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„Wasservorkommen im Universum“ – Versionsunterschied

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[[Datei:-bharath- - golden sky..(by).jpg|mini|Wasser existiert sowohl in irdischen Wolken als auch auf dem Erdmond.]]
[[Datei:-bharath- - golden sky..(by).jpg|miniatur|right|Wasser existiert sowohl in irdischen Wolken als zum Beispiel auch auf dem Erdmond.]][[Wasser]] ist an vielen Orten des [[Universum|Weltraums]] eine häufige chemische Verbindung. Wasser ist anwesend auf dem Planeten Erde, auf anderen Himmelskörpern des inneren [[Sonnensystem]]s und auf vielen Objekten des äußeren Sonnensystems. Es befindet sich in anderen [[Planetensystem]]en und in interstellaren Wolken der [[Milchstraße]]. Es wurde zudem in noch sehr jungen und sehr weit entfernten Galaxien entdeckt: Wasser war schon wenige Milliarden Jahre nach dem [[Urknall]] ein massenhaft vorhandener Stoff.
Außerhalb des [[Planet]]en [[Erde]] existieren weitere '''Wasservorkommen im Universum'''. [[Wasser]], die [[chemische Verbindung]] von [[Wasserstoff]] und [[Sauerstoff]], gibt es auf anderen [[Astronomisches Objekt|Himmelskörpern]] des [[Sonnensystem]]s, in anderen [[Planetensystem]]en, [[Interstellare Materie|interstellaren Wolken]] der [[Milchstraße]] und in anderen [[Galaxie]]n. Es kann durch [[Spektroskopie|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]].


Bei den extraterrestrischen Funden handelt es sich um [[Wasserdampf]] und [[Eis]]. Bis auf kleine Schlammtröpfchen auf dem Mars konnte jenseits der Erde bisher (2022) kein [[Flüssigkeit|flüssiges]] Wasser nachgewiesen werden. Es gibt Hinweise, dass [[Eismond]]e im äußeren Sonnensystem unter ihrer Oberfläche [[Extraterrestrischer Ozean|Ozeane]] aus flüssigem Wasser beherbergen. Für Leben wie auf der Erde ist Flüssigwasser notwendig.<ref>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.</ref>
== Wassersynthese im Weltraum ==
Wassermoleküle setzen sich zusammen aus dem häufigsten und dem dritthäufigsten [[Chemisches Element|chemischen Element]] des Universums – aus [[Wasserstoff]] und [[Sauerstoff]]:<ref name="dreiatomig_12">Wolf A: ''Dreiatomiger Wasserstoff in interstellaren Wolken und auf der Erde.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 07 (2012): 12</ref>
* Wasserstoff entstand im Zuge des [[Urknall]]s.<ref name="MüllerLesch_243">Müller J, Lesch H: ''Woher kommt das Wasser der Erde?'' In: ''Chemie in unserer Zeit'' 37 (2003): 243</ref><ref>Fumagalli M, O'meara JM, Prochaska JX: ''Detection of Pristine Gas Two Billion Years After the Big Bang''. In: ''Science'' 334 (2011): 1245</ref> Er ist bis heute das überaus häufigste chemische Element der [[Interstellare Materie|interstellaren Materie]].<ref name="dreiatomig_12"/> (→ [[Wasserstoff#Vorkommen im Universum|Wasserstoffvorkommen im Weltraum]])
* Sauerstoff entstand erst im Zuge bestimmter [[Nukleosynthese]]n im Inneren von Sternen.<ref name="MüllerLesch_243"/> Er wurde anschließend mit [[Sternwind]]en<ref>''Auflackern eines sterbenden Sterns''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 04 (2013): 9</ref> und Supernovae<ref name="goldsmith_43">Goldsmith D: ''Die ferne Zukunft der Sterne''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 06 (2012): 43</ref> in den Weltraum verfrachtet. Dort vermischte er sich mit der übrigen interstellaren Materie.<ref>Lin DNC: ''Die chaotische Geburt der Planeten''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 06 (2008): 26</ref><ref name="goldsmith_43"/> (→ [[Sauerstoff#Vorkommen im Weltraum|Sauerstoffvorkommen im Weltraum]])
Der älteste bekannte und heute noch existierende Stern besteht seit 13,6 Milliarden Jahren und heißt [[SMSS J031300.36-670839.3]]. Der Stern entstand nur 220 Millionen Jahre nach dem [[Urknall]], der vor 13,82 Milliarden Jahren stattfand.<ref>Enßlin TA: ''Planck misst Licht vom Anfang der Zeit''. In: ''Physik in unserer Zeit'' 44 (2013): 162</ref> Das Material, aus dem sich SMSS J031300.36-670839.3 formte, enthielt bereits Sauerstoff. Jener Sauerstoff stammte wahrscheinlich aus einem sehr kurzlebigen Vorläuferstern von 60facher Sonnenmasse und wurde bei dessen Supernova ausgestoßen.<ref name="Keller">Keller Sc, Bessell MS, Frebel A, Casey AA, Asplund M, Jacobson HR, Lind K, Norris JE, Yong D, Heger A, Magic Z, Da Costa GS, Schmidt BP, Tisserand P: ''A single low-energy, iron-poor supernova as the source of metals in the star SMSS J031300.36−670839.3.'' In: ''Nature'' 506 (2014): 463</ref>
Somit sind beide Atomsorten zur Wassersynthese seit 13,6 Milliarden Jahren im Weltraum vorhanden. Sie können prinzipiell auf mehreren unterschiedlichen Wegen miteinander reagieren, so dass schließlich Wassermoleküle entstehen.<ref>Buhr H, Stützel J, Mendes MB, Novotný O, Schwalm D, Berg MH, Bing D, Grieser M, Heber O, Krantz C, Menk S, Novotny S, Orlov DA, Petrignani A, Rappaport ML, Repnow R, Zajfman D, Wolf A: ''Hot water molecules from dissociative recombination of D<sub>3</sub>O<sup>+</sup> with cold electrons''. In: ''Physical Review Letters'' 105 (2010): 103202</ref><ref>Frankland VL: ''Towards understanding the formation of water on interstellar dust grains''. Edinburgh, 2011: 336</ref> Neben dem bloßen Vorhandensein von Wasserstoff und Sauerstoff müssen für derlei Reaktionen noch bestimmte zusätzliche Bedingungen erfüllt sein. Zu den Bedingungen gehört die Verfügbarkeit einer gewissen [[Aktivierungsenergie]]. Im freien Weltraum kann die Energie aus dem [[Ultraviolettstrahlung|UV-Anteil]] des Sternenlichts stammen.<ref name="MüllerLesch_244">Müller J, Lesch H: ''Woher kommt das Wasser der Erde?'' In: ''Chemie in unserer Zeit'' 37 (2003): 244</ref><ref name="decin_64">Decin L, Agúndez M, Barlow MJ, Daniel F, Cernicharo J, Lombaert R, de Beck E, Royer P, Vandenbussche B, Wesson R, Polehampton ET, Blommaert JADL, de Meester W, Exter K, Feuchtgruber H, Gear WK, Gomez HL, Groenewegen MAT, Guélin M, Hargrave PC, Huygen R, Imhof P, Ivison RJ, Jean C, Kahane C, Kerschbaum F, Leeks SJ, Lim T, Matsuura M, Olofsson G, Posch T, Regibo S, Savini G, Sibthorpe B, Swinyard BM, Yates JA, Waelkens C: ''Warm water vapour in the sooty outflow from a luminous carbon star''. In: ''Nature'' 467 (2010): 64</ref><ref>Wolf A: ''Dreiatomiger Wasserstoff in interstellaren Wolken und auf der Erde.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 07 (2012): 14</ref>
