Dies ist ein als lesenswert ausgezeichneter Artikel.

Wasservorkommen im Universum

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
(Weitergeleitet von Wasser im Weltraum)
Zur Navigation springen Zur Suche springen
Wasser existiert sowohl in irdischen Wolken als auch auf dem Erdmond.

Außerhalb des Planeten Erde existieren weitere Wasservorkommen im Universum. Wasser, die chemische Verbindung von Wasserstoff und Sauerstoff, gibt es auf anderen Himmelskörpern des Sonnensystems, in anderen Planetensystemen, interstellaren Wolken der Milchstraße und in anderen Galaxien. Es kann durch spektroskopische Untersuchungen bei Galaxien nachgewiesen werden, deren Licht mehr als zwölf Milliarden Jahre zur Erde unterwegs war. Demnach existierte es spätestens zwei Milliarden Jahre nach dem Urknall.

Bei den extraterrestrischen Funden handelt es sich um Wasserdampf und Eis. Bis auf kleine Schlammtröpfchen auf dem Mars konnte jenseits der Erde bisher (2022) kein flüssiges Wasser nachgewiesen werden. Es gibt Hinweise, dass Eismonde im äußeren Sonnensystem unter ihrer Oberfläche Ozeane aus flüssigem Wasser beherbergen. Für Leben wie auf der Erde ist Flüssigwasser notwendig.[1]

Am besten erforscht sind die Wasservorkommen des Sonnensystems. Die Erde ist der einzige Planet in unserem Sonnensystem, bei dem Wasser direkt an der Planetenoberfläche in allen drei Aggregatzuständen dauerhaft vorkommt. Dieser Umstand macht die Erde zumindest im Sonnensystem einzigartig.[2]

Kristallwasser

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Der sehr große Asteroid Pallas besitzt wasserhaltige Minerale.

Kristallwasser ist Wasser, das in Mineralen eingeschlossen wurde. Als Bestandteil der Minerale baut es Gesteine mit auf.[3] Im Sonnensystem wurde Kristallwasser belegt für den Zwergplaneten Ceres,[4] für die sehr großen Asteroiden Pallas[5] und Vesta,[6] für den Erdmond[7] und für Asteroiden der Typen B, G, F und C,[8] allen voran für bestimmte kohlige Chondriten.[9] Wasserhaltige Minerale wurden weiterhin auf dem Planeten Mars[10] und natürlich auch auf der Erde gefunden.[11] Außerhalb des Sonnensystems wurden noch keine Vorkommen von Kristallwasser entdeckt.

Wassereis

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.[12] Jenseits von ihr wird die Beleuchtungsstärke der Sonne zu schwach, um Wassereis zu sublimieren. Demzufolge kann sich dort Wassereis langfristig halten und sammeln.[13]

Inneres Sonnensystem

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.[14] Sehr wahrscheinlich wurde das Wasser durch einschlagende Kleinkörper zum Merkur gebracht.[15]

Erde
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die größte regional begrenzte Kryosphäre des Sonnensystems existiert auf dem Planeten Erde.[16] Die irdische Kryosphäre besaß in den 1990er Jahren ein Volumen von ungefähr 24 Millionen Kubikkilometern Wassereis.[17] Sie kann zweigeteilt werden in Gebiete mit polarem Wassereis (Packeis, Eisschilde von Grönland und Antarktika)[18] und mit nichtpolarem Wassereis (Gebirgsgletscher, Permafrost der subpolaren Gebiete und außerpolaren Hochgebirge).[19][20] Sie umfasst zudem sowohl subaerische Anteile (Meereis, Gletscher, Eisschilde) als auch subterrane Areale (Permafrost, Eishöhlen[21]). Außerdem kann Wassereis in Form fester Niederschläge vorkommen.[22] 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.[23] Zu keinem Zeitpunkt der Erdgeschichte besaß die Erde eine global durchgehende Kryosphäre.

Wasser der Erde
Erdmond
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.[24][25]

Wasser des Erdmonds
Mars
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
In einem frischen Einschlagkrater auf dem Mars wurde Wassereis sichtbar, das ansonsten unter der Oberfläche verborgen bleibt.

Die regional begrenzte Kryosphäre des Mars[26] 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)[27] und vor allem von Sedimenten bedeckt. Um den Nordpol wurden viele tausend Kubikkilometer Wassereis festgestellt.[28] Es nimmt ein Gebiet von ungefähr 900.000 Quadratkilometern ein und erreicht in seiner Mitte zwei Kilometer Dicke.[29] Um den Südpol wurden 1.600.000 Kubikkilometer Wassereis gefunden.[30] Jenseits der Polarregionen befinden sich ausladende Areale mit nicht-polarem Wassereis.[31][32] In höheren mittleren Breiten bleibt Wassereis bereits stabil, wenn es in Untergrundtiefen zwischen einem und zwei Metern gelagert wird.[33] 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.[34] Selbst unter den Sedimentdecken des äquatorial gelegenen Valles Marineris befinden sich 1.000.000 Kubikkilometer Wassereis.[35] 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.[36]

Wasser des Mars

Asteroidenhauptgürtel

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Im Asteroidenhauptgürtel – im Übergangsbereich von äußerem zu innerem Sonnensystem – wurde ebenfalls Wassereis gefunden. Es befindet sich an den Oberflächen der Asteroiden Themis[37] und Cybele.[38] 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.[39]

Wasser des Asteroidenhauptgürtels

Äußeres Sonnensystem

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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,[40] zum Beispiel Ammoniakeis,[41] Kohlenmonoxideis,[42] Methaneis,[43] Stickstoffeis[44] oder Trockeneis.[45]

Monde und Zwergplaneten
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Himmelskörper mit global durchgehenden Kryosphären mit hohen Wassereisanteilen
Gruppe Himmelskörper
Jupitermonde Europa,[46] Ganymed,[47][48] Kallisto.[49][50]
Saturnmonde1 Dione,[51] Enceladus,[52] Iapetus,[51] Mimas,[53] Rhea, Tethys,[51] Titan.[54]
Uranusmonde Ariel,[55] Miranda,[56] Oberon, Titania, Umbriel.[55]
Neptunmonde Triton.[57]
Transneptunische Objekte Charon2,[41] Haumea3,[58] Ixion4,[59] Orcus5,[60] Quaoar6,[61] Sedna.4[60]

1: Die Oberflächen der beiden großen unregelmäßig geformten Saturnmonde Hyperion[62] und Phoebe[63] sind ebenfalls aufgebaut aus verunreinigten Wassereiskörnern.
2: Die Kryosphäre des zugehörigen Zwergplaneten Pluto besitzt keinen ähnlich hohen Wassereisanteil.[44]
3: Kryosphäre aus etwa 60 % Wassereis.[64] Die beiden zugehörigen Monde Hiʻiaka und Namaka besitzen ebenfalls Oberflächen hauptsächlich aus Wassereis.[65]
4: Kryosphäre aus etwa 10 % Wassereis.[64]
5: Kryosphäre aus etwa 20 % Wassereis.[64] Die Kryosphäre des zugehörigen Mondes Vanth besitzt keinen ähnlich hohen Wassereisanteil.[66]
6: Kryosphäre aus 22 % Wassereis.[64]

Wasser des äußeren Sonnensystems
Ring-Objekte
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Die Wassereis-Partikel des Saturn-E-Rings stammen vom Saturnmond Enceladus.

Die Kleinkörper der Saturnringe (Ring-Objekte) bestehen aus fast reinem Wassereis (mindestens 90 %).[67][68] Die mikroskopisch kleinen Ring-Objekte des E-Rings sind ein wieder gefrorener Anteil des Wassers, das von den Kryovulkanen des Saturnmonds Enceladus ausgeworfen wurde.[69] 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,[70] Uranus[71] und Neptun[72] 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.[73]

Kometen
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.[74] Kometenkerne werden auch icy dirtballs genannt: Sie bestehen außen aus einer meterdicken Staubkruste, die ein Inneres aus verschiedenen Eistypen einhüllen, zu denen Wassereis gehört.[75][76][77] 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.[42]

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[78] Zentauren,[79] von denen mindestens zwei Drittel aus Kometenkernen bestehen.[80][81] Hinter den Zentauren schließen sich hunderte Millionen Kometenkerne des Kuipergürtels an. Ihre Umlaufbahnen liegen jenseits der Neptunbahn.[82] 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.[13]

Ganz außen befinden sich mehrere Milliarden Kometenkerne in der Oort-Wolke.[83] Ungefähr neunzig Prozent der Kerne stammen ursprünglich nicht aus dem eigenen Sonnensystem. Stattdessen wurden sie anderen Planetensystemen gravitativ abgenommen.[84] Dies geschah, als sich die Sonne noch in enger Nachbarschaft mit anderen Sternen in einem gemeinsamen Geburtssternhaufen befand,[85][86][87] zu dem beispielsweise auch der Stern HD 162826 gehörte.[88] 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.[89]

Wasser der Kometen

Milchstraße

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
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[90][91] 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.[92] In ähnlicher Form existiert Wassereis in den kühleren Außenbereichen protoplanetarer Scheiben,[93][13] wie zum Beispiel in der Scheibe um den Stern TW Hydrae. Dort kann es zu Kometenkernen verbacken werden.[94][95] Bisher sind zehn einzelne solcher Exokometen entdeckt worden[96] und Spuren kollidierender Exokometen wurden beim Stern Beta Pictoris gefunden.[97] Außerdem wurde ein massenhaftes Eindringen sehr vieler Exokometen (Kometensturm)[98] für die inneren Bereiche des Planetensystems vom Stern Eta Corvi belegt.[99]

Kometen können aus gürtelförmigen Regionen stammen, die den Außenrand von Planetensystemen begrenzen (äußere Kometengürtel).[100] 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),[100] LP 876-10 (Fomalhaut C)[101] und HR 8799.[102]

Wassereis kommt vermutlich in neptunähnlichen Exoplaneten vor. Solche Himmelskörper besitzen ausgedehnte Planetenkerne. Die Kerne könnten zu einem wesentlichen Teil aus Wassereis gebaut sein.[103] Ein Beispiel eines neptunähnlichen Exoplaneten heißt OGLE-2005-BLG-169L b,[104] drei weitere umrunden den Stern HD 69830.[105]

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.[106] 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.[107] Grundsätzlich ist davon auszugehen, dass neptunähnliche und erdähnliche Exoplaneten sehr häufig in Planetensystemen vorkommen und die Mehrheit der Exoplaneten bilden.[108][109] Demzufolge sollte Wassereis in vielen Planetensystemen kein seltener Stoff sein.

