Außerirdisches flüssiges Wasser

Die meisten bekannten extrasolaren Planetensysteme scheinen sehr unterschiedliche Zusammensetzungen mit dem Sonnensystem zu haben, obwohl es wahrscheinlich eine Probenverzerrung gibt, die sich aus den Nachweismethoden ergibt.

Spektroskopieedit

Flüssiges Wasser hat aufgrund des Zustands seiner Wasserstoffbrücken eine deutliche Absorptionsspektroskopiesignatur im Vergleich zu anderen Wasserzuständen. Trotz der Bestätigung von außerirdischem Wasserdampf und Eis muss die spektrale Signatur von flüssigem Wasser jedoch noch außerhalb der Erde bestätigt werden. Die Signaturen von Oberflächenwasser auf terrestrischen Planeten können durch dicke Atmosphären über die großen Entfernungen des Weltraums mit der aktuellen Technologie nicht nachweisbar sein.,

Saisonale Strömungen an warmen Marshängen, die zwar stark auf salzhaltiges flüssiges Wasser hindeuten, haben dies jedoch in der spektroskopischen Analyse noch nicht angezeigt.

Wasserdampf wurde in zahlreichen Objekten mittels Spektroskopie bestätigt, obwohl er selbst das Vorhandensein von flüssigem Wasser nicht bestätigt. In Kombination mit anderen Beobachtungen könnte die Möglichkeit jedoch abgeleitet werden., Zum Beispiel würde die Dichte von GJ 1214 b darauf hindeuten, dass ein großer Teil seiner Masse Wasser ist, und der Follow-up-Nachweis des Vorhandenseins von Wasserdampf durch das Hubble-Teleskop deutet stark darauf hin, dass exotische Materialien wie „heißes Eis“ oder „überflüssiges Wasser“ vorhanden sein können.

Magnetfeldedit

Für die jovianischen Monde Ganymed und Europa ergibt sich aus den Messungen des Magnetfeldes des Jupiter die Existenz eines Untereisozeans., Da Leiter, die sich durch ein Magnetfeld bewegen, ein gegenelektromotorisches Feld erzeugen, wurde das Vorhandensein des Wassers unter der Oberfläche aus der Änderung des Magnetfeldes abgeleitet, als der Mond von der nördlichen zur südlichen magnetischen Hemisphäre des Jupiter überging.

Geologische Indikatorenedit

Thomas Gold hat vermutet, dass viele Sonnensystemkörper möglicherweise Grundwasser unter der Oberfläche halten könnten.

Es wird angenommen, dass flüssiges Wasser im Untergrund des Mars existieren kann., Untersuchungen deuten darauf hin, dass in der Vergangenheit flüssiges Wasser an der Oberfläche floss, wodurch große Gebiete entstanden, die den Ozeanen der Erde ähnlich waren. Es bleibt jedoch die Frage, wohin das Wasser gegangen ist. Es gibt eine Reihe direkter und indirekter Beweise für das Vorhandensein von Wasser auf oder unter der Oberfläche, z. B. Bachbetten, Polkappen, spektroskopische Messungen, erodierte Krater oder Mineralien, die direkt mit dem Vorhandensein von flüssigem Wasser (wie Goethit) verbunden sind., In einem Artikel im Journal of Geophysical Research untersuchten Wissenschaftler den Wostok-See in der Antarktis und stellten fest, dass dies Auswirkungen auf flüssiges Wasser haben kann, das sich noch auf dem Mars befindet. Durch ihre Forschung kamen die Wissenschaftler zu dem Schluss, dass, wenn der Wostok-See vor Beginn der mehrjährigen Vereisung existierte, der See wahrscheinlich nicht bis zum Grund gefriert. Aufgrund dieser Hypothese sagen Wissenschaftler, dass, wenn Wasser vor den polaren Eiskappen auf dem Mars existiert hätte, wahrscheinlich noch flüssiges Wasser unter den Eiskappen vorhanden wäre, das sogar Hinweise auf Leben enthalten könnte.,

„Chaos terrain“, ein gemeinsames Merkmal auf Europas Oberfläche, wird von einigen als Regionen interpretiert, in denen der unterirdische Ozean durch die eisige Kruste geschmolzen ist.