[[Datei:Interstellar dust clouds in the constellation of Orion.jpg|miniatur|right|Staub im Orionnebel: Interstellarer Staub ist beteiligt an der Wassersynthese im Weltraum.]]Weiterhin ist die Teilchendichte selbst in [[Nebel (Astronomie)|interstellaren Nebeln]] sehr gering.<ref>Frankland VL: ''Towards understanding the formation of water on interstellar dust grains''. Edinburgh, 2011: 6</ref> Demnach ist sogar dort die Wahrscheinlichkeit nicht hoch, dass sich die Reaktionspartner begegnen und miteinander reagieren. [[Interstellarer Staub|Interstellare Staubteilchen]] sind hier behilflich. Sie entstehen bei Supernovae und in den Außenzonen [[Roter Riese|roter Riesensterne]]<ref name="MüllerLesch_244"/> und sind demzufolge ebenfalls bereits seit 13,6 Milliarden Jahren im Weltraum verfügbar:<ref name="Keller"/> An den kalten Oberflächen der interstellaren Staubteilchen bleiben vorbei driftende Atome haften. Mit der Zeit sammeln sich genügend Wasserstoff- und Sauerstoffatome an, dass beide schließlich zu Wassermolekülen reagieren.<ref>Frankland VL: ''Towards understanding the formation of water on interstellar dust grains''. Edinburgh, 2011: II, 337</ref> Die entstandenen Wassermoleküle bleiben häufig an den Oberflächen der Staubteilchen haften. Sie bilden mit der Zeit einen Wassereismantel.<ref>Frankland VL: ''Towards understanding the formation of water on interstellar dust grains''. Edinburgh, 2011: II, 25</ref> Bei einem zweiten Syntheseweg spielt interstellarer Staub ebenfalls eine wichtige Rolle. Im Vergleich ist er jedoch weniger effektiv.<ref>Frankland VL: ''Towards understanding the formation of water on interstellar dust grains''. Edinburgh, 2011: 25</ref> Beim zweiten Syntheseweg werden einzelne Wasserstoffatome gebunden an den kalten Oberflächen der Staubteilchen. Sie reagieren zu Wasserstoffmolekülen (H<sub>2</sub>) und verdriften anschließend in den freien Weltraum. Dort reagieren sie mit Sauerstoffatomen in mehreren Reaktionsschritten zu Wassermolekülen. Danach verbleiben die Wassermoleküle vorerst als dünner Wasserdampf im Weltraum. Die meisten von ihnen frieren aber schließlich wieder an Staubteilchen fest.<ref name="MüllerLesch_244"/>


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.<ref>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.&nbsp;416–426. [[doi:10.1007/s001140100257]]</ref>
[[Interplanetarer Staub|Interplanetare Staubteilchen]] können sogar direkt an der Wassersynthese beteiligt sein. Dies geschieht, wenn Teilchen dieser Weltraumstaubsorte von Sternwinden getroffen werden. Sternwinde bestehen weit überwiegend aus Wasserstoff-Atomkernen. Interplanetarer Staub besteht vor allem aus [[Silicate|Silikaten]]. Die Wasserstoff-Atomkerne der Sternwinde zerlegen die Mineralgitter der Silikate der interplanetaren Staubteilchen. Infolgedessen wird Sauerstoff frei. Der Sauerstoff kann anschließend mit Wasserstoff weiter reagieren zu Wassermolekülen. Dann bilden sich in den Rinden der interplanetaren Staubteilchen winzige, bloß einige [[Meter#nm|Nanometer]] durchmessende Hohlräume. Sie sind gefüllt mit Wasserdampf oder Flüssigwasser.<ref>Bradley JP, Ishii HA, Gillis-Davis JJ, Ciston J, Nielsen MH, Bechtel HA, Martin MC: ''Detection of solar wind-produced water in irradiated rims on silicate minerals''. In: ''Proceedings of the National Academy of Sciences'' 111 (2014): 1732</ref> Mit dem gleichen Mechanismus kann auch Wasser an der Oberfläche von Himmelskörpern entstehen, die keine oder bloß extrem dünne Atmosphären besitzen. So kann beispielsweise der [[Mond#Regolith|Regolith]] des Erdmonds mit [[Mond#Wasser|Wasser]] angereichert werden.<ref>Pieters CM, Goswami JN, Clark RN, Annadurai M, Boardman J, Buratti B, Combe JP, Dyar MD, Green R, Head JW, Hibbitts C, Hicks M, Isaacson P, Klima R, Kramer G, Kumar S, Livo E, Lundeen S, Malaret E, McCord T, Mustard J, Nettles J, Petro N, Runyon C, Staid M, Sunshine J, Taylor LA, Tompkins S, Varanasi P: ''Character and Spatial Distribution of OH/H<sub>2</sub>O on the Surface of the Moon Seen by M3 on Chandrayaan-1''. In: ''Science'' 326 (2009): 568</ref><ref>Wieser M, Barabash S, Futaana Y, Holmström M, Bhardwaj A, Sridharan R, Dhanya MB, Wurz P, Schaufelberger A, Asamura K: ''Extremely high reflection of solar wind protons as neutral hydrogen atoms from regolith in space''. In: ''Planetary and Space Science'' 57 (2009): 2132</ref><ref>Liu Y, Guan Y, Zhang Y, Rossman GR, Eiler JM, Taylor LA: ''Direct measurement of hydroxyl in the lunar regolith and the origin of lunar surface water''. In: ''Nature Geoscience'' 05 (2012): 779</ref>


== Kristallwasser ==
== Wasser außerhalb der Milchstraße ==
[[Datei:PallasHST2007.jpg|mini|hochkant=0.9|Der sehr große Asteroid Pallas besitzt wasserhaltige Minerale.]]
