 Link
  190. ↑ Jewitt D.: The Active Asteroids. In: The Astronomical Journal, Nr. 143 (2012), S. 66 doi:10.1088/0004-6256/143/3/66
  191. ↑ Roth L., Saur J., Retherford K. D., Strobel D. F., Feldman P. D., McGrath M. A., Nimmo F.: Transient Water Vapor at Europa’s South Pole. In: Science, (2013), S. 171 doi:10.1126/science.1247051
  192. ↑ Lellouch E., Bézard B., Moses J. I., Davis G. R., Drossart P., Feuchtgruber H., Bergin E. A., Moreno R., Encrenaz T.: The Origin of Water Vapor and Carbon Dioxide in Jupiter’s Stratosphere. In: Icarus, Nr. 159 (2002), S. 112 doi:10.1006/icar.2002.6929
  193. ↑ Cavalié T., Feuchtgruber H., Lellouch E., de Val-Borro M., Jarchow C., Moreno R., Hartogh P., Orton G., Greathouse T. K., Billebaud F., Dobrijevic M., Lara L. M., González A., Sagawa H.: Spatial distribution of water in the stratosphere of Jupiter from Herschel HIFI and PACS observations. In: Astronomy & Astrophysics, Nr. 553 (2013), A21 doi:10.1051/0004-6361/201220797
  194. ↑ a b c Encrenaz, T.: The role of water in the formation and evolution of planets. In: Gargaud M., López-García P., Martin H. (Hrsg.): Origins and Evolution of Life. Cambridge, 2011, S. 224, ISBN 978-0-521-76131-4
  195. ↑ Hansen C. J., Esposito L., Stewart A. I. F., Colwell J., Hendrix A., Pryor W., Shemansky D., West R.: Enceladus’ Water Vapor Plume. In: Science, Nr. 311 (2006), S. 1422 doi:10.1126/science.1121254
  196. ↑ Porco C., DiNino D., Nimmo F.: How the Geysers, Tidal Stresses, and Thermal Emission across the South Polar Terrain of Enceladus are Related. In: The Astronomical Journal, Nr. 148 (2014), S. 45 doi:10.1088/0004-6256/148/3/45
  197. ↑ Jurac S., McGrath M. A., Johnson R. E., Richardson J. D., Vasyliunas V. M., Eviatar A.: Saturn: Search for a missing water source. In: Geophysical Research Letters, Nr. 29 (2002), S. 25 doi:10.1029/2002GL015855
  198. ↑ Hartogh P., Lellouch E., Moreno R., Bockelée-Morvan D., Biver N., Cassidy T., Rengel M., Jarchow C., Cavalié T., Crovisier J., Helmich F. P., Kidger M.: Direct detection of the Enceladus water torus with Herschel. In: Astronomy & Astrophysics, Nr. 532 (2011), L2 doi:10.1051/0004-6361/201117377
  199. ↑ Coustenis A., Salama A., Lellouch E., Encrenaz Th., de Graauw Th., Bjoraker G. L., Samuelson R. E., Gautier D., Feuchtgruber H., Kessler M. F., Orton G. S.: Titan’s atmosphere from ISO observations: Temperature, composition and detection of water vapor. In: Bulletin of the American Astronomical Society, Nr. 30 (1998), S. 1060 Link
  200. ↑ Bethell T., Bergin E.: Formation and Survival of Water Vapor in the Terrestrial Planet–Forming Region. In: Science, Nr. 326 (2009), S. 1675 doi:10.1126/science.1176879
  201. ↑ Salyk C., Pontoppidan K. M., Blake G. A., Lahuis F., van Dishoeck E. F., Evans II N. J.: H2O and OH Gas in the Terrestrial Planet-forming Zones of Protoplanetary Disks. In: The Astrophysical Journal Letters, Nr. 676 (2008), L49 doi:10.1086/586894
  202. ↑ Lisse C. M., Chen C. H., Wyatt M. C., Morlok A.: Circumstellar Dust Created by Terrestrial Planet Formation in HD 113766. In: The Astrophysical Journal, Nr. 673 (2008), S. 1110 doi:10.1086/523626
  203. ↑ Croll B., Albert L., Jayawardhana R., Miller-Ricci Kempton E., Fortney J. J., Murray N., Neilson H.: Broadband Transmission Spectroscopy of the super-Earth GJ 1214b suggests a Low Mean Molecular Weight Atmosphere. In: The Astrophysical Journal, Nr. 736 (2011), S. 78 doi:10.1088/0004-637X/736/2/78
  204. ↑ Kreidberg L., Bean J. L., Désert J.-M., Benneke B., Deming D., Stevenson K. B., Seager S., Berta-Thompson Z., Seifahrt A., Homeier D.: Clouds in the atmosphere of the super-Earth exoplanet GJ 1214b. In: Nature, Nr. 505 (2014), S. 69 doi:10.1038/nature12888
  205. ↑ K. Heng: Das Klima auf fremden Welten. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 2, 2013, S. 46–53 (Online).
