Vannressurser i universet

Vann eksisterer både i jordiske skyer og på jordens måne.

Ulike vannressurser eksisterer i universet fordi vann er en vanlig kjemisk forbindelse i universet . Det er ikke bare til stede på jorden, men også på andre himmellegemer i solsystemet, så vel som i andre planetariske systemer og i interstellare skyer på Melkeveien . Selv i svært fjerne galakser , hvis lys hadde reist til jorden i mer enn tolv milliarder år, kunne vann påvises ved spektroskopiske studier . Ifølge dette dukket det allerede opp i universet da mindre enn to milliarder år hadde gått siden Big Bang . De utenomjordiske funnene handler imidlertid bare om vanndamp og is ; søket etter flytende vann har hittil stort sett ikke lyktes. Utover jorden har ingen permanent tilstedeværelse av flytende vann ennå blitt bevist direkte. Imidlertid er det bevis for at noen isete måner i det ytre solsystemet kan ha hav av flytende vann under overflaten . Dette er viktig fordi flytende vann, i tillegg til en tilstrekkelig varmekilde og nødvendige kjemiske komponenter, er en av de viktigste kravene for livet.

Vannressursene i solsystemet blir best undersøkt. Bortsett fra på jorden eksisterer vann på mange andre himmellegemer i mer eller mindre store mengder og i forskjellige fysiske tilstander og manifestasjoner, men bare på jorden forekommer vann permanent og i store mengder direkte på planetens overflate i alle de tre fysiske tilstandene. Dette faktum gjør jorden i solsystemet til en unik himmellegeme, den "blå planeten".

Krystallvann

Den veldig store asteroiden Pallas har vannholdige mineraler.

Krystallvann er vann som er innesluttet i mineraler. Som en komponent i mineralene hjelper det å bygge bergarter . I solsystemet er det registrert krystallvann for dvergplaneten Ceres , for de veldig store asteroider Pallas og Vesta , for jordens måne og for asteroider av typene B, G, F og C , fremfor alt for visse karbonholdige kondritter . Vannholdige mineraler ble fortsatt funnet på planeten Mars og selvfølgelig på jorden. Ingen forekomster av krystallvann har ennå blitt oppdaget utenfor solsystemet.

Vann is

Helheten av isavsetningene i en himmellegeme kalles kryosfæren . Den kan bestå av store deler eller helt av vannis. En kryosfære kan omslutte en hel himmellegeme. Så er det en globalt kontinuerlig kryosfære - som en hul sfære, omslutter den himmellegemet. En kryosfære kan også bare overleve på de kaldeste stedene i en himmellegeme. Så dannes en regionalt begrenset kryosfære.

Solsystemet

Det meste av vannet i solsystemet er i form av vannis . Det meste av vannisen finnes i de kalde ytre områdene av solsystemet. Disse starter med en avstand på omtrent tre astronomiske enheter fra solen, mellom banene til Mars og Jupiter. Det er der snøgrensen går . Utover det blir solens lysstyrke for svak til å sublimere vannis . Som et resultat kan vannis holde seg og samle seg der på lang sikt.

Indre solsystem

Det er ingen globalt kontinuerlige kryosfærer på himmellegemene i det indre solsystemet. Om nødvendig er vannisforekomster begrenset til de kaldeste områdene eller ligger - beskyttet mot sollys - under overflaten .

Kvikksølv

På planeten Merkur , nærmest solen, er det uforstyrrede områder av lysløshet ved polene. Det er vannis under 10 til 20 centimeter regolitt . Kvikksølvs regionalt begrensede kryosfære er mellom titalls centimeter og noen få meter tykk. For den nordlige polarområdet er massen av vannisen mellom 20 og 1000 milliarder tonn. Det er veldig sannsynlig at vannet ble ført til kvikksølv ved å påvirke små kropper .

jord

Den største regionalt begrensede kryosfæren i solsystemet eksisterer på planeten jorden. Jordens kryosfære hadde et volum på omtrent 24 millioner kubikkilometer vannis på 1990-tallet. Den kan deles inn i to deler: områder med polar vannis ( pakkeis , isark fra Grønland og Antarktis ) og områder med ikke-polær vannis ( fjellbreer , permafrost i subpolare regioner og ekstrapolære høyfjell). Det inkluderer også både subaeriske områder ( havis , isbreer, isark) og underjordiske områder ( permafrost , isgrotter ). I tillegg kan vannis forekomme i form av fast nedbør . Den terrestriske kryosfæren var i størst grad i den sturtiske istiden og den marine istiden i den geologiske tidsalderen kalt Cryogenium , som endte for 635 millioner år siden. Men selv i løpet av istidene var planeten aldri helt dekket av is . På ingen tid i jordens historie hadde jorden en kontinuerlig global kryosfære.

Jordens vann
Jordmåne

En relativt liten, regionalt begrenset kryosfære eksisterer på jordens måne. Den viser likheter med isforekomster av kvikksølv, fordi også her ligger vannisen på gulvet i kratere nær polene. Kratergulvet nås heller ikke med sollys og har sannsynligvis vært i konstant skygge i milliarder av år.

Vann fra jordens måne
Mars
I et friskt støtkrater på Mars ble vannis synlig, som ellers forblir skjult under overflaten.

Den regionalt begrensede kryosfæren til Mars kan struktureres på en lignende måte som kryosfæren på jorden. Det inkluderer ikke bare de to polare områdene . Vannisavsetningene der dekkes for det meste av tørris (unntatt om sommeren) og fremfor alt av sedimenter. Det er funnet mange tusen kubikkilometer vannis rundt Nordpolen. Den har et område på omtrent 900 000 kvadratkilometer og når to kilometer tykt i sentrum. 1.600.000 kubikkilometer vannis er funnet rundt Sydpolen. Utover polarområdene er det ekspansive områder med ikke-polær vannis . Ved høyere mid- breddegrader , forblir vann is som allerede er stabil hvis det lagres ved en dybde på mellom ett og to meter. På tilsvarende større dyp overlever den også nærmere ekvator. Det er derfor det er underjordiske isforekomster i Deuteronilus Mensae som strekker seg i hundrevis av kilometer. Selv under det sedimentære dekket av ekvatorialet Valles Marineris er det 1.000.000 kubikkilometer vannis. De to siste nevnte vannisdepotene tolkes som fossil is . Den klarte å holde seg fordi den (i likhet med jordisk dødis ) var dekket av steinsprut og sand på slutten av en isfase. Fra tilstedeværelsen av slik fossil, ikke-polær vannis, kan det konkluderes med at Mars i det minste har gått gjennom en istid : I sin fortid hadde planeten minst en subaerisk kryosfære som nådde inn i ekvatorialsonen. I dag har den fortsatt en redusert og fremfor alt underjordisk kryosfære. Vannisen er bare utsatt i små områder i polarområdene.

Det er funnet bevis for at det snød ut av skyene på Mars for 3,7 milliarder år siden . Da lufttemperaturene steg, smeltet de liggende massene av snø. Som et resultat skyndte smeltevann seg til dalen og skyllet ut lange daler.

Vann av mars

Asteroid hovedbelte

I hovedasteroidbeltet - i overgangsområdet fra det ytre til det indre solsystemet - ble det også funnet vannis. Den finnes på overflatene til asteroiderne Themis og Cybele . Dvergplaneten Ceres kan også ha vannis. Det er da i underjordiske lag og vises åpent to steder, slik at vanndamp kan sublimere fra det, dette er bevist.

Vann i hovedasteroidbeltet

Ytre solsystem

En rekke himmellegemer i det ytre solsystemet har globalt kontinuerlige kryosfærer. De forekommer på månene til de fire gassplanetene mellom Jupiter og Neptun-bane . I det transneptuniske ytre solsystemet (utenfor Neptuns bane) eksisterer kryosfærene på dvergplaneter og deres måner. Isen deres er ikke alltid hovedsakelig dannet av vannis. Andre typer is kan overveiende være til stede, for eksempel ammoniakkis, karbonmonoksidis, metanis, nitrogenis eller tørris.

Måner og dvergplaneter
Himmelskropper med globalt kontinuerlige kryosfærer med høye andeler vannis
gruppe Himmelskropper
Jupiter måner Europa , Ganymedes , Callisto .
Saturnmåner 1 Dione , Enceladus , Iapetus , Mimas , Rhea , Tethys , Titan .
Uranus-måner Ariel , Miranda , Oberon , Titania , Umbriel .
Neptun måner Triton .
Transneptuniske gjenstander Charon 2 , Haumea 3 , Ixion 4 , Orcus 5 , Quaoar 6 , Sedna . 4. plass

1 : Overflatene til Saturns to store, uregelmessig formede måner, Hyperion og Phoebe, består også av forurensede korn av vannis.
2 : Kryosfæren til den tilhørende dvergplaneten Pluto har ikke en like høy andel vannis.
3 : Kryosfæren består av ca 60% vannis. De to tilknyttede månene Hiʻiaka og Namaka har også overflater hovedsakelig laget av vannis.
4 : Kryosfæren består av rundt 10% vannis.
5 : Kryosfæren består av rundt 20% vannis. Kryosfæren til den tilhørende månen Vanth har ikke en like høy andel vannis.
6 : Kryosfære laget av 22% vannis.

Vann i det ytre solsystemet
Ring gjenstander
Vannispartiklene til Saturn E-ringen kommer fra Saturns måne Enceladus.

De små kroppene til Saturns ringer (ringobjekter) består av nesten ren vannis (minst 90%). De mikroskopiske ringobjektene til E-ringen er en gjenfrossen del av vannet som ble kastet ut fra kryovulkanene til Saturns måne Enceladus . Alle ringer av Saturn, samlet og grovt anslått, inneholder tjue til tretti ganger så mye vann som jorden. Deres overflod av vannis er en spesiell funksjon blant ringsystemene til solsystemets planeter, fordi ringsystemene til Jupiter , Uranus og Neptun består av mørkere ringobjekter. De antas ofte å være sammensatt av mer forurenset vannis eller ikke å være sammensatt av vannis i det hele tatt. På den annen side er ringobjektene til de to ringene til den store kentauren Chariklo igjen hovedsakelig laget av vannis.

Kometer

Typiske små kropper i det ytre solsystemet som inneholder vannis er kometkjerner. På tidspunktet for oppbruddet inneholdt kometkjernen til kometen C / 1999 S4 3,3 millioner tonn vann. Kometarkjerner kalles også isete smussballer : på utsiden består de av en meter tykk støvskorpe som omslutter et interiør laget av forskjellige typer is, inkludert vannis. Denne innsikten i kometenes indre struktur ble hentet fra prøver som migrerte inn i det indre solsystemet og var tilgjengelig for romprober . I de varmere, lysere og sterkere solvindområdene kan sammensetningen og strukturen på overflatene endres sterkere. Derfor kan strukturen til kometiske kjerner som aldri har migrert inn i det indre solsystemet være merkbart annerledes.

Det er tre forskjellige grupper av kometkjerner i det ytre solsystemet: kometarkjerner av sentaurene , kometarkjerner av Kuiperbeltet og kometarkjerner av Oort-skyen . Det er noen hundre centaurer mellom banen til Neptun og Jupiter, hvorav minst to tredjedeler består av kometarkjerner. Hundrevis av millioner kometkjerner av Kuiperbeltet slutter seg bak kentaurene. Banene deres ligger utenfor banen til Neptun. Når gjenstandene til Kuiperbeltet kolliderer sprenges skyer av de minste partiklene av. Partiklene omslutter spesielt de større biter som en fin tåke. Disse tåken består i stor grad av vannis.

Helt på utsiden er det flere milliarder kometiske kjerner i Oort-skyen. Omtrent nitti prosent av kjernene kommer ikke opprinnelig fra sitt eget solsystem. I stedet ble de fjernet gravitasjonelt fra andre planetariske systemer . Dette skjedde da solen fremdeles var i nærheten av andre stjerner i en felles fødeklynge , som for eksempel stjernen HD 162826 tilhørte. Som et resultat er noe av vannet som bæres av kometer inn i det indre solsystemet av ekstrasolar opprinnelse. At vann fra rommet mellom kan bli gjenkjent av det isotop-forhold av protium og deuterium . I vannet i solsystemet er dette forholdet vanligvis 6400 protiumatomer til 1 deuteriumatom. Ekstra solvann har forskjellige isotopforhold.

Vann av kometer

Melkeveien

I den protoplanetære disken i dobbeltstjernesystemet HD 113766 er det vannis (kunstnerens inntrykk ).

Solsystemet er ikke det eneste stedet innenfor Melkeveien med vannis. Som en del av ismantelen til utallige interstellare støvpartikler , distribueres vannis fint i skyer fra før-stjernen, slik som Lynds 1544 . Vannet fra isen der kunne fylle jordens hav tre millioner ganger. I en lignende form eksisterer det vannis i de kjøligere ytre områdene av protoplanetære skiver , for eksempel i skiven rundt stjernen TW Hydrae . Der kan den bakes inn i kometkjerner . Så langt er ti individuelle slike eksokometer blitt oppdaget, og spor av kolliderende eksokometer er funnet hos stjernen Beta Pictoris . I tillegg er det dokumentert en massiv penetrasjon av veldig mange eksokometer ( kometstormer ) for de indre områdene av planetsystemet fra stjernen Eta Corvi .

