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Wasservorkommen im Universum Außerhalb des Planeten Erde existieren weitere Wasser die chemische Verbindung von Wasserst

Wasservorkommen im Universum

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.

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

Bei den extraterrestrischen Funden handelt es sich um Wasserdampf und Eis. Jenseits der Erde konnte 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.

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.

Kristallwasser 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. Im Sonnensystem wurde Kristallwasser belegt für den Zwergplaneten Ceres, für die sehr großen Asteroiden Pallas und Vesta, für den Erdmond und für Asteroiden der Typen B, G, F und C, allen voran für bestimmte kohlige Chondriten. Wasserhaltige Minerale wurden weiterhin auf dem Planeten Mars und natürlich auch auf der Erde gefunden. Außerhalb des Sonnensystems wurden noch keine Vorkommen von Kristallwasser entdeckt.

Wassereis 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

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

Inneres Sonnensystem 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

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. Sehr wahrscheinlich wurde das Wasser durch einschlagende Kleinkörper zum Merkur gebracht.

Erde Bearbeiten

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

Erdmond 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.

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

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

Wasser des Mars

Asteroidenhauptgürtel Bearbeiten

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

Wasser des Asteroidenhauptgürtels

Äußeres Sonnensystem 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, zum Beispiel Ammoniakeis, Kohlenmonoxideis, Methaneis, Stickstoffeis oder Trockeneis.

Monde und Zwergplaneten Bearbeiten
Himmelskörper mit global durchgehenden Kryosphären mit hohen Wassereisanteilen
Gruppe Himmelskörper
Jupitermonde Europa, Ganymed, Kallisto.
Saturnmonde1 Dione, Enceladus, Iapetus, Mimas, Rhea, Tethys, Titan.
Uranusmonde Ariel, Miranda, Oberon, Titania, Umbriel.
Neptunmonde Triton.
Transneptunische Objekte Charon2, Haumea3, Ixion4, Orcus5, Quaoar6, Sedna.4

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

Wasser des äußeren Sonnensystems
Ring-Objekte 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 %). Die mikroskopisch kleinen Ring-Objekte des E-Rings sind ein wieder gefrorener Anteil des Wassers, das von den Kryovulkanen des Saturnmonds Enceladus ausgeworfen wurde. 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, Uranus und Neptun 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.

Kometen 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. Kometenkerne werden auch icy dirtballs genannt: Sie bestehen außen aus einer meterdicken Staubkruste, die ein Inneres aus verschiedenen Eistypen einhüllen, zu denen Wassereis gehört. 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.

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 Zentauren, von denen mindestens zwei Drittel aus Kometenkernen bestehen. Hinter den Zentauren schließen sich hunderte Millionen Kometenkerne des Kuipergürtels an. Ihre Umlaufbahnen liegen jenseits der Neptunbahn. 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.

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

Wasser der Kometen

Milchstraße 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 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. In ähnlicher Form existiert Wassereis in den kühleren Außenbereichen protoplanetarer Scheiben, wie zum Beispiel in der Scheibe um den Stern TW Hydrae. Dort kann es zu Kometenkernen verbacken werden. Bisher sind zehn einzelne solcher Exokometen entdeckt worden und Spuren kollidierender Exokometen wurden beim Stern Beta Pictoris gefunden. Außerdem wurde ein massenhaftes Eindringen sehr vieler Exokometen (Kometensturm) für die inneren Bereiche des Planetensystems vom Stern Eta Corvi belegt.

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

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

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

Wasser der Milchstraße

Flüssigwasser 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. 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

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

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.

Erde 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, Böden, Wasserwolken und in flüssigen Niederschlägen: Die Erde bewegt sich innerhalb der habitablen Zone.

Mars 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. Diverse Minerale in Marsmeteoriten stützen diese These. In ihnen wurden zum Beispiel Carbonate, Schichtsilikate und Iddingsite entdeckt, für deren Bildung die Anwesenheit von Flüssigwasser nötig scheint. Das Gleiche gilt für Magnesiumsulfate, Tonminerale, Calciumsulfate und Smektite, 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. Bestimmte Ablagerungen deuten darauf hin, dass vor mehr als drei Milliarden Jahren Seen und Flussdeltas existierten. Viele Flüsse könnten in einen Ozean gemündet haben, der damals vermutlich einen Großteil der Nordhalbkugel bedeckte. Der Ozean besaß sehr niedrige Wassertemperaturen, war an vielen Stellen von Meereis bedeckt und wurde von Gletschern eingefasst.

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

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

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. Wenige Schlammtröpfchen aus Perchlorat-haltigem Salzwasser sind die bisher einzigen fotografischen Belege für Flüssigwasser jenseits der Erde.

Wasser des Mars

Äußeres Sonnensystem 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

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. 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. Eine ähnliche Aquasphäre wird auch für den Jupitermond Ganymed vermutet. 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.

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

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. 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. 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. Bei Ganymed könnte die thermische Energie aus Zerfallswärme stammen. Sie rührt von radioaktiven Stoffen her, die im Mondinneren gelagert sind.

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

Milchstraße 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 – und damit als potentiell bewohnbar eingestuft. Zu dieser Gruppe gehört beispielsweise der 11,5 Milliarden Jahre alte Planet Kapteyn b. Weiterhin befinden sich vielleicht kochend heiße Ozeane auf dem Exoplaneten GJ 1214 b.

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

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

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

Wasser der Milchstraße

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

Sonnensystem 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

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, weil die Venusatmosphäre durch die nahe Sonne stark erhitzt wurde.

Erde Bearbeiten

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

Mars Bearbeiten
Die Atmosphäre des Planeten Mars enthält Wasserdampf.

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

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

Wasser der Kometen

Asteroidenhauptgürtel 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. 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.

Wasser des Asteroidenhauptgürtels

Äußeres Sonnensystem 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.

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

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

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.

Wasser des äußeren Sonnensystems

Milchstraße Bearbeiten

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

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

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.

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.

Wasser der Milchstraße

Außerhalb der Milchstraße 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.

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

Überkritisches Wasser 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. 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).

Wasser der Erde

Siehe auch Bearbeiten

Literatur 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.