Wasser der Milchstraße

Flüssigwasser

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.[110] 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

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.[110]

Erde
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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,[111][112] Böden,[113] Wasserwolken und in flüssigen Niederschlägen:[114] Die Erde bewegt sich innerhalb der habitablen Zone.

Wasser der Erde
Mars
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
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.[115] Diverse Minerale in Marsmeteoriten stützen diese These. In ihnen wurden zum Beispiel Carbonate,[116] Schichtsilikate[117] und Iddingsite[118] entdeckt, für deren Bildung die Anwesenheit von Flüssigwasser nötig scheint. Das Gleiche gilt für Magnesiumsulfate,[119] Tonminerale,[120][121] Calciumsulfate und Smektite,[122] 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.[123] Bestimmte Ablagerungen deuten darauf hin, dass vor mehr als drei Milliarden Jahren Seen[124][125] und Flussdeltas[126] existierten. Viele Flüsse könnten in einen Ozean gemündet haben,[127] der damals vermutlich einen Großteil der Nordhalbkugel bedeckte.[128] Der Ozean besaß sehr niedrige Wassertemperaturen, war an vielen Stellen von Meereis bedeckt und wurde von Gletschern eingefasst.[129]

Von jener subaerischen Aquasphäre ist heute nichts mehr übrig. Die letzten freien Wasserflächen verschwanden vor ungefähr einer Milliarde Jahren.[110] Wegen des sehr niedrigen Luftdrucks des heutigen Mars würde Flüssigwasser an seiner Oberfläche schnell gefrieren oder verdampfen.[130] 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)[131] stehen sie insbesondere im Zusammenhang mit dem Riesenplaneten Jupiter:[132] 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.[133] 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.[134] Die meisten Objekte sammelten sich in einem Sonnenabstand von bis zu einer Astronomischen Einheit. Dort ließen sie die Planeten Merkur, Venus und Erde aggregieren.[133] 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.[135] Deshalb besitzt er nur 11 % der Masse der Erde.[136] 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.[137]
  • Ein kleinerer Körper kühlte schneller aus. Ohne ausreichend Wärme kamen Konvektionsströme im eisenreichen Planetenkern zum Erliegen.[138] Der Mars verlor sein globales Magnetfeld schon während der ersten 500 Millionen Jahre.[139] Ohne Magnetfeld war die Atmosphäre nicht mehr abgeschirmt vom Sonnenwind. Der Sonnenwind konnte Teilchen der Marsatmosphäre in den Weltraum reißen.[140][141]
  • 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.[142]

Der Mars hat bis zu neunzig Prozent seiner Atmosphäre verloren.[140] Im Zuge dessen verschwand eine Wassermenge, die ausreichen würde, um seine gesamte Oberfläche mehrere zehn Meter tief zu bedecken.[142] Die aktuellen Flüssigwasservorkommen des Mars haben nur noch geringen Umfang.[143] Jüngste Schmelzwasserströme scheinen vor 200.000 Jahren geflossen zu sein.[144] Immerhin könnten sich während des Sommers heute noch Flüssigwasser-Taschen im oberen Wassereis ausschmelzen.[145] 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.[146]

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.[147][148] Wenige Schlammtröpfchen aus Perchlorat-haltigem Salzwasser sind die bisher einzigen fotografischen Belege für Flüssigwasser jenseits der Erde.[149][150]

Wasser des Mars

Äußeres Sonnensystem

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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

Wasser des äußeren Sonnensystems
Monde
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.[151] 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.[152] Eine ähnliche Aquasphäre wird auch für den Jupitermond Ganymed vermutet.[153] 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.[154]

Eine subglaziale, tiefe und regional begrenzte Aquasphäre existiert sehr wahrscheinlich an der Südpolregion des Saturnmonds Enceladus.[52] Sie führt Salzwasser.[155] Auch für den Saturnmond Titan kann eine subglaziale, tiefe und global durchgehende Aquasphäre angenommen werden,[156][157] die ebenfalls salzhaltig ist.[158]

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.[159][160] 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.[161][162] 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.[162] Bei Ganymed könnte die thermische Energie aus Zerfallswärme stammen. Sie rührt von radioaktiven Stoffen her, die im Mondinneren gelagert sind.[163]

Kometen
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
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.[164] 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.[164]
  • 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.[165]
  • In der Frühzeit des Sonnensystems könnte Zerfallswärme die Kometenkerne für ungefähr eine Million Jahre umfangreich aufgeschmolzen haben.[165][164] Dafür wären radioaktive Stoffe nötig gewesen, die wiederum aus Supernovae stammen, die in der Nähe des Sonnensystems stattgefunden haben müssten.[166][167][168] Nach dem derzeitigen Forschungsstand ist allerdings nicht sicher, ob solche Supernovae tatsächlich stattfanden.[169]
Wasser der Kometen

Milchstraße

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
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[110] – und damit als potentiell bewohnbar eingestuft. Zu dieser Gruppe gehört beispielsweise der 11,5 Milliarden Jahre alte Planet Kapteyn b.[170] Weiterhin befinden sich vielleicht kochend heiße Ozeane auf dem Exoplaneten GJ 1214 b.[171]

Aquasphären solcher Wasserplaneten[172] können über einhundert Kilometer Dicke erreichen.[110] 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.[110] Derlei Hochdruckeis[110] wäre aber nicht kalt, sondern sehr heiß und könnte sogar weiß glühen.[173]

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.[174][175] Auf diesem Weg könnte sehr viel Wasser von der Oberfläche entfernt werden, so dass sogar Kontinente mit trockenem Festland denkbar wären.[176]

Außerdem können sich Aquasphären noch unterhalb von oberflächlichen, global durchgehenden Kryosphären befinden – so wie es etwa für den Jupitermond Europa angenommen wird.[46] Eine solche subglaziale Aquasphäre kann für den Exoplaneten OGLE 2005-BLG-390L b vermutet werden.[177]

Wasser der Milchstraße

Wasserdampf

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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,[178] das dort noch eine verhältnismäßig große Beleuchtungsstärke besitzt. Im äußeren Planetensystem können nur andere Energiequellen Wasserdampf generieren. Infrage kommen hierzu geothermische Prozesse[179] und Impakte.[180]

Sonnensystem

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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,[110] weil die Venusatmosphäre durch die nahe Sonne stark erhitzt wurde.[181]

Erde
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Atmosphäre der Erde ist im Mittel sehr wasserdampfreich.[182] Der größte Teil des Wasserdampfs verbleibt in der Troposphäre. Dort kondensiert er mitunter zu Wasserwolken beziehungsweise resublimiert zu Eiswolken (→ Wolken).[183] In der Erdatmosphäre befinden sich zu jedem Zeitpunkt ungefähr 13.000 Kubikkilometer Wasser.[17]

Wasser der Erde
Mars
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Die Atmosphäre des Planeten Mars enthält Wasserdampf.

Auch die Atmosphäre des Mars enthält größere Mengen Wasserdampf,[184][185] sogar mehr Wasserdampf als die Atmosphäre der Erde oberhalb der Troposphäre. Der Wasserdampf resublimiert in Höhen zwischen zehn und dreißig Kilometern zu dünnen Cirruswolken.[186][187]

Wasser des Mars
Kometen
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.[188] Dann entweichen aus Spalten[189] in der Kometen-Staubkruste die Stoffe des darunter liegenden Kometeneises. Sie sublimieren, schießen in den Weltraum hinaus und bilden Kometenkoma und -schweif.[188] Zu den sublimierten Stoffen gehört viel Wasserdampf.[190][191]

Wasser der Kometen

Asteroidenhauptgürtel

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.[39] 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.[192]

Wasser des Asteroidenhauptgürtels

Äußeres Sonnensystem

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Wasserdampffontänen über der Südpolregion des Jupitermonds Europa.