Kometer kan stamme fra belteformede områder som begrenser ytterkanten av planetariske systemer (ytre kometbelter) . Regionene kan inneholde flere millioner små kropper - inkludert mange kometkjerner som inneholder vannis. I solsystemet kalles denne regionen Kuiperbeltet. Lignende ytre kometbelter er blitt observert rundt stjernene Wega , TW Piscis Austrini (Fomalhaut B) , LP 876-10 (Fomalhaut C) og HR 8799 .

Det antas at vannis finnes i Neptun-lignende eksoplaneter. Slike himmellegemer har omfattende planetkjerner. En betydelig del av kjernene kan være laget av vannis. Et eksempel på en Neptun-lignende eksoplanet kalles OGLE-2005-BLG-169L b , tre i bane rundt stjernen HD 69830 .

Vannis vil sannsynligvis også være til stede på jordlignende eksoplaneter. Det antas at steinkjernen til den jordlignende eksoplaneten OGLE-2005-BLG-390L b er innkapslet i en mange kilometer tykk isrustning . Dette ville være det første oppdagede eksemplet på en globalt kontinuerlig kryosfære utenfor solsystemet. Det ville også være det første eksemplet på en vannrik terrestrisk eksoplanet i kalde områder utenfor en beboelig sone . I utgangspunktet kan det antas at Neptunlignende og jordlignende eksoplaneter forekommer veldig ofte i planetariske systemer og danner flertallet av exoplaneter. Som et resultat bør ikke vannis være en sjelden substans i mange planetariske systemer.

Waters of the Melky Way

Flytende vann

Helheten av det flytende vannet i en himmellegeme kalles akvasfæren . En akvasfære kan omslutte en hel himmellegeme. Så dannes en globalt kontinuerlig akvasfære - en skålformet hul kule laget av flytende vann. En akvasfære kan også bare overleve visse steder på en himmellegeme. Deretter dannes en regionalt begrenset akvasfære.

For at flytende vann skal kunne eksistere på en planets overflate på lang sikt, må en vannrik jordbasert planet (eller en jordbasert måne på en planet) bevege seg innenfor den beboelige sonen til sin sentrale stjerne: I en viss avstand fra stjernen, lysstyrken er ikke for sterk til å fjerne vann fra planetens overflate til å fordampe fullstendig. Men det er heller ikke for svakt at det allerede helt stivner til is. Vann forblir bare flytende innenfor et smalt temperaturområde, under normalt lufttrykk mellom 0 ° C og 100 ° C. Det er grunnen til at den beboelige sonen til et planetarisk system er et veldig smalt område i forhold til dets totale omfang.

Solsystemet

Målt opp mot den totale omfanget av solsystemet, finnes flytende vann ekstremt sjelden her, fordi den beboelige sonen heller ikke har stor grad i dette planetariske systemet.

Indre solsystem

De eneste hittil direkte observerte forekomstene av flytende vann er på to himmellegemer i det indre solsystemet, på jorden og Mars. Antagelig hadde Venus en gang flytende vann på overflaten. Den forsvant imidlertid for 3,5 milliarder år siden.

jord

Av alle himmellegemer i solsystemet er det bare jorden som har en subaerisk akvasfære. Bare her forekommer flytende vann permanent, i overflod og direkte på planetens overflate. Flytende vann samler seg i de terrestriske havene i flere kilometer tykke lag. Det finnes også i innsjøer , jord , vannskyer og i flytende nedbør : jorden beveger seg innenfor den beboelige sonen.

Jordens vann
Mars
Om sommeren på den sørlige halvkulen av Mars utvikler det seg tilbakevendende skråninger i soleksponerte bakker . De peker antagelig på salt flytende vann som strømmer under jorden nær overflaten til dalen.

Den aquasphere av planeten Mars hadde en begivenhetsrik historie. I de tidlige dagene av planeten var det overflatetemperaturer som tillot flytende vann. Ulike mineraler i Mars-meteoritter støtter denne oppgaven. I dem ble det for eksempel oppdaget karbonater , fyllosilikater og iddingsites , for tilstedeværelse av flytende vann som synes nødvendig. Det samme gjelder magnesiumsulfater , leiremineraler , kalsiumsulfater og smektitter , som fremdeles finnes på overflaten av Mars i dag. De høyere overflatetemperaturene i den tidlige Mars-perioden ble sikret av svoveldioksid . Klimagassen ble midlertidig ført inn i Mars-atmosfæren av vulkaner. Visse forekomster antyder at innsjøer og elvedeltaer eksisterte for mer enn tre milliarder år siden. Mange elver kunne ha strømmet ut i et hav som på den tiden sannsynligvis dekket en stor del av den nordlige halvkule. Havet hadde veldig lave vanntemperaturer, ble dekket mange steder av havis og var omkranset av isbreer.

I dag er ingenting igjen av den subaeriske akvasfæren. De siste frie vannmassene forsvant for rundt en milliard år siden. På grunn av det svært lave lufttrykket på Mars i dag, ville flytende vann raskt fryse eller fordampe på overflaten. Årsakene til det lave lufttrykket - og dermed for vannfattigdom - går tilbake til den tidlige fasen av solsystemet. I følge hypotesen om Grand Tack (Great Turnaround) er de spesielt knyttet til den gigantiske planeten Jupiter: I den protoplanetære disken i solsystemet hadde Jupiter nesten nådd sin fulle størrelse etter noen få millioner år. Han begynte også å vandre inn i det indre solsystemet. Innvandringen til Jupiter virvlet rundt planetesimalene på den indre protoplanetære skiven. De samlet seg i rundt tjue planetariske embryoer . Da Jupiter kom innen omtrent halvannen astronomiske enhet av solen, snudde kjøreretningen. Det skyldtes planeten Saturn, som også hadde vokst opp i mellomtiden og nå trakk den første gigantiske planeten utover med tyngdekraften. Under returmigrasjonen ble det indre solsystemet virvlet gjennom igjen. Planetariske embryoer og resterende planetesimaler kolliderte med hverandre, falt i solen eller ble kastet ut fra solsystemet. De fleste gjenstander samlet innen en solavstand på opptil en astronomisk enhet. Der lot de planetene Merkur, Venus og Jorden samle seg. Et annet planetembryo befant seg på en bane som førte rundt den sentrale stjernen ved halvannen astronomiske enhet. Det beveget seg for langt ut for å få betydelig masse fra påvirkende gjenstander. Det varige planetembryoet var Mars. Derfor har den bare 11% av jordens masse. Dens lave masse, lille volum og bane - som alle tre kan spores tilbake til migrasjonen av Jupiter - blir sett på som hovedårsakene til dagens vannfattigdom:

  • Mindre masse utøvde mindre tyngdekraft. Partikler av Mars-atmosfæren kunne lettere drive ut i rommet etter å ha blitt oppvarmet og akselerert av solen.
  • En mindre kropp avkjøles raskere. Uten tilstrekkelig varme stoppet konveksjonsstrømmer i den jernrike planetkjernen. Mars mistet sitt globale magnetfelt i løpet av de første 500 millioner årene. Uten magnetfelt var ikke atmosfæren lenger skjermet for solvinden. Solvinden kan rive partikler fra Mars-atmosfæren ut i rommet.
  • På grunn av sin nærhet til hovedasteroidbeltet, ble Mars oftere påvirket av hovedbeltasteroider enn andre himmellegemer i solsystemet. Hver støt kastet ut en del av atmosfæren som den knapt kunne holde igjen på grunn av dens lave tyngdekraft.

Mars har mistet opptil nitti prosent av atmosfæren. I løpet av dette forsvant en mengde vann som ville være tilstrekkelig til å dekke hele overflaten flere titalls meter dyp. De nåværende flytende vannressursene på Mars er bare små. De siste smeltevannstrømmene ser ut til å ha strømmet for 200 000 år siden. Tross alt kan lommer med flytende vann i den øvre vannisen smelte ut om sommeren. Fremfor alt eksisterer flytende vann som adsorpsjonsvann for løse sedimenter i nedre og midtre breddegrader. Spesielt høye konsentrasjoner av adsorpsjonsvann kunne måles i sedimentene til Arabia Terra og Hellas Planitia .

Gratis dråper fra saltvann forekommer selv på svært grunne dybder. I dråpene er perklorater oppløst, jo lavere er frysepunktet for dråpene. På denne måten forblir vann flytende lenger i kalde omgivelsestemperaturer. I løpet av mars-sør-sommeren tiner undergrunnen i solutsatte skråninger. Tilbakevendende skråning lineae kan deretter observeres der. Begrepet oversettes omtrent som "tilbakevendende linjestruktur i skråninger" og beskriver mørke linjer på overflaten av Mars med typiske fingerlignende gradienter. De vil sannsynligvis spores tilbake til saltvann som strømmer under bakken nedover skråningen. Noen få slamdråper fra perkloratholdig saltvann er det eneste fotografiske beviset for flytende vann utenfor jorden.

Vann av mars

Ytre solsystem

I det ytre solsystemet mistenkes flytende vann på noen måner og kometer. Eksistensen av flytende vann har hittil bare vært mulig indirekte.

Vann i det ytre solsystemet
Måner

I de kalde områdene av det ytre solsystemet, på Jupitermånene Europa og Ganymedes og Saturnmånene Enceladus og Titan , er det stor sannsynlighet for at flytende vann er skjult under islag. Det antas at deres aquasphere er subglasiale og dyp , det vil si at de er forseglet fra utsiden av mange kilometer med vann is. Ifølge nyere bevis kunne Jupiter-månen Callisto , Saturn-månen Dione , Uranus-månene Titania og Oberon , og Neptun-månen Triton også skjule flytende vann under islaget.

En subglacial, dyp og globalt kontinuerlig akvasfære ligger nesten helt sikkert på Jupiters måne Europa . Europas akvasfære kan være opptil 100 km tykk. Konveksjonsstrømmer dannes i det subglaciale havet, setter den overliggende isen i bevegelse og bryter inn i plater. Foruten planeten jorden, er månen Europa den eneste kjente himmellegemet med aktiv platetektonikk . En lignende akvasfære antas også for Jupiter-månen Ganymedes . De ytre lagene av Ganymedes kan bestå av flere skall av is. De enkelte vann-eggskjellene ble da skilt fra hverandre med mange kilometer tykke lag med flytende vann. Ganymeds flytende vann er salt og inneholder sannsynligvis magnesiumsulfat. Jo dypere et lag med flytende vann ligger, jo tettere vil det være og jo høyere saltholdighet.

En subglacial, dyp og regionalt begrenset akvasfære eksisterer sannsynligvis i sørpolregionen til Saturns måne Enceladus . Hun bærer saltvann. En subglacial, dyp og globalt kontinuerlig akvasfære kan også antas for Saturn-månen Titan, som også er salt.

Energien for å smelte vannisen i alle fire månene er av geotermisk opprinnelse, som kommer fra det indre av himmellegemene. Det antas at varmen hovedsakelig genereres av tidevannskrefter . Gravitasjonskreftene til gigantiske planeter og nabomånene fører til deformasjoner av månekroppene, hvorved deres indre materialer gnister mot hverandre . På grunn av friksjonen blir deler av den kinetiske energien konvertert til termisk energi - til tidevannsvarme . Denne enkle tidevannsmodellen har ennå ikke blitt lagt til for Enceladus og Ganymede. Begge månene avgir mer termisk energi enn de kan konvertere fra tidevannskrefter i sine nåværende baner. I tilfelle Enceladus antas det at månen bare nylig flyttet fra en litt annen bane til sin nåværende bane. Energiverdiene som kan måles i dag, vil da være etterglødet til den tidligere sterkere tidevannet. Med Ganymedes kan den termiske energien komme fra forfallsvarme . Den kommer fra radioaktive stoffer som lagres i det indre av månen.

Kometer
I det minste var noe av vannet i kjernen til Comet Wild 2 en gang flytende.