Weblinks Bearbeiten

Einzelnachweise 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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. ↑ 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
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Ausserhalb des Planeten Erde existieren weitere Wasservorkommen im Universum Wasser die chemische Verbindung von Wasserstoff und Sauerstoff gibt es auf anderen Himmelskorpern 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 zwolf Milliarden Jahre zur Erde unterwegs war Demnach existierte es spatestens zwei Milliarden Jahre nach dem Urknall Wasser existiert sowohl in irdischen Wolken als auch auf dem Erdmond Bei den extraterrestrischen Funden handelt es sich um Wasserdampf und Eis Jenseits der Erde konnte bisher 2022 kein flussiges Wasser nachgewiesen werden Es gibt Hinweise dass Eismonde im ausseren Sonnensystem unter ihrer Oberflache Ozeane aus flussigem Wasser beherbergen Fur Leben wie auf der Erde ist Flussigwasser 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 Planetenoberflache in allen drei Aggregatzustanden dauerhaft vorkommt Dieser Umstand macht die Erde zumindest im Sonnensystem einzigartig 2 Inhaltsverzeichnis 1 Kristallwasser 2 Wassereis 2 1 Sonnensystem 2 1 1 Inneres Sonnensystem 2 1 1 1 Merkur 2 1 1 2 Erde 2 1 1 3 Erdmond 2 1 1 4 Mars 2 1 2 Asteroidenhauptgurtel 2 1 3 Ausseres Sonnensystem 2 1 3 1 Monde und Zwergplaneten 2 1 3 2 Ring Objekte 2 1 3 3 Kometen 2 2 Milchstrasse 3 Flussigwasser 3 1 Sonnensystem 3 1 1 Inneres Sonnensystem 3 1 1 1 Erde 3 1 1 2 Mars 3 1 2 Ausseres Sonnensystem 3 1 2 1 Monde 3 1 2 2 Kometen 3 2 Milchstrasse 4 Wasserdampf 4 1 Sonnensystem 4 1 1 Inneres Sonnensystem 4 1 1 1 Erde 4 1 1 2 Mars 4 1 1 3 Kometen 4 1 2 Asteroidenhauptgurtel 4 1 3 Ausseres Sonnensystem 4 2 Milchstrasse 4 3 Ausserhalb der Milchstrasse 5 Uberkritisches Wasser 6 Siehe auch 7 Literatur 8 Weblinks 9 EinzelnachweiseKristallwasser Bearbeiten nbsp 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 fur den Zwergplaneten Ceres 4 fur die sehr grossen Asteroiden Pallas 5 und Vesta 6 fur den Erdmond 7 und fur Asteroiden der Typen B G F und C 8 allen voran fur bestimmte kohlige Chondriten 9 Wasserhaltige Minerale wurden weiterhin auf dem Planeten Mars 10 und naturlich auch auf der Erde gefunden 11 Ausserhalb des Sonnensystems wurden noch keine Vorkommen von Kristallwasser entdeckt Wassereis BearbeitenDie Gesamtheit der Eisvorkommen eines Himmelskorpers heisst Kryosphare Sie kann zu grosseren Teilen oder komplett aus Wassereis bestehen Eine Kryosphare kann einen ganzen Himmelskorper einschliessen Dann existiert eine global durchgehende Kryosphare als Hohlkugel umhullt sie den Himmelskorper Eine Kryosphare kann aber auch lediglich an den kaltesten Orten eines Himmelskorpers uberdauern Dann bildet sich eine regional begrenzte Kryosphare Sonnensystem Bearbeiten Das weitaus meiste Wasser des Sonnensystems liegt als Wassereis vor Der grosste Anteil des Wassereises wird in den kalten Aussenregionen des Sonnensystems angetroffen Diese beginnen mit einem Abstand von ungefahr drei Astronomischen Einheiten zur Sonne zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter Dort verlauft die Schneegrenze 12 Jenseits von ihr wird die Beleuchtungsstarke der Sonne zu schwach um Wassereis zu sublimieren Demzufolge kann sich dort Wassereis langfristig halten und sammeln 13 Inneres Sonnensystem Bearbeiten Auf den Himmelskorpern des inneren Sonnensystems existieren keine global durchgehenden Kryospharen Gegebenenfalls beschranken sich Wassereisvorkommen auf die kaltesten Gebiete oder liegen geschutzt vor Sonnenlicht unter der Oberflache Merkur Bearbeiten Auf dem sonnennachsten Planeten Merkur existieren an den Polen ununterbrochen lichtlose Areale Dort befindet sich Wassereis unter 10 bis 20 Zentimetern Regolith Merkurs regional begrenzte Kryosphare besitzt eine Machtigkeit zwischen Dutzenden Zentimetern und einigen Metern Fur die nordliche Polregion betragt die Masse des Wassereises zwischen 20 und 1000 Milliarden Tonnen 14 Sehr wahrscheinlich wurde das Wasser durch einschlagende Kleinkorper zum Merkur gebracht 15 Erde Bearbeiten Die grosste regional begrenzte Kryosphare des Sonnensystems existiert auf dem Planeten Erde 16 Die irdische Kryosphare besass in den 1990er Jahren ein Volumen von ungefahr 24 Millionen Kubikkilometern Wassereis 17 Sie kann zweigeteilt werden in Gebiete mit polarem Wassereis Packeis Eisschilde von Gronland 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 Eishohlen 21 Ausserdem kann Wassereis in Form fester Niederschlage vorkommen 22 Die irdische Kryosphare besass ihre grosste Ausdehnung in der sturtischen Eiszeit und der marinoischen Eiszeit wahrend des Erdzeitalters namens Cryogenium das vor 635 Millionen Jahren endete Doch selbst wahrend jener Eiszeiten wurde der Planet niemals ganzlich von Eis uberzogen 23 Zu keinem Zeitpunkt der Erdgeschichte besass die Erde eine global durchgehende Kryosphare Wasser der ErdeKristallwasser Wassereis Flussigwasser Wasserdampf Uberkritisches WasserErdmond Bearbeiten Auf dem Erdmond besteht eine verhaltnismassig kleine regional begrenzte Kryosphare Sie weist Ubereinstimmungen mit den Eisvorkommen des Merkur auf denn auch hier befindet sich das Wassereis auf den Boden von Kratern in Nahe der Pole Die Kraterboden werden ebenfalls nicht von Sonnenlicht erreicht und liegen wahrscheinlich seit Jahrmilliarden standig in Schatten 24 25 Wasser des ErdmondsKristallwasser WassereisMars Bearbeiten nbsp In einem frischen Einschlagkrater auf dem Mars wurde Wassereis sichtbar das ansonsten unter der Oberflache verborgen bleibt Die regional begrenzte Kryosphare des Mars 26 kann ahnlich gegliedert werden wie die Kryosphare der Erde Sie umfasst namlich 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 ungefahr 900 000 Quadratkilometern ein und erreicht in seiner Mitte zwei Kilometer Dicke 29 Um den Sudpol wurden 1 600 000 Kubikkilometer Wassereis gefunden 30 Jenseits der Polarregionen befinden sich ausladende Areale mit nicht polarem Wassereis 31 32 In hoheren mittleren Breiten bleibt Wassereis bereits stabil wenn es in Untergrundtiefen zwischen einem und zwei Metern gelagert wird 33 In entsprechend grosseren Tiefen uberdauert es auch naher am Aquator Darum gibt es im Deuteronilus Mensae unterirdische Eisvorkommen die sich uber viele hundert Kilometer hinziehen 34 Selbst unter den Sedimentdecken des aquatorial 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 ahnlich wie irdisches Toteis am Ende einer Vergletscherungsphase von Schutt und Sanden uberdeckt 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 Kryosphare die bis in die Aquatorialzone reichte Heute besitzt er noch eine verringerte und vor allem subterrane Kryosphare 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 sturzten Schmelzwasser zu Tal die lange Taler auswuschen 36 Wasser des MarsKristallwasser Wassereis Flussigwasser WasserdampfAsteroidenhauptgurtel Bearbeiten Im Asteroidenhauptgurtel im Ubergangsbereich von ausserem zu innerem Sonnensystem wurde ebenfalls Wassereis gefunden Es befindet sich an den Oberflachen 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 