większość znanych pozaziemskich układów planetarnych wydaje się mieć bardzo różne składy do Układu Słonecznego, choć prawdopodobnie istnieje odchylenie próbek wynikające z metod wykrywania.
SpectroscopyEdit
ciekła woda ma wyraźną spektroskopię absorpcyjną w porównaniu do innych stanów wody ze względu na stan jej wiązań wodorowych. Pomimo potwierdzenia pozaziemskiej pary wodnej i lodu, widmowa sygnatura ciekłej wody nie została jeszcze potwierdzona poza Ziemią. Sygnatury wód powierzchniowych na planetach ziemskich mogą być niewykrywalne przez gęste atmosfery na ogromnych odległościach kosmosu przy użyciu obecnej technologii.,
sezonowe przepływy na ciepłych marsjańskich zboczach, choć silnie sugerujące słoną płynną wodę, nie wykazały tego jeszcze w analizie spektroskopowej.
para wodna została potwierdzona w wielu obiektach za pomocą spektroskopii, choć sama nie potwierdza obecności ciekłej wody. Jednak w połączeniu z innymi obserwacjami można wywnioskować taką możliwość., Na przykład gęstość GJ 1214 b sugerowałaby, że dużą część jego masy stanowi woda, a późniejsze wykrycie przez teleskop Hubble 'a obecności pary wodnej zdecydowanie sugeruje obecność egzotycznych materiałów, takich jak „gorący lód” lub „woda nadfluidowa”.
pole Magnetyczneedytuj
dla księżyców Jowisza, Ganimedesa i Europy, istnienie sub-lodowego oceanu można wywnioskować z pomiarów pola magnetycznego Jowisza., Ponieważ Przewodniki poruszające się przez pole magnetyczne wytwarzają pole przeciw-elektromotoryczne, obecność wody pod powierzchnią została wydedukowana ze zmiany pola magnetycznego, gdy księżyc przechodził z Północnej do południowej półkuli magnetycznej Jowisza.
wskaźniki Geologiczneedit
Thomas Gold stwierdził, że wiele ciał Układu Słonecznego może potencjalnie utrzymywać wody podziemne pod powierzchnią.
uważa się, że ciekła woda może istnieć w podpowiedzi marsjańskiej., Badania sugerują, że w przeszłości na powierzchni płynęła ciekła woda, tworząc duże obszary podobne do ziemskich oceanów. Pozostaje jednak pytanie, gdzie poszła woda. Istnieje wiele bezpośrednich i pośrednich dowodów obecności wody na powierzchni lub pod nią, np. koryta strumieni, czapy polarne, pomiary spektroskopowe, Erodowane kratery lub minerały bezpośrednio związane z istnieniem ciekłej wody (np. getyt)., W artykule w Journal of Geophysical Research naukowcy zbadali jezioro Wostok na Antarktydzie i odkryli, że może to mieć wpływ na płynną wodę wciąż znajdującą się na Marsie. Dzięki ich badaniom naukowcy doszli do wniosku, że jeśli jezioro Wostok istniało przed rozpoczęciem wieloletniego zlodowacenia, jest prawdopodobne, że Jezioro nie zamarzło aż do dna. W związku z tą hipotezą naukowcy twierdzą, że gdyby woda istniała przed polarnymi czapami lodowymi na Marsie, jest prawdopodobne, że pod czapami lodowymi nadal znajduje się ciekła woda, która może nawet zawierać dowody życia.,
„Chaos terrain”, wspólna cecha na powierzchni Europy, jest interpretowana przez niektórych jako regiony, w których podziemny ocean stopił się przez lodową skorupę.
obserwacja Wulkanicznaedytuj
możliwy mechanizm kriowulkanizmu na ciałach takich jak Enceladus
gejzery zostały znalezione na Enceladusie, księżycu Saturna i Europie, Księżycu Jowisza. Zawierają one parę wodną i mogą być wskaźnikami ciekłej wody głębiej w dół. To może być tylko lód., W czerwcu 2009 roku przedstawiono dowody dotyczące słonych podziemnych oceanów na Enceladusie. 3 kwietnia 2014 roku NASA poinformowała o odkryciu przez sondę Cassini dowodów na istnienie dużego podziemnego Oceanu ciekłej wody na Enceladusie, księżycu Saturna. Według naukowców, dowody na istnienie podziemnego Oceanu sugerują, że Enceladus jest jednym z najbardziej prawdopodobnych miejsc w Układzie Słonecznym do „gospodarza życia mikrobiologicznego”. Wykryto emisje pary wodnej z kilku regionów planety karłowatej Ceres. w połączeniu z dowodami trwającej aktywności kriowalcanicznej.,
dowody grawitacyjne
konsensus naukowców jest taki, że pod powierzchnią Europy istnieje warstwa ciekłej wody, a energia cieplna z pływów pływowych pozwala oceanowi podpowierzchni pozostać ciekłym. Pierwsze wzmianki o oceanie podpowierzchniowym pochodzą z teoretycznych rozważań dotyczących ogrzewania pływowego (konsekwencja nieco ekscentrycznej orbity Europy i rezonansu orbitalnego z innymi księżycami Galileuszowymi).