Selv de isete skittkulene fra kometer gikk gjennom minst en fase der deler av vannet deres midlertidig endret seg fra fast til væske. Dette ble bevist ved hjelp av bittesmå kubanittkorn som kunne fås fra halen på kometen Wild 2 . Jern kobbersulfid av denne art bare dannes hvis de nødvendige utgangsmaterialene oppløses først i flytende vann. Hvis kubanitten faktisk dannet seg i kometen, måtte i det minste deler av kometens kjerne ha smeltet i omtrent et år. Energien for smelting kan komme fra forskjellige energikilder:

  • Kometarkjernene kunne ha kollidert med andre himmellegemer på et eller annet tidspunkt. Da ville deler av den kinetiske energien ha blitt omgjort til termisk energi, og sonene rundt støtkrateret kunne ha smeltet.
  • Hvis en komet kommer i en bane som bringer den nær solen, kan lag av kometens kjerne under overflaten smelte. Dette kan gjenta seg ved hver tilnærming til solen.
  • I de tidlige dagene av solsystemet kunne forråtnelsesvarme ha smeltet kometarkjerner i omtrent en million år. Dette ville ha krevd radioaktive materialer, som igjen stammer fra supernovaer som må ha funnet sted nær solsystemet. I henhold til den nåværende tilstanden for forskningen er det imidlertid ikke sikkert om slike supernovaer faktisk fant sted.
Vann av kometer

Melkeveien

Eksoplaneten GJ 1214 b kretser rundt en rød dvergstjerne . På planetens overflate kan det antagelig eksistere varme hav av flytende vann (kunstnerens inntrykk).

Direkte bevis på flytende vann har ennå ikke blitt oppdaget i Melkeveien utenfor solsystemet. Av alle eksoplaneter som er funnet hittil, er noen få, med en viss sannsynlighet, helt eller delvis innhyllet av flytende vann - og dermed klassifisert som potensielt beboelige . Den 11,5 milliarder år gamle planeten Kapteyn b tilhører denne gruppen . Videre er det kanskje kokende varme hav på exoplaneten GJ 1214 b .

Aquaspheres av slike vannplaneter kan nå en tykkelse på over hundre kilometer. Vannkuler kan imidlertid ikke være dypere enn rundt 150 kilometer, fordi enda dypere vannlag vil endre sin fysiske tilstand fra væske til fast på grunn av trykket fra det overliggende vannet. Slik høytrykksis ville ikke være kald, men veldig varm og kunne til og med lyse hvit.

I tillegg til dette eldre konseptet har det nå dannet seg en ny mening om utseendet til vannplaneter. Den nye oppfatningen forutsetter ikke lenger at hele eksoplaneten må omsluttes av en enorm akvasfære. I stedet, selv med veldig vannrike eksoplaneter, bør en stor del av vannet lagres i det indre (i planetmantelen ). Vanntransporten inn i det indre av planeten skal foregå på en lignende måte som på jorden - ved subduksjon av havholdig vannholdig litosfære. På denne måten kunne mye vann fjernes fra overflaten, slik at selv kontinenter med tørt fastland kunne tenkes.

I tillegg kan akvasfærer fortsatt være plassert under overfladiske, globalt kontinuerlige kryosfærer - som antatt for Jupiters måne Europa. En slik subglacial akvasfære kan antas for eksoplaneten OGLE 2005-BLG-390L b.

Waters of the Melky Way

Damp

Vanndamp dannes uansett hvor flytende vann fordamper eller vannis sublimerer . Begge prosessene krever energi. I det indre av et planetarisk system kan energien tilføres sollys, som der fremdeles har relativt høy lysstyrke. I det ytre planetariske systemet er det bare andre energikilder som kan generere vanndamp. Geotermiske prosesser og påvirkninger kommer i tvil .

Solsystemet

Det er sant at vanndamp er den mest flyktige fysiske tilstanden til vannet. I solsystemet finnes det imidlertid regelmessig fra en avstand på omtrent en astronomisk enhet til solen.

Indre solsystem

I det indre solsystemet kan vanndamp bli funnet i atmosfærene til Mars og jorden. Den vil fortsette å bli utgitt når kometer kommer inn i denne regionen. Venus hadde sannsynligvis en gang vanndamp også. Imidlertid fordampet den ut i rommet for 3,5 milliarder år siden fordi den venusianske atmosfæren ble kraftig oppvarmet av den nærliggende solen.

jord

Jordens atmosfære er i gjennomsnitt veldig rik på vanndamp. Det meste av vanndampen forblir i troposfæren . Der kondenserer det noen ganger til vannskyer eller omublimerer til isskyer (→ skyer ). Det er rundt 13.000 kubikkilometer vann i jordens atmosfære til enhver tid.

Jordens vann
Mars
Atmosfæren på planeten Mars inneholder vanndamp.

Atmosfæren til Mars inneholder også større mengder vanndamp, enda mer vanndamp enn jordens atmosfære over troposfæren . Vanndampen resublimeres i høyder mellom ti og tretti kilometer for å danne tynne cirrusskyer .

Vann av mars
Kometer

På vei inn i det indre solsystemet vil kometer krysse banen til Mars på et eller annet tidspunkt. Med dette beveger de seg inn i området med relativt høy sollysstyrke og høy solvindtetthet. Da slipper substansene til kometenisen under sprekker i kometens støvskorpe. De sublimerer, skyter ut i verdensrommet og danner kometer og haler. Mye vanndamp tilhører de sublimerte stoffene.

Vann av kometer

Asteroid hovedbelte

I asteroidebeltet ble det oppdaget vanndamp rundt dvergplaneten Ceres. Vanndampen slipper ut fra to punkter på overflaten. Cirka seks kilo vann skyves ut i rommet hvert sekund. Vanndampen kan sublimere fra vannis eller komme fra kryovulkaner. Også i hovedasteroidbeltet er gjenstandene 133P / Elst-Pizarro og 238P / Read , hvorfra vanndamp sublimerer fra vannis. Himmelskroppene 176P / LINEAR og 259P / Garradd mister også vanndamp. På Phaethon kommer gassen fra dehydrering av krystallvann.

Vann i hovedasteroidbeltet

Ytre solsystem

Vanndampfontener over sørpolregionen til Jupiters måne Europa.

Vanndampforekomster er kjent fra systemet til planeten Jupiter. I den sørpolske regionen av månen Europa når fontener med vanndamp som skyter oppover innimellom høyder på opptil 200 kilometer.

Vanndamp ble også observert i planetens stratosfære : i midten av juli 1994 hadde fragmentene fra kometen Shoemaker-Levy 9 rammet. Kometens vann ble deretter spredt som vanndamp i Jupiter-stratosfæren. Der gir den 95 prosent av all vanndamp. Vanndampkonsentrasjonen på den sørlige halvkule er to til tre ganger høyere enn på den nordlige halvkule. Vanndampen kan gjenspeile seg igjen for å danne vannskyer.

I Saturn-systemet finnes vanndamp også flere steder. Den ligger i atmosfæren til gassplaneten. Der resublimeres dampen for å danne vannisskyer. Vanndamp svever også over Saturns måne Enceladus og kommer fra kryovulkansk utånding av rundt hundre geysirer. Dampen driver og danner utgangsmaterialet for en enorm hydroksylsky nær Saturn. I tillegg eksisterer det vanndamp i atmosfæren til Saturns måne Titan.

Det antas også at det også er vanndamp i de nedre atmosfæriske lagene av Uranus og Neptun, som også resublimerer for å danne vannisskyer. I alle fire gassplaneter ble mesteparten av vanndampen trolig ført inn av støtende små kropper.

Vann i det ytre solsystemet

Melkeveien

Utover grensene for solsystemet eksisterer det vanndampen i Melkeveien i protoplanetære skiver. Så det sublimerer fra finfordelt vannis. Eksempler er platene til stjernene AS 205A , DR Tau og HD 113766 . Vanndamp finnes fortsatt i kometarhalene til de oppdagede eksokometer. Så langt har det imidlertid ikke blitt funnet vanndamp i atmosfærene til jordlignende eksoplaneter. Dette kan hovedsakelig skyldes vanskeligheter med å innhente atmosfæriske måledata fra slike små og fjerne gjenstander. Følgelig kunne vanndamp bare oppdages i gasshylstrene til noen Jupiter-lignende eksoplaneter, nemlig ved HD 189733 b , HD 209458 b , XO-1b , WASP-12 b , WASP-17 b , WASP-19 b og Tau Bootis b . I den kalde atmosfæren til den brune dvergen WISE J085510.83-071442.5, resublimeres vanndamp for å danne vannskyer.

Vann blir syntetisert i MOLsfæren til den røde kjempestjernen Betelgeuse.

I tillegg er vanndamp nylig dannet i atmosfærene til røde gigantiske stjerner og røde superstore stjerner . De har et lag utenfor fotosfæren og kromosfæren kalt MOLsfæren . Den har flere stjernediametere bredt. Små molekyler ( CO , CN , SiO ) og støv ( Al 2 O 3 og silikater ) samles i den . Molekylene omfatter også hydroksyl (OH) og vann (H 2 O). Materialet til stoffene leveres fra stjernens overflate. Den stiger sannsynligvis ved hjelp av enorme konveksjonsceller , kanskje hjulpet av Alfvén-bølger . De fleste av de små molekylene og støvet er bare dannet av det oppstigne materialet i MOLsfæren. I denne større avstanden fra stjerneoverflaten er temperaturene lave nok til at stoffene ikke umiddelbart brytes ned igjen. MOLsfærer er blitt oppdaget på stjernen Aldebaran , hos andre røde giganter og ved Betelgeuse . Vanndamp dannes også i støvete nærhet til stjernen IRC +10216 , som, som en karbonstjerne , tilhører en spesiell gruppe røde giganter.

Vanndamp kan eksistere i interstellare tåker . Dens tilstedeværelse er demonstrert i kompresjonsområdet BN-KL i Orion-tåken . Der produseres hvert 24. minutt mengder vann som tilsvarer alt jordisk sjøvann.

Det er også vanndamp i molekylære skyer , for eksempel i den prestellare skykjernen Lynds 1544 . Skykjernen representerer et kondensert område i den mye større Taurus-molekylærskyen . I Lynds 1544 er det så mye vann at det kan fylle jordens hav to tusen ganger. Vanndampen sublimerer fra støvkorn som inneholder vannis. Energien for sublimering kommer fra stråling i det fjerne UV-området , som kommer fra andre soner av Melkeveien og beveger seg gjennom molekylskyen.

Waters of the Melky Way

Utenfor Melkeveien

Spektrometrien til lyset fra kvasaren APM 08279 + 5255 beviste tilstedeværelsen av vann (kunstnerens inntrykk).

Vanndamp er den eneste fysiske tilstanden til vannet som hittil har vært påvisbar utenfor Melkeveien. Dette skyldes avstanden til de astronomiske objektene. Veldig tydelig bevis på det ble funnet i spektrometrien til lyset fra kvasaren MG J0414 + 0534 . Det var 11,1 milliarder år å nå jorden. Totalt har vanndamp hittil blitt funnet i lys av omtrent hundre fjerne og nær galakser .

Det fjerneste beviset på vanndamp kommer fra lyset fra kvasaren APM 08279 + 5255 . Mengden av vannet er estimert til hundre tusen solmasser. Det ville være omtrent hundre og førti billioner ganger alt jordisk sjøvann. Det tok lysstrålene fra kvasaren 12,1 milliarder år å nå jorden. I følge den vanlige tolkningen av dataene fra Planck Space Telescope fant Big Bang imidlertid sted for 13,82 milliarder år siden. Som et resultat var det vann til stede i det observerbare universet senest etter 1,72 milliarder år.

Superkritisk vann

Dypt inne i havene på planeten Jorden renner vann ut fra noen hydrotermiske kilder i dypvann i en superkritisk tilstand : Når det dukker opp, har det en temperatur på 407 ° C, men forhindres fra å koke på grunn av trykket fra det overliggende havvannet. Superkritisk vann kombinerer egenskapene til de fysiske tilstandene flytende og gassformig. Det antas at det er ytterligere superkritisk vann på jorden: På grunn av høyt trykk og temperaturer kan vann dypt i jordskorpen og under litosfæren også være i en superkritisk tilstand (→ dyp hydrosfære ).