AsteroidenhauptgurtelsKristallwasser Wassereis WasserdampfAusseres Sonnensystem Bearbeiten Eine Reihe Himmelskorper des ausseren Sonnensystems besitzt global durchgehende Kryospharen Zwischen Jupiter und Neptunorbit kommen sie auf Monden der vier Gasplaneten vor Im transneptunischen ausseren Sonnensystem jenseits des Neptunorbits existieren die Kryospharen auf Zwergplaneten und ihren Monden Deren Eis wird nicht immer uberwiegend von Wassereis gebildet Andere Eistypen konnen mehrheitlich vorhanden sein 40 zum Beispiel Ammoniakeis 41 Kohlenmonoxideis 42 Methaneis 43 Stickstoffeis 44 oder Trockeneis 45 Monde und Zwergplaneten Bearbeiten Hauptartikel Eismond Himmelskorper mit global durchgehenden Kryospharen mit hohen Wassereisanteilen Gruppe HimmelskorperJupitermonde 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 Oberflachen der beiden grossen unregelmassig geformten Saturnmonde Hyperion 62 und Phoebe 63 sind ebenfalls aufgebaut aus verunreinigten Wassereiskornern 2 Die Kryosphare des zugehorigen Zwergplaneten Pluto besitzt keinen ahnlich hohen Wassereisanteil 44 3 Kryosphare aus etwa 60 Wassereis 64 Die beiden zugehorigen Monde Hiʻiaka und Namaka besitzen ebenfalls Oberflachen hauptsachlich aus Wassereis 65 4 Kryosphare aus etwa 10 Wassereis 64 5 Kryosphare aus etwa 20 Wassereis 64 Die Kryosphare des zugehorigen Mondes Vanth besitzt keinen ahnlich hohen Wassereisanteil 66 6 Kryosphare aus 22 Wassereis 64 Wasser des ausseren SonnensystemsWassereis Flussigwasser WasserdampfRing Objekte Bearbeiten nbsp Die Wassereis Partikel des Saturn E Rings stammen vom Saturnmond Enceladus Die Kleinkorper 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 geschatzt 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 starker verunreinigtem Wassereis oder uberhaupt 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 Typische wassereishaltige Kleinkorper des ausseren 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 einhullen zu denen Wassereis gehort 75 76 77 Diese Erkenntnisse vom inneren Aufbau der Kometen wurden anhand von Exemplaren gewonnen die in das innere Sonnensystem wanderten und Raumsonden zuganglich waren In jenen warmeren helleren und Sonnenwind starkeren Regionen konnen sich Zusammensetzung und Aufbau ihrer Oberflachen starker verandern Darum konnte sich die Struktur von Kometenkernen die noch niemals in das innere Sonnensystem gewandert sind merklich davon unterscheiden 42 Im ausseren Sonnensystem existieren drei verschiedene Gruppen von Kometenkernen Kometenkerne der Zentauren Kometenkerne des Kuipergurtels 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 Kuipergurtels an Ihre Umlaufbahnen liegen jenseits der Neptunbahn 82 Wenn die Objekte des Kuipergurtels zusammenstossen werden Wolken kleinster Partikel abgesprengt Die Partikel umhullen vor allem die grosseren 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 Ungefahr neunzig Prozent der Kerne stammen ursprunglich 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 gehorte 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 Isotopenverhaltnis von Protium und Deuterium erkannt werden Im Wasser des Sonnensystems betragt dieses Verhaltnis ublicherweise 6400 Protium Atome zu 1 Deuterium Atom Extrasolares Wasser besitzt davon abweichende Isotopenverhaltnisse 89 Wasser der KometenWassereis Flussigwasser WasserdampfMilchstrasse Bearbeiten nbsp In der protoplanetaren Scheibe des Doppelstern Systems HD 113766 befindet sich Wassereis kunstlerische Darstellung Innerhalb der Milchstrasse ist das Sonnensystem nicht der einzige Ort mit Wassereis Als Teil der Eismantel von Myriaden interstellarer Staubteilchen 90 91 befindet sich Wassereis fein verteilt in prastellaren Wolkenkernen wie etwa Lynds 1544 Das Wasser des dortigen Eises konnte die Meere der Erde drei Millionen Mal fullen 92 In ahnlicher Form existiert Wassereis in den kuhleren 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 fur die inneren Bereiche des Planetensystems vom Stern Eta Corvi belegt 99 Kometen konnen aus gurtelformigen Regionen stammen die den Aussenrand von Planetensystemen begrenzen aussere Kometengurtel 100 Die Regionen konnen mehrere Millionen Kleinkorper beinhalten darunter sehr viele wassereishaltige Kometenkerne Im Sonnensystem tragt diese Region den Namen Kuipergurtel Ahnliche aussere Kometengurtel 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 neptunahnlichen Exoplaneten vor Solche Himmelskorper besitzen ausgedehnte Planetenkerne Die Kerne konnten zu einem wesentlichen Teil aus Wassereis gebaut sein 103 Ein Beispiel eines neptunahnlichen Exoplaneten heisst OGLE 2005 BLG 169L b 104 drei weitere umrunden den Stern HD 69830 105 Wassereis ist wahrscheinlich auch auf erdahnlichen Exoplaneten vorhanden So wird davon ausgegangen dass der steinerne Kern des erdahnlichen Exoplaneten OGLE 2005 BLG 390L b mit einem viele Kilometer dicken Eispanzer ummantelt ist 106 Dies ware das erste entdeckte Beispiel einer global durchgehenden Kryosphare ausserhalb des Sonnensystems Es ware gleichzeitig das erste Beispiel fur einen wasserreichen terrestrischen Exoplaneten in kalten Regionen jenseits einer habitablen Zone 107 Grundsatzlich ist davon auszugehen dass neptunahnliche und erdahnliche Exoplaneten sehr haufig in Planetensystemen vorkommen und die Mehrheit der Exoplaneten bilden 108 109 Demzufolge sollte Wassereis in vielen Planetensystemen kein seltener Stoff sein Wasser der MilchstrasseWassereis Flussigwasser WasserdampfFlussigwasser BearbeitenDie Gesamtheit des Flussigwassers eines Himmelskorpers heisst Aquasphare Eine Aquasphare kann einen ganzen Himmelskorper einschliessen Dann bildet sich eine global durchgehende Aquasphare eine schalenformige Hohlkugel aus Flussigwasser Eine Aquasphare kann aber auch ausschliesslich an bestimmten Orten eines Himmelskorpers uberdauern Dann bildet sich eine regional begrenzte Aquasphare Damit Flussigwasser an einer Planetenoberflache 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 Beleuchtungsstarke nicht zu stark um Wasser noch von der Planetenoberflache ganzlich verdampfen zu lassen Aber sie ist auch nicht zu schwach dass es schon vollstandig zu Eis erstarrt 110 Wasser bleibt nur innerhalb eines engen Temperaturbereichs flussig unter Normalluftdruck zwischen 0 C und 100 C Darum ist die habitable Zone eines Planetensystems im Verhaltnis zu seiner Gesamtausdehnung ein sehr enger Bereich Sonnensystem Bearbeiten Gemessen an der Gesamtausdehnung des Sonnensystems wird hier flussiges Wasser extrem selten angetroffen denn auch in diesem Planetensystem besitzt die habitable Zone keine grosse Ausdehnung Inneres Sonnensystem Bearbeiten Die einzigen bisher direkt beobachteten Vorkommen von Flussigwasser befinden sich auf zwei Himmelskorpern des inneren Sonnensystems auf Erde und Mars Vermutlich besass einst auch die Venus Flussigwasser an ihrer Oberflache Es verschwand jedoch schon vor 3 5 Milliarden Jahren 110 Erde Bearbeiten Von allen Himmelskorpern des Sonnensystems besitzt ausschliesslich die Erde eine subaerische Aquasphare Nur hier kommt Flussigwasser dauerhaft massenhaft und direkt an der Planetenoberflache vor Flussigwasser sammelt sich in den irdischen Ozeanen zu Schichten