Wasserdampf wurde aufgespürt in der [[Spektrometrie]] des Lichts des [[Quasar]]s [[APM 08279+5255]]. Die Menge seines Wasserdampfs wird auf einhunderttausend Sonnenmassen geschätzt. Das wäre ungefähr das Einhundertvierzigbillionenfache allen irdischen Meerwassers. Das Licht des Quasars benötigte 12,1 Milliarden Jahre bis zur Erde.<ref>Bradford CM, Bolatto AD, Maloney PR, Aguirre JE, Bock JJ, Glenn J, Kamenetzky J, Lupu R, Matsuhara H, Murphy EJ, Naylor BJ, Nguyen HT, Scott K, Zmuidzinas J: ''The Water Vapor Spectrum of APM 08279+5255: X-Ray Heating and Infrared Pumping over Hundreds of Parsecs''. In: ''The Astrophysical Journal Letters'' 741 (2011): L37</ref> Wasser wäre in großen Mengen also schon nach 1,72 Milliarden Jahren im beobachtbaren Universum vorhanden gewesen.
[[Kristallwasser]] ist Wasser, das in Mineralen eingeschlossen wurde. Als Bestandteil der Minerale baut es [[Gestein]]e mit auf.<ref>U. Sebastian: ''Gesteinskunde''. Heidelberg 2009, ISBN 978-3-8274-2024-4, S. 13.</ref> Im Sonnensystem wurde Kristallwasser belegt für den Zwergplaneten [[(1) Ceres|Ceres]],<ref>{{Literatur |Autor=L. A. Lebofsky |Titel=Asteroid 1 Ceres – Evidence for water of hydration |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |Band=Nr. 182 |Datum=1978 |Seiten=17 |DOI=10.1093/mnras/182.1.17P}}</ref> für die sehr großen Asteroiden [[(2) Pallas|Pallas]]<ref>{{Literatur |Autor=H. P. Larson |Titel=The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites |Sammelwerk=Icarus |Band=Nr. 56 |Datum=1983 |Seiten=398 |DOI=10.1016/0019-1035(83)90161-6}}</ref> und [[(4) Vesta|Vesta]],<ref>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]]</ref> für den [[Mond|Erdmond]]<ref>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 [http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2012/pdf/1797.pdf (Link)]</ref> und für Asteroiden der [[Asteroid#Die Zusammensetzung von Asteroiden|Typen B, G, F und C]],<ref>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.</ref> allen voran für bestimmte [[Kohliger Chondrit|kohlige Chondriten]].<ref>O. Norton, N. O. Richard: ''The Cambridge Encyclopedia of Meteorites''. Cambridge, 2002, ISBN 0-521-62143-7, S.&nbsp;121–124.</ref> Wasserhaltige Minerale wurden weiterhin auf dem Planeten [[Mars (Planet)|Mars]]<ref>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]]</ref> und natürlich auch auf der Erde gefunden.<ref>F. Wilhelm: ''Hydrogeographie''. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S. 11.</ref> Außerhalb des Sonnensystems wurden noch keine Vorkommen von Kristallwasser entdeckt.


== Wassereis ==
Ein weiterer, sehr eindeutiger Beleg für Wasserdampf fand sich im Licht des Quasars MG [[J0414+0534]], das 11,1 Milliarden Jahre bis zur Erde unterwegs war. Insgesamt wurde Wasserdampf bisher im Licht von ungefähr einhundert ferneren und näheren [[Galaxie]]n gefunden.<ref>Impellizzeri CMV, McKean JP, Castangia P, Roy AL, Henkel C, Brunthaler A, Wucknitz O: ''A gravitationally lensed water maser in the early Universe''. In: ''Nature'' 456 (2008): 927</ref>
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 ===
== Wasser innerhalb der Milchstraße ==
Das weitaus meiste Wasser des Sonnensystems liegt als [[Eis|Wassereis]] vor. Der größte Anteil des Wassereises wird in den kalten Außenregionen des Sonnensystems angetroffen. Diese beginnen mit einem Abstand von ungefähr drei [[Astronomische Einheit|Astronomischen Einheiten]] zur Sonne, zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter. Dort verläuft die ''[[Eislinie|Schneegrenze]]''.<ref>{{Literatur |Autor=D. N. C. Lin |Titel=Die chaotische Geburt der Planeten |Sammelwerk=[[Spektrum der Wissenschaft]] |Band=Nr. 6 |Datum=2008 |Seiten=26 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/titelthema-planeten/die-chaotische-geburt-der-planeten/951058 online]}}</ref> Jenseits von ihr wird die [[Beleuchtungsstärke]] der Sonne zu schwach, um Wassereis zu [[Sublimation (Phasenübergang)|sublimieren]]. Demzufolge kann sich dort Wassereis langfristig halten und sammeln.<ref name="Hattenbach_13" />
[[Datei:Artist impression of star system HD 113766.jpg|miniatur|right|200 px|In der protoplanetaren Scheibe des Doppelstern-Systems HD 113766 befindet sich Wassereis (künstlerische Darstellung).]]Innerhalb der Heimatgalaxie, der [[Milchstraße]], ist das hiesige [[Sonnensystem]] nicht der einzige Ort mit Wasser. In der kosmischen Nachbarschaft wurde Wasser in allen drei [[Aggregatzustand|Aggregatzuständen]] nachgewiesen.


=== Wassereis ===
==== Inneres Sonnensystem ====
Auf den Himmelskörpern des inneren Sonnensystems existieren keine global durchgehenden Kryosphären. Gegebenenfalls beschränken sich Wassereisvorkommen auf die kältesten Gebiete oder liegen – geschützt vor Sonnenlicht – [[Ablagerungsmilieu|unter der Oberfläche]].