Aus dem System des Planeten Jupiter sind Wasserdampfvorkommen bekannt. In der Südpolregion seines Mondes Europa erreichen gelegentlich empor schießende Fontänen aus Wasserdampf bis zu 200 Kilometer Höhe.[193]

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.[194] Dort stellt es 95 Prozent allen Wasserdampfs. Die Wasserdampfkonzentrationen erreichen auf der Südhalbkugel zwei- bis dreimal höhere Werte als auf der Nordhalbkugel.[195] Der Wasserdampf kann zu Wassereiswolken resublimieren.[196]

Im Saturnsystem existiert Wasserdampf ebenfalls an mehreren Orten. Er befindet sich in der Atmosphäre des Gasplaneten. Dort resublimiert der Dampf zu Wassereiswolken.[196] Wasserdampf schwebt zudem über dem Saturnmond Enceladus[197] und stammt aus dem kryovulkanischen Exhalat von ungefähr einhundert Geysiren.[198] Der Dampf verdriftet und bildet das Ausgangsmaterial für eine riesige Hydroxylwolke in der Nähe des Saturn.[199][200] Außerdem existiert Wasserdampf in der Atmosphäre des Saturnmonds Titan.[201]

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.[196]

Wasser des äußeren Sonnensystems

Milchstraße

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Hinter den Grenzen des Sonnensystems existiert der Wasserdampf der Milchstraße in protoplanetaren Scheiben. So sublimiert er aus fein verteiltem Wassereis.[202] Beispiele sind die Scheiben der Sterne AS 205A, DR Tau[203] und HD 113766.[204] Wasserdampf findet sich weiterhin in den Kometenschweifen der entdeckten Exokometen.[13] In den Atmosphären erdähnlicher Exoplaneten wurde bisher allerdings noch kein Wasserdampf gefunden.[205][206] Dies könnte vor allem an den Schwierigkeiten liegen, atmosphärische Messdaten von solch kleinen und weit entfernten Objekten zu gewinnen.[207] Dementsprechend konnte Wasserdampf bisher allein in den Gashüllen einiger jupiterähnlicher Exoplaneten ausgemacht werden, nämlich bei HD 189733 b,[208] HD 209458 b, XO-1b,[209] WASP-12 b, WASP-17 b, WASP-19 b[210] und Tau Bootis b.[211] In der kalten Atmosphäre des Braunen Zwergs WISE J085510.83-071442.5 resublimiert Wasserdampf zu Wassereiswolken.[212]

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.[213] Sie besitzt mehrere Sterndurchmesser Breite.[214][215] In ihr sammeln sich kleine Moleküle (CO,[216] CN,[217] SiO[218]) und Staub (Al2O3[218] und Silicate[214]). Zu den Molekülen gehören auch Hydroxyl (OH)[217] und Wasser (H2O).[213] Das Material für die Stoffe wird von der Sternoberfläche angeliefert. Wahrscheinlich steigt es mit Hilfe riesiger Konvektionszellen auf, vielleicht unterstützt durch Alfvénwellen.[214] 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.[219][220] MOLsphären wurden beim Stern Aldebaran, bei anderen roten Riesen[221] und bei Beteigeuze[222] entdeckt. Wasserdampf wird ebenfalls in der staubreichen Nähe des Sterns IRC +10216 geformt, der als Kohlenstoffstern zu einer besonderen Gruppe roter Riesen gehört.[223]

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.[224]

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.[92]

Wasser der Milchstraße

Außerhalb der Milchstraße

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
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.[225]

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.[226] Gemäß der gängigen Interpretation der Daten des Planck-Weltraumteleskops jedoch hat der Urknall vor 13,82 Milliarden Jahren stattgefunden.[227] Demzufolge ist Wasser im beobachtbaren Universum spätestens nach 1,72 Milliarden Jahren vorhanden gewesen.

Überkritisches Wasser

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.[228] 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).[229]

Wasser der Erde

Siehe auch

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Literatur

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
  • T. Encrenaz: Searching for Water in the Universe. Heidelberg 2007, ISBN 978-0-387-34174-3.
  • V. L. Frankland: Towards understanding the formation of water on interstellar dust grains. Edinburgh 2011. (Link)
  • J. Müller, H. Lesch: Woher kommt das Wasser der Erde? In: Chemie in unserer Zeit. Nr. 37, 2003, S. 242–246. doi:10.1002/ciuz.200300282
  • A. Hanslmeier: Water in the Universe. Heidelberg 2010, ISBN 978-90-481-9983-9.
  • F. Wilhelm: Hydrogeographie. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4.
  • A. Wolf: Dreiatomiger Wasserstoff in interstellaren Wolken und auf der Erde. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 7, 2012, S. 12–14 (online).
  • Alessandro Morbidelli, et al.: The delivery of water to protoplanets, planets and satellites. Springer, Dordrecht 2019, ISBN 978-94-024-1627-5.
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise

[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
  1. ↑ Jeffrey Bennett u. a.: Astronomie. Die kosmische Perspektive (Hrsg. Harald Lesch), 5., aktualisierte Auflage. Pearson Studium Verlag, München 2010, ISBN 978-3-8273-7360-1, S. 1048.
  2. ↑ S. Franck, A. Block, W. von Bloh, C. Bounama, I. Garrido, H. J. Schellnhuber: Planetary habitability: is Earth commonplace in the Milky Way? In: Naturwissenschaften. Nr. 88, 2001, S. 416–426. doi:10.1007/s001140100257
  3. ↑ U. Sebastian: Gesteinskunde. Heidelberg 2009, ISBN 978-3-8274-2024-4, S. 13.
  4. ↑ 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.
  5. ↑ H. P. Larson: The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites. In: Icarus. Nr. 56, 1983, S. 398, doi:10.1016/0019-1035(83)90161-6.
  6. ↑ M. C. de Sanctis, J-Ph. Combe, E. Ammannito, E. Palomba, A. Longobardo, T. B. McCord, S. Marchi, F. Capaccioni, M. T. Capria, D. W. Mittlefehldt, C. M. Pieters, J. Sunshine, F. Tosi, F. Zambon, F. Carraro, S. Fonte, A. Frigeri, G. Magni, C. A. Raymond, C. T. Russell, D. Turrini: 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
  7. ↑ J. J. Barnes, M. Anand, I. A. Franchi, N. A. Starkey, Y. Ota, Y. Sano, S. S. Russell, R. Tartèse: The hydroxyl content and hydrogen isotope composition of lunar apatites. In: 43rd Lunar and Planetary Science Conference. 2012, S. 1797 (Link)
  8. ↑ T. Encrenaz, J.-P. Bibring, M. Blanc, M.-A. Barucci, F. Roques, P. Zarka: The Solar System. Berlin/ Heidelberg 2004, ISBN 3-540-00241-3, S. 275.
  9. ↑ O. Norton, N. O. Richard: The Cambridge Encyclopedia of Meteorites. Cambridge, 2002, ISBN 0-521-62143-7, S. 121–124.
  10. ↑ J. F. Mustard, S. L. Murchie, S. M. Pelkey, B. L. Ehlmann, R. E. Milliken, J. A. Grant, J.-P. Bibring, F. Poulet, J. Bishop, E. N. Dobrea, L. Roach, F. Seelos, R. E. Arvidson, S. Wiseman, R. Green, C. Hash, D. Humm, E. Malaret, J. A. McGovern, K. Seelos, T. Clancy, R. Clark, D. D. Marais, N. Izenberg, A. Knudson, Y. Langevin, T. Martin, P. McGuire, R. Morris, M. Robinson, T. Roush, M. Smith, G. Swayze, H. Taylor, T. Titus, M. Wolff: Hydrated Silicate Minerals on Mars Observed by the Mars Reconnaissance Orbiter CRISM Instrument. In: Nature. Nr. 454, 2008, S. 305. doi:10.1038/nature07097
  11. ↑ F. Wilhelm: Hydrogeographie. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S. 11.
  12. ↑ D. N. C. Lin: Die chaotische Geburt der Planeten. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 6, 2008, S. 26 (online).
  13. ↑ a b c d J. Hattenbach: Brocken um ferne Sterne. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 5, 2013, S. 13 (online).
  14. ↑ T. Dambeck: Eis in der Gluthölle. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 3, 2013, S. 13–14 (online).
  15. ↑ T. Dambeck: Eis in der Gluthölle. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 3, 2013, S. 13 (online).
  16. ↑ F. Wilhelm: Hydrogeographie. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S. 117–120.
  17. ↑ a b F. Wilhelm: Hydrogeographie. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S. 11–12.
  18. ↑ F. Wilhelm: Hydrogeographie. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S. 119.
  19. ↑ B. Eitel: Bodengeographie. Braunschweig 1999, ISBN 3-14-160281-6, S. 50 u. 66.
  20. ↑ F. Wilhelm: Hydrogeographie. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S. 100–107.
  21. ↑ T. Dauer: Abseilen ins Höhleneis. In: GEO. Nr. 01, 2014, S. 30–48 (Link)
  22. ↑ F. Wilhelm: Hydrogeographie. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S. 42–43.
  23. ↑ P. A. Allen, J. L. Etienne: Sedimentary challenge to Snowball Earth. In: Nature Geoscience. Nr. 1, 2008, S. 817. doi:10.1038/ngeo355
  24. ↑ W. C. Feldman, S. Maurice, D. J. Lawrence, R. C. Little, S. L. Lawson, O. Gasnault, R. C. Wiens, B. L. Barraclough, R. C. Elphic, T. H. Prettyman, J. T. Steinberg, A. B. Binder: Evidence for water ice near the lunar poles. In: Journal of Geophysical Research: Planets. Nr. 106, 2001, S. 23231. doi:10.1029/2000JE001444
  25. ↑ P. D. Spudis, D. B. J. Bussey, S. M. Baloga, B. J. Butler, D. Carl, L. M. Carter, M. Chakraborty, R. C. Elphic, J. J. Gillis-Davis, J. N. Goswami, E. Heggy, M. Hillyard, R. Jensen, R. L. Kirk, D. LaVallee, P. McKerracher, C. D. Neish, S. Nozette, S. Nylund, M. Palsetia, W. Patterson, M. S. Robinson, R. K. Raney, R. C. Schulze, H. Sequeira, J. Skura, T. W. Thompson, B. J. Thomson, E. A. Ustinov, H. L. Winters: 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
  26. ↑ O. Mousis, J. I. Lunine, E. Chassefière, F. Montmessin, A. Lakhlifi, S. Picaud, J.-M. Petit, D. Cordier: Mars cryosphere: A potential reservoir for heavy noble gases? In: Icarus. Nr. 218, 2012, S. 80. doi:10.1016/j.icarus.2011.12.007
  27. ↑ T. Appéré, B. Schmitt, Y. Langevin, S. Douté, A. Pommerol, F. Forget, A. Spiga, B. Gondet, J.-P. Bibring: 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
  28. ↑ G. Maise, J. Powell, J. Powell, J. Paniagua, H. Ludewig: MULTI-MICE: A Network of Interactive Nuclear Cryo Probes to Explore Ice Sheets on Mars and Europa. New York 2006, S. 2 (Link)
  29. ↑ N. E. Putzig, R. J. Phillips, R. Seu, D. Biccari, A. Safaeinili, J. W. Holt, J. J. Plaut, A. F. Egan: 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
  30. ↑ J. J. Plaut, G. Picardi, A. Safaeinili, A. B. Ivanov, S. M. Milkovich, A. Cicchetti, W. Kofman, J. Mouginot, W. M. Farrell, R. J. Phillips, S. M. Clifford, A. Frigeri, R. Orosei, C. Federico, I. P. Williams, D. A. Gurnett, E. Nielsen, T. Hagfors, E. Heggy, E. R. Stofan, D. Plettemeier, T. R. Watters, C. J. Leuschen, P. Edenhofer: Subsurface Radar Sounding of the South Polar Layered Deposits of Mars. In: Science. Nr. 316, 2007, S. 92. doi:10.1126/science.1139672
  31. ↑ J. W. Head, D. R. Marchant: Evidence for Non-Polar Ice Deposits in the Past History of Mars. In: Lunar and planetary science Conference. Nr. 39, 2008, S. 1295 (Link)
  32. ↑ A. S. McEwen: Wandelbarer Mars. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 12, 2013, S. 67 (online).
  33. ↑ J. L. Bandfield: High-resolution subsurface water-ice distributions on Mars. In: Nature. Nr. 447, 2007, S. 64. doi:10.1038/nature05781
  34. ↑ J. J. Plaut, A. Safaeinili, J. W. Holt, R. J. Phillips, J. W. Head, R. Seu, N. E. Putzig, A. Frigeri: 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
  35. ↑ M. Gourronc, O. Bourgeois, D. Mège, S. Pochat, B. Bultel, M. Massé, L. Le Deit, S. Le Mouélic, D. Mercier: 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
  36. ↑ K. E. Scanlon, J. W. Head, J.-B. Madeleine, R. D. Wordsworth, F. Forget: 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
  37. ↑ H. Campins, K. Hargrove, N. Pinilla-Alonso, E. S. Howell, M. S. Kelley, J. Licandro, T. Mothé-Diniz, Y. Fernández, J. Ziffer: Water ice and organics on the surface of the asteroid 24 Themis. In: Nature. Nr. 464, 2010, S. 1320. doi:10.1038/nature09029
  38. ↑ J. Licandro, H. Campins, M. Kelley, K. Hargrove, N. Pinilla-Alonso, D. Cruikshank, A. S. Rivkin, J. Emery: (65) Cybele: detection of small silicate grains, water-ice, and organics. In: Astronomy & Astrophysics, Nr. 525, 2011, A34. doi:10.1051/0004-6361/201015339
  39. ↑ a b M. Küppers, L. O’Rourke, D. Bockelée-Morvan, V. Zakharov, S. Lee, P. v. Allmen, B. Carry, D. Teyssier, A. Marston, T. Müller, J. Crovisier, M. A. Barucci, R. Moreno: Localized sources of water vapour on the dwarf planet (1) Ceres. In: Nature. Nr. 505, 2014, S. 525. doi:10.1038/nature12918
  40. ↑ C. de Bergh, B. Schmitt, L. V. Moroz, E. Quirico, D. P. Cruikshank: Laboratory Data on Ices, Refractory Carbonaceous Materials, and Minerals Relevant to Transneptunian Objects and Centaurs. In: M. A. Barucci, H. Boehnhardt, D. P. Cruikshank, A. Morbidelli, R. Dotson (Hrsg.): The Solar System Beyond Neptune. Tucson 2008, ISBN 978-0-8165-2755-7, S. 483–506.
  41. ↑ a b M. E. Brown, W. M. Calvin: 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
  42. ↑ a b D. C. Jewitt: From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter. In: The Astronomical Journal. Nr. 123, 2002, S. 1046. doi:10.1086/338692
  43. ↑ F. Merlin, A. Alvarez-Candal, A. Delsanti, S. Fornasier, M. A. Barucci, F. E. DeMeo, C. de Bergh, A. Doressoundiram, E. Quirico, B. Schmitt: Stratification of Methane Ice on Eris’ Surface. In: The Astronomical Journal. Nr. 137, 2009, S. 315. doi:10.1088/0004-6256/137/1/315
  44. ↑ a b T. C. Owen, T. L. Roush, D. P. Cruikshank, J. L. Elliot, L. A. Young, C. de Bergh, B. Schmitt, T. R. Geballe, R. H. Brown, M. J. Bartholomew: Surface Ices and the Atmospheric Composition of Pluto. In: Science. Nr. 261, 1993, S. 745. doi:10.1126/science.261.5122.745