von mehreren Kilometern Dicke Daruber hinaus findet es sich in subglazialen Seen 111 112 Boden 113 Wasserwolken und in flussigen Niederschlagen 114 Die Erde bewegt sich innerhalb der habitablen Zone Wasser der ErdeKristallwasser Wassereis Flussigwasser Wasserdampf Uberkritisches WasserMars Bearbeiten nbsp Wahrend des Sommers auf der Mars Sudhalbkugel entstehen an sonnenexponierten Hangen recurring slope lineae Sie deuten vermutlich auf salziges Flussigwasser hin das nahe der Oberflache unterirdisch zu Tal fliesst Die Aquasphare des Planeten Mars durchlebte eine wechselvolle Geschichte In der Fruhzeit des Planeten herrschten Oberflachentemperaturen die Flussigwasser zuliessen 115 Diverse Minerale in Marsmeteoriten stutzen diese These In ihnen wurden zum Beispiel Carbonate 116 Schichtsilikate 117 und Iddingsite 118 entdeckt fur deren Bildung die Anwesenheit von Flussigwasser notig scheint Das Gleiche gilt fur Magnesiumsulfate 119 Tonminerale 120 121 Calciumsulfate und Smektite 122 die auf der heutigen Marsoberflache immer noch gefunden werden Die hoheren Oberflachentemperaturen der Mars Fruhzeit wurden durch Schwefeldioxid gewahrleistet Das Treibhausgas war von Vulkanen vorubergehend in die Marsatmosphare gebracht worden 123 Bestimmte Ablagerungen deuten darauf hin dass vor mehr als drei Milliarden Jahren Seen 124 125 und Flussdeltas 126 existierten Viele Flusse konnten in einen Ozean gemundet 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 Aquasphare ist heute nichts mehr ubrig Die letzten freien Wasserflachen verschwanden vor ungefahr einer Milliarde Jahren 110 Wegen des sehr niedrigen Luftdrucks des heutigen Mars wurde Flussigwasser an seiner Oberflache schnell gefrieren oder verdampfen 130 Die Grunde fur den niedrigen Luftdruck und somit fur die Wasserarmut reichen in die Fruhphase des Sonnensystems zuruck Gemass 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 Grosse erreicht Zudem begann er in das innere Sonnensystem zu wandern Die Einwanderung des Jupiter verwirbelte die Planetesimale der inneren protoplanetaren Scheibe Sie aggregierten zu ungefahr 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 Wahrend der Ruckmigration wurde das innere Sonnensystem nochmals durchgewirbelt Planetenembryonen und ubrig gebliebene Planetesimale kollidierten miteinander sturzten 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 fuhrte Er bewegte sich zu weit aussen um durch einschlagende Objekte noch signifikant an Masse zu gewinnen Dieser uberdauernde 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 ursachlich auf die Wanderung des Jupiter zuruckgehen werden als Hauptgrunde fur die heutige Wasserarmut gesehen Eine geringere Masse ubte eine geringere Schwerkraft aus Teilchen der Marsatmosphare konnten leichter in den Weltraum verdriften nachdem sie von der Sonne erwarmt und beschleunigt worden waren 137 Ein kleinerer Korper kuhlte schneller aus Ohne ausreichend Warme kamen Konvektionsstrome im eisenreichen Planetenkern zum Erliegen 138 Der Mars verlor sein globales Magnetfeld schon wahrend der ersten 500 Millionen Jahre 139 Ohne Magnetfeld war die Atmosphare nicht mehr abgeschirmt vom Sonnenwind Der Sonnenwind konnte Teilchen der Marsatmosphare in den Weltraum reissen 140 141 Wegen seiner Nahe zum Asteroidenhauptgurtel wurde der Mars haufiger von Hauptgurtelasteroiden impaktiert als andere Himmelskorper des Sonnensystems Jeder Impakt schleuderte einen Teil der Atmosphare hinaus die er wegen seiner geringen Schwerkraft kaum zuruckhalten konnte 142 Der Mars hat bis zu neunzig Prozent seiner Atmosphare verloren 140 Im Zuge dessen verschwand eine Wassermenge die ausreichen wurde um seine gesamte Oberflache mehrere zehn Meter tief zu bedecken 142 Die aktuellen Flussigwasservorkommen des Mars haben nur noch geringen Umfang 143 Jungste Schmelzwasserstrome scheinen vor 200 000 Jahren geflossen zu sein 144 Immerhin konnten sich wahrend des Sommers heute noch Flussigwasser Taschen im oberen Wassereis ausschmelzen 145 Vor allem existiert Flussigwasser 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 Tropfchen aus Salzwasser kommen schon in sehr geringen Tiefen vor In den Tropfchen sind Perchlorate gelost die den Gefrierpunkt der Tropfchen senken So bleibt Wasser bei kalten Umgebungstemperaturen langer flussig Wahrend des marsianischen Sudsommers taut der Untergrund an sonnenexponierten Hangen Daraufhin konnen dort recurring slope lineae beobachtet werden Der Begriff bedeutet ubersetzt etwa wiederkehrende Linienstruktur an Abhangen und bezeichnet dunkle Linien auf der Marsoberflache mit typischen fingrigen Verlaufen Sie sind wahrscheinlich auf unterirdisch hangabwarts stromendes Salzwasser zuruckzufuhren 147 148 Wenige Schlammtropfchen aus Perchlorat haltigem Salzwasser sind die bisher einzigen fotografischen Belege fur Flussigwasser jenseits der Erde 149 150 Wasser des MarsKristallwasser Wassereis Flussigwasser WasserdampfAusseres Sonnensystem Bearbeiten Im ausseren Sonnensystem wird flussiges Wasser auf einigen Monden und Kometen vermutet Der Nachweis von Flussigwasser ist bislang allerdings nur indirekt moglich Wasser des ausseren SonnensystemsWassereis Flussigwasser WasserdampfMonde Bearbeiten In den kalten Weiten des ausseren Sonnensystems auf den Jupitermonden Europa und Ganymed sowie den Saturnmonden Enceladus und Titan ist Flussigwasser mit hoher Wahrscheinlichkeit unter Eisschichten verborgen Es wird vermutet dass ihre Aquaspharen subglazial und tief sind also durch viele Kilometer Wassereis nach aussen abgeschottet werden Nach neueren Hinweisen konnten auch der Jupitermond Kallisto der Saturnmond Dione die Uranusmonde Titania und Oberon sowie der Neptunmond Triton Flussigwasser unter ihrer Eisschicht verbergen Eine subglaziale tiefe und global durchgehende Aquasphare befindet sich mit grosser Sicherheit auf dem Jupitermond Europa 151 Europas Aquasphare konnte bis zu 100 km Machtigkeit besitzen Innerhalb des subglazialen Ozeans formen sich Konvektionsstrome die das uberlagernde Eis in Bewegung versetzen und in Platten zerbrechen Neben dem Planeten Erde ist der Mond Europa der einzige bisher bekannte Himmelskorper mit einer aktiven Plattentektonik 152 Eine ahnliche Aquasphare wird auch fur den Jupitermond Ganymed vermutet 153 Die ausseren Schichten von Ganymed konnten aus mehreren Wassereishullen bestehen Die einzelnen Wassereishullen waren dann durch viele Kilometer machtige Flussigwasserschichten voneinander getrennt Ganymeds Flussigwasser ist salzhaltig enthalt wahrscheinlich Magnesiumsulfat Je tiefer eine Flussigwasserschicht liegt desto dichter ware sie und desto hoher ware ihr Salzgehalt 154 Eine subglaziale tiefe und regional begrenzte Aquasphare existiert sehr wahrscheinlich an der Sudpolregion des Saturnmonds Enceladus 52 Sie fuhrt Salzwasser 155 Auch fur den Saturnmond Titan kann eine subglaziale tiefe und global durchgehende Aquasphare 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 Himmelskorper stammt Es wird davon ausgegangen dass die Hitze zumeist durch Gezeitenkrafte erzeugt wird Die Schwerkrafte der Riesenplaneten und der Nachbarmonde fuhren zu Verformungen der Mondkorper wodurch deren innere Materialien gegeneinander