Wassereis befindet sich fein verteilt – als Teil der Eismäntel von Myriaden interstellarer Staubteilchen<ref name="MüllerLesch_244"/><ref>Greenberg JM: ''Kosmischer Staub''. In: ''Spektrum der Wissenschaft Dossier'' 04 (2003): 56</ref> – in prästellaren Wolkenkernen wie etwa [[Lynds 1544]]. Das Wasser des dortigen Eises könnte die Meere der Erde drei Millionen mal füllen.<ref name= CaselliP>Caselli P, Keto E, Bergin EA, Tafalla M, Aikawa Y, Douglas T, Pagani L, Yildiz UA, vd Tak FFS, Walmsley CM, Codella C, Nisini B, Kristensen LE, v Dishoeck EF: ''First detection of water vapor in a pre-stellar core''. In: ''The Astrophysical Journal Letters'' 759 (2012): L37</ref> In ähnlicher Form existiert Wassereis in den kühleren Außenbereichen [[Protoplanetare Scheibe|protoplanetarer Scheiben]]<ref>Lisse CM, Chen CH, Wyatt MC, Morlok A: ''Circumstellar Dust Created by Terrestrial Planet Formation in HD 113766''. In: ''The Astrophysical Journal'' 673 (2008): 1106</ref><ref Name="Hattenbach_13">Hattenbach J: ''Brocken um ferne Sterne''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 05 (2013): 13</ref> wie zum Beispiel in der Scheibe um den Stern [[TW Hydrae]]. Dort kann es zu [[Komet]]enkernen verbacken werden.<ref>Hogerheijde MR, Bergin EA, Brinch C, Cleeves LI, Fogel JKJ, Blake GA, Dominik C, Lis DC, Melnick G, Neufeld D, Panic O, Pearson JC, Kristensen L, Yildiz UA, van Dishoeck EF: ''Detection of the Water Reservoir in a Forming Planetary System''. In: ''Science'' 334 (2011): 338</ref><ref>Bachmann K: ''Kometen-Fieber''. In: ''GEO'' 12 (2013): 88</ref> Bisher sind zehn einzelne solcher [[Exokomet]]en entdeckt worden (Stand: 2013)<ref>Hattenbach J: ''Brocken um ferne Sterne''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 05 (2013): 13-14</ref> und Spuren kollidierender Exokometen wurden gefunden beim Stern [[Beta Pictoris]].<ref>Dent WRF, Wyatt MC, Roberge A, Augereau J-C, Casassus S, Corder S, Greaves JS, de Gregorio-Monsalvo I, Hales A, Jackson AP, Meredith Hughes A, Lagrange A-M, Matthews B, Wilner D: ''Molecular Gas Clumps from the Destruction of Icy Bodies in the β Pictoris Debris Disk''. In: ''Science'' 343 (2014)</ref> Außerdem wurde ein massenhaftes Eindringen sehr vieler Exokometen (''Kometensturm'')<ref>''NASA/Jet Propulsion Laboratory. NASA's Spitzer detects comet storm in nearby solar system.'' In: ''ScienceDaily'' 19 October 2011</ref> für die inneren Bereiche des Planetensystems vom Stern [[Eta Corvi]] belegt.<ref>Lisse CM, Wyatt MC, Chen CH, Morlok A, Watson DM, Manoj P, Sheehan P, Currie TM, Thebault P, Sitko ML: ''SPITZER Evicence For A Late-Heavy Bombardment And The Formation Of Ureilites In η Corvi At ~1 Gyr''. In: ''The Astrophysical Journal'' 747 (2012): 93</ref>


===== Merkur =====
Kometen können aus gürtelförmigen Regionen stammen, die den Außenrand von Planetensystemen begrenzen (''äußere Kometengürtel'').<ref name="Hattenbach_12">Hattenbach J: ''Brocken um ferne Sterne''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 05 (2013): 12</ref> Die Regionen können mehrere Millionen Kleinkörper beinhalten – darunter sehr viele Kometenkerne mitsamt ihrem Wassereis. Im Sonnensystem heißt diese Region [[Kuipergürtel]]. Ähnliche äußere Kometengürtel wurden beobachtet um die Sterne [[Wega]], [[Fomalhaut b]]<ref name="Hattenbach_12"/>, [[Fomalhaut c]]<ref>Kennedy GM, Wyatt MC, Kalas P, Duchêne G, Sibthorpe B, Lestrade J-F, Matthews BC, Greaves J: ''Discovery of the Fomalhaut C debris disc''. In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters'' 437 (2014): slt168</ref> und [[HR 8799]].<ref>Su KYL, Rieke GH, Stapelfeldt KR, Malhotra R, Bryden G, Smith PS, Misselt KA, Moro-Martin A, Williams JP: ''The Debris Disk Around HR 8799''. In: ''The Astrophysical'' 705 (2009): 314</ref>
Auf dem sonnennächsten Planeten [[Merkur (Planet)|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 (Physik)|Masse]] des Wassereises zwischen 20 und 1000 Milliarden Tonnen.<ref>{{Literatur |Autor=T. Dambeck |Titel=Eis in der Gluthölle |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 3 |Datum=2013 |Seiten=13–14 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/planetenforschung/eis-in-der-gluthoelle/1183923 online]}}</ref> Sehr wahrscheinlich wurde das Wasser durch einschlagende [[Kleinkörper (Astronomie)|Kleinkörper]] zum Merkur gebracht.<ref>{{Literatur |Autor=T. Dambeck |Titel=Eis in der Gluthölle |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 3 |Datum=2013 |Seiten=13 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/planetenforschung/eis-in-der-gluthoelle/1183923 online]}}</ref>


===== Erde =====
Wassereis kommt vermutlich vor in neptunähnlichen Exoplaneten. Solche Himmelskörper besitzen ausgedehnte Planetenkerne. Die Kerne könnten zu einem wesentlichen Teil aus Wassereis gebaut sein.<ref>Helled R, Anderson JD, Podolak M, Schubert G: ''Interior Models of Uranus and Neptune''. In: ''The Astrophysical Journal'' 726 (2011): 15</ref> Ein Beispiel eines neptunähnlichen Exoplaneten heißt [[OGLE-2005-BLG-169L b]],<ref>Gould A, Udalski A, An D, Bennett DP, Zhou A-Y, Dong S, Rattenbury NJ, Gaudi BS, Yock PCM, Bond IA, Christie GW, Horne K, Anderson J, Stanek KZ, DePoy DL, Han C, McCormick J, Park B-G, Pogge RW, Poindexter SD, Soszyński I, Szymański MK, Kubiak M, Pietrzyński G, Szewczyk O, Wyrzykowski Ł, Ulaczyk K, Paczyński B, Bramich DM, Snodgrass C, Steele IA, Burgdorf MJ, Bode MF, Botzler CS, Mao S, Swaving SC: ''Microlens OGLE-2005-BLG-169 Implies That Cool Neptune-like Planets Are Common''. In: ''The Astrophysical Journal Letters'' 644 (2006): L37</ref> drei weitere umrunden den Stern [[HD 69830]].<ref>Lovis C, Mayor M, Pepe F, Alibert Y, Benz W, Bouchy F, Correia ACM, Laskar J, Mordasini C, Queloz D, Santos NC, Udry S, Bertaux J-L, Sivan J-P: ''An extrasolar planetary system with three Neptune-mass planets''. In: ''Nature'' 441 (2006): 305</ref>
Die größte regional begrenzte Kryosphäre des Sonnensystems existiert auf dem Planeten Erde.<ref>F. Wilhelm: ''Hydrogeographie''. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S.&nbsp;117–120.</ref> Die irdische Kryosphäre besaß in den 1990er Jahren ein Volumen von ungefähr 24 Millionen Kubikkilometern Wassereis.<ref name="hydro_11_12">F. Wilhelm: ''Hydrogeographie''. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S.&nbsp;11–12.</ref> Sie kann zweigeteilt werden in Gebiete mit polarem Wassereis ([[Packeis]], [[Eisschild]]e von [[Grönland]] und [[Antarktika]])<ref>F. Wilhelm: ''Hydrogeographie''. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S. 119.</ref> und mit nichtpolarem Wassereis ([[Gletscher|Gebirgsgletscher]], [[Permafrostboden|Permafrost]] der subpolaren Gebiete und außerpolaren Hochgebirge).<ref>B. Eitel: ''Bodengeographie.'' Braunschweig 1999, ISBN 3-14-160281-6, S. 50 u. 66.</ref><ref>F. Wilhelm: ''Hydrogeographie''. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S.&nbsp;100–107.</ref> Sie umfasst zudem sowohl subaerische Anteile ([[Meereis]], Gletscher, Eisschilde) als auch subterrane Areale ([[Permafrostboden|Permafrost]], [[Eishöhle (Geologie)|Eishöhlen]]<ref>T. Dauer: ''Abseilen ins Höhleneis.'' In: ''GEO.'' Nr. 01, 2014, S.&nbsp;30–48 [http://www.genios.de/presse-archiv/artikel/GEO/20140101/abseilen-ins-hoehleneis/A56149532.html (Link)]</ref>). Außerdem kann Wassereis in Form [[Niederschlag|fester Niederschläge]] vorkommen.<ref>F. Wilhelm: ''Hydrogeographie''. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S.&nbsp;42–43.</ref>
Die irdische Kryosphäre besaß ihre größte Ausdehnung in der [[Sturtische Eiszeit|sturtischen Eiszeit]] und der [[Marinoische Eiszeit|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 [[Schneeball Erde|überzogen]].<ref>P. A. Allen, J. L. Etienne: ''Sedimentary challenge to Snowball Earth.'' In: ''Nature Geoscience.'' Nr. 1, 2008, S. 817. [[doi:10.1038/ngeo355]]</ref> Zu keinem Zeitpunkt der Erdgeschichte besaß die Erde eine global durchgehende Kryosphäre.