Jordens vann

Se også

litteratur

  • T. Encrenaz: Søke etter vann i universet . Heidelberg 2007, ISBN 978-0-387-34174-3 .
  • VL Frankland: Mot forståelse av dannelsen av vann på interstellare støvkorn . Edinburgh 2011. (Link)
  • J. Müller, H. Lesch: Hvor kommer jordens vann fra? I: Kjemi i vår tid. Nr. 37, 2003, s. 242-246. doi: 10.1002 / ciuz.200300282
  • A. Hanslmeier: Vann i universet . Heidelberg 2010, ISBN 978-90-481-9983-9 .
  • F. Wilhelm: Hydrogeografi . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 .
  • A. Ulv: Triatomisk hydrogen i interstellare skyer og på jorden . I: Spectrum of Science . Nr. 7, 2012, s. 12-14 ( online ).
  • Alessandro Morbidelli, et al.: Levering av vann til protoplaneter, planeter og satellitter. Springer, Dordrecht 2019, ISBN 9789402416275 .

weblenker

Individuelle bevis

  1. ↑ Jeffrey Bennett et al .: Astronomi. Det kosmiske perspektivet (red. Harald Lesch ), 5., oppdatert utgave. 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, HJ Schellnhuber: Planetarisk beboelighet: er jorden vanlig i Melkeveien? I: Naturvitenskap. Nr. 88, 2001, s. 416-426. doi: 10.1007 / s001140100257
  3. ↑ U. Sebastian: Geologi . Heidelberg 2009, ISBN 978-3-8274-2024-4 , s. 13.
  4. ↑ LA Lebofsky: Asteroid 1 Ceres - Bevis for hydratiseringsvann . I: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . Nr. 182, 1978, s. 17 , doi : 10.1093 / mnras / 182.1.17P .
  5. ^ HP Larson: Sammensetningen av asteroiden 2 Pallas og dens forhold til primitive meteoritter . I: Icarus . Nr. 56, 1983, s. 398 , doi : 10.1016 / 0019-1035 (83) 90161-6 .
  6. ↑ MC de Sanctis, J-Ph. Combe, E. Ammannito, E. Palomba, A. Longobardo, TB McCord, S. Marchi, F. Capaccioni, MT Capria, DW Mittlefehldt, CM Pieters, J. Sunshine, F. Tosi, F. Zambon, F. Carraro, S. Fonte, A. Frigeri, G. Magni, CA Raymond, CT Russell, D. Turrini: Påvisning av utbredte hydratiserte materialer på Vesta av VIR-bildespektrometer ombord Dawn-oppdraget. I: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 758, 2012, L36. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 758/2 / L36
  7. ^ JJ Barnes, M. Anand, IA Franchi, NA Starkey, Y. Ota, Y. Sano, SS Russell, R. Tartèse: Hydroksylinnholdet og hydrogenisotop-sammensetningen av lunarapatitter. I: 43. Lunar and Planetary Science Conference. 2012, s. 1797 (lenke)
  8. ↑ T. Encrenaz, J.-P. Bibring, M. Blanc, M.-A. Barucci, F. Roques, P. Zarka: Solsystemet . Berlin / Heidelberg 2004, ISBN 3-540-00241-3 , s. 275.
  9. ^ O. Norton, NO Richard: The Cambridge Encyclopedia of Meteorites . Cambridge, 2002, ISBN 0-521-62143-7 , s. 121-124.
  10. ↑ JF Mustard, SL Murchie, SM Pelkey, BL Ehlmann, RE Milliken, JA Grant, J.-P. Bibring, F. Poulet, J. Bishop, EN Dobrea, L. Roach, F. Seelos, RE Arvidson, S. Wiseman, R. Green, C. Hash, D. Humm, E. Malaret, JA McGovern, K. Seelos Clancy, R. Clark, DD 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. I: Natur. Nr. 454, 2008, s. 305. doi: 10.1038 / nature07097
  11. ^ F. Wilhelm: Hydrogeografi . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , s.11 .
  12. C DNC Lin: Planetenes kaotiske fødsel . I: Spectrum of Science . Nr. 6, 2008, s. 26 ( online ).
  13. ↑ a b c d J. Hattenbach: Brutt rundt fjerne stjerner . I: Spectrum of Science . Nr. 5, 2013, s. 13 ( online ).
  14. ↑ T. Dambeck: Ice i glødende helvete . I: Spectrum of Science . Nr. 3, 2013, s. 13-14 ( online ).
  15. ↑ T. Dambeck: Ice i glødende helvete . I: Spectrum of Science . Nr. 3, 2013, s. 13 ( online ).
  16. ^ F. Wilhelm: Hydrogeografi . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , s. 117-120.
  17. ^ A b F. Wilhelm: Hydrogeography . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , s. 11-12.
  18. ^ F. Wilhelm: Hydrogeografi . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , s. 119.
  19. ↑ B. Eitel: Jordgeografi. Braunschweig 1999, ISBN 3-14-160281-6 , s. 50 og 66.
  20. ^ F. Wilhelm: Hydrogeografi . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , s. 100-107.
  21. ↑ T. Varighet: Snøbrett i grotteisen. I: GEO. Nr. 01, 2014, s. 30-48 (lenke)
  22. ^ F. Wilhelm: Hydrogeografi . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , s. 42-43.
  23. ^ PA Allen, JL Etienne: Sedimentær utfordring for Snowball Earth. I: Nature Geoscience. Nr. 1, 2008, s. 817. doi: 10.1038 / ngeo355
  24. ^ WC Feldman, S. Maurice, DJ Lawrence, RC Little, SL Lawson, O. Gasnault, RC Wiens, BL Barraclough, RC Elphic, TH Prettyman, JT Steinberg, AB Binder: Bevis for vannis nær månepolene . I: Journal of Geophysical Research: Planets. Nr. 106, 2001, s. 23231. doi: 10.1029 / 2000JE001444
  25. ↑ PD Spudis, DBJ Bussey, SM Baloga, BJ Butler, D. Carl, LM Carter, M. Chakraborty, RC Elphic, JJ Gillis-Davis, JN Goswami, E. Heggy, M. Hillyard, R. Jensen, RL Kirk LaVallee, P. McKerracher, CD Neish, S. Nozette, S. Nylund, M. Palsetia, W.Patterson, MS Robinson, RK Raney, RC Schulze, H. Sequeira, J. Skura, TW Thompson, BJ Thomson, EA Ustinov, HL Winters: Innledende resultater for Månens nordpol fra Mini-SAR, Chandrayaan-1-oppdrag. I: Geofysiske forskningsbrev. Nr. 37, 2010, L06204. doi: 10.1029 / 2009GL042259
  26. ↑ O. Mousis, JI Lunine, E. Chassefière, F. Montmessin, A. Lakhlifi, S. Picaud, J.-M. Petit, D. Cordier: Mars kryosfære: Et potensielt reservoar for tunge edelgasser? I: Icarus. Nr. 218, 2012, s. 80. doi: 10.1016 / j.icarus.2011.12.007
  27. ↑ T. Appéré, B. Schmitt, Y. Langevin, S. doute, A. Pommerol, F. Forget, A. Spiga, B. Gondet, J.-P. Bibring: Vinter- og vårutvikling av nordlige sesongavsetninger på Mars fra OMEGA på Mars Express. I: 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-MUS: Et nettverk av Interactive Nuclear Cryo sonder til Explore isflak på Mars og Europa . New York 2006, s.2 (Link)
  29. ^ NE Putzig, RJ Phillips, R. Seu, D. Biccari, A. Safaeinili, JW Holt, JJ Plaut, AF Egan: Undergrunnsstruktur av Planum Boreum fra Mars Reconnaissance Orbiter Shallow Radar soundings. I: Icarus. Nr. 204, 2009, s. 443. doi: 10.1016 / j.icarus.2009.07.034
  30. ↑ JJ Plaut, G. Picardi, A. Safaeinili, AB Ivanov, SM Milkovich, A. Cicchetti, W. Kofman, J. Mouginot, WM Farrell, RJ Phillips, SM Clifford A. Frigeri, R. Orosei, C. Federico , IP Williams, DA Gurnett, E. Nielsen, T. Hagfors, E. Heggy, ER Stofan, D. Plettemeier, TR Watters, CJ Leuschen, P. Edenhofer: Subsurface Radar Sounding of the South Polar Layered Deposits of Mars. I: Vitenskap. Nr. 316, 2007, s. 92. doi: 10.1126 / science.1139672
  31. ^ JW Head, DR Marchant: Bevis for ikke-polar isforekomster i fortiden til Mars. I: Lunar and planetary science Conference. Nr. 39, 2008, s. 1295 (lenke)
  32. ↑ AS McEwen: Endringsbar Mars . I: Spectrum of Science . Nr. 12, 2013, s. 67 ( online ).
  33. ↑ JL-båndfelt: Fordelinger med høy oppløsning på vann og is på Mars. I: Natur. Nr. 447, 2007, s. 64. doi: 10.1038 / nature05781
  34. ↑ JJ Plaut, A. Safaeinili, JW Holt, RJ Phillips, JW Head, R. Seu, NE Puck, A. Frigeri: Radar bevis for is i lobate rusk forklær i midten av nordlige breddegrader av Mars. I: Geofysiske forskningsbrev. Nr. 36, 2009, L02203. doi: 10.1029 / 2008GL036379
  35. ↑ M. Gourronc, O. Bourgeois, D. MEGE, S. Pochat, B. BULTEL, M. masse, L. Le Deit, S. Le Mouélic, D. Mercier: En million kubikkilometer fossilt is i Valles Marineris: Relikvier av et 3,5 Gy gammelt islandssystem langs Mars-ekvator. I: Geomorfologi. Nr. 204, 2014, s. 235. doi: 10.1016 / j.geomorph.2013.08.009
  36. ^ KE Scanlon, JW Head, J.-B. Madeleine, RD Wordsworth, F. Glem: Orografisk nedbør i dalnettets overvann: Begrensninger for den gamle Mars-atmosfæren. I: Geofysiske forskningsbrev. Nr. 40, 2013, s. 4182. doi: 10.1002 / grl.50687
  37. ^ H. Campins, K. Hargrove, N. Pinilla-Alonso, ES Howell, MS Kelley, J. Licandro, T. Mothé-Diniz, Y. Fernández, J. Digit: Vannis og organiske stoffer på overflaten av asteroiden 24 Themis. I: Natur. Nr. 464, 2010, s. 1320. doi: 10.1038 / nature09029
  38. ↑ J. Licandro, H. Campins, M. Kelley, K. Hargrove, N. Pinilla-Alonso, D. Cruikshank, AS Rivkin, J. Emery: (65) Cybele: påvisning av små silikakorn, vann-is, og organiske. I: Astronomy & Astrophysics , nr. 525, 2011, A34. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201015339
  39. ↑ a b M. Küppers, L. O'Rourke, D. Bockelée-Morvan, V. Zakharov, S. Lee, P. v. Allmen, B. Carry, D. Teyssier, A. Marston, T. Müller, J. Crovisier, MA Barucci, R. Moreno: Lokaliserte kilder til vanndamp på dvergplaneten (1) Ceres. I: Natur. Nr. 505, 2014, s. 525. doi: 10.1038 / nature12918
  40. ↑ C. de Bergh, B. Schmitt, LV Moroz, E. Quirico, DP Cruikshank: Laboratory Data om Ices, Ildfaste karbonholdige materialer, og Mineraler Relevant til Transneptunian objekter og kentaurer. I: MA Barucci, H. Boehnhardt, DP Cruikshank, A. Morbidelli, R. Dotson (red.): The Solar System Beyond Neptune . Tucson 2008, ISBN 978-0-8165-2755-7 , s. 483-506.
  41. ^ A b M. E. Brown, WM Calvin: Evidence for Crystalline Water and Ammonia Ices on Pluto's Satellite Charon. I: Vitenskap. Nr. 287, 2000, s. 107. doi: 10.1126 / science.287.5450.107
  42. ^ A b D. C. Jewitt: Fra objektet fra Kuiperbeltet til kometarkjernen: The Missing Ultrared Matter. I: The Astronomical Journal. Nr. 123, 2002, s. 1046. doi: 10.1086 / 338692
  43. ^ F. Merlin, A. Alvarez-Candal, A. Delsanti, S. Fornasier, MA Barucci, FE DeMeo, C. de Bergh, A. Doressoundiram, E. Quirico, B. Schmitt: Stratification of Methane Ice on Eris 'Surface . I: The Astronomical Journal. Nr. 137, 2009, s. 315. doi: 10.1088 / 0004-6256 / 137/1/315
  44. ↑ a b T. C. Owen, TL Roush, DP Cruikshank, JL Elliot, LA Young, C. de Bergh, B. Schmitt, TR Geballe, RH Brown, MJ Bartholomew: Surface Ices and the Atmospheric Composition of Pluto. I: Vitenskap. Nr. 261, 1993, s. 745. doi: 10.1126 / science.261.5122.745
  45. ^ ME Brown, EL Schaller, WC Fraser: En hypotese for fargemangfoldet til Kuiperbeltet. I: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 739, 2011, L60. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 739/2 / L60