reiben Wegen der Reibung werden Teile der Bewegungsenergie in thermische Energie gewandelt zu Gezeitenwarme 159 160 Dieses einfache Gezeitenwarme Modell muss jedoch fur Enceladus und Ganymed noch erganzt werden Beide Monde emittieren mehr thermische Energie als sie auf ihren derzeitigen Umlaufbahnen aus Gezeitenkraften wandeln konnen 161 162 Bei Enceladus wird angenommen dass der Mond erst kurzlich von einer leicht anderen Umlaufbahn auf seinen jetzigen Orbit eingeschwenkt ist Die heute messbaren Energiewerte waren dann das Nachglimmen der zuvor starker erzeugten Gezeitenwarme 162 Bei Ganymed konnte die thermische Energie aus Zerfallswarme stammen Sie ruhrt von radioaktiven Stoffen her die im Mondinneren gelagert sind 163 Siehe auch Extraterrestrischer Ozean Kometen Bearbeiten nbsp Zumindest in Anteilen war einst das Wasser des Kerns des Kometen Wild 2 flussig Sogar die icy dirtballs von Kometen gingen durch mindestens eine Phase in der Teile ihres Wassers vorubergehend vom festen in den flussigen Aggregatzustand wechselten Dies wurde anhand winziger Cubanit Kornchen belegt die aus dem Schweif des Kometen Wild 2 gewonnen werden konnten Derlei Eisenkupfersulfid bildet sich nur wenn die dafur notigen Ausgangsstoffe zuvor in Flussigwasser gelost werden Falls das Cubanit tatsachlich im Kometen selbst entstanden sein sollte mussten zumindest Anteile des Kometenkerns fur etwa ein Jahr aufgeschmolzen gewesen sein 164 Die Energie zum Aufschmelzen konnte aus verschiedenen Energiequellen stammen Die Kometenkerne konnten irgendwann mit anderen Himmelskorpern kollidiert sein Dann waren Teile der Bewegungsenergie in thermische Energie gewandelt worden die Zonen um die Einschlagkrater hatte aufschmelzen konnen 164 Wenn ein Komet auf einen Orbit gerat der ihn in Sonnennahe bringt konnten Lagen des Kometenkerns unterhalb seiner Oberflache aufschmelzen Dies konnte sich bei jeder Sonnenannaherung wiederholen 165 In der Fruhzeit des Sonnensystems konnte Zerfallswarme die Kometenkerne fur ungefahr eine Million Jahre umfangreich aufgeschmolzen haben 165 164 Dafur waren radioaktive Stoffe notig gewesen die wiederum aus Supernovae stammen die in der Nahe des Sonnensystems stattgefunden haben mussten 166 167 168 Nach dem derzeitigen Forschungsstand ist allerdings nicht sicher ob solche Supernovae tatsachlich stattfanden 169 Wasser der KometenWassereis Flussigwasser WasserdampfMilchstrasse Bearbeiten nbsp Der Exoplanet GJ 1214 b umkreist einen roten Zwergstern Auf der Planetenoberflache konnen vermutlich heisse Ozeane aus Flussigwasser existieren kunstlerische Darstellung Direkte Hinweise auf Flussigwasser wurden innerhalb der Milchstrasse jenseits des Sonnensystems noch keine entdeckt Von allen bisher gefundenen Exoplaneten werden wenige mit gewissen Wahrscheinlichkeiten von Flussigwasser ganz oder teilweise eingehullt 110 und damit als potentiell bewohnbar eingestuft Zu dieser Gruppe gehort 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 Aquaspharen solcher Wasserplaneten 172 konnen uber einhundert Kilometer Dicke erreichen 110 Tiefer als ungefahr 150 Kilometer konnen Aquaspharen allerdings nicht werden denn noch tiefere Wasserschichten wurden durch den Druck des uberlagernden Wassers ihren Aggregatzustand von flussig nach fest wechseln 110 Derlei Hochdruckeis 110 ware aber nicht kalt sondern sehr heiss und konnte sogar weiss gluhen 173 Neben dieser alteren Vorstellung bildete sich inzwischen eine neue Meinung uber das Aussehen von Wasserplaneten Die neue Meinung geht nicht mehr davon aus dass der gesamte Exoplanet von einer gewaltigen Aquasphare eingehullt 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 ahnlich geschehen wie auf der Erde durch Subduktion ozeanischer wasserhaltiger Lithosphare 174 175 Auf diesem Weg konnte sehr viel Wasser von der Oberflache entfernt werden so dass sogar Kontinente mit trockenem Festland denkbar waren 176 Ausserdem konnen sich Aquaspharen noch unterhalb von oberflachlichen global durchgehenden Kryospharen befinden so wie es etwa fur den Jupitermond Europa angenommen wird 46 Eine solche subglaziale Aquasphare kann fur den Exoplaneten OGLE 2005 BLG 390L b vermutet werden 177 Wasser der MilchstrasseWassereis Flussigwasser WasserdampfWasserdampf BearbeitenWasserdampf entsteht uberall dort wo Flussigwasser verdunstet oder Wassereis sublimiert Beide Vorgange benotigen Energie Im Inneren eines Planetensystems kann die Energie durch das Sonnenlicht geliefert werden 178 das dort noch eine verhaltnismassig grosse Beleuchtungsstarke besitzt Im ausseren Planetensystem konnen nur andere Energiequellen Wasserdampf generieren Infrage kommen hierzu geothermische Prozesse 179 und Impakte 180 Sonnensystem Bearbeiten Wasserdampf ist zwar der fluchtigste Aggregatzustand des Wassers Im Sonnensystem wird er aber ab einem Abstand von ungefahr einer Astronomischen Einheit zur Sonne regelmassig angetroffen Inneres Sonnensystem Bearbeiten Im inneren Sonnensystem kann Wasserdampf in den Atmospharen von Mars und Erde gefunden werden Er wird weiterhin freigesetzt wenn Kometen in diese Region vordringen Wahrscheinlich besass einmal die Venus ebenfalls Wasserdampf Er verfluchtigte sich jedoch schon vor 3 5 Milliarden Jahren in den Weltraum 110 weil die Venusatmosphare durch die nahe Sonne stark erhitzt wurde 181 Erde Bearbeiten Die Atmosphare der Erde ist im Mittel sehr wasserdampfreich 182 Der grosste Teil des Wasserdampfs verbleibt in der Troposphare Dort kondensiert er mitunter zu Wasserwolken beziehungsweise resublimiert zu Eiswolken Wolken 183 In der Erdatmosphare befinden sich zu jedem Zeitpunkt ungefahr 13 000 Kubikkilometer Wasser 17 Wasser der ErdeKristallwasser Wassereis Flussigwasser Wasserdampf Uberkritisches WasserMars Bearbeiten nbsp Die Atmosphare des Planeten Mars enthalt Wasserdampf Auch die Atmosphare des Mars enthalt grossere Mengen Wasserdampf 184 185 sogar mehr Wasserdampf als die Atmosphare der Erde oberhalb der Troposphare Der Wasserdampf resublimiert in Hohen zwischen zehn und dreissig Kilometern zu dunnen Cirruswolken 186 187 Wasser des MarsKristallwasser Wassereis Flussigwasser WasserdampfKometen Bearbeiten Auf ihren Wegen in das innere Sonnensystem queren Kometen irgendwann die Marsbahn Damit stossen sie in den Bereich mit verhaltnismassig hoher Sonnenbeleuchtungsstarke 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 gehort viel Wasserdampf 190 191 Wasser der KometenWassereis Flussigwasser WasserdampfAsteroidenhauptgurtel Bearbeiten Im Asteroidenhauptgurtel wurde Wasserdampf um den Zwergplaneten Ceres entdeckt Der Wasserdampf entweicht von zwei Stellen seiner Oberflache Es werden ungefahr sechs Kilogramm Wasser pro Sekunde in den Weltraum gestossen Der Wasserdampf konnte aus Wassereis sublimiert werden oder von Kryovulkanen stammen 39 Ebenfalls im Asteroidenhauptgurtel befinden sich die Objekte 133P Elst Pizarro und 238P Read von denen Wasserdampf aus Wassereis sublimiert Ebenso verlieren die Himmelskorper 176P LINEAR und 259P Garradd Wasserdampf Bei Phaethon stammt das Gas aus der Dehydratisierung von Kristallwasser 192 Wasser des AsteroidenhauptgurtelsKristallwasser Wassereis WasserdampfAusseres Sonnensystem Bearbeiten