naukowcy wykorzystali pomiary grawitacyjne z sondy Cassini do potwierdzenia wodnego oceanu pod skorupą Enceladusa.,Takie modele pływowe były wykorzystywane jako teorie dla warstw wody w innych księżycach Układu Słonecznego. Według co najmniej jednego badania grawitacyjnego na danych Cassiniego, Dione ma ocean 100 kilometrów pod powierzchnią.
Ground penetrating radioEdit
naukowcy wykryli ciekłą wodę za pomocą sygnałów radiowych., Radar sondy Cassini był używany do wykrywania obecności warstwy ciekłej wody i amoniaku pod powierzchnią księżyca Saturna Tytana, które są zgodne z obliczeniami gęstości Księżyca. Radar penetrujący i dielektryczne dane z instrumentu MARSIS na Marsie Express wskazują na 20-kilometrowe stabilne ciało słonej ciekłej wody w regionie Planum Australe planety Mars.,
Obliczanie gęstości
naukowcy Planetarni mogą wykorzystać obliczenia gęstości do określenia składu planet i ich potencjału do posiadania ciekłej wody, chociaż metoda ta nie jest bardzo dokładna, ponieważ kombinacja wielu związków i stanów może produkować podobne gęstości.
modele gęstości księżyca Saturna Tytana wskazują na obecność podpowierzchniowej warstwy oceanicznej., Podobne szacunki gęstości są silnymi wskaźnikami podziemnego oceanu na Enceladusie.
wstępna analiza niskiej gęstości 55 Cancri e wykazała, że składa się ona w 30% z płynu nadkrytycznego, który Diana Valencia z Massachusetts Institute of Technology zaproponowała, że może być w postaci słonej wody nadkrytycznej, chociaż analiza uzupełniająca jej TRANZYTU nie wykryła śladów ani wody, ani wodoru.
GJ 1214 b była drugą egzoplanetą (po CoRoT-7b) o ustalonej masie i promieniu mniejszym niż planety Układu Słonecznego., Jest trzy razy większy od Ziemi i około 6,5 razy masywniejszy. Jego niska gęstość wskazywała, że prawdopodobnie jest to mieszanka skały i wody, a obserwacje prowadzone za pomocą teleskopu Hubble ' a wydają się potwierdzać, że duża część jego masy to woda, a więc jest to duży świat wodny. Wysokie temperatury i ciśnienia tworzyłyby egzotyczne materiały, takie jak „gorący lód” lub „woda superfluidowa”.,
modele rozpadu radioaktywnegoedytuj
modele zatrzymywania ciepła i ogrzewania przez rozpad radioaktywny w mniejszych lodowych ciałach Układu Słonecznego sugerują, że Rhea, Tytania, Oberon, Tryton, Pluton, Eris, Sedna i Orcus mogą mieć oceany pod twardymi lodowymi skorupami o grubości około 100 km. Szczególnie interesujący w tych przypadkach jest fakt, że modele wskazują, że warstwy cieczy są w bezpośrednim kontakcie z rdzeniem skalnym, co pozwala na efektywne mieszanie minerałów i soli w wodzie., Jest to w przeciwieństwie do oceanów, które mogą znajdować się wewnątrz większych lodowych satelitów, takich jak Ganimedes, Kallisto lub tytan, gdzie uważa się, że warstwy faz lodu pod wysokim ciśnieniem leżą u podstaw ciekłej wody.
modele rozpadu promieniotwórczego sugerują, że MOA-2007-BLG-192lb, mała planeta krążąca wokół małej gwiazdy, może być tak ciepła jak Ziemia i całkowicie pokryta bardzo głębokim oceanem.,
modele różnicoweedytuj
modele obiektów Układu Słonecznego wskazują na obecność ciekłej wody w ich wewnętrznym zróżnicowaniu.,
niektóre modele planety karłowatej Ceres, największego obiektu w pasie planetoid, wskazują na możliwość powstania mokrej warstwy wewnętrznej. Para wodna wykryta jako emitowana przez planetę karłowatą może być wskaźnikiem poprzez sublimację lodu powierzchniowego.