Vulkanische beobachtungEdit

Geysire wurden auf Enceladus, einem Saturnmond, und Europa, einem Jupitermond, gefunden. Diese enthalten Wasserdampf und könnten Anzeichen für flüssiges Wasser tiefer unten sein. Es könnte auch nur Eis sein., Im Juni 2009 wurden Beweise für salzige unterirdische Ozeane auf Enceladus vorgelegt. Am 3. April 2014 berichtete die NASA, dass die Cassini-Sonde Beweise für einen großen unterirdischen Ozean mit flüssigem Wasser auf Enceladus, dem Mond des Planeten Saturn, gefunden hatte. Den Wissenschaftlern zufolge deuten Hinweise auf einen unterirdischen Ozean darauf hin, dass Enceladus einer der wahrscheinlichsten Orte im Sonnensystem ist, um „mikrobielles Leben zu beherbergen“. Emissionen von Wasserdampf wurden aus mehreren Regionen des Zwergplaneten Ceres nachgewiesen. kombiniert mit Hinweisen auf laufende kryovalcanische Aktivität.,

Gravitationsnachweise

Der Konsens der Wissenschaftler besteht darin, dass eine Schicht flüssigen Wassers unter Europas Oberfläche existiert und dass Wärmeenergie aus Gezeitenbeugung es dem unterirdischen Ozean ermöglicht, flüssig zu bleiben. Die ersten Hinweise auf einen unterirdischen Ozean stammten aus theoretischen Überlegungen zur Gezeitenheizung (eine Folge von Europas leicht exzentrischer Umlaufbahn und Orbitalresonanz mit den anderen galiläischen Monden).

Wissenschaftler verwendeten Gravitationsmessungen der Cassini-Sonde, um einen Wasserozean unter der Kruste von Enceladus zu bestätigen.,Solche Gezeitenmodelle wurden als Theorien für Wasserschichten in anderen Sonnensystemmonden verwendet. Laut mindestens einer Gravitationsstudie zu Cassini-Daten hat Dion einen Ozean 100 Kilometer unter der Oberfläche.

bodendurchdringendes radioEdit

Wissenschaftler haben flüssiges Wasser mithilfe von Funksignalen nachgewiesen., Das Radio Detection and Ranging (RADAR) Instrument der Cassini-Sonde wurde verwendet, um die Existenz einer Schicht aus flüssigem Wasser und Ammoniak unter der Oberfläche des Saturnmondes Titan zu erkennen, die mit Berechnungen der Monddichte übereinstimmt. Bodendurchdringende Radar-und Dielektrizitätsdaten des MARSIS-Instruments auf Mars Express zeigen einen 20 Kilometer breiten stabilen Körper aus salzhaltigem flüssigem Wasser in der Planum Australe-Region des Planeten Mars an.,

Dichte Berechnungedit

Planetenwissenschaftler können Berechnungen der Dichte verwenden, um die Zusammensetzung der Planeten und ihr Potenzial zu bestimmen, flüssiges Wasser zu besitzen, obwohl die Methode nicht sehr genau ist, da die Kombination vieler Verbindungen und Zustände ähnliche Dichten erzeugen kann.

Modelle der Saturnmond-Titan-Dichte zeigen das Vorhandensein einer unterirdischen Ozeanschicht an., Ähnliche Dichteschätzungen sind starke Indikatoren für einen unterirdischen Ozean auf Enceladus.

Die erste Analyse der geringen Dichte von 55 Cancri e ergab, dass es sich um eine 30% ige überkritische Flüssigkeit handelte, von der Diana Valencia vom Massachusetts Institute of Technology vorgeschlagen hatte, dass sie in Form von salzigem überkritischem Wasser vorliegen könnte.