nbsp Wasserdampffontanen uber der Sudpolregion des Jupitermonds Europa Aus dem System des Planeten Jupiter sind Wasserdampfvorkommen bekannt In der Sudpolregion seines Mondes Europa erreichen gelegentlich empor schiessende Fontanen aus Wasserdampf bis zu 200 Kilometer Hohe 193 Auch in der Stratosphare des Planeten wurde Wasserdampf beobachtet Mitte Juli 1994 waren die Bruchstucke des Kometen Shoemaker Levy 9 eingeschlagen Das Wasser des Kometen verteilte sich anschliessend als Wasserdampf in der Jupiterstratosphare 194 Dort stellt es 95 Prozent allen Wasserdampfs Die Wasserdampfkonzentrationen erreichen auf der Sudhalbkugel zwei bis dreimal hohere 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 Atmosphare des Gasplaneten Dort resublimiert der Dampf zu Wassereiswolken 196 Wasserdampf schwebt zudem uber dem Saturnmond Enceladus 197 und stammt aus dem kryovulkanischen Exhalat von ungefahr einhundert Geysiren 198 Der Dampf verdriftet und bildet das Ausgangsmaterial fur eine riesige Hydroxylwolke in der Nahe des Saturn 199 200 Ausserdem existiert Wasserdampf in der Atmosphare des Saturnmonds Titan 201 Es wird weiterhin davon ausgegangen dass sich in tieferen Atmospharenschichten von Uranus und Neptun ebenfalls Wasserdampf befindet der genauso zu Wassereiswolken resublimiert Bei allen vier Gasplaneten wurde der Wasserdampf wahrscheinlich grosstenteils durch einschlagende Kleinkorper herangebracht 196 Wasser des ausseren SonnensystemsWassereis Flussigwasser WasserdampfMilchstrasse 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 Atmospharen erdahnlicher Exoplaneten wurde bisher allerdings noch kein Wasserdampf gefunden 205 206 Dies konnte vor allem an den Schwierigkeiten liegen atmospharische Messdaten von solch kleinen und weit entfernten Objekten zu gewinnen 207 Dementsprechend konnte Wasserdampf bisher allein in den Gashullen einiger jupiterahnlicher Exoplaneten ausgemacht werden namlich 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 Atmosphare des Braunen Zwergs WISE J085510 83 071442 5 resublimiert Wasserdampf zu Wassereiswolken 212 nbsp In der MOLsphare des roten Uberriesensterns Beteigeuze wird Wasser synthetisiert Daruber hinaus wird Wasserdampf neu in den Atmospharen roter Riesensterne und roter Uberriesensterne gebildet Bei ihnen befindet sich ausserhalb von Photosphare und Chromosphare eine Schicht die MOLsphare genannt wird 213 Sie besitzt mehrere Sterndurchmesser Breite 214 215 In ihr sammeln sich kleine Molekule CO 216 CN 217 SiO 218 und Staub Al2O3 218 und Silicate 214 Zu den Molekulen gehoren auch Hydroxyl OH 217 und Wasser H2O 213 Das Material fur die Stoffe wird von der Sternoberflache angeliefert Wahrscheinlich steigt es mit Hilfe riesiger Konvektionszellen auf vielleicht unterstutzt durch Alfvenwellen 214 Die kleinen Molekule und der Staub werden weit mehrheitlich erst innerhalb der MOLsphare aus dem aufgestiegenen Material gebildet In diesem grosseren Abstand zur Sternoberflache sind die Temperaturen niedrig genug um die Stoffe nicht sofort wieder zu zersetzen 219 220 MOLspharen wurden beim Stern Aldebaran bei anderen roten Riesen 221 und bei Beteigeuze 222 entdeckt Wasserdampf wird ebenfalls in der staubreichen Nahe des Sterns IRC 10216 geformt der als Kohlenstoffstern zu einer besonderen Gruppe roter Riesen gehort 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 Molekulwolken befindet sich Wasserdampf so zum Beispiel im prastellaren Wolkenkern Lynds 1544 Der Wolkenkern stellt einen verdichteten Bereich innerhalb der viel grosseren Taurus Molekulwolke dar In Lynds 1544 befindet sich so viel Wasser dass damit die irdischen Meere zweitausendmal gefullt werden konnten Der Wasserdampf sublimiert aus wassereishaltigen Staubkornern Die Energie zur Sublimation stammt aus Strahlung des fernen UV Bereichs die aus anderen Zonen der Milchstrasse kommt und die Molekulwolke durchwandert 92 Wasser der MilchstrasseWassereis Flussigwasser WasserdampfAusserhalb der Milchstrasse Bearbeiten nbsp Die Spektrometrie des Lichts des Quasars APM 08279 5255 belegte die Anwesenheit von Wasser kunstlerische 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 fur 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 ungefahr einhundert ferneren und naheren 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 geschatzt Das ware ungefahr das Einhundertvierzigbillionenfache allen irdischen Meerwassers Die Lichtstrahlen des Quasars benotigten 12 1 Milliarden Jahre bis zur Erde 226 Gemass der gangigen Interpretation der Daten des Planck Weltraumteleskops jedoch hat der Urknall vor 13 82 Milliarden Jahren stattgefunden 227 Demzufolge ist Wasser im beobachtbaren Universum spatestens nach 1 72 Milliarden Jahren vorhanden gewesen Uberkritisches Wasser BearbeitenTief in den Ozeanen des Planeten Erde entweicht Wasser aus einigen hydrothermalen Tiefseequellen im uberkritischen Zustand Es besitzt beim Austritt eine Temperatur von 407 C wird jedoch wegen des Drucks des uberlagernden Ozeanwassers am Sieden gehindert 228 Uberkritisches Wasser vereinigt in sich Eigenschaften der Aggregatzustande flussig und gasformig Es wird angenommen dass auf der Erde noch weiteres uberkritisches Wasser vorhanden ist Wegen hoher Drucke und Temperaturen konnten sich auch Wasser tief in der Erdkruste und unterhalb der Lithosphare im uberkritischen Zustand befinden Tiefe Hydrosphare 229 Wasser der ErdeKristallwasser Wassereis Flussigwasser Wasserdampf Uberkritisches WasserSiehe auch BearbeitenEigenschaften des Wassers Wassersynthese im Weltraum Wasserkreislauf Herkunft des irdischen Wassers HydrosphareLiteratur BearbeitenT 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 Muller 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 Weblinks BearbeitenWater Life s Elixir in the Solar System jpl nasa gov Water in the Universe panel discussion April 2015 NASA youtubeEinzelnachweise Bearbeiten Jeffrey Bennett u a Astronomie Die kosmische Perspektive Hrsg Harald Lesch 5 aktualisierte Auflage Pearson Studium Verlag Munchen 2010 ISBN 978 3 8273 7360 1 S 1048 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 U Sebastian Gesteinskunde Heidelberg 2009 ISBN 978 3 8274 2024 4 S 13 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 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 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 J J Barnes M Anand I A Franchi N A Starkey Y Ota Y Sano S S Russell R Tartese The hydroxyl content and hydrogen isotope composition of lunar apatites In 43rd Lunar and Planetary Science Conference 2012 S 1797 Link 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 O Norton N O Richard The Cambridge Encyclopedia of Meteorites Cambridge 2002 ISBN 0 521 62143 7 S 121 124 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 F Wilhelm Hydrogeographie Braunschweig 1997 ISBN 3 14 160279 4 S 11 D N C Lin Die chaotische Geburt der Planeten In Spektrum der Wissenschaft Nr 6 2008 S 26 online a b c d J Hattenbach Brocken um ferne Sterne In Spektrum der Wissenschaft Nr 5 2013 S 13 online T Dambeck Eis in der Glutholle In Spektrum der Wissenschaft Nr 3 2013 S 13 14 online T Dambeck Eis in der Glutholle In Spektrum der Wissenschaft Nr 3 2013 S 13 online