  46. ↑ a b R. Greeley, JW Heads, RT Pappalardo: Det skjulte havet av Jupiters måne Europa. I: Spectrum of Science. Nr. 12, 1999, s. 42-53 (lenke)
  47. ↑ G. Schubert, K. Zhang, MG Kivelson, JD Anderson: Det magnetiske felt og indre struktur av Ganymede. I: Natur. Nr. 384, 1996, s. 544-545. doi: 10.1038 / 384544a0
  48. ↑ T. Spohna, G. Schubert: Oceans i det iskalde galileiske månene til Jupiter? I: Icarus. Nr. 161, 2003, s. 456-467. doi: 10.1016 / S0019-1035 (02) 00048-9
  49. ↑ OL Kuskov, VA Kronrod: Intern struktur av Europa og Callisto. I: Icarus. Nr. 177, 2005, s. 550-569. doi: 10.1016 / j.icarus.2005.04.014
  50. Bar AC Barr, RM Canup: Opprinnelsen til Ganymedes-Callisto-dikotomien ved støt under den sene tunge bombardementet. I: Nature Geoscience. Nr. 3, 2010, s. 164-167. doi: 10.1038 / ngeo746
  51. ↑ a b c R. N. Clark, RH Brown, PD Owensby, A. Steele: Saturns satellitter: Nær-infrarød spektrofotometri (0,6-2,5 mikrometer) av de fremre og bakre sidene og komposisjonsimplikasjoner. I: Icarus. Nr. 58, 1984, s. 265-281. doi: 10.1016 / 0019-1035 (84) 90043-5
  52. ↑ a b C. Porco: Enceladus - gåtefull Saturnmåne . I: Spectrum of Science . Nr. 6, 2009, s. 24-33 ( online ).
  53. ↑ DP Cruikshank, GA Marzo, N. Pinilla-Alonso, TL Roush, RM Mastrapa, CM Dalle Ore, BJ Buratti, K. Stephan, VIMS Team: Mimas: Foreløpig bevis for amorf vannis fra VIMS. I: Bulletin of the American Astronomical Society. Nr. 42, 2010, s. 943. (Lenke)
  54. ↑ P. Hayne, TB McCord, C. Sotin, M. Barmatz, R. Mielke, J.-Ph. Combe, GB Hansen: Titans overflatesammensetning: begrensninger fra laboratorieeksperimenter og observasjoner fra Cassini / VIMS. I: Lunar and Planetary Science Conference. 2008, s. 80-81. (Lenke)
  55. ↑ a b W. M. Grundy, LA Young, JR Spencer, RE Johnson, EF Young, MW Buie: Distribusjoner av H 2 O og CO 2 -is på Ariel, Umbriel, Titania og Oberon fra IRTF / SpeX-observasjoner. I: Icarus. Nr. 184, 1999, s. 543. doi: 10.1016 / j.icarus.2006.04.016
  56. ↑ JM Bauer, TL Roush, TR Geballe, KJ Meech, TC Owen, WD Vacca, JT Rayner, KTC Jim: The Near Infrared Spectrum of Miranda: Evidence of Crystalline Water Ice. I: Icarus. Nr. 158, 2002, s. 178. doi: 10.1006 / icar.2002.6876
  57. ↑ DP Cruikshank, B. Schmitt, TL Roush, TC Owen, E. Quirico, TR Geballe, C. de Bergh, MJ Bartholomew, CM Dalle Ore, S. Douté, R. Meier: Water Ice on Triton. I: Icarus. Nr. 147, 2000, s. 309-316. doi: 10.1006 / icar.2000.6451
  58. ↑ N. Pinilla-Alonso, R. Brunetto, J. Licandro, R. Gil-Hutton, TL Roush, G. Strazzulla: Overflaten av (136108) haumea (2003 EL {61}), den største karbonfattig objekt i det transneptuniske beltet. I: Astronomi og astrofysikk. Nr. 496, 2009, s. 547. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 200809733
  59. ^ F. Merlin, MA Barucci, C. de Bergh, S. Fornasier, A. Doressoundiram, D. Perna, S. Protopapa: Overflatesammensetning og fysiske egenskaper til flere trans-neptuniske gjenstander fra Hapke-spredningsteorien og Shkuratov-modellen. I: Icarus. Nr. 208, 2010, s. 945. doi: 10.1016 / j.icarus.2010.03.014
  60. ^ A b C. A. Trujillo, ME Brown, DL Rabinowitz, TR Geballe: Near-Infrared Surface Properties of the Two Intrinsically Brightest Minor Planets: (90377) Sedna and (90482) Orcus. I: The Astrophysical Journal. Nr. 627, 2005, s. 1057. doi: 10.1086 / 430337
  61. Jew DC Jewitt, J. Luu: Krystallinsk is på Kuiper-belteobjektet (50000) Quaoar. I: Natur. Nr. 432, 2004, s. 731. doi: 10.1038 / nature03111
  62. ↑ TC Owen, DP Cruikshank, CM Dalle Ore, TR Geballe, TL Roush, C. de Bergh: Detection of Water Ice on Saturn's Satellite Phoebe. I: Icarus. Nr. 139, 1999, s. 379. doi: 10.1006 / icar.1999.6116
  63. ↑ DP Cruikshank, YJ Pendleton, JB Dalton: Har Hyperion en interstellar arv av organisk og is? I: EPSC-DPS Joint Meeting 2011. 2011, s. 309 (Link)
  64. ↑ a b c d C. A. Trujillo, SS Sheppard, EL Schaller: A Photometric System for Detection of Water and Metane Ices on Kuiper Belt Objects. I: The Astrophysical Journal. Nr. 730, 2011, s. 105-107. doi: 10.1088 / 0004-637X / 730/2/105
  65. ^ WC Fraser, ME Brown: NICMOS Fotometri av den uvanlige dvergplaneten Haumea og dens satellitter. I: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 695, 2009, L1. doi: 10.1088 / 0004-637X / 695/1 / L1
  66. ↑ ME Brown, D. Ragozzine, J. Stansberry, WC Fraser: Størrelsen, tettheten og dannelsen av Orcus-Vanth-systemet i Kuiper-beltet. I: The Astronomical Journal. Nr. 139, 2010, s. 2700. doi: 10.1088 / 0004-6256 / 139/6/2700
  67. ↑ PD Nicholson, MM Hedman, RN Clark, MR Showalter, DP Cruikshank, JN Cuzzi, G. Filacchione, F. Capaccioni, P. Cerroni, GB Hansen, B. Sicardy, P. Drossart, RH Brown, BJ Buratti, KH Baines , A. Coradini: En nærmere titt på Saturns ringer med Cassini VIMS. I: Icarus. Nr. 193, 2008, s. 182. doi: 10.1016 / j.icarus.2007.08.036
  68. O'J . O'Donoghue, TS Stallard, H. Melin, GH Jones, SWH Cowley, S. Miller, KH Baines, JSD Blake: Dominansen av Saturnus ionosfære med lav breddegrad ved ring 'regn'. I: Natur. Nr. 496, 2013, s. 193. doi: 10.1038 / nature12049
  69. ↑ A. Verbiscer, R. fransk, M. Showalter, P. Helfenstein: Enceladus: kosmiske Graffiti artist Tatt i loven. I: Vitenskap. Nr. 315, 2007, s. 815. doi: 10.1126 / science.1134681
  70. ↑ JA Burns, DP Simonelli, MR Showalter, DP Hamilton, CC Porco, H. Throop, LW Esposito: Jupiters Ring-Moon System. I: F. Bagenal, TE Dowling, WB McKinnon (red.): Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere . Cambridge 2004, ISBN 0-521-03545-7 , s. 241-242.
  71. ^ RG French, PD Nicholson, CC Porco, EA Marouf: Dynamics and Structure of the Uranian Rings. I: JT Bergstralh, ED Miner, MS Matthews (red.): Uranus . Tucson 1991, ISBN 0-8165-1208-6 , s. 327.
  72. ↑ CC Porco, PD Nicholson, JN Cuzzi, JJ Lissauer, LW Esposito: Neptuns ringer. I: DP Cruikshank (red.): Neptune og Triton . Tucson 1995, ISBN 0-8165-1525-5 , s. 703.
  73. IB JIB Camargo, R. Vieira-Martins, M. Assafin, F. Braga-Ribas, B. Sicardy, J. Desmars, AH Andrei, G. Benedetti-Rossi, A. Dias-Oliveira: Kandidatstjerne okkultasjoner av Centaurs og trans -Neptuniske objekter frem til 2014. I: Astronomy & Astrophysics. Nr. 561, 2014, A37. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201322579
  74. ↑ JTT Mäkinen, J.-L. Bertaux, MR Combi, E. Quémerais: Vannproduksjon av kometen C / 1999 S4 (LINEAR) Observert med SWAN-instrumentet. I: Vitenskap. Nr. 292, 2001, s. 1326. doi: 10.1126 / science.1060858
  75. ↑ K. Bachmann: Kometfeber. I: GEO. Nr. 12, 2013, s. 83. (Lenke)
  76. ↑ JK Davies, TL Roush, DP Cruikshank, MJ Bartholomew, TR Geballe, T. Owen, C. de Bergh: Detection of Water Ice in Comet Hale-Bopp. I: Icarus. Nr. 127, 1997, s. 238. doi: 10.1006 / icar.1996.5673
  77. ↑ M. Küppers, I. Bertini, S. Fornasier, PJ Gutierrez, SF Hviid, L. Jorda, HU 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. I: 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 . (Lenke)
  79. ^ R. Brasser, ME Schwamb, PS Lykawka, RS Gomes: En Oort-skyopprinnelse for Centaurs med høy tilbøyelighet, høy perihelion. I: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Nr. 420, 2012, s. 3396. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2011.20264.x
  80. ↑ ME Brown, CD Koresko: Påvisning av Water Ice på Centaur i 1997 CU 26 . I: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 505, 1998, L65. doi: 10.1086 / 311593
  81. M JM Bauer, T. Grav, E. Blauvelt, AK Mainzer, JR Masiero, R. Stevenson, E. Kramer, YR Fernández, CM Lisse, RM Cutri, PR Weissman, JW Dailey, FJ Masci, R. Walker, A. Waszczak, CR Nugent, KJ Meech, A. Lucas, G. Pearman, A. Wilkins, J. Watkins, S. Kulkarni, EL Wright, WISE Team, PTF Team: Centaurs and Scattered Disk Objects in the Thermal Infrared: Analysis of WISE / NEOWISE Observasjoner. I: The Astrophysical Journal. Nr. 773, 2013, s. 22. doi: 10.1088 / 0004-637X / 773/1/22
  82. ↑ ME Zolensky: Utenomjordisk vann. I: Elementer. Nr. 1, 2005, s. 39. doi: 10.2113 / gselements.1.1.39
  83. ^ PR Weissman: Oort Cloud. I: Natur. Nr. 344, 1990, s. 825. doi: 10.1038 / 344825a0
  84. ↑ HF Levison, MJ Duncan, R. Brasser, DE Kaufmann: Fangst av Suns Oorts sky fra Stjerner i sin fødsel Cluster. I: Vitenskap. Nr. 329, 2010, s. 187. doi: 10.1126 / science.1187535
  85. ↑ SF Portegies Zwart: På jakt etter søsken av solen . I: Spectrum of Science . Nr. 3, 2010, s. 26-33 ( online ).
  86. ↑ SW Stahler: Barnehagene til stjernene . I: Spectrum of Science . Nr. 1, 2014, s. 35 ( online ).
  87. ↑ Y. Feng, MR Krumholz: Tidlig turbulent blanding som opprinnelse til kjemisk homogenitet i åpne stjerneklynger. I: Natur. Nr. 512, 2014. doi: 10.1038 / nature13662
  88. ↑ I. Raiḿrez, AT Bajkova, VV Bobylev, IU Roederer, DL Lambert, M. Endl, WD Cochran, PJ Macqueen, RA Wittenmyer: Elemental abundances of solar Sibling kandidater. I: The Astrophysical Journal. Nr. 787, 2014, s. 154. doi: 10.1088 / 0004-637X / 787/2/154
  89. ↑ K. Bachmann: Kometfeber. I: GEO. Nr. 12, 2013, s. 92 (lenke)
  90. ↑ J. Müller, H. Lesch: Hvor kommer jordens vann fra? I: Kjemi i vår tid. Nr. 37, 2003, s. 244. doi: 10.1002 / ciuz.200300282
  91. ↑ JM Greenberg: Cosmic Dust . I: Spectrum of Science Dossier . Nr. 4, 2003, s. 56 ( online ).
  92. ^ A b P. Caselli, E. Keto, EA Bergin, M. Tafalla, Y. Aikawa, T. Douglas, L. Pagani, UA Yildiz, FFS vd Tak, CM Walmsley, C. Codella, B. Nisini, LE Kristensen , EF v Dishoeck: Første påvisning av vanndamp i en pre-stjernekjerne. I: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 759, 2012, L37. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 759/2 / L37
  93. ↑ CM Lisse, CH Chen, MC Wyatt, A. Morlok: Circumstellar Dust Created by Terrestrial Planet Formation i HD 113766. I: The Astrophysical Journal. Nr. 673, 2008, s. 1106. doi: 10.1086 / 523626