GJ 1214 b war der zweite Exoplanet (nach CoRoT-7b), der eine festgelegte Masse und einen Radius von weniger als denen der Planeten des riesigen Sonnensystems hatte., Es ist dreimal so groß wie die Erde und etwa 6,5 mal so massiv. Seine geringe Dichte deutete darauf hin, dass es sich wahrscheinlich um eine Mischung aus Gestein und Wasser handelt, und Follow-up-Beobachtungen mit dem Hubble-Teleskop scheinen nun zu bestätigen, dass ein großer Teil seiner Masse Wasser ist, also ist es eine große Wasserwelt. Die hohen Temperaturen und Drücke würden exotische Materialien wie „heißes Eis“ oder „überflüssiges Wasser“ bilden.,

Modelle des radioaktiven Zerfallsedit

Modelle der Wärmespeicherung und Erwärmung durch radioaktiven Zerfall in kleineren eisigen Sonnensystemkörpern legen nahe, dass Rhea, Titania, Oberon, Triton, Pluto, Eris, Sedna und Orcus Ozeane unter festen Eiskrusten von etwa 100 km Dicke haben können. Von besonderem Interesse ist in diesen Fällen die Tatsache, dass die Modelle darauf hinweisen, dass die flüssigen Schichten in direktem Kontakt mit dem felsigen Kern stehen, was ein effizientes Mischen von Mineralien und Salzen in das Wasser ermöglicht., Dies steht im Gegensatz zu den Ozeanen, die sich in größeren eisigen Satelliten wie Ganymed, Callisto oder Titan befinden können, wo Schichten von Hochdruckphasen des Eises der flüssigen Wasserschicht zugrunde liegen.

Modelle des radioaktiven Zerfalls legen nahe, dass MOA-2007-BLG-192Lb, ein kleiner Planet, der einen kleinen Stern umkreist, so warm sein könnte wie die Erde und vollständig von einem sehr tiefen Ozean bedeckt ist.,

Interne Differenzierungsmodelledit

Modelle von Sonnensystemobjekten weisen auf das Vorhandensein von flüssigem Wasser in ihrer inneren Differenzierung hin.,

Einige Modelle des Zwergplaneten Ceres, größtes Objekt im Asteroidengürtel, weisen auf die Möglichkeit einer nassen Innenschicht hin. Wasserdampf, der nachweislich vom Zwergplaneten emittiert wird, kann ein Indikator sein, durch Sublimation von Oberflächeneis.

Es wird angenommen, dass eine globale Schicht aus flüssigem Wasser, die dick genug ist, um die Kruste vom Mantel zu entkoppeln, auf Titan, Europa und mit weniger Sicherheit auf Callisto, Ganymed und Triton vorhanden ist. Andere eisige Monde können auch innere Ozeane haben oder einst innere Ozeane hatten, die jetzt gefroren sind.,

Bewohnbaren xwin

die Bahn Eines Planeten in der dauernd bewohnbaren zone ist eine beliebte Methode verwendet, um vorherzusagen, Ihr Potenzial für Oberfläche Wasser an seiner Oberfläche., Die Theorie der bewohnbaren Zone hat mehrere extrasolare Kandidaten für flüssiges Wasser vorgeschlagen, obwohl sie sehr spekulativ sind, da die Umlaufbahn eines Planeten um einen Stern allein nicht garantiert, dass ein Planet flüssiges Wasser hat. Zusätzlich zu seiner Umlaufbahn muss ein planetarisches Massenobjekt das Potenzial für einen ausreichenden Atmosphärendruck haben, um flüssiges Wasser und eine ausreichende Zufuhr von Wasserstoff und Sauerstoff an oder in der Nähe seiner Oberfläche zu unterstützen.,

Das Gliese 581 Planetensystem enthält mehrere Planeten, die Kandidaten für Oberflächenwasser sein können, einschließlich Gliese 581c, Gliese 581d, könnte für Ozeane warm genug sein, wenn ein Treibhauseffekt in Betrieb war, und Gliese 581e.