F Wilhelm Hydrogeographie Braunschweig 1997 ISBN 3 14 160279 4 S 117 120 a b F Wilhelm Hydrogeographie Braunschweig 1997 ISBN 3 14 160279 4 S 11 12 F Wilhelm Hydrogeographie Braunschweig 1997 ISBN 3 14 160279 4 S 119 B Eitel Bodengeographie Braunschweig 1999 ISBN 3 14 160281 6 S 50 u 66 F Wilhelm Hydrogeographie Braunschweig 1997 ISBN 3 14 160279 4 S 100 107 T Dauer Abseilen ins Hohleneis In GEO Nr 01 2014 S 30 48 Link F Wilhelm Hydrogeographie Braunschweig 1997 ISBN 3 14 160279 4 S 42 43 P A Allen J L Etienne Sedimentary challenge to Snowball Earth In Nature Geoscience Nr 1 2008 S 817 doi 10 1038 ngeo355 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 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 O Mousis J I Lunine E Chassefiere 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 T Appere B Schmitt Y Langevin S Doute 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 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 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 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 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 A S McEwen Wandelbarer Mars In Spektrum der Wissenschaft Nr 12 2013 S 67 online J L Bandfield High resolution subsurface water ice distributions on Mars In Nature Nr 447 2007 S 64 doi 10 1038 nature05781 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 M Gourronc O Bourgeois D Mege S Pochat B Bultel M Masse L Le Deit S Le Mouelic 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 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 H Campins K Hargrove N Pinilla Alonso E S Howell M S Kelley J Licandro T Mothe Diniz Y Fernandez 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 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 amp Astrophysics Nr 525 2011 A34 doi 10 1051 0004 6361 201015339 a b M Kuppers L O Rourke D Bockelee Morvan V Zakharov S Lee P v Allmen B Carry D Teyssier A Marston T Muller 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 a b c R N Clark R H Brown P D Owensby A Steele Saturn s satellites Near infrared spectrophotometry 0 6 2 5 mm 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 a b C Porco Enceladus ratselhafter Saturnmond In Spektrum der Wissenschaft Nr 6 2009 S 24 33 online 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 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 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 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 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 Doute R Meier Water Ice on Triton In Icarus Nr 147 2000 S 309 316 doi 10 1006 icar 2000 6451 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 amp Astrophysics Nr 561 2014 A37 doi 10 1051 0004 6361 201322579 J T T Makinen J L Bertaux M R Combi E Quemerais 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 K Bachmann Kometen Fieber In GEO Nr 12 2013 S 83 Link 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 M Kuppers 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 The International Astronomical Union Minor Planet Center List Of Centaurs and Scattered Disk Objects Link 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 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 J M Bauer T Grav E Blauvelt A K Mainzer J R Masiero R Stevenson E Kramer Y R Fernandez 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 M E Zolensky Extraterrestrial Water In Elements Nr 1 2005 S 39 doi 10 2113 gselements 1 1 39 P R Weissman The Oort Cloud In Nature Nr 344 1990 S 825 doi 10 1038 344825a0 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 S F Portegies Zwart Auf der Suche nach den Geschwistern der Sonne In Spektrum der Wissenschaft Nr 3 2010 S 26 33 online S W Stahler Die Kinderstuben der Sterne In Spektrum der Wissenschaft Nr 1 2014 S 35 online 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 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 K Bachmann Kometen Fieber In GEO Nr 12 2013 S 92 Link J Muller H Lesch Woher kommt das Wasser der Erde In Chemie in unserer Zeit Nr 37 2003 S 244 doi 10 1002 ciuz 200300282 J M Greenberg Kosmischer Staub In Spektrum der Wissenschaft Dossier Nr 4 2003 S 56 online 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 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 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 K Bachmann Kometen Fieber In GEO Nr 12 2013 S 88 Link J Hattenbach Brocken um ferne Sterne In Spektrum der Wissenschaft Nr 5 2013 S 13 14 online 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 b Pictoris Debris Disk In Science Nr 343 2014 S 1490 doi 10 1126 science 1248726 NASA Jet Propulsion Laboratory NASA s Spitzer detects comet storm in nearby solar system In ScienceDaily 19 Oktober 2011 Link 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 h Corvi At 1 Gyr In The Astrophysical Journal Nr 747 2012 S 93 Link a b J Hattenbach Brocken um ferne Sterne In Spektrum der Wissenschaft Nr 5 2013 S 12 online G M Kennedy M C Wyatt P Kalas G Duchene 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 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 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 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 Soszynski M K Szymanski M Kubiak G Pietrzynski O Szewczyk L Wyrzykowski K Ulaczyk B Paczynski 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 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 M Dominik K Horne M Bode The first cool rocky icy exoplanet In Astronomy amp Geophysics Nr 47 2006 S 3 25 3 30 doi 10 1111 j 1468 4004 2006 47325 x L Kaltenegger Faszinierende Neue Welten In Spektrum der Wissenschaft Nr 7 2013 S 62 u 65 online L Kaltenegger Faszinierende Neue Welten In Spektrum der Wissenschaft Nr 7 2013 S 58 online J Wambsganss Milchstrasse voller Planeten In Spektrum der Wissenschaft Nr 6 2012 S 17 online a b c d e f g h L Kaltenegger Faszinierende Neue Welten In Spektrum der Wissenschaft Nr 7 2013 S 62 online 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 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 B Eitel Bodengeographie Braunschweig 1999 ISBN 3 14 160281 6 S 17 18 F Wilhelm Hydrogeographie Braunschweig 1997 ISBN 3 14 160279 4 S 40 42 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 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 H G Changela J C Bridges Alteration assemblages in the nakhlites Variation with depth on Mars In Meteoritics amp Planetary Science Nr 45 2010 S 1847 doi 10 1111 j 1945 5100 2010 01123 x 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 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 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 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 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 Fairen 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 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 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 Leveille 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 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 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 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 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 