  45. ↑ M. E. Brown, E. L. Schaller, W. C. Fraser: 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
  46. ↑ a b R. Greeley, J. W. Heads, R. T. Pappalardo: Der verborgene Ozean des Jupitermonds Europa. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 12, 1999, S. 42–53 (Link)
  47. ↑ G. Schubert, K. Zhang, M. G. Kivelson, J. D. Anderson: The magnetic field and internal structure of Ganymede. In: Nature. Nr. 384, 1996, S. 544–545. doi:10.1038/384544a0
  48. ↑ T. Spohna, G. Schubert: Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter? In: Icarus. Nr. 161, 2003, S. 456–467. doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9
  49. ↑ O. L. Kuskov, V. A. Kronrod: Internal structure of Europa and Callisto. In: Icarus. Nr. 177, 2005, S. 550–569. doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014
  50. ↑ A. C. Barr, R. M. Canup: 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
  51. ↑ a b c R. N. Clark, R. H. Brown, P. D. Owensby, A. Steele: 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
  52. ↑ a b C. Porco: Enceladus – rätselhafter Saturnmond. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 6, 2009, S. 24–33 (online).
  53. ↑ D. P. Cruikshank, G. A. Marzo, N. Pinilla-Alonso, T. L. Roush, R. M. Mastrapa, C. M. Dalle Ore, B. J. Buratti, K. Stephan, VIMS Team: Mimas: Preliminary Evidence For Amorphous Water Ice From VIMS. In: Bulletin of the American Astronomical Society. Nr. 42, 2010, S. 943. (Link)
  54. ↑ P. Hayne, T. B. McCord, C. Sotin, M. Barmatz, R. Mielke, J.-Ph. Combe, G. B. Hansen: Titan’s Surface Composition: Constraints From Laboratory Experiments And Cassini/VIMS Observations. In: Lunar and Planetary Science Conference. 2008, S. 80–81. (Link)
  55. ↑ a b W. M. Grundy, L. A. Young, J. R. Spencer, R. E. Johnson, E. F. Young, M. W. Buie: 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
  56. ↑ J. M. Bauer, T. L. Roush, T. R. Geballe, K. J. Meech, T. C. Owen, W. D. Vacca, J. T. Rayner, K. T. C. Jim: The Near Infrared Spectrum of Miranda: Evidence of Crystalline Water Ice. In: Icarus. Nr. 158, 2002, S. 178. doi:10.1006/icar.2002.6876
  57. ↑ D. P. Cruikshank, B. Schmitt, T. L. Roush, T. C. Owen, E. Quirico, T. R. Geballe, C. de Bergh, M. J. Bartholomew, C. M. Dalle Ore, S. Douté, R. Meier: Water Ice on Triton. In: Icarus. Nr. 147, 2000, S. 309–316. doi:10.1006/icar.2000.6451
  58. ↑ N. Pinilla-Alonso, R. Brunetto, J. Licandro, R. Gil-Hutton, T. L. Roush, G. Strazzulla: 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
  59. ↑ F. Merlin, M. A. Barucci, C. de Bergh, S. Fornasier, A. Doressoundiram, D. Perna, S. Protopapa: 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
  60. ↑ a b C. A. Trujillo, M. E. Brown, D. L. Rabinowitz, T. R. Geballe: 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
  61. ↑ D. C. Jewitt, J. Luu: Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar. In: Nature. Nr. 432, 2004, S. 731. doi:10.1038/nature03111
  62. ↑ T. C. Owen, D. P. Cruikshank, C. M. Dalle Ore, T. R. Geballe, T. L. Roush, C. de Bergh: Detection of Water Ice on Saturn’s Satellite Phoebe. In: Icarus. Nr. 139, 1999, S. 379. doi:10.1006/icar.1999.6116
  63. ↑ D. P. Cruikshank, Y. J. Pendleton, J. B. Dalton: Does Hyperion Carry an Interstellar Heritage of Organics and Ice? In: EPSC-DPS Joint Meeting 2011. 2011, S. 309 (Link)
  64. ↑ a b c d C. A. Trujillo, S. S. Sheppard, E. L. Schaller: 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
  65. ↑ W. C. Fraser, M. E. Brown: 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
  66. ↑ M. E. Brown, D. Ragozzine, J. Stansberry, W. C. Fraser: 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
  67. ↑ P. D. Nicholson, M. M. Hedman, R. N. Clark, M. R. Showalter, D. P. Cruikshank, J. N. Cuzzi, G. Filacchione, F. Capaccioni, P. Cerroni, G. B. Hansen, B. Sicardy, P. Drossart, R. H. Brown, B. J. Buratti, K. H. Baines, A. Coradini: 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
  68. ↑ J. O’Donoghue, T. S. Stallard, H. Melin, G. H. Jones, S. W. H. Cowley, S. Miller, K. H. Baines, J. S. D. Blake: The domination of Saturn’s low-latitude ionosphere by ring ‘rain’. In: Nature. Nr. 496, 2013, S. 193. doi:10.1038/nature12049
  69. ↑ A. Verbiscer, R. French, M. Showalter, P. Helfenstein: Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act. In: Science. Nr. 315, 2007, S. 815. doi:10.1126/science.1134681
  70. ↑ J. A. Burns, D. P. Simonelli, M. R. Showalter, D. P. Hamilton, C. C. Porco, H. Throop, L. W. Esposito: Jupiter’s Ring-Moon System. In: F. Bagenal, T. E. Dowling, W. B. McKinnon (Hrsg.): Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge 2004, ISBN 0-521-03545-7, S. 241–242.
  71. ↑ R. G. French, P. D. Nicholson, C. C. Porco, E. A. Marouf: Dynamics and Structure of the Uranian Rings. In: J. T. Bergstralh, E. D. Miner, M. S. Matthews (Hrsg.): Uranus. Tucson 1991, ISBN 0-8165-1208-6, S. 327.
  72. ↑ C. C. Porco, P. D. Nicholson, J. N. Cuzzi, J. J. Lissauer, L. W. Esposito: Neptune’s Rings. In: D. P. Cruikshank (Hrsg.): Neptune and Triton. Tucson 1995, ISBN 0-8165-1525-5, S. 703.
  73. ↑ J. I. B. Camargo, R. Vieira-Martins, M. Assafin, F. Braga-Ribas, B. Sicardy, J. Desmars, A. H. Andrei, G. Benedetti-Rossi, A. Dias-Oliveira: 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
  74. ↑ J. T. T. Mäkinen, J.-L. Bertaux, M. R. Combi, E. Quémerais: 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
  75. ↑ K. Bachmann: Kometen-Fieber. In: GEO. Nr. 12, 2013, S. 83. (Link)
  76. ↑ J. K. Davies, T. L. Roush, D. P. Cruikshank, M. J. Bartholomew, T. R. Geballe, T. Owen, C. de Bergh: The Detection of Water Ice in Comet Hale-Bopp. In: Icarus. Nr. 127, 1997, S. 238. doi:10.1006/icar.1996.5673
  77. ↑ M. Küppers, I. Bertini, S. Fornasier, P. J. Gutierrez, S. F. Hviid, L. Jorda, H. U. Keller, J. Knollenberg, D. Koschny, R. Kramm, L.-M. Lara, H. Sierks, N. Thomas, C. Barbieri, P. Lamy, H. Rickman, R. Rodrigo, 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
  78. ↑ The International Astronomical Union: Minor Planet Center – List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects. (Link)
  79. ↑ R. Brasser, M. E. Schwamb, P. S. Lykawka, R. S. Gomes: 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
  80. ↑ M. E. Brown, C. D. Koresko: Detection of Water Ice on the Centaur 1997 CU26. In: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 505, 1998, L65. doi:10.1086/311593
  81. ↑ J. M. Bauer, T. Grav, E. Blauvelt, A. K. Mainzer, J. R. Masiero, R. Stevenson, E. Kramer, Y. R. Fernández, C. M. Lisse, R. M. Cutri, P. R. Weissman, J. W. Dailey, F. J. Masci, R. Walker, A. Waszczak, C. R. Nugent, K. J. Meech, A. Lucas, G. Pearman, A. Wilkins, J. Watkins, S. Kulkarni, E. L. Wright, 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
  82. ↑ M. E. Zolensky: Extraterrestrial Water. In: Elements. Nr. 1, 2005, S. 39. doi:10.2113/gselements.1.1.39
  83. ↑ P. R. Weissman: The Oort Cloud. In: Nature. Nr. 344, 1990, S. 825. doi:10.1038/344825a0
  84. ↑ H. F. Levison, M. J. Duncan, R. Brasser, D. E. Kaufmann: 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
  85. ↑ S. F. Portegies Zwart: Auf der Suche nach den Geschwistern der Sonne. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 3, 2010, S. 26–33 (online).
  86. ↑ S. W. Stahler: Die Kinderstuben der Sterne. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 1, 2014, S. 35 (online).
  87. ↑ Y. Feng, M. R. Krumholz: Early turbulent mixing as the origin of chemical homogeneity in open star clusters. In: Nature. Nr. 512, 2014. doi:10.1038/nature13662
  88. ↑ I. Raiḿrez, A. T. Bajkova, V. V. Bobylev, I. U. Roederer, D. L. Lambert, M. Endl, W. D. Cochran, P. J. Macqueen, R. A. Wittenmyer: Elemental Abundances of Solar Sibling Candidates. In: The Astrophysical Journal. Nr. 787, 2014, S. 154. doi:10.1088/0004-637X/787/2/154
  89. ↑ K. Bachmann: Kometen-Fieber. In: GEO. Nr. 12, 2013, S. 92 (Link)
  90. ↑ J. Müller, H. Lesch: Woher kommt das Wasser der Erde? In: Chemie in unserer Zeit. Nr. 37, 2003, S. 244. doi:10.1002/ciuz.200300282
  91. ↑ J. M. Greenberg: Kosmischer Staub. In: Spektrum der Wissenschaft Dossier. Nr. 4, 2003, S. 56 (online).
  92. ↑ a b P. Caselli, E. Keto, E. A. Bergin, M. Tafalla, Y. Aikawa, T. Douglas, L. Pagani, U. A. Yildiz, F. F. S. vd Tak, C. M. Walmsley, C. Codella, B. Nisini, L. E. Kristensen, E. F. v Dishoeck: 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