{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
Wassereis ist wahrscheinlich auch auf erdähnlichen Exoplaneten vorhanden. So wird davon ausgegangen, dass der steinerne Kern des erdähnlichen Exoplaneten [[OGLE-2005-BLG-390Lb]] mit einem viele Kilometer dicken Eispanzer ummantelt ist.<ref>Dominik M, Horne K, Bode M: ''The first cool rocky/icy exoplanet''. In: ''Astronomy & Geophysics'' 47 (2006): 3.25-3.30</ref> Dies ist das erste entdeckte Beispiel einer global durchgehenden [[Kryosphäre]] außerhalb des Sonnensystems – und gleichzeitig das erste Beispiel für einen wasserreichen terrestrischen Exoplaneten in kalten Regionen jenseits einer [[Habitable Zone|habitablen Zone]].<ref>Kaltenegger L: ''Faszinierende Neue Welten''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 07 (2013): 62,65</ref> Grundsätzlich ist davon auszugehen, dass neptunähnliche und erdähnliche Exoplaneten sehr häufig in Planetensystemen vorkommen und die Mehrheit der Exoplaneten bilden.<ref>Kaltenegger L: ''Faszinierende Neue Welten''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 07 (2013): 58</ref><ref>Wambsganss J: ''Milchstraße voller Planeten''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 06 (2012): 17''</ref> Demzufolge sollte Wassereis in vielen Planetensystemen kein seltener Stoff sein.
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! Wasser der Erde
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* [[#Kristallwasser|Kristallwasser]]
* Wassereis
* [[#Erde 2|Flüssigwasser]]
* [[#Erde 3|Wasserdampf]]
* [[#Überkritisches Wasser|Überkritisches Wasser]]
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=== Flüssigwasser ===
===== Erdmond =====
Auf dem [[Mond|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.<ref>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]]</ref><ref>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]]</ref>
[[Datei:GJ 1214 b.jpg|miniatur|right|200 px|Der Exoplanet GJ 1214 b umkreist einen [[Roter Zwerg|roten Zwergstern]]. Auf der Planetenoberfläche können vermutlich heiße Ozeane aus Flüssigwasser existieren (künstlerische Darstellung).]]Hinweise auf Flüssigwasser wurden außerhalb des Sonnensystems erst sehr selten gefunden. Damit Flüssigwasser an einer Planetenoberfläche langfristig existieren kann, muss sich ein wasserreicher terrestrischer Exoplanet (oder ein terrestrischer Mond eines größeren Exoplaneten) innerhalb der [[Habitable Zone|habitablen Zone]] seines Zentralgestirns bewegen. Nur dann verdampft das Wasser nicht zu Wasserdampf und gefriert auch nicht zu Eis.<ref name="kaltenegger_62">Kaltenegger L: ''Faszinierende Neue Welten''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 07 (2013): 62</ref> Von allen bisher (Stand: 2013) gefundenen Exoplaneten werden bloß drei mit gewissen Wahrscheinlichkeiten von Flüssigwasser ganz oder teilweise eingehüllt, besitzen also [[Aquasphäre]]n. Zu dieser Gruppe gehören [[Kepler-62e]], [[Kepler-62f]]<ref name="kaltenegger_62"/> und der Exoplanet [[GJ 1214 b]] mit seinen sehr heißen Ozeanen.<ref>Charbonneau D, Berta ZK, Irwin J, Burke CJ, Nutzman P, Buchhave LA, Lovis C, Bonfils X, Latham DW, Udry S, Murray-Clay RA, Holman MJ, Falco EE, Winn JN, Queloz D, Pepe F, Mayor M, Delfosse X, Forveille T: ''A super-Earth transiting a nearby low-mass star''. In: ''Nature'' 462 (2009): 891</ref> Aquasphären solcher ''Wasserplaneten''<ref>Jenniskens P, Blake DF: ''Kosmisches Eis – Wiege des Lebens?'' In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 10 (2001): 28</ref> können viele zehner Kilometer bis über einhundert Kilometer Dicke erreichen.<ref name="kaltenegger_62"/> Tiefer als ungefähr 150 Kilometer können Aquasphären allerdings nicht werden. Denn noch tiefere Wasserschichten würden durch den Druck des überlagernden Wassers ihren Aggregatzustand wechseln von flüssig nach fest.<ref name="kaltenegger_62"/> Derlei ''Hochdruckeis''<ref name="kaltenegger_62"/> wäre allerdings nicht kalt, sondern sehr heiß und könnte sogar weiß glühen.<ref>Sasselov DD: ''Auf der Suche nach der zweiten Erde''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 04 (2011): 50-51</ref> Neben dieser älteren Vorstellung bildet sich augenblicklich eine neue Meinung über das Aussehen von Wasserplaneten (Stand: 2014). 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 [[Erdmantel|Planetenmantel]]) gelagert werden. Der Wassertransport ins Planeteninnere soll ähnlich geschehen wie auf der Erde – durch [[Subduktion]] ozeanischer wasserhaltiger [[Lithosphäre]].<ref>Garth T, Rietbrock A: ''Order of magnitude increase in subducted H<sub>2</sub>O due to hydrated normal faults within the Wadati-Benioff zone''. In: ''Geology'' 42 (2014): 99</ref><ref>Pearson DG, Brenker FE, Nestola F, McNeill J, Nasdala L, Hutchison MT, Matveev S, Mather K, Silversmit G, Schmitz S, Vekemans B, Vincze L: ''Hydrous mantle transition zone indicated by ringwoodite included within diamond''. In: ''Nature'' 507 (2014): 221</ref> Auf diesem Weg könnte sehr viel Wasser von der Oberfläche entfernt werden, so dass sogar Kontinente mit trockenem Festland denkbar wären.<ref>Cowan NB, Abbot DS: ''Water Cycling Between Ocean and Mantle: Super-Earths Need Not Be Waterworlds''. In: ''The Astrophysical Journal'' 781 (2014): 27</ref>