A G Fairen 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 A S McEwen Wandelbarer Mars In Spektrum der Wissenschaft Nr 12 2013 S 60 62 online T Dambeck Warum ist der Mars so klein In Spektrum der Wissenschaft Nr 10 2011 S 16 online 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 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 S Soter Am Rande des Chaos In Spektrum der Wissenschaft Nr 1 2008 S 30 u 32 Link 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 T Dambeck Warum ist der Mars so klein In Spektrum der Wissenschaft Nr 10 2011 S 15 17 online D C Catling K J Zahnle Wenn die Atmosphare ins All entweicht In Spektrum der Wissenschaft Nr 1 2010 S 26 28 online 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 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 a b D C Catling K J Zahnle Wenn die Atmosphare ins All entweicht In Spektrum der Wissenschaft Nr 1 2010 S 28 online N J T Edberg H Nilsson A O Williams M Lester S E Milan S W H Cowley M Franz 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 a b D C Catling K J Zahnle Wenn die Atmosphare ins All entweicht In Spektrum der Wissenschaft Nr 1 2010 S 30 online 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 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 D T F Mohlmann 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 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 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 A S McEwen Wandelbarer Mars In Spektrum der Wissenschaft Nr 12 2013 S 64 65 online N O Renno 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 A S McEwen Wandelbarer Mars In Spektrum der Wissenschaft Nr 12 2013 S 66 online 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 S F Portegies Zwart Auf der Suche nach den Geschwistern der Sonne In Spektrum der Wissenschaft Nr 3 2010 S 28 31 online 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 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 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 G Anglada Escude 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 Rodriguez Lopez Z M Berdinas J Morin J D Crane S A Shectman I B Thompson M Diaz 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 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 P Jenniskens D F Blake Kosmisches Eis Wiege des Lebens In Spektrum der Wissenschaft Nr 10 2001 S 28 Link D D Sasselov Auf der Suche nach der zweiten Erde In Spektrum der Wissenschaft Nr 04 2011 S 50 51 Link 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 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 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 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 W Lauer Klimatologie Braunschweig 1999 ISBN 3 14 160284 0 S 34 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 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 D C Catling K J Zahnle Wenn die Atmosphare ins All entweicht In Spektrum der Wissenschaft Nr 1 2010 S 26 online F Wilhelm Hydrogeographie Braunschweig 1997 ISBN 3 14 160279 4 S 144 152 W Lauer Klimatologie Braunschweig 1999 ISBN 3 14 160284 0 S 75 97 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 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 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 A Kleinbohl 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 a b K Bachmann Kometen Fieber In GEO Nr 12 2013 S 86 Link K Bachmann Kometen Fieber In GEO Nr 12 2013 S 84 Link 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 D Bockelee Morvan N Biver J Crovisier M de Val Borro T Fulton P Hartogh D Hutsemekers 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 D Jewitt The Active Asteroids In The Astronomical Journal Nr 143 2012 S 66 doi 10 1088 0004 6256 143 3 66 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 E Lellouch B Bezard 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 T Cavalie 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 Gonzalez H Sagawa Spatial distribution of water in the stratosphere of Jupiter from Herschel HIFI and PACS observations In Astronomy amp Astrophysics Nr 553 2013 A21 doi 10 1051 0004 6361 201220797 a b c T Encrenaz The role of water in the formation and evolution of planets In M Gargaud P Lopez Garcia H Martin Hrsg Origins and Evolution of Life Cambridge 2011 ISBN 978 0 521 76131 4 S 224 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 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 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 P Hartogh E Lellouch R Moreno D Bockelee Morvan N Biver T Cassidy M Rengel C Jarchow T Cavalie J Crovisier F P Helmich M Kidger Direct detection of the Enceladus water torus with Herschel In Astronomy amp Astrophysics Nr 532 2011 L2 doi 10 1051 0004 6361 201117377 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 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 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 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 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 L Kreidberg J L Bean J M Desert 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 K Heng Das Klima auf fremden Welten In Spektrum der Wissenschaft Nr 2 2013 S 46 53 online 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 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 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 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 Bootis b In The Astrophysical Journal Letters Nr 783 2014 L29 doi 10 1088 2041 8205 783 2 L29 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 a b T Tsuji Water in Emission in the Infrared Space Observatory Spectrum of the Early M Supergiant Star m Cephei In The Astrophysical Journal Nr 540 200 S 99 doi 10 1086 312879 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 mm with VLT VISIR In Astronomy amp Astrophysics Nr 531 2011 A117 doi 10 1051 0004 6361 201116962 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 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 amp Astrophysics Nr 529 2011 A163 doi 10 1051 0004 6361 201016279 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 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 amp Astrophysics Nr 474 2007 S 607 doi 10 1051 0004 6361 20077863 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 amp Astrophysics Nr 474 2007 S 607 doi 10 1051 0004 6361 20077863 I Cherchneff The chemistry of dust formation in red supergiants In EAS Publications Series Nr 60 2013 S 175 doi 10 1051 eas 1360020 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 M Montarges 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 L Decin M Agundez 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 Guelin 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 M 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on the Mid Atlantic Ridge In Geology Nr 36 2008 S 615 618 doi 10 1130 G24726A 1 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 nbsp Dieser Artikel wurde am 27 September 2014 in dieser Version in die Liste der lesenswerten Artikel aufgenommen Abgerufen von https de wikipedia org w index php title Wasservorkommen im Universum amp oldid 235182594