  93. ↑ C. M. Lisse, C. H. Chen, M. C. Wyatt, A. Morlok: Circumstellar Dust Created by Terrestrial Planet Formation in HD 113766. In: The Astrophysical Journal. Nr. 673, 2008, S. 1106. doi:10.1086/523626
  94. ↑ M. R. Hogerheijde, E. A. Bergin, C. Brinch, L. I. Cleeves, J. K. J. Fogel, G. A. Blake, C. Dominik, D. C. Lis, G. Melnick, D. Neufeld, O. Panic, J. C. Pearson, L. Kristensen, U. A. Yildiz, E. F. van Dishoeck: Detection of the Water Reservoir in a Forming Planetary System. In: Science. Nr. 334, 2011, S. 338. doi:10.1126/science.1208931
  95. ↑ K. Bachmann: Kometen-Fieber. In: GEO. Nr. 12, 2013, S. 88. (Link)
  96. ↑ J. Hattenbach: Brocken um ferne Sterne. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 5, 2013, S. 13–14 (online).
  97. ↑ W. R. F. Dent, M. C. Wyatt, A. Roberge, J.-C. Augereau, S. Casassus, S. Corder, J. S. Greaves, I. de Gregorio-Monsalvo, A. Hales, A. P. Jackson, A. Meredith Hughes, A.-M. Lagrange, B. Matthews, D. Wilner: 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
  98. ↑ NASA/Jet Propulsion Laboratory. NASA's Spitzer detects comet storm in nearby solar system. In: ScienceDaily. 19. Oktober 2011. (Link)
  99. ↑ C. M. Lisse, M. C. Wyatt, C. H. Chen, A. Morlok, D. M. Watson, P. Manoj, P. Sheehan, T. M. Currie, P. Thebault, M. L. Sitko: 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)
  100. ↑ a b J. Hattenbach: Brocken um ferne Sterne. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 5, 2013, S. 12 (online).
  101. ↑ G. M. Kennedy, M. C. Wyatt, P. Kalas, G. Duchêne, B. Sibthorpe, J.-F. Lestrade, B. C. Matthews, J. Greaves: 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
  102. ↑ K. Y. L. Su, G. H. Rieke, K. R. Stapelfeldt, R. Malhotra, G. Bryden, P. S. Smith, K. A. Misselt, A. Moro-Martin, J. P. Williams: The Debris Disk Around HR 8799. In: The Astrophysical Journal. Nr. 705, 2009, S. 314. doi:10.1088/0004-637X/705/1/314
  103. ↑ R. Helled, J. D. Anderson, M. Podolak, G. Schubert: Interior Models of Uranus and Neptune. In: The Astrophysical Journal. Nr. 726, 2011, S. 15. doi:10.1088/0004-637X/726/1/15
  104. ↑ A. Gould, A. Udalski, D. An, D. P. Bennett, A.-Y. Zhou, S. Dong, N. J. Rattenbury, B. S. Gaudi, P. C. M. Yock, I. A. Bond, G. W. Christie, K. Horne, J. Anderson, K. Z. Stanek, D. L. DePoy, C. Han, J. McCormick, B. G. Park, R. W. Pogge, S. D. Poindexter, I. Soszyński, M. K. Szymański, M. Kubiak, G. Pietrzyński, O. Szewczyk, Ł. Wyrzykowski, K. Ulaczyk, B. Paczyński, D. M. Bramich, C. Snodgrass, I. A. Steele, M. J. Burgdorf, M. F. Bode, C. S. Botzler, S. Mao, S. C. Swaving: 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
  105. ↑ C. Lovis, M. Mayor, F. Pepe, Y. Alibert, W. Benz, F. Bouchy, A. C. M. Correia, J. Laskar, C. Mordasini, D. Queloz, N. C. Santos, S. Udry, J.-L. Bertaux, J.-P. Sivan: An extrasolar planetary system with three Neptune-mass planets. In: Nature. Nr. 441, 2006, S. 305. doi:10.1038/nature04828
  106. ↑ M. Dominik, K. Horne, M. Bode: 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
  107. ↑ L. Kaltenegger: Faszinierende Neue Welten. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 7, 2013, S. 62 u. 65 (online).
  108. ↑ L. Kaltenegger: Faszinierende Neue Welten. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 7, 2013, S. 58 (online).
  109. ↑ J. Wambsganss: Milchstraße voller Planeten. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 6, 2012, S. 17 (online).
  110. ↑ a b c d e f g h L. Kaltenegger: Faszinierende Neue Welten. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 7, 2013, S. 62 (online).
  111. ↑ M. J. Siegert, R. Kwok, C. Mayer, B. Hubbard: Water exchange between the subglacial Lake Vostok and the overlying ice sheet. In: Nature. Nr. 403, 2000, S. 643. doi:10.1038/35001049
  112. ↑ S. J. Palmer, J. A. Dowdeswell, P. Christoffersen, D. A. Young, D. D. Blankenship, J. S. Greenbaum, T. Benham, J. Bamber, M. J. Siegert: Greenland subglacial lakes detected by radar. In: Geophysical Research Letters. Nr. 40, 2013, S. 6154. doi:10.1002/2013GL058383
  113. ↑ B. Eitel: Bodengeographie. Braunschweig 1999, ISBN 3-14-160281-6, S. 17–18.
  114. ↑ F. Wilhelm: Hydrogeographie. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S. 40–42.
  115. ↑ I. Halevy, W. W. Fischer, J. M. Eiler: 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
  116. ↑ D. S. McKay, E. K. Gibson, K. L. Thomas-Keprta, H. Vali, C. S. Romanek, S. J. Clemett, X. D. F. Chillier, C. R. Maechling, R. N. Zare: 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
  117. ↑ H. G. Changela, J. C. Bridges: 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
  118. ↑ L. M. White, E. K. Gibson, K. L. Thomas-Keprta, S. J. Clemett, D. S. McKay: Putative Indigenous Carbon-Bearing Alteration Features in Martian Meteorite Yamato 000593. In: Astrobiology. Nr. 14, 2014, S. 170,. doi:10.1089/ast.2011.0733.
  119. ↑ D. T. Vaniman, D. L. Bish, S. J. Chipera, C. I. Fialips, J. W. Carey, W. C. Feldman: Magnesium sulphate salts and the history of water on Mars. In. Nature, Nr. 431, 2004, S. 663. doi:10.1038/nature02973
  120. ↑ B. L. Ehlmann, J. F. Mustard, S. L. Murchie, J.-P. Bibring, A. Meunier, A. A. Fraeman, Y. Langevin: Subsurface water and clay mineral formation during the early history of Mars. In: Nature. Nr. 479, 2011, S. 53. doi:10.1038/nature10582
  121. ↑ A. Meunier, S. Petit, B. L. Ehlmann, P. Dudoignon, F. Westall, A. Mas, A. E. Albani, E. Ferrage: Magmatic precipitation as a possible origin of Noachian clays on Mars. In: Nature Geoscience. Nr. 5, 2012, S. 739. doi:10.1038/ngeo1572
  122. ↑ R. E. Arvidson, S. W. Squyres, J. F. Bell, J. G. Catalano, B. C. Clark, L. S. Crumpler, P. A. de Souza Jr, A. G. Fairén, W. H. Farrand, V. K. Fox, R. Gellert, A. Ghosh, M. P. Golombek, J. P. Grotzinger, E. A. Guinness, K. E. Herkenhoff, B. L. Jolliff, A. H. Knoll, R. Li, S. M. McLennan, D. W. Ming, D. W. Mittlefehldt, J. M. Moore, R. V. Morris, S. L. Murchie, T. J. Parker, G. Paulsen, J. W. Rice, S. W. Ruff, M. D. Smith, M. J. Wolff: Ancient Aqueous Environments at Endeavour Crater, Mars. In: Science. Nr. 343, 2014, S. 441. doi:10.1126/science.1248097
  123. ↑ H. B. Franz, S.-T. Kim, J. Farquhar, J. M. D. Day, R. C. Economos, K. D. McKeegan, A. K. Schmitt, A. J. Irving, J. Hoek, Dottin J.: Isotopic links between atmospheric chemistry and the deep sulphur cycle on Mars. In: Nature. Nr. 508, 2014, S. 364. doi:10.1038/nature13175
  124. ↑ J. P. Grotzinger, D. Y. Sumner, L. C. Kah, K. Stack, S. Gupta, L. Edgar, D. Rubin, K. Lewis, J. Schieber, N. Mangold, R. Milliken, P. G. Conrad, D. Des Marais, J. Farmer, K. Siebach, F. Calef, J. Hurowitz, S. M. McLennan, D. Ming, D. Vaniman, J. Crisp, A. Vasavada, K. S. Edgett, M. Malin, D. Blake, R. Gellert, P. Mahaffy, R. C. Wiens, S. Maurice, J. A. Grant, S. Wilson, R. A. Anderson, L. Beegle, R. Arvidson, B. Hallet, R. S. Sletten, M. Rice, J. Bell, J. Griffes, B. Ehlmann, R. B. Anderson, T. F. Bristow, W. E. Dietrich, G. Dromart, J. Eigenbrode, A. Fraeman, C. Hardgrove, K. Herkenhoff, L. Jandura, G. Kocurek, S. Lee, L. A. Leshin, R. Léveillé, D. Limonadi, J. Maki, S. McCloskey, M. Meyer, M. Minitti, H. Newsom, D. Oehler, A. Okon, M. Palucis, T. Parker, S. Rowland, M. Schmidt, S. Squyres, A. Steele, E. Stolper, R. Summons, A. Treiman, R. Williams, A. Yingst, 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
  125. ↑ S. W. Ruff, P. B. Niles, F. Alfano, A. B. Clarke: Evidence for a Noachian-aged ephemeral lake in Gusev crater, Mars. In: Geology. Nr. 42, 2014, S. 359. doi:10.1130/G35508.1
  126. ↑ M. Pondrelli, A. P. Rossi, L. Marinangeli, E. Hauber, K. Gwinner, A. Baliva, S. Di Lorenzo: 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
  127. ↑ G. D. Achille, B. M. Hynek: Ancient ocean on Mars supported by global distribution of deltas and valleys. In: Nature Geoscience. Nr. 03, 2010, S. 459. doi:10.1038/ngeo891
  128. ↑ J. Mouginot, A. Pommerol, P. Beck, W. Kofman, S. M. Clifford: 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
  129. ↑ A. G. Fairén, A. F. Davila, L. Gago-Duport, J. D. Haqq-Misra, C. Gil, C. P. McKay, J. F. Kasting: Cold glacial oceans would have inhibited phyllosilicate sedimentation on early Mars. In: Nature Geoscience. Nr. 04, 2011, S. 667. doi:10.1038/ngeo1243
  130. ↑ A. S. McEwen: Wandelbarer Mars. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 12, 2013, S. 60–62 (online).
  131. ↑ T. Dambeck: Warum ist der Mars so klein? In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 10, 2011, S. 16 (online).
  132. ↑ A. Morbidelli, J. I. Lunine, D. P. O’Brien, S. N. Raymond, K. J. Walsh: Building Terrestrial Planets. In: Annual Review of Earth and Planetary Sciences. Nr. 40, 2012, S. 13. doi:10.1146/annurev-earth-042711-105319