  206. ↑ Tinetti G., Vidal-Madjar A., Liang M.-C., Beaulieu J.-P., Yung Y., Carey S., Barber R. J., Tennyson J., Ribas I., Allard N., Ballester G. E., Sing D. K., Selsis F.: Water vapour in the atmosphere of a transiting extrasolar planet. In: Nature, Nr. 448 (2007), S. 169 doi:10.1038/nature06002
  207. ↑ Deming D., Wilkins A., McCullough P., Burrows A., Fortney J. J., Agol E., Dobbs-Dixon I., Madhusudhan N., Crouzet N., Desert J.-M., Gilliland R. L., Haynes K., Knutson H. A., Line M., Magic Z., Mandell A. V., Ranjan S., Charbonneau D., Clampin M., Seager S., Showman A. P.: Infrared Transmission Spectroscopy of the Exoplanets HD209458b and XO-1b Using the Wide Field Camera-3 on the Hubble Space Telescope. In: The Astrophysical Journal, Nr. 774 (2013), S. 95 doi:10.1088/0004-637X/774/2/95
  208. ↑ Mandell A. V., Haynes K., Sinukoff E., Madhusudhan N., Burrows A., Deming D.: Exoplanet Transit Spectroscopy Using WFC3: WASP-12 b, WASP-17 b, AND WASP-19 b. In: The Astrophysical Journal, Nr. 779 (2013), S. 128 doi:10.1088/0004-637X/779/2/128
  209. ↑ Lockwood A. C., Johnson J. A., Bender C. F., Carr J. S., Barman T., Richert A. J. W., Blake G. A.: Near-IR Direct Detection of Water Vapor in Tau Boötis b. In: The Astrophysical Journal Letters, Nr. 783 (2014), L29 doi:10.1088/2041-8205/783/2/L29
  210. ↑ Faherty J. K., Tinney C. G., Skemer A., Monson A. J.: Indications of Water Clouds in the Coldest Known Brown Dwarf. In: The Astrophysical Journal, Nr. 793 (2014), L16 doi:10.1088/2041-8205/793/1/L16
  211. ↑ a b Tsuji T: Water in Emission in the Infrared Space Observatory Spectrum of the Early M Supergiant Star μ Cephei. In: The Astrophysical Journal, Nr. 540 (200), S. 99 doi:10.1086/312879
  212. ↑ a b c Kervella P., Perrin G., Chiavassa A., Ridgway S. T., Cami J., Haubois X., Verhoelst T.: The close circumstellar environment of Betelgeuse II. Diffraction-limited spectro-imaging from 7.76 to 19.50 μm with VLT/VISIR. In: Astronomy & Astrophysics, Nr. 531 (2011), A117 doi:10.1051/0004-6361/201116962
  213. ↑ Tsuji T: Water Observed in Red Giant and Supergiant Stars – Manifestation of a Novel Picture of the Stellar Atmosphere or else Evidence against the Classical Model Stellar Photosphere. In: Proceedings of the Symposium “Exploiting the ISO Data Archive – Infrared Astronomy in the InternetAge”, 24–27 June (2002), S. 10 Link
  214. ↑ Ohnaka K., Weigelt G., Millour F., Hofmann K.-H., Driebe T., Schertl D., Chelli A., Massi F., Petrov R., Stee Ph.: Imaging the dynamical atmosphere of the red supergiant Betelgeuse in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER. In: Astronomy & Astrophysics, Nr. 529 (2011), A163 doi:10.1051/0004-6361/201016279
  215. ↑ a b Tsuji T: Water Observed in Red Giant and Supergiant Stars – Manifestation of a Novel Picture of the Stellar Atmosphere or else Evidence against the Classical Model Stellar Photosphere. In: Proceedings of the Symposium Exploiting the ISO Data Archive – Infrared Astronomy in the InternetAge. 24–27 June (2002), S. 4 u. 9 Link
  216. ↑ a b Perrin G., Verhoelst T., Ridgway S. T., Cami J., Nguyen Q. N., Chesneau O., Lopez B., Leinert Ch., Richichi A.: The molecular and dusty composition of Betelgeuse’s inner circumstellar environment. In: Astronomy & Astrophysics, Nr. 474 (2007), S. 607 doi:10.1051/0004-6361:20077863