  94. ↑ MR Hogerheijde, EA Bergin, C. Brinch, LI Cleeves, JKJ Fogel, GA Blake, C. Dominik, DC Lis, G. Melnick, D. Neufeld, O. Panic, JC Pearson, L. Kristensen, UA Yildiz, EF van Dishoeck: Påvisning av vannreservoaret i et dannende planetarisk system. I: Vitenskap. Nr. 334, 2011, s. 338. doi: 10.1126 / science.1208931
  95. ↑ K. Bachmann: Kometfeber. I: GEO. Nr. 12, 2013, s. 88. (Lenke)
  96. ^ J. Hattenbach: Brocken rundt fjerne stjerner . I: Spectrum of Science . Nr. 5, 2013, s. 13-14 ( online ).
  97. ^ WRF Dent, MC Wyatt, A. Roberge, J.-C. Augereau, S. Casassus, S. Corder, JS Greaves, I. de Gregorio-Monsalvo, A. Hales, AP 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. I: Science. Nr. 343, 2014, s. 1490. doi: 10.1126 / science.1248726
  98. ^ NASA / Jet Propulsion Laboratory. NASAs Spitzer oppdager en kometstorm i det nærliggende solsystemet. I: ScienceDaily. 19. oktober 2011. (Link)
  99. L CM Lisse, MC Wyatt, CH Chen, A. Morlok, DM Watson, P. Manoj, P. Sheehan, TM Currie, P. Thebault, ML Sitko: SPITZER Evidence For A Late-Heavy Bombardment And The Formation Of Ureilites In η Corvi At ~ 1 Gyr. I: The Astrophysical Journal. Nr. 747, 2012, s. 93. (Lenke)
  100. ^ A b J. Hattenbach: Brutt rundt fjerne stjerner . I: Spectrum of Science . Nr. 5, 2013, s. 12 ( online ).
  101. ↑ GM Kennedy, MC Wyatt, P. Kalas, G. Duchêne, B. Sibthorpe, J.-F. Lestrade, BC Matthews, J. Greaves: Discovery of the Fomalhaut C ruskeplaten. I: Månedlige merknader om Royal Astronomical Society Letters. Nr. 437, 2014, Slt168. doi: 10.1093 / mnrasl / slt168
  102. ↑ KYL Su, GH Rieke, KR Stapelfeldt, R. Malhotra, G. Bryden, PS Smith, KA Misselt, A. Moro-Martin, JP Williams: The Debris Disk Around HR 8799. I: The Astrophysical Journal. Nr. 705, 2009, s. 314. doi: 10.1088 / 0004-637X / 705/1/314
  103. ↑ R. Helled, JD Anderson, M. Podolak, G. Schubert: Interiør modeller av Uranus og Neptun. I: The Astrophysical Journal. Nr. 726, 2011, s. 15. doi: 10.1088 / 0004-637X / 726/1/15
  104. ↑ A. Gould, A. Udalski, D. An, DP Bennett, A.-Y. Zhou, S. Dong, NJ Rattenbury, BS Gaudi, PCM Yock, IA Bond, GW Christie, K. Horne, J. Anderson, KZ Stanek, DL DePoy, C. Han, J. McCormick, BG Park, RW Pogge, SD Poindexter, I. Soszyński, MK Szymański, M. Kubiak, G. Pietrzyński, O. Szewczyk, Ł. Wyrzykowski, K. Ulaczyk, B. Paczyński, DM Bramich, C. Snodgrass, IA Steele, MJ Burgdorf, MF Bode, CS Botzler, S. Mao, SC Swaving: Microlens OGLE-2005-BLG-169 Implies That Cool Neptune-like Planeter er vanlige. I: 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, ACM Correia, J. Laskar, C. Mordasini, D. Queloz, NC Santos, S. Udry, J.- L. Bertaux, J.-P. Sivan: Et ekstrasolar planetarisk system med tre Neptun-masseplaneter. I: Natur. Nr. 441, 2006, s. 305. doi: 10.1038 / nature04828
  106. Domin M. Dominik, K. Horne, M. Bode: Den første kule steinete / isete eksoplaneten. I: Astronomi og geofysikk. Nr. 47, 2006, s. 3.25-3.30. doi: 10.1111 / j.1468-4004.2006.47325.x
  107. Kal L. Kaltenegger: Fascinerende nye verdener . I: Spectrum of Science . Nr. 7, 2013, s. 62 og 65 ( online ).
  108. Kal L. Kaltenegger: Fascinerende nye verdener . I: Spectrum of Science . Nr. 7, 2013, s. 58 ( online ).
  109. W J. Wambsganss: Melkeveien full av planeter . I: Spectrum of Science . Nr. 6, 2012, s. 17 ( online ).
  110. ↑ a b c d e f g h L. Kaltenegger: Fascinating New Worlds . I: Spectrum of Science . Nr. 7, 2013, s. 62 ( online ).
  111. ^ MJ Siegert, R. Kwok, C. Mayer, B. Hubbard: Vannutveksling mellom Vostok-innsjøen og det overliggende isdekket. I: Natur. Nr. 403, 2000, s. 643. doi: 10.1038 / 35001049
  112. ↑ SJ Palmer, JA Dowdeswell, P. Christoffersen, DA Young, DD Blankenship, JS Greenbaum, T. Benham, J. Bamber, MJ Siegert: Grønlands subglaciale innsjøer oppdaget av radar. I: Geofysiske forskningsbrev. Nr. 40, 2013, s. 6154. doi: 10.1002 / 2013GL058383
  113. ↑ B. Eitel: Jordgeografi. Braunschweig 1999, ISBN 3-14-160281-6 , s. 17-18.
  114. ^ F. Wilhelm: Hydrogeografi . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , s. 40-42.
  115. ^ I. Halevy, WW Fischer, JM Eiler: Karbonater i Mars-meteoritten Allan Hills 84001 dannet ved 18 ± 4 ° C i et nært vannholdig miljø. I: Proceedings of the National Academy of Sciences. Nr. 108, 2011, s. 16895. doi: 10.1073 / pnas.1109444108
  116. Mc DS McKay, EK Gibson, KL Thomas-Keprta, H. Vali, CS Romanek, SJ Clemett, XDF Chillier, CR Maechling, RN Zare: Search for Past Life on Mars: Possible Relic Biogenic Activity in Martian Meteorite ALH84001. I: Vitenskap. Nr. 273, 1996, s. 924. doi: 10.1126 / science.273.5277.924
  117. ↑ HG Changela, JC Bridges : Endringssamlinger i nakhlittene: Variasjon med dybde på Mars. I: Meteoritics & Planetary Science. Nr. 45, 2010, s. 1847. doi: 10.1111 / j.1945-5100.2010.01123.x
  118. ^ LM White, EK Gibson, KL Thomas-Keprta, SJ Clemett, DS McKay: Putative Indigenous Carbon-Bearing Alteration Features in Martian Meteorite Yamato 000593. I: Astrobiology. Nr. 14, 2014, s. 170,. doi: 10.1089 / ast.2011.0733 .
  119. ↑ DT Vaniman, DL Bish, SJ Chipera, CI Fialips, JW Carey, WC Feldman: Magnesiumsulfatsalter og historien om vann på Mars . I. Nature , nr. 431, 2004, s. 663. doi: 10.1038 / nature02973
  120. ↑ BL Ehlmann, JF Mustard, SL Murchie, J.-P. Bibring, A. Meunier, AA Fraeman, Y. Langevin: Undervanns- og leirmineralformasjon i løpet av Mars tidlige historie. I: Natur. Nr. 479, 2011, s. 53. doi: 10.1038 / nature10582
  121. ^ A. Meunier, S. Petit, BL Ehlmann, P. Dudoignon, F. Westall, A. Mas, AE Albani, E. Ferrage: Magmatisk nedbør som en mulig opprinnelse til Noachian leire på Mars. I: Nature Geoscience. Nr. 5, 2012, s. 739. doi: 10.1038 / ngeo1572
  122. ↑ RE Arvidson, SW Squyres, JF Bell, JG Catalano, BC Clark, LS Crumpler, PA de Souza Jr, AG Fairén, WH Farrand, VK Fox, R. Gellert, A. Ghosh, MP Golombek, JP Grotzinger, EA Guinness, KE Herkenhoff, BL Jolliff, AH Knoll, R. Li, SM McLennan, DW Ming, DW Mittlefehldt, JM Moore, RV Morris, SL Murchie, TJ Parker, G. Paulsen, JW Rice, SW Ruff, MD Smith, MJ Wolff: Ancient Aqueous Miljøer ved Endeavour Crater, Mars. I: Vitenskap. Nr. 343, 2014, s. 441. doi: 10.1126 / science.1248097
  123. ↑ HB Franz, S.-T. Kim, J. Farquhar, JMD Day, RC Economos, KD McKeegan, AK Schmitt, AJ Irving, J. Hoek, Dottin J.: Isotopiske koblinger mellom atmosfærisk kjemi og den dype svovelsyklusen på Mars. I: Natur. Nr. 508, 2014, s. 364. doi: 10.1038 / nature13175
  124. ↑ JP Grotzinger, DY Sumner, LC kah, K. Stabel, S. Gupta, L. Edgar, D. Rubin, K. Lewis, J. Schieber, N. Mangold, R. Milliken, PG Conrad, D. des Marais, Farmer, K. Siebach, F. Calef, J. Hurowitz, SM McLennan, D. Ming, D. Vaniman, J. Crisp, A. Vasavada, KS Edgett, M. Malin, D. Blake, R. Gellert, P. Mahaffy, RC Wiens, S. Maurice, JA Grant, S. Wilson, RA Anderson, L. Beegle, R. Arvidson, B. Hallet, RS Sletten, M. Rice, J. Bell, J. Griffes, B. Ehlmann, RB Anderson, TF Bristow, WE Dietrich, G. Dromart, J. Eigenbrode, A. Fraeman, C. Hardgrove, K. Herkenhoff, L. Jandura, G. Kocurek, S. Lee, LA 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. I: Vitenskap. Nr. 342, 2013, s. 6169. doi: 10.1126 / science.1242777
  125. ↑ SW Ruff, PB Niles, F. Alfano, AB Clarke: Bevis for en kortvarig innsjø i Noachian i Gusev-krateret, Mars. I: Geologi. Nr. 42, 2014, s. 359. doi: 10.1130 / G35508.1
  126. ↑ M. Pondrelli, AP Rossi, L. Marin Angeli, E. Hauber, K. Gwinner, A. Baliva, S. Di Lorenzo: Evolusjons- og deponeringsmiljøer i Eberswalde fan delta, Mars. I: Icarus. Nr. 197, 2008, s. 429. doi: 10.1016 / j.icarus.2008.05.018
  127. ^ GD Achille, BM Hynek: Oldtidshavet på Mars støttet av global fordeling av deltaer og daler. I: Nature Geoscience. Nr. 03, 2010, s. 459. doi: 10.1038 / ngeo891
  128. ↑ J. Mouginot, A. Pommerol, P. Beck, W. Kofman, SM Clifford: Dielektrisk kart over Mars nordlige halvkule og naturen til vanlig fyllmateriale. I: Geofysiske forskningsbrev. Nr. 39, 2012, L02202. doi: 10.1029 / 2011GL050286
  129. ↑ AG fairen, AF davila, L. Gago-Duport, JD Haqq-Misra, C. Gil, CP McKay, JF Kasting: Cold bre hav ville ha hemmet fyllosilikat sedimentering på tidlig Mars. I: Nature Geoscience. Nr. 04, 2011, s. 667. doi: 10.1038 / ngeo1243
  130. ↑ AS McEwen: Endringsbar Mars . I: Spectrum of Science . Nr. 12, 2013, s. 60-62 ( online ).
  131. ↑ T. Dambeck: Hvorfor er Mars så liten? I: Spectrum of Science . Nr. 10, 2011, s. 16 ( online ).
  132. ↑ A. Morbidelli, JI Lunine, DP O'Brien, SN Raymond, KJ Walsh: Building terrestriske planetene. I: Årlig gjennomgang av jord- og planetvitenskap. Nr. 40, 2012, s. 13. doi: 10.1146 / annurev-earth-042711-105319
  133. ↑ a b E. Asphaug, A. Reufer: Kvikksølv og andre jernrike planetkropper som relikvier av ineffektiv tilvekst. I: Nature Geoscience. Nr. 7, 2014, s. 564.
  134. ↑ S. Soter: På kanten av kaos. I: Spectrum of Science. Nr. 1, 2008, s. 30 og 32 (lenke)
  135. ↑ N. Dauphas, A. Pourmands: Hf-W-Th bevis for hurtig vekst av Mars og dens status som en planetarisk embryo. I: Natur. Nr. 473, 2011, s. 489. doi: 10.1038 / nature10077
  136. ↑ T. Dambeck: Hvorfor er Mars så liten? I: Spectrum of Science . Nr. 10, 2011, s. 15-17 ( online ).
  137. ↑ DC Catling, KJ Zahnle: Når atmosfæren rømmer ut i rommet . I: Spectrum of Science . Nr. 1, 2010, s. 26, 28 ( online ).
  138. ↑ P. van Thienen, NJ Vlaar, AP van den Berg: Vurdering av kjølekapasiteten platetektonikk og flom vulkanisme i utviklingen av Jorden, Mars og Venus. I: Jordens fysikk og planetariske interiører. Nr. 150, 2005, s. 14 og 23 ,. doi: 10.1016 / j.pepi.2004.11.010 .
  139. ↑ MH Acuna, JE Connerney, NF Ness, RP Lin, D. Mitchell, CW Carlson, J. McFadden, KA Anderson, H. Reme, C. Mazelle, D. Vignes, P. Wasilewski, P. Cloutier: Global distribution of skorpemagnetisering oppdaget av Mars globale landmåler MAG / ER eksperiment. I: Vitenskap. Nr. 284, 1999, s. 790. doi: 10.1126 / science.284.5415.790
  140. ↑ a b D. C. Catling, KJ Zahnle: Når atmosfæren rømmer ut i rommet . I: Spectrum of Science . Nr. 1, 2010, s. 28 ( online ).
