Mimozemská kapalná voda

většina známých extrasolárních planetárních systémů má velmi odlišné složení vůči sluneční soustavě, i když pravděpodobně existuje zkreslení vzorku vyplývající z detekčních metod.

SpectroscopyEdit

kapalná voda má zřetelnou absorpční spektroskopii ve srovnání s jinými stavy vody kvůli stavu vodíkových vazeb. Navzdory potvrzení mimozemské vodní páry a ledu však spektrální podpis kapalné vody musí být ještě potvrzen mimo zemi. Podpisy povrchové vody na terestrických planet mohou být nedetekovatelné přes husté atmosféry přes obrovské vzdálenosti vesmíru pomocí současných technologií.,

Sezónní toky na teplých svazích Marsu, i když silně připomínající slané tekuté vody, je třeba ještě uvést ve spektroskopické analýzy.

vodní pára byla potvrzena v mnoha objektech pomocí spektroskopie, i když sama o sobě nepotvrzuje přítomnost kapalné vody. V kombinaci s jinými připomínkami však lze tuto možnost odvodit., Například, hustota GJ 1214 b naznačují, že velkou část své hmotnosti je voda a následná detekce pomocí Hubblova dalekohledu z přítomnosti vodní páry silně naznačuje, že exotické materiály, jako je ‚hot ice“ nebo “ supratekutého vody mohou být přítomny.

Magnetický fieldsEdit

Na Jupiterově měsíci Ganymede a Europa, existence sub-ice oceánu je odvozena z měření magnetického pole Jupitera., Od pohybu vodiče prostřednictvím magnetického pole produkovat counter-elektromotorické pole, přítomnost vody pod povrchem byla odvozena ze změny magnetického pole jako měsíc uplynul od severní k jižní magnetickou polokouli Jupitera.

Geologické indicatorsEdit

Thomas Gold předpokládal, že mnoho těles Sluneční Soustavy může potenciálně držet podzemní vody pod povrchem.

předpokládá se, že v marťanském podpovrchu může existovat kapalná voda., Výzkum naznačuje, že v minulosti na povrchu tekla tekutá voda a vytvářela velké plochy podobné zemským oceánům. Otázkou však zůstává, kam voda zmizela. Existuje řada přímých i nepřímých důkazů vody je přítomnost buď na nebo pod povrchem, např. proud postele, polární čepičky, spektroskopické měření, erodované krátery nebo minerály přímo připojen k existenci kapalné vody (například Goethit)., V článku v časopise Journal of Geophysical Research vědci studovali jezero Vostok v Antarktidě a zjistili, že to může mít důsledky pro tekutou vodu, která je stále na Marsu. Prostřednictvím svého výzkumu, vědci dospěli k závěru, že pokud Jezero Vostok existoval před trvalka zalednění začalo, že je pravděpodobné, že jezero není zmrazit celou cestu až na dno. Vzhledem k této hypotézy, vědci říkají, že pokud se voda existovala před polární čepičky na Marsu, je pravděpodobné, že tam je stále kapalná voda pod ledem čepice, které mohou obsahovat i stopy života.,

„Chaos terrain“, společný rys na povrchu Evropy, je některými interpretován jako oblasti, kde se podpovrchový oceán roztavil ledovou kůrou.

Sopečné observationEdit

Gejzíry na Enceladu, měsíci Saturnu, a Europě, měsíci Jupitera. Ty obsahují vodní páru a mohou být indikátorem kapalné vody hlouběji dolů. Může to být také jen LED., V červnu 2009 byly předloženy důkazy pro slané podzemní oceány na Enceladu. Dne 3. Dubna 2014 NASA oznámila, že důkazy o velkém podzemním oceánu kapalné vody na Enceladusu, měsíci planety Saturn, byly nalezeny kosmickou lodí Cassini. Podle vědců, důkazy podzemního oceánu naznačuje, že Enceladus je jedním z nejpravděpodobnějších míst ve sluneční soustavě „hostit mikrobiální život“. Emise vodní páry byly detekovány z několika oblastí trpasličí planety Ceres. v kombinaci s důkazy o pokračující kryovalkanické činnosti.,

Gravitační evidenceEdit

Vědci konsenzus je, že vrstva tekuté vody existuje Europa pod povrch, a to, že tepelná energie z přílivových protahuje umožňuje podpovrchový oceán, aby zůstaly tekuté. První náznaky podpovrchový oceán přišel z teoretické úvahy o přílivové topení (důsledek Europa je mírně excentrické dráze a orbitální rezonance s ostatní Galileovy měsíce).

vědci použili gravitační měření z kosmické lodi Cassini k potvrzení vodního oceánu pod kůrou Enceladus.,Takové přílivové modely byly použity jako teorie pro vodní vrstvy v jiných měsících sluneční soustavy. Podle alespoň jedné gravitační studie o Dioneových datech má oceán 100 kilometrů pod povrchem.