{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
Außerdem können sich Aquasphären noch unterhalb von oberflächlichen, global durchgehenden Kryosphären befinden – so wie es etwa für den Jupitermond [[Europa (Mond)|Europa]] angenommen wird.<ref name="greely">Greeley R, Heads JW, Pappalardo RT: ''Der verborgene Ozean des Jupitermonds Europa''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 12 (1999): 42-53</ref> Eine solche Aquasphäre unter Eisdecken kann für den Exoplaneten OGLE 2005-BLG-390L b vermutet werden.<ref>Ehrenreich D, Lecavelier des Etangs A, Beaulieu J-P, Grasset O: ''On the Possible Properties of Small and Cold Extrasolar Planets: Is OGLE 2005-BLG-390Lb Entirely Frozen?''. In: ''The Astrophysical Journal'' 651 (2006): 535</ref>
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! Wasser des Erdmonds
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* [[#Kristallwasser|Kristallwasser]]
* Wassereis
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=== Wasserdampf ===
===== Mars =====
[[Datei:Icy Crater on Mars ESP 016954 2245 subimage 2.jpg|mini|hochkant=0.9|In einem frischen Einschlagkrater auf dem Mars wurde Wassereis sichtbar, das ansonsten unter der Oberfläche verborgen bleibt.]]
Wasserdampf entsteht überall dort, wo Flüssigwasser [[Verdunstung#Wasserverdunstung|verdunstet]] oder Wassereis [[Sublimation (Phasenübergang)|sublimiert]]. So geschieht es auch mit dem fein verteilten Wassereis innerhalb protoplanetarer Scheiben,<ref>Bethell T, Bergin E: ''Formation and Survival of Water Vapor in the Terrestrial Planet–Forming Region''. In: ''Science'' 326 (2009): 1675</ref> beispielsweise in den Scheiben der Sterne [[AS 205A]], [[DR Tau]]<ref>Salyk C, Pontoppidan KM, Blake GA, Lahuis F, van Dishoeck EF, Evans II NJ: '' H<sub>2</sub>O and OH Gas in the Terrestrial Planet-forming Zones of Protoplanetary Disks''. In: ''The Astrophysical Journal Letters'' 676 (2008): L49</ref> und [[HD 113766]].<ref>Lisse CM, Chen CH, Wyatt MC, Morlok A: ''Circumstellar Dust Created by Terrestrial Planet Formation in HD 113766''. In: ''The Astrophysical Journal'' 673 (2008): 1110</ref> Wasserdampf findet sich zudem in den Kometenschweifen der entdeckten Exokometen.<ref Name="Hattenbach_13"/> Bisher wurde allerdings noch in der Atmosphäre keines erdähnlichen Exoplaneten Wasserdampf gefunden (Stand: 2013).<ref>Croll B, Albert L, Jayawardhana R, Miller-Ricci Kempton E, Fortney JJ, Murray N, Neilson H: ''Broadband Transmission Spectroscopy of the super-Earth GJ 1214b suggests a Low Mean Molecular Weight Atmosphere''. In: ''The Astrophysical Journal'' 736 (2011): 78</ref><ref>Kreidberg L, Bean JL, Désert J-M, Benneke B, Deming D, Stevenson KB, Seager S, Berta-Thompson Z, Seifahrt A, Homeier D: ''Clouds in the atmosphere of the super-Earth exoplanet GJ 1214b''. In: ''Nature'' 505 (2014): 69</ref> Dies könnte vor allem an den Schwierigkeiten liegen, atmosphärische Messdaten von solch kleinen und weit entfernten Objekten zu gewinnen.<ref>Heng K: ''Das Klima auf fremden Welten''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 02 (2013): 46-53</ref> Dementsprechend konnte Wasserdampf bisher allein in den Gashüllen einige jupiterähnlicher Exoplaneten ausgemacht werden, nämlich bei [[HD 189733 b]]<ref>Tinetti G, Vidal-Madjar A, Liang M-C, Beaulieu J-P, Yung Y, Carey S, Barber RJ, Tennyson J, Ribas I, Allard N, Ballester GE, Sing DK, Selsis F: ''Water vapour in the atmosphere of a transiting extrasolar planet''. In: ''Nature'' 448 (2007): 169</ref>, [[HD 209458 b]], [[XO-1b]]<ref>Deming D, Wilkins A, McCullough P, Burrows A, Fortney JJ, Agol E, Dobbs-Dixon I, Madhusudhan N, Crouzet N, Desert J-M, Gilliland RL, Haynes K, Knutson HA, Line M, Magic Z, Mandell AV, Ranjan S, Charbonneau D, Clampin M, Seager S, Showman AP: ''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'' 774 (2013): 95</ref>, [[WASP-12 b]], [[WASP-17 b]], [[WASP-19 b]]<ref>Mandell AV, Haynes K, Sinukoff E, Madhusudhan N, Burrows A, Deming D: ''Exoplanet Transit Spectroscopy Using WFC3: WASP-12 b, WASP-17 b, AND WASP-19 b''. In: ''The Astrophysical Journal'' 779 (2013): 128</ref> und [[Tau Boötis b]]<ref>Lockwood AC, Johnson JA, Bender CF, Carr JS, Barman T, Richert AJW, Blake GA: ''Near-IR Direct Detection of Water Vapor in Tau Boötis b''. In: ''The Astrophysical Journal Letters'' 783 (2014): L29</ref> (Stand: 2014).