Gliese 667 C hat drei von ihnen sind in der bewohnbaren Zone, einschließlich Gliese 667 Cc wird geschätzt, dass Oberflächentemperaturen ähnlich der Erde und eine starke Chance auf flüssiges Wasser haben.

Kepler-22b Einer der ersten 54 Kandidaten, die vom Kepler-Teleskop gefunden und gemeldet wurden, ist das 2,4-fache der Größe der Erde mit einer geschätzten Temperatur von 22 °C., Es wird beschrieben, dass es das Potenzial für Oberflächenwasser hat, obwohl seine Zusammensetzung derzeit unbekannt ist.

Unter den 1.235 möglichen Kandidaten für extrasolare Planeten, die vom Planet-Hunting Kepler Space Telescope der NASA während der ersten vier Betriebsmonate entdeckt wurden, umkreisen 54 in der bewohnbaren „Goldilocks“ – Zone des Muttersterns, in der flüssiges Wasser existieren könnte. Fünf davon sind erdnah.,

Am 6. Januar 2015 gab die NASA weitere Beobachtungen bekannt, die von Mai 2009 bis April 2013 durchgeführt wurden und acht Kandidaten zwischen dem ein-und Zweifachen der Größe der Erde umfassten, die in einer bewohnbaren Zone umkreisten. Von diesen acht Sternen umkreisen sechs Sterne, die der Sonne in Größe und Temperatur ähnlich sind. Es wurde festgestellt, dass drei der neu bestätigten Exoplaneten in bewohnbaren Zonen von Sternen ähnlich der Sonne umkreisen: Zwei der drei, Kepler-438b und Kepler-442b, sind erdnah und wahrscheinlich felsig; Der dritte, Kepler-440b, ist eine Supererde.,

Wasser reichen dauernd disksEdit

Lange vor der Entdeckung von Wasser auf Asteroiden auf Kometen und Zwergplaneten jenseits von Neptun, den circumstellaren Scheiben des Sonnensystems jenseits der Schneelinie, einschließlich des Asteroidengürtels und des Kuipergürtels, wurde angenommen, dass sie große Mengen Wasser enthalten, und es wurde angenommen, dass dies der Ursprung von Wasser auf der Erde ist., Da angenommen wird, dass viele Arten von Sternen durch den Photoevaporationseffekt flüchtige Stoffe aus dem System blasen, ist der Wassergehalt in circumstellaren Scheiben und felsigem Material in anderen Planetensystemen ein sehr guter Indikator für das Potenzial eines Planetensystems für flüssiges Wasser und ein Potenzial für organische Chemie, insbesondere wenn es innerhalb der planetenbildenden Regionen oder der bewohnbaren Zone nachgewiesen wird. Techniken wie Interferometrie können dafür verwendet werden.

Im Jahr 2007 wurde eine solche Scheibe in der bewohnbaren Zone von MWC gefunden 480.In 2008 wurde eine solche Scheibe um den Stern AA Tauri gefunden., Im Jahr 2009 wurde eine ähnliche Scheibe um den jungen Stern HD 142527 entdeckt.

Im Jahr 2013 wurde eine wasserreiche Trümmerscheibe um GD 61 von einem bestätigten felsigen Objekt aus Magnesium, Silizium, Eisen und Sauerstoff begleitet. Im selben Jahr wurde eine weitere wasserreiche Scheibe um HD 100546 entdeckt, die ices in der Nähe des Sterns hat.

Es gibt natürlich keine Garantie dafür, dass die anderen Bedingungen gefunden werden, unter denen flüssiges Wasser auf einer Planetenoberfläche vorhanden sein kann., Sollten planetarische Massenobjekte vorhanden sein, könnte ein einzelner Gasgigantenplanet mit oder ohne planetarische Massenmonde, der sich in der Nähe der bewohnbaren Zone umkreist, das Auftreten der notwendigen Bedingungen im System verhindern. Es würde jedoch bedeuten, dass planetarische Massenobjekte, wie die eisigen Körper des Sonnensystems, reichlich Flüssigkeit in sich haben könnten.