  133. ↑ a b E. Asphaug, A. Reufer: Mercury and other iron-rich planetary bodies as relics of inefficient accretion. In: Nature Geoscience. Nr. 7, 2014, S. 564.
  134. ↑ S. Soter: Am Rande des Chaos. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 1, 2008, S. 30 u. 32 (Link)
  135. ↑ N. Dauphas, A. Pourmand: 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
  136. ↑ T. Dambeck: Warum ist der Mars so klein? In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 10, 2011, S. 15–17 (online).
  137. ↑ D. C. Catling, K. J. Zahnle: Wenn die Atmosphäre ins All entweicht. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 1, 2010, S. 26, 28 (online).
  138. ↑ P. van Thienen, N. J. Vlaar, A. P. van den Berg: 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.
  139. ↑ M. H. Acuna, J. E. Connerney, N. F. Ness, R. P. Lin, D. Mitchell, C. W. Carlson, J. McFadden, K. A. Anderson, H. Reme, C. Mazelle, D. Vignes, P. Wasilewski, P. Cloutier: 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
  140. ↑ a b D. C. Catling, K. J. Zahnle: Wenn die Atmosphäre ins All entweicht. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 1, 2010, S. 28 (online).
  141. ↑ N. J. T. Edberg, H. Nilsson, A. O. Williams, M. Lester, S. E. Milan, S. W. H. Cowley, M. Fränz, S. Barabash, Y. Futaana: Pumping out the atmosphere of Mars through solar wind pressure pulses. In: Geophysical Research Letters. Nr. 37 (2010), L03107. doi:10.1029/2009GL041814
  142. ↑ a b D. C. Catling, K. J. Zahnle: Wenn die Atmosphäre ins All entweicht. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 1, 2010, S. 30 (online).
  143. ↑ R. L. Mancinelli: 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
  144. ↑ A. Johnsson, D. Reiss, E. Hauber, H. Hiesinger, M. Zanetti: 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
  145. ↑ D. T. F. Möhlmann: 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
  146. ↑ T. Tokano: 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
  147. ↑ A. S. McEwen, L. Ojha, C. M. Dundas, S. S. Mattson, S. Byrne, J. J. Wray, S. C. Cull, S. L. Murchie, N. Thomas, V. C. Gulick: Seasonal Flows on Warm Martian Slopes. In: Science. Nr. 333, 2011, S. 740. doi:10.1126/science.1204816
  148. ↑ A. S. McEwen: Wandelbarer Mars. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 12, 2013, S. 64–65 (online).
  149. ↑ N. O. Rennó, B. J. Bos, D. Catling, B. C. Clark, L. Drube, D. Fisher, W. Goetz, S. F. Hviid, H. U. Keller, J. F. Kok, S. P. Kounaves, K. Leer, M. Lemmon, M. B. Madsen, W. J. Markiewicz, J. Marshall, C. McKay, M. Mehta, M. Smith, M. P. Zorzano, P. H. Smith, C. Stoker, S. M. M. Young: 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
  150. ↑ A. S. McEwen: Wandelbarer Mars. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 12, 2013, S. 66 (online).
  151. ↑ K. M. Soderlund, B. E. Schmidt, J. Wicht, D. D. Blankenship: Ocean-driven heating of Europa’s icy shell at low latitudes. In: Nature Geoscience. Nr. 7, 2014, S. 16. doi:10.1038/ngeo2021
  152. ↑ S. A. Kattenhorn, L. M. Prockter: Evidence for subduction in the ice shell of Europa. In: Nature Geoscience. Nr. 7 (2014). doi:10.1038/ngeo2245
  153. ↑ A. P. Showmana, I. Mosqueira, J. W. Head: On the resurfacing of Ganymede by liquid–water volcanism. In: Icarus. Nr. 172, 2004, S. 625. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.011
  154. ↑ S. Vance, M. Bouffard, M. Choukroun, C. Sotin: 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
  155. ↑ F. Postberg, J. Schmidt, J. Hillier, S. Kempf, R. Srama: 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
  156. ↑ L. Iess, R. A. Jacobson, M. Ducci, D. J. Stevenson, J. I. Lunine, J. W. Armstrong, S. W. Asmar, P. Racioppa, N. J. Rappaport, P. Tortora: The Tides of Titan. In: Science. Nr. 337, 2012, S. 457. doi:10.1126/science.1219631
  157. ↑ G. Mitri, A. P. Showman, J. I. Lunine, R. M. C. Lopes: Resurfacing of Titan by ammonia-water cryomagma. In: Icarus. Nr. 196, 2008, S. 216. doi:10.1016/j.icarus.2008.02.024
  158. ↑ G. Mitri, R. Meriggiola, A. Hayes, A. Lefevre, G. Tobie, A. Genova, J. I. Lunine, H. Zebker: Shape, topography, gravity anomalies and tidal deformation of Titan. In: Icarus. Nr. 236, 2014, S. 169. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.018
  159. ↑ R. H. Tyler: Strong ocean tidal flow and heating on moons of the outer planets. In: Nature. Nr. 456, 2008, S. 770. doi:10.1038/nature07571
  160. ↑ D. Hemingway, F. Nimmo, H. Zebker, L. Iess: A rigid and weathered ice shell on Titan. In: Nature. Nr. 500, 2013, S. 550. doi:10.1038/nature12400
  161. ↑ A. P. Showmana, R. Malhotra: Tidal Evolution into the Laplace Resonance and the Resurfacing of Ganymede. In: Icarus. Nr. 127, 1997, S. 93. doi:10.1006/icar.1996.5669
  162. ↑ a b C. J. A. Howett, J. R. Spencer, J. Pearl, M. Segura: 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
  163. ↑ M. T. Blanda, A. P. Showmana, G. Tobie: The orbital–thermal evolution and global expansion of Ganymede. In. Icarus. Nr. 200, 2009, S. 207. doi:10.1016/j.icarus.2008.11.016
  164. ↑ a b c E. L. Berger, T. J. Zega, L. P. Keller, D. S. Lauretta: 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
  165. ↑ a b J. T. Wickramasinghea, N. C. Wickramasinghea, M. K. Wallisa: Liquid water and organics in Comets: implications for exobiology. In: International Journal of Astrobiology. Nr. 08, 2009, S. 281. doi:10.1017/S1473550409990127
  166. ↑ S. F. Portegies Zwart: Auf der Suche nach den Geschwistern der Sonne. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 3, 2010, S. 28–31 (online).
  167. ↑ A. P. Boss, S. A. Keiser: 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
  168. ↑ N. Dauphas, L. Remusat, J. H. Chen, M. Roskosz, D. A. Papanastassiou, J. Stodolna, Y. Guan, C. Ma, J. M. Eiler: 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
  169. ↑ H. Tang, N. Dauphas: 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
  170. ↑ G. Anglada-Escudé, P. Arriagada, M. Tuomi, M. Zechmeister, J. S. Jenkins, A. Ofir, S. Dreizler, E. Gerlach, C. J. Marvin, A. Reiners, S. V. Jeffers, R. P. Butler, S. S. Vogt, P. J. Amado, C. Rodríguez-López, Z. M. Berdiñas, J. Morin, J. D. Crane, S. A. Shectman, I. B. Thompson, M. Díaz, E. Rivera, L. F. Sarmiento, H. R. A. Jones: 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
  171. ↑ D. Charbonneau, Z. K. Berta, J. Irwin, C. J. Burke, P. Nutzman, L. A. Buchhave, C. Lovis, X. Bonfils, D. W. Latham, S. Udry, R. A. Murray-Clay, M. J. Holman, E. E. Falco, J. N. Winn, D. Queloz, F. Pepe, M. Mayor, X. Delfosse, T. Forveille: A super-Earth transiting a nearby low-mass star. In: Nature. Nr. 462, 2009, S. 891. doi:10.1038/nature08679
  172. ↑ P. Jenniskens, D. F. Blake: Kosmisches Eis – Wiege des Lebens? In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 10, 2001, S. 28 (Link)
  173. ↑ D. D. Sasselov: Auf der Suche nach der zweiten Erde. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 04, 2011, S. 50–51 (Link)
  174. ↑ T. Garth, A. Rietbrock: 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
  175. ↑ D. G. Pearson, F. E. Brenker, F. Nestola, J. McNeill, L. Nasdala, M. T. Hutchison, S. Matveev, K. Mather, G. Silversmit, S. Schmitz, B. Vekemans, L. Vincze: Hydrous mantle transition zone indicated by ringwoodite included within diamond. In: Nature. Nr. 507, 2014, S. 221. doi:10.1038/nature13080
  176. ↑ N. B. Cowan, D. S. Abbot: 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
  177. ↑ D. Ehrenreich, A. Lecavelier des Etangs, J.-P. Beaulieu, O. Grasset: 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
  178. ↑ W. Lauer: Klimatologie. Braunschweig, 1999, ISBN 3-14-160284-0, S. 34.
  179. ↑ O. Abramov, J. R. Spencer: 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
  180. ↑ P. Gronkowski, M. Wesolowski: Collisions of comets and meteoroids: The post Stardust-NExT discussion. In: Astronomische Nachrichten. Nr. 333, 2012, S. 721. doi:10.1002/asna.201211712
  181. ↑ D. C. Catling, K. J. Zahnle: Wenn die Atmosphäre ins All entweicht. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 1, 2010, S. 26 (online).
  182. ↑ F. Wilhelm: Hydrogeographie. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S. 144–152.
  183. ↑ W. Lauer: Klimatologie. Braunschweig, 1999, ISBN 3-14-160284-0, S. 75–97.
  184. ↑ D. V. Titov: 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
  185. ↑ D. J. Cziczo, S. Garimella, M. Raddatz, K. Hoehler, M. Schnaiter, H. Saathoff, O. Moehler, J. P. D. Abbatt, L. A. Ladino: 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