Ground penetrating radioEdit

Vědci objevili kapalné vody pomocí rádiových signálů., Radio detection and ranging (RADAR) nástroj Cassini sonda byla použita k detekci existence vrstva tekuté vody a amoniaku pod povrchem saturnova měsíce Titan, které jsou v souladu s výpočty měsíc je hustota. Ground penetrating radar a dielektrické permitivity data z přístroje MARSIS na Mars Express označuje 20-km-široký stabilní tělo slané kapalné vody v Planum Australe oblasti planety Mars.,

Hustota calculationEdit

vědci mohou použít výpočty hustoty určit složení planet a jejich potenciál mají tekuté vody, i když tato metoda není vysoce přesné, jak je to kombinace mnoha látek a státy mohou produkovat podobné hustoty.

modely Saturnovy hustoty měsíce Titan naznačují přítomnost podpovrchové vrstvy oceánu., Podobné odhady hustoty jsou silnými ukazateli podpovrchového oceánu na Enceladu.

Počáteční analýzy 55 Cancri e je nízká hustota uvedeno, že se skládala 30% nadkritické tekutiny, které Diana Valencia z Massachusetts Institute of Technology navrhované může být ve formě slané superkritické vody, i když následná analýza jeho tranzitu, se nepodařilo zjistit stopy buď voda nebo vodík.

GJ 1214 b byla druhá exoplaneta (po CoRoT-7b), která měla stanovenou hmotnost a poloměr menší než planety obří sluneční soustavy., Je třikrát větší než Země a asi 6,5 krát tak masivní. Jeho nízká hustota ukázala, že je to pravděpodobně směs horniny a vody, a následné pozorování pomocí Hubbleova dalekohledu nyní potvrzují, že velká část jeho hmotnosti je voda, takže je to velký vodní svět. Vysoké teploty a tlaky by vytvořily exotické materiály jako „horký led“ nebo „superfluidní voda“.,

Modely radioaktivní decayEdit

Modely retence tepla a vytápění prostřednictvím radioaktivního rozpadu v menších ledových těles Sluneční Soustavy naznačují, že Rhea, Titania, Oberon, Triton, Pluto, Eris, Sedna, Orcus, může mít oceány pod pevné ledové krusty přibližně 100 km tlusté. Zvláštní zájem je v těchto případech skutečnost, že modely ukazují, že kapalina vrstvy jsou v přímém kontaktu s skalnaté jádro, které umožňuje efektivní míchání minerálů a solí do vody., To je v kontrastu s oceány, které mohou být uvnitř větší ledové satelity jako Ganymed, Callisto, nebo Titan, kde vrstev vysokotlaké fáze ledu jsou základem vrstva kapalné vody.

Modely radioaktivního rozpadu naznačují, že MOA-2007-BLG-192Lb, malé planetě obíhající malá hvězda může být stejně teplý jako Země a zcela pokryt velmi hluboký oceán.,

Vnitřní diferenciace modelsEdit

Modely objektů Sluneční Soustavy ukazují na přítomnost kapalné vody v jejich vnitřní diferenciace.,

některé modely trpasličí planety Ceres, největší objekt v pásu asteroidů, naznačují možnost mokré vnitřní vrstvy. Vodní pára detekován být emitovány podle trpasličí planety může být ukazatelem, prostřednictvím sublimace povrchového ledu.

globální vrstva tekuté vody dostatečně silné, aby oddělit kůru od pláště je myšlenka být přítomen na Titan, Europa, s menší jistotou, Callisto, Ganymeda a Triton. Jiné ledové měsíce mohou mít také vnitřní oceány, nebo kdysi měly vnitřní oceány, které nyní zmrzly.,