uważa się, że globalna warstwa ciekłej wody wystarczająco gruba, aby oddzielić skorupę od płaszcza jest obecna na Tytanie, Europie i, z mniejszą pewnością, na Kallisto, Ganimedesie i Trytonie. Inne księżyce lodowe mogą również mieć oceany wewnętrzne lub kiedyś miały oceany wewnętrzne, które teraz zamarzły.,
Strefa Mieszkalnaedit
Artystyczna impresja planety II klasy z chmurami pary wodnej, widzianej z hipotetycznego Wielkiego księżyca z powierzchniową wodą ciekłą
div>
orbita planety w strefie okołobiegunowej jest popularną metodą stosowaną do przewidywania jej potencjału dla wód powierzchniowych na jej powierzchni., Teoria stref nadających się do zamieszkania wysunęła kilka pozasłonecznych kandydatów na ciekłą wodę, choć są one wysoce spekulacyjne, ponieważ sama orbita planety wokół gwiazdy nie gwarantuje, że planeta posiada ciekłą wodę. Oprócz swojej orbity, obiekt o masie planetarnej musi mieć potencjał wystarczającego ciśnienia atmosferycznego do podtrzymywania ciekłej wody i wystarczającej ilości wodoru i tlenu na lub w pobliżu jej powierzchni.,
układ planetarny Gliese 581 zawiera wiele planet, które mogą być kandydatami do wody powierzchniowej, w tym Gliese 581c, Gliese 581d, mogą być wystarczająco ciepłe dla oceanów, gdyby działał efekt cieplarniany, i Gliese 581e.
Gliese 667 C ma trzy z nich są w strefie zamieszkania, w tym Gliese 667 CC szacuje się, że temperatura powierzchni jest podobna do ziemi i duża szansa na ciekłą wodę.
Kepler-22b jeden z pierwszych 54 kandydatów znalezionych przez teleskop Keplera. jest 2,4 raza większy od ziemi, o szacowanej temperaturze 22 °C., Opisywany jest jako mający potencjał dla wód powierzchniowych, choć jego skład jest obecnie nieznany.
spośród 1235 możliwych kandydatów na planety pozasłoneczne wykrytych przez Kosmiczny Teleskop Kepler NASA podczas pierwszych czterech miesięcy jego działania, 54 krąży na orbicie w mieszkalnej strefie „Złotowłosej” gwiazdy macierzystej, gdzie może istnieć ciekła woda. Pięć z nich ma rozmiary zbliżone do ziemi.,
6 stycznia 2015 roku NASA ogłosiła dalsze obserwacje prowadzone od maja 2009 do kwietnia 2013 roku, w których znalazło się ośmiu kandydatów o wielkości od 1 do 2 razy większej od Ziemi, orbitujących w strefie nadającej się do zamieszkania. Z tych ośmiu, sześć orbit gwiazd, które są podobne do Słońca pod względem wielkości i temperatury. Dwie z nich, Kepler-438b i Kepler-442b, są zbliżone do ziemi i prawdopodobnie skaliste; trzecia, Kepler-440B, jest super-ziemią. ,
bogate w wodę dyski circumstellaredit
impresja Artystyczna dysku protoplanetarnego otaczającego MWC 480, który zawiera duże ilości woda i cząsteczki organiczne – budulec życia.,
na długo przed odkryciem wody na asteroidach na kometach i planetach karłowatych poza Neptunem uważano, że dyski obwodowe Układu Słonecznego, poza linią śniegu, w tym pas planetoid i pas Kuipera, zawierają duże ilości wody i są uważane za źródło wody na Ziemi., Biorąc pod uwagę, że wiele rodzajów gwiazd jest uważanych za emitujące substancje lotne z układu poprzez efekt fotoewaporacji, zawartość wody w dyskach okołobiegunowych i materiał skalisty w innych układach planetarnych są bardzo dobrymi wskaźnikami potencjału układu planetarnego dla ciekłej wody i potencjału chemii organicznej, zwłaszcza jeśli zostaną wykryte w regionach formowania planet lub w strefie nadającej się do zamieszkania. Można w tym celu zastosować techniki takie jak interferometria.
w 2007 roku taki dysk znaleziono w strefie zamieszkania MWC 480.In 2008, taki dysk został znaleziony wokół gwiazdy AA Tauri., W 2009 roku podobny dysk został odkryty wokół młodej gwiazdy HD 142527.
w 2013 roku, bogaty w wodę dysk gruzu wokół GD 61 wraz z potwierdzonym obiektem skalnym składającym się z magnezu, krzemu, żelaza i tlenu. W tym samym roku odkryto kolejny dysk bogaty w wodę wokół gwiazdy HD 100546.
oczywiście nie ma gwarancji, że zostaną znalezione inne warunki, które pozwolą na obecność ciekłej wody na powierzchni planety., W przypadku obecności obiektów o masie planetarnej, pojedyncza planeta-gazowy olbrzym, z księżycami o masie planetarnej lub bez nich, krążąca w pobliżu strefy okołobiegunowej, mogłaby zapobiec wystąpieniu niezbędnych warunków w układzie. Oznaczałoby to jednak, że obiekty o masie planetarnej, takie jak lodowate ciała Układu Słonecznego, mogłyby mieć w sobie obfite ilości cieczy.