  186. ↑ L. Maltagliati, F. Montmessin, A. Fedorova, O. Korablev, F. Forget, J.-L. Bertaux: 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
  187. ↑ A. Kleinböhl, R. J. Wilson, D. Kass, J. T. Schofield, D. J. McCleese: The semidiurnal tide in the middle atmosphere of Mars. In: Geophysical Research Letters. Nr. 40, 2013, S. 1952. doi:10.1002/grl.50497
  188. ↑ a b K. Bachmann: Kometen-Fieber. In: GEO. Nr. 12, 2013, S. 86 (Link)
  189. ↑ K. Bachmann: Kometen-Fieber. In: GEO. Nr. 12, 2013, S. 84 (Link)
  190. ↑ M. J. Mumma, H. A. Weaver, H. P. Larson, D. S. Davis, M. Williams: Detection of Water Vapor in Halley’s Comet. In: Science. Nr. 232 (1986), S. 1523. doi:10.1126/science.232.4757.1523
  191. ↑ D. Bockelee-Morvan, N. Biver, J. Crovisier, M. de Val-Borro, T. Fulton, P. Hartogh, D. Hutsemékers, C. Jarchow, E. Jehin, M. Kidger, M. Kueppers, E. Lellouch, D. Lis, J. Manfroid, R. Moreno, M. Rengel, B. C. Swinyard, S. Szutowicz, B. Vandenbussche, 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)
  192. ↑ D. Jewitt: The Active Asteroids. In: The Astronomical Journal. Nr. 143, 2012, S. 66. doi:10.1088/0004-6256/143/3/66
  193. ↑ L. Roth, J. Saur, K. D. Retherford, D. F. Strobel, P. D. Feldman, M. A. McGrath, F. Nimmo: Transient Water Vapor at Europa’s South Pole. In: Science. 2013, S. 171. doi:10.1126/science.1247051
  194. ↑ E. Lellouch, B. Bézard, J. I. Moses, G. R. Davis, P. Drossart, H. Feuchtgruber, E. A. Bergin, R. Moreno, T. Encrenaz: 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
  195. ↑ T. Cavalié, H. Feuchtgruber, E. Lellouch, M. de Val-Borro, C. Jarchow, R. Moreno, P. Hartogh, G. Orton, T. K. Greathouse, F. Billebaud, M. Dobrijevic, L. M. Lara, A. González, H. Sagawa: 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
  196. ↑ a b c T. Encrenaz: The role of water in the formation and evolution of planets. In: M. Gargaud, P. López-García, H. Martin (Hrsg.): Origins and Evolution of Life. Cambridge, 2011, ISBN 978-0-521-76131-4, S. 224.
  197. ↑ C. J. Hansen, L. Esposito, A. I. F. Stewart, J. Colwell, A. Hendrix, W. Pryor, D. Shemansky, R. West: Enceladus’ Water Vapor Plume. In: Science. Nr. 311, 2006, S. 1422. doi:10.1126/science.1121254
  198. ↑ C. Porco, D. DiNino, F. Nimmo: 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
  199. ↑ S. Jurac, M. A. McGrath, R. E. Johnson, J. D. Richardson, V. M. Vasyliunas, A. Eviatar: Saturn: Search for a missing water source. In: Geophysical Research Letters. Nr. 29, 2002, S. 25. doi:10.1029/2002GL015855
  200. ↑ P. Hartogh, E. Lellouch, R. Moreno, D. Bockelée-Morvan, N. Biver, T. Cassidy, M. Rengel, C. Jarchow, T. Cavalié, J. Crovisier, F. P. Helmich, M. Kidger: Direct detection of the Enceladus water torus with Herschel. In: Astronomy & Astrophysics. Nr. 532, 2011, L2. doi:10.1051/0004-6361/201117377
  201. ↑ A. Coustenis, A. Salama, E. Lellouch, Th. Encrenaz, Th. de Graauw, G. L. Bjoraker, R. E. Samuelson, D. Gautier, H. Feuchtgruber, M. F. Kessler, G. S. Orton: 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)
  202. ↑ T. Bethell, E. Bergin: Formation and Survival of Water Vapor in the Terrestrial Planet–Forming Region. In: Science. Nr. 326, 2009, S. 1675. doi:10.1126/science.1176879
  203. ↑ C. Salyk, K. M. Pontoppidan, G. A. Blake, F. Lahuis, E. F. van Dishoeck, N. J. Evans: 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
  204. ↑ C. M. Lisse, C. H. Chen, M. C. Wyatt, A. Morlok: Circumstellar Dust Created by Terrestrial Planet Formation in HD 113766. In: The Astrophysical Journal. Nr. 673, 2008, S. 1110. doi:10.1086/523626
  205. ↑ B. Croll, L. Albert, R. Jayawardhana, E. Miller-Ricci Kempton, J. J. Fortney, N. Murray, H. Neilson: 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
  206. ↑ L. Kreidberg, J. L. Bean, J.-M. Désert, B. Benneke, D. Deming, K. B. Stevenson, S. Seager, Z. Berta-Thompson, A. Seifahrt, D. Homeier: Clouds in the atmosphere of the super-Earth exoplanet GJ 1214b. In: Nature. Nr. 505, 2014, S. 69. doi:10.1038/nature12888
  207. ↑ K. Heng: Das Klima auf fremden Welten. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 2, 2013, S. 46–53 (online).
  208. ↑ G. Tinetti, A. Vidal-Madjar, M.-C. Liang, J.-P. Beaulieu, Y. Yung, S. Carey, R. J. Barber, J. Tennyson, I. Ribas, N. Allard, G. E. Ballester, D. K. Sing, F. Selsis: Water vapour in the atmosphere of a transiting extrasolar planet. In: Nature. Nr. 448, 2007, S. 169. doi:10.1038/nature06002
  209. ↑ D. Deming, A. Wilkins, P. McCullough, A. Burrows, J. J. Fortney, E. Agol, I. Dobbs-Dixon, N. Madhusudhan, N. Crouzet, J.-M. Desert, R. L. Gilliland, K. Haynes, H. A. Knutson, M. Line, Z. Magic, A. V. Mandell, S. Ranjan, D. Charbonneau, M. Clampin, S. Seager, A. P. Showman: 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
  210. ↑ A. V. Mandell, K. Haynes, E. Sinukoff, N. Madhusudhan, A. Burrows, D. Deming: 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
  211. ↑ A. C. Lockwood, J. A. Johnson, C. F. Bender, J. S. Carr, T. Barman, A. J. W. Richert, G. A. Blake: 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
  212. ↑ J. K. Faherty, C. G. Tinney, A. Skemer, A. J. Monson: 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
  213. ↑ a b T. Tsuji: 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
  214. ↑ a b c P. Kervella, G. Perrin, A. Chiavassa, S. T. Ridgway, J. Cami, X. Haubois, T. Verhoelst: 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
  215. ↑ T. Tsuji: 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)
  216. ↑ K. Ohnaka, G. Weigelt, F. Millour, K.-H. Hofmann, T. Driebe, D. Schertl, A. Chelli, F. Massi, R. Petrov, Ph. Stee: 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
  217. ↑ a b T. Tsuji: 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)
  218. ↑ a b G. Perrin, T. Verhoelst, S. T. Ridgway, J. Cami, Q. N. Nguyen, O. Chesneau, B. Lopez, Ch. Leinert, A. Richichi: 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
  219. ↑ G. Perrin, T. Verhoelst, S. T. Ridgway, J. Cami, Q. N. Nguyen, O. Chesneau, B. Lopez, Ch. Leinert, A. Richichi: 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
  220. ↑ I. Cherchneff: The chemistry of dust formation in red supergiants. In: EAS Publications Series. Nr. 60, 2013, S. 175. doi:10.1051/eas/1360020
  221. ↑ T. Tsuji: Water in K and M giant stars unveiled by ISO. In: Astronomy and Astrophysics. Nr. 376 (2001), L1. doi:10.1051/0004-6361:20011012
  222. ↑ M. Montargès, P. Kervella, G. Perrin, K. Ohnaka: 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
  223. ↑ L. Decin, M. Agúndez, M. J. Barlow, F. Daniel, J. Cernicharo, R. Lombaert, E. de Beck, P. Royer, B. Vandenbussche, R. Wesson, E. T. Polehampton, J. A. D. L. Blommaert, W. de Meester, K. Exter, H. Feuchtgruber, W. K. Gear, H. L. Gomez, M. A. T. Groenewegen, M. Guélin, P. C. Hargrave, R. Huygen, P. Imhof, R. J. Ivison, C. Jean, C. Kahane, F. Kerschbaum, S. J. Leeks, T. Lim, M. Matsuura, G. Olofsson, T. Posch, S. Regibo, G. Savini, B. Sibthorpe, B. M. Swinyard, J. A. Yates, C. Waelkens: Warm water vapour in the sooty outflow from a luminous carbon star. In: Nature. Nr. 467, 2010, S. 64. doi:10.1038/nature09344
  224. ↑ M. Harwit, D. A. Neufeld, G. J. Melnick, M. J. Kaufman: Thermal Water Vapor Emission from Shocked Regions in Orion. In: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 497 (1998), L105. doi:10.1086/311291
  225. ↑ C. M. V. Impellizzeri, J. P. McKean, P. Castangia, A. L. Roy, C. Henkel, A. Brunthaler, O. Wucknitz: A gravitationally lensed water maser in the early Universe. In: Nature. Nr. 456, 2008, S. 927. doi:10.1038/nature07544
  226. ↑ C. M. Bradford, A. D. Bolatto, P. R. Maloney, J. E. Aguirre, J. J. Bock, J. Glenn, J. Kamenetzky, R. Lupu, H. Matsuhara, E. J. Murphy, B. J. Naylor, H. T. Nguyen, K. Scott, J. Zmuidzinas: 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
  227. ↑ T. A. Enßlin: Planck misst Licht vom Anfang der Zeit. In: Physik in unserer Zeit. Nr. 44, 2013, S. 162. doi:10.1002/piuz.201390062
  228. ↑ A. Koschinsky, D. Garbe-Schönberg, S. Sander, K. Schmidt, H.-H. Gennerich, H. Strauss: 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
  229. ↑ C. J. Sahle, C. Sternemann, C. Schmidt, S. Lehtola, S. Jahn, L. Simonelli, S. Huotari, M. Hakala, T. Pylkkanen, A. Nyrow, K. Mende, M. Tolan, K. Hamalainen, M. Wilke: 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
Abgerufen von „https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Wasservorkommen_im_Universum&oldid=248822104“