Obyvatelné zoneEdit

Na oběžnou dráhu planety v okolohvězdné obytná zóna je populární metoda používá k předpovídání jeho potenciál pro povrchové vody na jeho povrchu., Teorie obyvatelné zóny předložila několik extrasolárních kandidátů na kapalnou vodu, i když jsou vysoce spekulativní, protože oběžná dráha planety kolem hvězdy sama o sobě nezaručuje, že planeta má tekutou vodu. Kromě oběžné dráhy musí mít planetární hmotnostní objekt potenciál pro dostatečný atmosférický tlak na podporu kapalné vody a dostatečný přísun vodíku a kyslíku na jeho povrchu nebo v jeho blízkosti.,

Gliese 581 planetární systém obsahuje více planet, které mohou být kandidáty pro povrchové vody, včetně Gliese 581c, Gliese 581d, by mohlo být dost teplo oceánů, kdyby byl skleníkový efekt provozní, a Gliese 581e.

Gliese 667 C má tři z nich jsou v obyvatelné zóně včetně Gliese 667 Cc odhaduje se, že teploty povrchu podobná Zemi a silnou šanci kapalné vody.

Kepler-22b jeden z prvních 54 kandidátů nalezených dalekohledem Kepler a uvádí je 2,4 krát větší než Země, s odhadovanou teplotou 22 °C., Popisuje se, že má potenciál pro povrchovou vodu, i když její složení je v současné době neznámé.

Mezi 1,235 možné extrasolární planety kandidátů odstranění podle NASA planeta-lov Kepler space telescope během prvních čtyř měsíců provozu, 54 jsou obíhající v mateřské hvězdy obyvatelné odpovídají zóně „Zlatovlásky“, kde kapalná voda by mohla existovat. Pět z nich je v blízkosti Země.,

Na 6. ledna 2015, NASA oznámila další pozorování probíhala od Května 2009 do dubna 2013, která zahrnovala osm kandidátů, mezi jedním a dvěma násobek velikosti Země, obíhající v obyvatelné zóně. Z těchto osmi, šest oběžných hvězd, které jsou podobné Slunci ve velikosti a teplotě. Tři nově potvrzené exoplanety byly nalezeny na oběžné dráze v obyvatelné zóny kolem hvězd podobných Slunci: dva ze tří, Kepler-438b a Kepler-442b, jsou v blízkosti Země-velikost a pravděpodobně rocky; třetí, Kepler-440b, je super-Země.,

Vody bohaté okolohvězdné disksEdit

Dlouho předtím, než objev vody na asteroidy, komety a trpasličí planety za Neptunem, Solární Systém je okolohvězdné disky, nad hranicí sněhu, včetně pásu asteroidů a Kuiperova Pásu byla myšlenka, že obsahují velké množství vody a tyto byly věřil být Původ vody na Zemi., Vzhledem k tomu, že mnoho typů hvězd jsou myšlenka k ránu těkavé látky ze systému přes photoevaporation účinek, obsah vody v okolohvězdné disky a rocky materiálu v jiné planetární soustavy jsou velmi dobré ukazatele planetární systém je potenciál pro kapalná voda a potenciál pro organické chemii, zejména je-li zjištěna v rámci planety tvoří regiony nebo obytná zóna. K tomu lze použít techniky, jako je interferometrie.

v roce 2007 byl takový disk nalezen v obyvatelné zóně MWC 480.In 2008 byl takový disk nalezen kolem hvězdy AA Tauri., V roce 2009 byl podobný disk objeven kolem mladé hvězdy HD 142527.

V roce 2013, ve vodě bohaté na úlomky disku kolem GD 61 doprovázen potvrdil, skalnaté objekt skládající se z hořčíku, křemíku, železa a kyslíku. Ve stejném roce byl spatřen další disk bohatý na vodu kolem HD 100546 má ices blízko hvězdy.

samozřejmě neexistuje žádná záruka, že budou nalezeny další podmínky, které umožňují přítomnost kapalné vody na planetárním povrchu., Měli planetary mass objects být přítomen, jediný, plynný obr, planeta, s nebo bez planetární hmotnosti měsíce, obíhající blízko k okolohvězdné obyvatelné zóně, by mohla zabránit nezbytné podmínky vyskytující se v systému. Znamenalo by to však, že objekty planetární hmoty, jako jsou ledová tělesa sluneční soustavy, by v nich mohly mít hojné množství kapaliny.