Die regional begrenzte Kryosphäre des Mars<ref>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]]</ref> kann ähnlich gegliedert werden wie die Kryosphäre der Erde. Sie umfasst nämlich ebenfalls nicht nur die beiden [[Mars (Planet)#Eisvorkommen an den Polen|Polarregionen]]. Dort sind die Wassereisvorkommen meistens von [[Trockeneis]] (außer im Sommer)<ref>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]]</ref> und vor allem von Sedimenten bedeckt. Um den Nordpol wurden viele tausend Kubikkilometer Wassereis festgestellt.<ref>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 [http://www.niac.usra.edu/files/studies/final_report/1059Maise.pdf (Link)]</ref> Es nimmt ein Gebiet von ungefähr 900.000 Quadratkilometern ein und erreicht in seiner Mitte zwei Kilometer Dicke.<ref>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]]</ref> Um den Südpol wurden 1.600.000 Kubikkilometer Wassereis gefunden.<ref>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]]</ref> Jenseits der Polarregionen befinden sich ausladende Areale mit [[Mars (Planet)#Weitere Eisvorkommen|nicht-polarem Wassereis]].<ref>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 [http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2008/pdf/1295.pdf (Link)]</ref><ref>{{Literatur |Autor=A. S. McEwen |Titel=Wandelbarer Mars |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 12 |Datum=2013 |Seiten=67 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/planetenforschung/wandelbarer-mars/1210964 online]}}</ref>
In höheren mittleren [[Breitenkreis|Breiten]] bleibt Wassereis bereits stabil, wenn es in Untergrundtiefen zwischen einem und zwei Metern gelagert wird.<ref>J. L. Bandfield: '' High-resolution subsurface water-ice distributions on Mars.'' In: ''Nature.'' Nr. 447, 2007, S. 64. [[doi:10.1038/nature05781]]</ref> 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.<ref>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]]</ref> Selbst unter den Sedimentdecken des äquatorial gelegenen [[Valles Marineris]] befinden sich 1.000.000 Kubikkilometer Wassereis.<ref>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]]</ref> 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 [[Eiszeitalter|Eiszeit]] durchlaufen hat: In seiner Vergangenheit trug der Planet mindestens einmal eine [[subaerisch]]e 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 [[Schnee|schneite]]. Als die Lufttemperaturen stiegen, wurden die liegenden Schneemassen geschmolzen. Daraufhin stürzten Schmelzwässer zu Tal, die lange Täler auswuschen.<ref>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]]</ref>
[[Datei:Betelgeuse – NASA.jpg|miniatur|right|200 px|In der MOLsphäre des roten Überriesensterns Beteigeuze wird Wasser synthetisiert.]]Darüber hinaus wird Wasserdampf neu gebildet in den Atmosphären roter Riesensterne beziehungsweise auch bei [[Roter Überriese|roten Überriesen]]. Bei ihnen befindet sich außerhalb von [[Photosphäre]] und [[Chromosphäre]] eine Schicht, die [[MOLsphäre]] genannt wird. In der MOLsphäre werden unter anderem Wassermoleküle synthetisiert. Diese sternatmosphärische Schicht wurde beim Stern [[Aldebaran]] und bei anderen roten Riesen aufgespürt,<ref>Tsuji T: ''Water in K and M giant stars unveiled by ISO''. In: ''Astronomy and Astrophysics'' 376 (2001): L1</ref> sowie auch bei [[Beteigeuze]].<ref>Montargès M, Kervella P, Perrin G, Ohnaka K: ''Exploring the water and carbon monoxide shell around Betelgeuse with VLTI/AMBER''. In: ''European Astronomical Society Publications Series'' 60 (2013): 167</ref> Wasserdampf bildet sich ebenfalls in der [[Interstellarer Staub|staubreichen]] Nähe des Sterns [[IRC +10216]], der als [[Kohlenstoffstern]] zu einer besonderen Gruppe roter Riesen gehört.<ref name="decin_64"/>


{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
Wasserdampf kann in [[Nebel (Astronomie)|interstellaren Nebeln]] existieren. Sein Vorhandensein wurde belegt in der sich komprimierenden Region ''BN-KL'' des [[Orionnebel]]s. Dort werden alle 24 Minuten Wassermengen vom Umfang allen irdischen Meerwassers produziert.<ref>Harwit M, Neufeld DA, Melnick GJ, Kaufman MJ: ''Thermal Water Vapor Emission from Shocked Regions in Orion''. In: ''The Astrophysical Journal Letters'' 497 (1998): L105</ref>
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! Wasser des Mars
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* [[#Kristallwasser|Kristallwasser]]
* Wassereis
* [[#Mars 2|Flüssigwasser]]
* [[#Mars 3|Wasserdampf]]
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==== Asteroidenhauptgürtel ====
Auch in [[Molekülwolke]]n befindet sich Wasserdampf. Er wurde gefunden im prästellaren Wolkenkern [[Lynds 1544]]. Der Wolkenkern stellt einen verdichteten Bereich dar innerhalb der viel größeren [[Taurus-Molekülwolke]]. In Lynds 1544 befindet sich so viel Wasserdampf, dass damit die irdischen Meere zweitausendmal gefüllt werden könnten. Der Wasserdampf sublimierte aus wassereishaltigen Staubkörnern. Die Energie zur Sublimation stammt aus Strahlung des [[Ultraviolettstrahlung#Spektrum und Bezeichnungen|fernen UV-Bereichs]], die aus anderen Zonen der Milchstraße kommt und die Molekülwolke durchwandert.<ref name= "CaselliP"/>
Im [[Asteroidengürtel|Asteroidenhauptgürtel]] – im Übergangsbereich von äußerem zu innerem Sonnensystem – wurde ebenfalls Wassereis gefunden. Es befindet sich an den Oberflächen der Asteroiden [[(24) Themis|Themis]]<ref>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]]</ref> und [[(65) Cybele|Cybele]].<ref>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]]</ref> 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.<ref name="Küppers">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]]</ref>
== Wasser innerhalb des Sonnensystems ==
Die bekanntesten Wasservorkommen innerhalb der Milchstraße befinden sich natürlich im heimischen Planetensystem. Es verfügt über umfangreiche Wassermengen. Neben der [[Erde]] besitzen viele weitere Himmelskörper mehr oder weniger große Wasservorräte in unterschiedlichen Erscheinungsformen und Aggregatzuständen. Nur auf der Erde kommen alle drei Aggregatzustände des Wassers direkt an der Planetenoberfläche und in großen Mengen vor. Dieser Umstand macht den ''Blauen Planeten'' zu einem einzigartigen Himmelskörper.<ref>Franck S, Block A, von Bloh W, Bounama C, Garrido I, Schellnhuber HJ: ''Planetary habitability: is Earth commonplace in the Milky Way?'' In: ''Naturwissenschaften'' 88 (2001): 416-426</ref>