  217. ↑ Perrin G., Verhoelst T., Ridgway S. T., Cami J., Nguyen Q. N., Chesneau O., Lopez B., Leinert Ch., Richichi A.: The molecular and dusty composition of Betelgeuse’s inner circumstellar environment. In: Astronomy & Astrophysics, Nr. 474 (2007), S. 607 doi:10.1051/0004-6361:20077863
  218. ↑ Cherchneff I.: The chemistry of dust formation in red supergiants. In: EAS Publications Series, Nr. 60 (2013), S. 175 doi:10.1051/eas/1360020
  219. ↑ Tsuji T.: Water in K and M giant stars unveiled by ISO. In: Astronomy and Astrophysics, Nr. 376 (2001), L1 doi:10.1051/0004-6361:20011012
  220. ↑ Montargès M., Kervella P., Perrin G., Ohnaka K.: Exploring the water and carbon monoxide shell around Betelgeuse with VLTI/AMBER. In: European Astronomical Society Publications Series, Nr. 60 (2013), S. 167 doi:10.1051/eas/1360019
  221. ↑ Decin L., Agúndez M., Barlow M. J., Daniel F., Cernicharo J., Lombaert R., de Beck E., Royer P., Vandenbussche B., Wesson R., Polehampton E. T., Blommaert J. A. D. L., de Meester W., Exter K., Feuchtgruber H., Gear W. K., Gomez H. L., Groenewegen M. A. T., Guélin M., Hargrave P. C., Huygen R., Imhof P., Ivison R. J., Jean C., Kahane C., Kerschbaum F., Leeks S. J., Lim T., Matsuura M., Olofsson G., Posch T., Regibo S., Savini G., Sibthorpe B., Swinyard B. M., Yates J. A., Waelkens C.: Warm water vapour in the sooty outflow from a luminous carbon star. In: Nature, Nr. 467 (2010), S. 64 doi:10.1038/nature09344
  222. ↑ Harwit M., Neufeld D. A., Melnick G. J., Kaufman M. J.: Thermal Water Vapor Emission from Shocked Regions in Orion. In: The Astrophysical Journal Letters, Nr. 497 (1998), L105 doi:10.1086/311291
  223. ↑ Impellizzeri C. M. V., McKean J. P., Castangia P., Roy A. L., Henkel C., Brunthaler A., Wucknitz O.: A gravitationally lensed water maser in the early Universe. In: Nature, Nr. 456 (2008), S. 927 doi:10.1038/nature07544
  224. ↑ Bradford C. M., Bolatto A. D., Maloney P. R., Aguirre J. E., Bock J. J., Glenn J., Kamenetzky J., Lupu R., Matsuhara H., Murphy E. J., Naylor B. J., Nguyen H. T., Scott K., Zmuidzinas J.: The Water Vapor Spectrum of APM 08279+5255: X-Ray Heating and Infrared Pumping over Hundreds of Parsecs. In: The Astrophysical Journal Letters, Nr. 741 (2011), L37 doi:10.1088/2041-8205/741/2/L37
  225. ↑ Enßlin T. A.: Planck misst Licht vom Anfang der Zeit. In: Physik in unserer Zeit, Nr. 44 (2013), S. 162 doi:10.1002/piuz.201390062
  226. ↑ Koschinsky A., Garbe-Schönberg D., Sander S., Schmidt K., Gennerich H.-H., Strauss H.: Hydrothermal venting at pressure-temperature conditions above the critical point of seawater, 5°S on the Mid-Atlantic Ridge. In: Geology, Nr. 36 (2008), S. 615–618 doi:10.1130/G24726A.1
  227. ↑ Sahle C. J., Sternemann C., Schmidt C., Lehtola S., Jahn S., Simonelli L., Huotari S., Hakala M., Pylkkanen T., Nyrow A., Mende K., Tolan M., Hamalainen K., Wilke M.: Microscopic structure of water at elevated pressures and temperatures. In: Proceedings of the National Academy of Sciences, Nr. 110 (2013), S. 6301 doi:10.1073/pnas.1220301110
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