  141. ^ NJT Edberg, H. Nilsson, AO Williams, M. Lester, SE Milan, SWH Cowley, M. Fränz, S. Barabash, Y. Futaana: Pumping ut atmosfæren til Mars gjennom solens vindtrykkpulser. I: Geofysiske forskningsbrev. Nr. 37 (2010), L03107. doi: 10.1029 / 2009GL041814
  142. ↑ a b D. C. Catling, KJ Zahnle: Når atmosfæren rømmer ut i rommet . I: Spectrum of Science . Nr. 1, 2010, s. 30 ( online ).
  143. ↑ RL Mancinelli: Få tilgang til Mars dype undergrunn for å søke etter liv. I: Planet- og romvitenskap. Nr. 48, 2000, s. 1035. doi: 10.1016 / S0032-0633 (00) 00077-5
  144. ^ A. Johnsson, D. Reiss, E. Hauber, H. Hiesinger, M. Zanetti: Bevis for veldig nylig smeltevann og ruskestrømningsaktivitet i kløfter i et ungt krater på midten av breddegraden på Mars. I: Icarus. Nr. 235, 2014, s. 37. doi: 10.1016 / j.icarus.2014.03.005
  145. ↑ DTF Möhlmann: Midlertidig flytende vann i øvre underlag av snø / is på Mars? I: Icarus. Nr. 207, 2010, s. 140. doi: 10.1016 / j.icarus.2009.11.013
  146. ↑ T. Tokano: Romlig inhomogenitet Mars undergrunnsvann fordeling: innblanding fra en global vann syklus modell. I: Icarus. Nr. 164, 2003, s. 50. doi: 10.1016 / S0019-1035 (03) 00105-2
  147. ^ AS McEwen, L. Ojha, CM Dundas, SS Mattson, S. Byrne, JJ Wray, SC Cull, SL Murchie, N. Thomas, VC Gulick: Seasonal Flows on Warm Martian Slopes. I: Vitenskap. Nr. 333, 2011, s. 740. doi: 10.1126 / science.1204816
  148. ↑ AS McEwen: Endringsbar Mars . I: Spectrum of Science . Nr. 12, 2013, s. 64-65 ( online ).
  149. ↑ NO Renno, BJ Bos, D. Catling, BC Clark, L. Drube, D. Fisher, W. Goetz, SF Hviid, HU Keller, JF Kok, SP Kounaves, K. Leer, M. Lemmon, MB Madsen, WJ Markiewicz, J. Marshall, C. McKay, M. Mehta, M. Smith, MP Zorzano, PH Smith, C. Stoker, SMM Young: Mulig fysisk og termodynamisk bevis for flytende vann på Phoenix-landingsstedet. I: Journal of Geophysical Research: Planets. Nr. 114 (2009), E00E03. doi: 10.1029 / 2009JE003362
  150. ↑ AS McEwen: Endringsbar Mars . I: Spectrum of Science . Nr. 12, 2013, s. 66 ( online ).
  151. S KM Soderlund, BE Schmidt, J. Wicht, DD Blankenship: Havdrevet oppvarming av Europas isete skall på lave breddegrader. I: Nature Geoscience. Nr. 7, 2014, s. 16. doi: 10.1038 / ngeo2021
  152. ↑ SA Kattenhorn, LM Prockter: Bevis for subduksjon i isskallet i Europa. I: Nature Geoscience. Nr. 7 (2014). doi: 10.1038 / ngeo2245
  153. ↑ AP Showmana, I. Mosqueira, JW Head: Ved overflatebehandling av Ganymedes ved væske-vann vulkansk aktivitet. I: Icarus. Nr. 172, 2004, s. 625. doi: 10.1016 / j.icarus.2004.07.011
  154. ^ S. Vance, M. Bouffard, M. Choukroun, C. Sotin: Ganymedes indre struktur inkludert termodynamikk av magnesiumsulfathav i kontakt med is. I: Planet- og romvitenskap. Nr. 96, 2014, s. 62. doi: 10.1016 / j.pss.2014.03.011
  155. ^ F. Postberg, J. Schmidt, J. Hillier, S. Kempf, R. Srama: Et saltvannsreservoar som kilde til en komposisjonelt lagdelt fjær på Enceladus. I: Natur. Nr. 474, 2011, s. 620. doi: 10.1038 / nature10175
  156. ↑ L. Iess, RA Jacobson, M. Ducci, DJ Stevenson, JI Lunine, JW Armstrong, SW Asmar, P. Racioppa, NJ Rappaport, P. Tortora: The Tides of Titan. I: Vitenskap. Nr. 337, 2012, s. 457. doi: 10.1126 / science.1219631
  157. ^ G. Mitri, AP Showman, JI Lunine, RMC Lopes: Resurfacing of Titan by ammonia-water cryomagma. I: Icarus. Nr. 196, 2008, s. 216. doi: 10.1016 / j.icarus.2008.02.024
  158. Hopp opp ↑ G. Mitri, R. Meriggiola, A. Hayes, A. Lefevre, G. Tobie, A. Genova, JI Lunine, H. Zebker: Shape, topography, gravitation anomalies and tidal deformation of Titan. I: Icarus. Nr. 236, 2014, s. 169. doi: 10.1016 / j.icarus.2014.03.018
  159. ^ RH Tyler: Sterk hav tidevannsstrøm og oppvarming på månene til de ytre planetene. I: Natur. Nr. 456, 2008, s. 770. doi: 10.1038 / nature07571
  160. ↑ D. Hemingway, F. Nimmo, H. Zebker, L. IESS: En stiv og forvitret is skallet på Titan. I: Natur. Nr. 500, 2013, s. 550. doi: 10.1038 / nature12400
  161. ↑ AP Showmana, R. Malhotra: Tidal evolusjon til Laplace-resonans og overflatebehandling av Ganymedes. I: Icarus. Nr. 127, 1997, s. 93. doi: 10.1006 / icar.1996.5669
  162. ↑ a b C. JA Howett, JR Spencer, J. Pearl, M. Segura: Høy varmestrøm fra Enceladus sørpolare område målt ved hjelp av 10–600 cm −1 Cassini / CIRS-data. I: Journal of Geophysical Research: Planets. Nr. 116 (2011), E03003. doi: 10.1029 / 2010JE003718
  163. ↑ MT Blanda, AP Showmana, G. Tobie: Den orbital-termiske evolusjon og global ekspansjon av Ganymede . I. Ikarus. Nr. 200, 2009, s. 207. doi: 10.1016 / j.icarus.2008.11.016
  164. ↑ a b c E. L. Berger, TJ Zega, LP Keller, DS Lauretta: Bevis for vandig aktivitet på kometen 81P / Wild 2 fra sulfidmineralsamlinger i Stardust-prøver og CI-kondritter. I: Geochimica et Cosmochimica Acta. Nr. 75, 2011, s. 3501. doi: 10.1016 / j.gca.2011.03.026
  165. ↑ a b J. T. Wickramasinghea, NC Wickramasinghea, MK Wallisa: Flytende vann og organiske stoffer i kometer: implikasjoner for eksobiologi. I: International Journal of Astrobiology. Nr. 08, 2009, s. 281. doi: 10.1017 / S1473550409990127
  166. ↑ SF Portegies Zwart: På jakt etter søsken av solen . I: Spectrum of Science . Nr. 3, 2010, s. 28-31 ( online ).
  167. ↑ AP Boss, SA Keizer: Hvem trakk av: En Supernova eller en asymptotisk Giant Branch Star? I: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 717 (2010), L1. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 717/1 / L1
  168. ↑ N. Dauphas, L. Remusat, JH Chen, M. Roskosz, DA Papanastassiou, J. Stodolna, Y. Guan, C. Ma, JM Eiler: Neutron-rikt krom isotopen uregelmessigheter i supernova nanopartikler. I: The Astrophysical Journal. Nr. 720, 2010, s. 1577. doi: 10.1088 / 0004-637X / 720/2/1577
  169. ↑ H. Tang, N. Dauphas: overflod, distribusjon og opprinnelse til 60 Fe i solens protoplanetarisk plate. I: Earth and Planetary Science Letters. Nr. 359-360, 2012, s. 248. doi: 10.1016 / j.epsl.2012.10.011
  170. Ang G. Anglada-Escudé, P. Arriagada, M. Tuomi, M. Zechmeister, JS Jenkins, A. Ofir, S. Dreizler, E. Gerlach, CJ Marvin, A. Reiners, SV Jeffers, RP Butler, SS Vogt, PJ Amado, C. Rodríguez-López, ZM Berdiñas, J. Morin, JD Crane, SA Shectman, IB Thompson, M. Díaz, E. Rivera, LF Sarmiento, HRA Jones: To planeter rundt Kapteyns stjerne: en kald og temperert superjord som kretser rundt nærmeste glorie rød-dverg. I: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. Nr. 442, 2014, L89. doi: 10.1093 / mnrasl / slu076
  171. ^ D. Charbonneau, ZK Berta, J. Irwin, CJ Burke, P. Nutzman, LA Buchhave, C. Lovis, X. Bonfils, DW Latham, S. Udry, RA Murray-Clay, MJ Holman, EE Falco, JN Winn Queloz, F. Pepe, M. Mayor, X. Delfosse, T. Forveille: En superjord som går gjennom en nærliggende stjerne med lav masse. I: Natur. Nr. 462, 2009, s. 891. doi: 10.1038 / nature08679
  172. ↑ P. Jenniskens, DF Blake: Cosmic Ice - Cradle of Life? I: Spectrum of Science. Nr. 10, 2001, s. 28 (lenke)
  173. ↑ DD Sasselov: På jakt etter den andre jorden. I: Spectrum of Science. Nr. 04, 2011, s. 50–51 (lenke)
  174. ↑ T. Garth, A. Rietbrock: Størrelsesorden økning i subduktert H 2 O på grunn av hydratiserte normale feil innenfor Wadati-Benioff-sonen. I: Geologi. Nr. 42, 2014, s. 99. doi: 10.1130 / G34730.1
  175. ↑ DG Pearson, FE Brenker, F. Nestola, J. McNeil, L. Nasdala, MT Hutchison, S. Matveev, K. Mather, G. Silversmit, S. Schmitz, B. Vekemans, L. Vincze: Hydrous mantelen overgangssone angitt med ringwoodite inkludert i diamant. I: Natur. Nr. 507, 2014, s. 221. doi: 10.1038 / nature13080
  176. ↑ NB Cowan, DS Abbot: Water Cycling Between Ocean and Mantle: Super-Earths Need Not Be Waterworlds. I: 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: Om de mulige egenskapene til små og kalde ekstrasolare planeter: Er OGLE 2005-BLG-390Lb helt frossen? I: The Astrophysical Journal. Nr. 651, 2006, s. 535. doi: 10.1086 / 507577
  178. ^ W. Lauer: Klimatologi . Braunschweig, 1999, ISBN 3-14-160284-0 , s. 34.
  179. ↑ O. Abramov, JR Spencer: Endogen varme fra Enceladus sørpolære brudd: Nye observasjoner og modeller av ledende overflateoppvarming. I: Icarus. Nr. 199, 2009, s. 189. doi: 10.1016 / j.icarus.2008.07.016
  180. ^ P. Gronkowski, M. Wesolowski: Kollisjoner av kometer og meteoroider: Innlegget Stardust-NESTE diskusjon. I: Astronomiske nyheter. Nr. 333, 2012, s. 721. doi: 10.1002 / asna.201211712
  181. ↑ DC Catling, KJ Zahnle: Når atmosfæren rømmer ut i rommet . I: Spectrum of Science . Nr. 1, 2010, s. 26 ( online ).
  182. ^ F. Wilhelm: Hydrogeografi . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , s. 144-152.
  183. ^ W. Lauer: Klimatologi . Braunschweig, 1999, ISBN 3-14-160284-0 , s. 75-97.
  184. ^ DV Titov: Vanndamp i Mars-atmosfæren. I: Fremskritt innen romforskning. 29, 2002, s. 183. doi: 10.1016 / S0273-1177 (01) 00568-3
  185. ↑ DJ Cziczo, S. Garimella, M. Raddatz, K. Hoehler, M. Schnaiter, H. Saathoff, O. Moehler, JPD Abbatt, LA Ladino: Ice nucleation by surrogates of Martian mineral dust: Hva kan vi lære om Mars uten forlater jorden? I: 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: Bevis for vanndamp i overskudd av metning i atmosfæren på Mars. I: Vitenskap. Nr. 333, 2011, s. 1868. doi: 10.1126 / science.1207957
  187. ^ A. Kleinböhl, RJ Wilson, D. Kass, JT Schofield, DJ McCleese: Halvtids tidevannet i Mars atmosfære. I: Geofysiske forskningsbrev. Nr. 40, 2013, s. 1952. doi: 10.1002 / grl.50497
  188. ↑ a b K. Bachmann: Kometfeber. I: GEO. Nr. 12, 2013, s. 86 (lenke)
  189. ↑ K. Bachmann: Kometfeber. I: GEO. Nr. 12, 2013, s. 84 (lenke)
  190. ↑ MJ Mumma, HA Weaver, HP Larson, DS Davis, M. Williams: Deteksjon av vanndamp i Halleys komet. I: Vitenskap. 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, Lellouch, D. Lis, J. Manfroid, R. Moreno, M. Rengel, BC Swinyard, S. Szutowicz, B. Vandenbussche, HssO Team: Comet 29P / Schwassmann-Wachmann Observert med Herschel Space Observatory: Detection of Water Damp og støv Far-IR termisk utslipp. I: Bulletin of the American Astronomical Society. Nr. 42, 2010, s. 946 (lenke)
  192. Jew D. Jewitt: De aktive asteroider. I: The Astronomical Journal. Nr. 143, 2012, s. 66. doi: 10.1088 / 0004-6256 / 143/3/66
  193. ^ L. Roth, J. Saur, KD Retherford, DF Strobel, PD Feldman, MA McGrath, F. Nimmo: Transient Water Damp at Europas South Pole. I: Vitenskap. 2013, s. 171. doi: 10.1126 / science.1247051
  194. ↑ E. Lellouch, B. Bézard, JI Moses, GR Davis, P. Drossart, H. Feuchtgruber, EA Bergin, R. Moreno, T. Encrenaz: The Origin of Water Damp and Carbon Dioxide in Jupiter's Stratosphere. I: 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, TK Greathouse, F. Billebaud, M. Dobrijevic, LM Lara, A. González, H. Sagawa: Romlig fordeling av vann i Jupiters stratosfære fra Herschel HIFI og PACS-observasjoner. I: Astronomi og astrofysikk. Nr. 553 (2013), A21. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201220797
  196. ↑ a b c T. Encrenaz: Vannets rolle i dannelsen og utviklingen av planeter. I: M. Gargaud, P. López-García, H. Martin (red.): Origins and Evolution of Life . Cambridge, 2011, ISBN 978-0-521-76131-4 , s. 224.
  197. ↑ CJ Hansen, L. Esposito, AIF Stewart, J. Colwell, A. Hendrix, W. Pryor, D. Shemansky, R. West: Enceladus 'Water Vapor Plume. I: Vitenskap. Nr. 311, 2006, s. 1422. doi: 10.1126 / science.1121254
  198. ↑ C. Porco, D. DiNino, F. Nimmo: Hvordan geysirer, Tidevanns Spenninger og termiske utslipp over hele Sør Polar Terreng av Enceladus er relatert. I: The Astronomical Journal. Nr. 148, 2014, s. 45. doi: 10.1088 / 0004-6256 / 148/3/45
  199. Jur S. Jurac, MA McGrath, RE Johnson, JD Richardson, VM Vasyliunas, A. Eviatar: Saturn: Søk etter en manglende vannkilde. I: Geofysiske forskningsbrev. 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, FP Helmich, M. Kidger: Direkte deteksjon av Enceladus torus med Herschel. I: Astronomi og astrofysikk. Nr. 532, 2011, L2. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201117377
  201. ↑ A. Coustenis, A. Salama, E. Lellouch, Th Encrenaz, Th De Graauw, GL Bjoraker, RE Samuelson, D. Gautier, H. Feuchtgruber, MF Kessler, GS Orton:.. Titan atmosfære fra ISO observasjoner: Temperatur, sammensetning og påvisning av vanndamp. I: Bulletin of the American Astronomical Society. Nr. 30, 1998, s. 1060. (Lenke)
  202. ↑ T. Bethell, E. Bergin: Dannelse og overlevelse av vanndamp i Terrestrial Planet dannelsesområdet. I: Vitenskap. Nr. 326, 2009, s. 1675. doi: 10.1126 / science.1176879
  203. ↑ C. Salyk, KM Pontoppidan, GA Blake, F. Lahuis, EF van Dishoeck, NJ Evans: H 2 O og OH Gas in the Terrestrial Planet-forming Zones of Protoplanetary Disks. I: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 676, 2008, L49. doi: 10.1086 / 586894
  204. ↑ CM Lisse, CH Chen, MC Wyatt, A. Morlok: Circumstellar Dust Created by Terrestrial Planet Formation i HD 113766. I: The Astrophysical Journal. Nr. 673, 2008, s. 1110. doi: 10.1086 / 523626
  205. ↑ B. Croll, L. Albert, R. Jayawardhana, E. Miller-Ricci Kempton, JJ Fortney, N. Murray, H. Neilson: Bredbånd Overføring Spectroscopy av super-Earth GJ 1214b antyder en lav midlere molekylvekt Atmosphere. I: The Astrophysical Journal. Nr. 736, 2011, s. 78. doi: 10.1088 / 0004-637X / 736/2/78
  206. ↑ L. Kreidberg, JL Bean, J.-M. Désert, B. Benneke, D. Deming, KB Stevenson, S. Seager, Z. Berta-Thompson, A. Seifahrt, D. Homeier: Skyer i atmosfæren til superjordens exoplanet GJ 1214b. I: Natur. Nr. 505, 2014, s. 69. doi: 10.1038 / nature12888
  207. ↑ K. Heng: Klimaet på fremmede verdener . I: Spectrum of Science . Nr. 2, 2013, s. 46-53 ( online ).
  208. ↑ G. Tinetti, A. Vidal-Madjar, M.-C. Liang, J.-P. Beaulieu, Y. Yung, S. Carey, RJ Barber, J. Tennyson, I. Ribas, N. Allard, GE Ballester, DK Sing, F. Selsis: Vanndamp i atmosfæren til en transitterende ekstrasolar planet. I: Natur. Nr. 448, 2007, s. 169. doi: 10.1038 / nature06002
  209. Dem D. Deming, A. Wilkins, P. McCullough, A. Burrows, JJ Fortney, E. Agol, I. Dobbs-Dixon, N. Madhusudhan, N. Crouzet, J.-M. Desert, RL Gilliland, K. Haynes, HA Knutson, M. Line, Z. Magic, AV Mandell, S. Ranjan, D. Charbonneau, M. Clampin, S. Seager, AP Showman: Infrared Transmission Spectroscopy of the Exoplanets HD209458b and XO-1b Bruk av Wide Field Camera-3 på Hubble-romteleskopet. I: The Astrophysical Journal. Nr. 774, 2013, s. 95. doi: 10.1088 / 0004-637X / 774/2/95
  210. ↑ AV 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. I: The Astrophysical Journal. 779, 2013, s. 128. doi: 10.1088 / 0004-637X / 779/2/128
  211. ^ AC Lockwood, JA Johnson, CF Bender, JS Carr, T. Barman, AJW Richert, GA Blake: Near-IR Direct Detection of Water Damp in Tau Boötis f. I: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 783 (2014), L29. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 783/2 / L29
  212. ↑ JK Faherty, CG Tinney, A. Skemer, AJ Monson: Indikasjoner på vannskyer i den kaldeste kjente brune dvergen. I: The Astrophysical Journal. Nr. 793 (2014), L16. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 793/1 / L16
  213. ^ A b T. Tsuji: Water in Emission in the Infrared Space Observatory Spectrum of the Early M Supergiant Star μ Cephei. I: The Astrophysical Journal. Nr. 540 (200), s. 99. doi: 10.1086 / 312879
  214. ↑ a b c P. Kervella, G. Perrin, A. Chiavassa, ST Ridgway, J. Cami, X. Haubois, T. Verhoelst: Betelgeuse IIs tette omgivelsesmiljø. Diffraksjonsbegrenset spektroavbildning fra 7,76 til 19,50 μm med VLT / VISIR. I: Astronomi og astrofysikk. Nr. 531 (2011), A117. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201116962
  215. Ts T. Tsuji: Vann observert i røde kjempestore og superkjempestjerner - Manifestasjon av en roman Bilde av stjernestemningen ellers Bevis mot den klassiske modellen Stellar Photosphere. I: Proceedings of the Symposium “Exploiting the ISO Data Archive - Infrared Astronomy in the InternetAge”. 24.–27. Juni 2002, s. 10 (lenke)
  216. ↑ K. Ohnaka, G. Weigelt, F. Millour, K.-H. Hofmann, T. Driebe, D. Schertl, A. Chelli, F. Massi, R. Petrov, Ph. Stee: Imaging den dynamiske atmosfæren til den røde supergiganten Betelgeuse i COs første overtonelinjer med VLTI / AMBER. I: Astronomi og astrofysikk. Nr. 529 (2011), A163. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201016279
  217. ^ A b T. Tsuji: Water Observed in Red Giant and Supergiant Stars - Manifestation of a Novel Picture of the Stellar Atmosphere or else Evidence against the Classical Model Stellar Photosphere. I: Proceedings of the Symposium Exploiting the ISO Data Archive - Infrared Astronomy in the InternetAge. 24.–27. Juni 2002, s. 4 og 9 (lenke)
  218. ↑ a b G. Perrin, T. Verhoelst, ST Ridgway, J. Cami, QN Nguyen, O. Chesneau, B. Lopez, Ch. Leinert, A. Richichi: Den molekylære og støvete sammensetningen av Betelgeuses indre sirkelstellære miljø. I: Astronomi og astrofysikk. Nr. 474, 2007, s. 607. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20077863
  219. ↑ G. Perrin, T. Verhoelst, ST Ridgway, J. Cami, QN Nguyen, O. Chesneau, B. Lopez, Ch Leinert, A. Richichi:. Den molekylære og støvete sammensetning av Betelgeuse indre circumstellar miljø. I: Astronomi og astrofysikk. Nr. 474, 2007, s. 607. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20077863
  220. ↑ I. Cherchneff: Kjemien til støvdannelse i røde superkjemper. I: EAS Publications Series. Nr. 60, 2013, s. 175. doi: 10.1051 / eas / 1360020
  221. ↑ T. Tsuji: Vann i K og M kjempestjerner avduket av ISO. I: Astronomi og astrofysikk. Nr. 376 (2001), L1. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20011012
  222. ↑ M. Montargès, P. Kervella, G. Perrin, K. Ohnaka: utforske vann og karbonmonoksyd skall rundt Betelgeuse med VLTI / AMBER. I: European Astronomical Society Publications Series. Nr. 60, 2013, s. 167. doi: 10.1051 / eas / 1360019
  223. ↑ L. Decin, M. Agúndez, MJ Barlow, F. Daniel J. Cernicharo, R. Lombaert, E. de Beck, P. Royer, B. Vandenbussche, R. Wesson, ET Polehampton, JADL Blommaert, W. de Meester, K. Exter, H. Feuchtgruber, WK Gear, HL Gomez, MAT Groenewegen, M. Guélin, PC Hargrave, R. Huygen, P. Imhof, RJ Ivison, C. Jean, C. Kahane, F. Kerschbaum, SJ Leeks, T. Lim, M. Matsuura, G. Olofsson, T. Posch, S. Regibo, G. Savini, B. Sibthorpe, BM Swinyard, JA Yates, C. Waelkens: Varm vanndamp i sotet utstrømning fra en lysende karbonstjerne. I: Natur. Nr. 467, 2010, s. 64. doi: 10.1038 / nature09344
  224. ↑ M. Harwit, DA Neufeld, GJ Melnick, MJ Kaufman: Termisk vanndamp Utslipp fra Shocked regioner i Orion. I: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 497 (1998), L105. doi: 10.1086 / 311291
  225. ↑ CMV Impellizzeri, JP McKean, P. Castangia, AL Roy, C. Henkel, A. Brunthaler, O. Wucknitz: En graveringsmessig linse vannmaser i det tidlige universet. I: Natur. Nr. 456, 2008, s. 927. doi: 10.1038 / nature07544
  226. ↑ CM Bradford, AD Bolatto, PR Maloney, JE Aguirre, JJ Bock, J. Glenn, J. Kamenetzky, R. Lupu, H. Matsuhara, EJ Murphy, BJ Naylor, HT Nguyen, K. Scott, J. Zmuidzinas: The Vanndampspektrum av APM 08279 + 5255: Røntgenoppvarming og infrarød pumping over hundrevis av Parsec. I: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 741, 2011, L37. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 741/2 / L37
  227. ↑ TA Enßlin: Planck måler lys fra begynnelsen av tiden. I: Fysikk i vår tid. 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: Hydrotermisk lufting ved trykk-temperaturforhold over det kritiske punktet for sjøvann, 5 ° S på Midt-Atlanterhavsryggen. I: Geologi. Nr. 36, 2008, s. 615-618. doi: 10.1130 / G24726A.1
  229. ↑ CJ 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: Mikroskopisk struktur av vann ved forhøyede trykk og temperaturer. I: Proceedings of the National Academy of Sciences. Nr. 110, 2013, s. 6301. doi: 10.1073 / pnas.1220301110
Denne versjonen ble lagt til listen over artikler som er verdt å lese 27. september 2014 .