{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
=== Kristallwasser ===
|- class="hintergrundfarbe5"
[[Datei:PallasHST2007.jpg|miniatur|right|200 px|Der sehr große Asteroid Pallas besitzt wasserhaltige Minerale.]][[Kristallwasser]] ist Wasser, das in Mineralen eingeschlossen ist. Als Bestandteil der Minerale baut es [[Gestein]]e mit auf.<ref>Sebastian U: ''Gesteinskunde''. Heidelberg, 2009: 13</ref> In Mineralen wurde Wasser belegt für den Zwergplaneten [[(1) Ceres|Ceres]]<ref>Lebofsky LA: ''Asteroid 1 Ceres - Evidence for water of hydration''. In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' 182 (1978): 17P</ref>, für die sehr großen Asteroiden [[(2) Pallas|Pallas]]<ref>Larson HP: ''The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites''. In: ''Icarus'' 56 (1983): 398</ref> und [[(4) Vesta|Vesta]],<ref>de Sanctis MC, Combe J-Ph, Ammannito E, Palomba E, Longobardo A, McCord TB, Marchi S, Capaccioni F, Capria MT, Mittlefehldt DW, Pieters CM, Sunshine J, Tosi F, Zambon F, Carraro F, Fonte S, Frigeri A, Magni G, Raymond CA, Russell CT, Turrini D: ''Detection of widespread hydrated materials on Vesta by the VIR imaging spectrometer on board the Dawn mission''. In: ''The Astrophysical Journal Letters'' 758 (2012): L36</ref>, für den [[Mond|Erdmond]]<ref>Barnes JJ, Anand M, Franchi IA, Starkey NA, Ota Y, Sano Y, Russell SS, Tartèse R: ''The hydroxyl content and hydrogen isotope composition of lunar apatites''. In: ''43rd Lunar and Planetary Science Conference (2012): 1797</ref> und für Asteroiden der [[Asteroiden#Die Zusammensetzung von Asteroiden|Typen B, G, F und C]],<ref>Encrenaz T, Bibring J-P, Blanc M, Barucci M-A, Roques F, Zarka P: ''The Solar System''. Berlin·Heidelberg, 2004: 275</ref> allen voran für bestimmte [[Kohliger Chondrit|kohlige Chondriten]].<ref>Norton, O. Richard NO: ''The Cambridge Encyclopedia of Meteorites''. Cambridge, 2002: 121-124</ref> Wasserhaltige Minerale wurden weiterhin auf dem Planeten [[Mars (Planet)|Mars]]<ref>Mustard JF, Murchie SL, Pelkey SM, Ehlmann BL, Milliken RE, Grant JA, Bibring J-P, Poulet F, Bishop J, Dobrea EN, Roach L, Seelos F, Arvidson RE, Wiseman S, Green R, Hash C, Humm D, Malaret E, McGovern JA, Seelos K, Clancy T, Clark R, Marais DD, Izenberg N, Knudson A, Langevin Y, Martin T, McGuire P, Morris R, Robinson M, Roush T, Smith M, Swayze G, Taylor H, Titus T, Wolff M: ''Hydrated Silicate Minerals on Mars Observed by the Mars Reconnaissance Orbiter CRISM Instrument''. In: ''Nature'' 454 (2008): 305</ref> auch natürlich auf der Erde gefunden.<ref>Wilhelm F: ''Hydrogeographie''. Braunschweig, 1997: 11</ref>
! Wasser des Asteroidenhauptgürtels
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* [[#Kristallwasser|Kristallwasser]]
* Wassereis
* [[#Asteroidenhauptgürtel 2|Wasserdampf]]
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=== Wassereis ===
==== Äußeres Sonnensystem ====
Eine Reihe Himmelskörper des äußeren Sonnensystems besitzt global durchgehende Kryosphären. Zwischen Jupiter- und Neptunorbit kommen sie auf [[Satellit (Astronomie)|Monden]] der vier [[Gasplanet]]en vor. Im ''transneptunischen'' äußeren Sonnensystem (jenseits des Neptunorbits) existieren die Kryosphären auf [[Zwergplanet]]en und ihren Monden. Deren Eis wird nicht immer überwiegend von Wassereis gebildet. Andere Eistypen können mehrheitlich vorhanden sein,<ref>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.&nbsp;483–506.</ref> zum Beispiel Ammoniakeis,<ref name="brown_107">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]]</ref> Kohlenmonoxideis,<ref name="Jewitt_Kuiper">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]]</ref> Methaneis,<ref>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]]</ref> Stickstoffeis<ref name="Owen">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]]</ref> oder Trockeneis.<ref>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]]</ref>
Das weitaus meiste Wasser des Sonnensystems liegt vor als [[Eis|Wassereis]]. Der größte Anteil des Wassereises wird in den kalten Außenregionen des Sonnensystems angetroffen. Die Außenregionen beginnen mit einem Abstand von ungefähr drei [[Astronomische Einheit|AU]] zur Sonne, zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter. Denn in jenem Abstand verläuft die ''Schneegrenze''.<ref>Lin DNC: ''Die chaotische Geburt der Planeten''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 06 (2008): 26</ref> Jenseits von ihr wird die [[Beleuchtungsstärke]] der Sonne zu schwach, um Wassereis zu sublimieren. Also kann sich dort Wassereis sehr leicht halten und sammeln.<ref Name="Hattenbach_13"/>

Die Gesamtheit der Eisvorkommen eines Himmelskörpers heißt [[Kryosphäre]]. Sie kann zu größeren Teilen aus Wassereis bestehen und bildet zumindest teilweise horizontale Eisflächen. Eine Kryosphäre kann einen ganzen Himmelskörper einschließen. Dann existiert eine ''global durchgehende Kryosphäre'' – eine schalenförmige Hohlkugel aus Wassereis. Eine Kryosphäre kann aber auch bloß an den kältesten Orten eines Himmelskörpers überdauern. Dann bildet sich eine ''regional begrenzte Kryosphäre''.

==== Äußeren Sonnensystem ====
Eine ganze Reihe von Himmelskörpern des äußeren Sonnensystems besitzen global durchgehende Kryosphären. Im ''transneptunischen'' äußeren Sonnensystem (jenseits des Neptun-Orbits) existieren sie als [[Zwergplanet]]en und als [[Satellit (Astronomie)|Monde]] von Zwergplaneten. Deren Kryosphären werden jedoch nicht immer überwiegend von Wassereis gebildet. Ebenso können andere Eistypen mehrheitlich vorhanden sein,<ref>de Bergh C, Schmitt B, Moroz LV, Quirico E, Cruikshank DP: ''Laboratory Data on Ices, Refractory Carbonaceous Materials, and Minerals Relevant to Transneptunian Objects and Centaurs'' In: Barucci MA, Boehnhardt H, Cruikshank DP, Morbidelli A, Dotson R (ed.): ''The Solar System Beyond Neptune''. Tucson, 2008: 483-506</ref> zum Beispiel Ammoniakeis,<ref name="brown_107">Brown ME, Calvin WM: ''Evidence for Crystalline Water and Ammonia Ices on Pluto's Satellite Charon''. In: ''Science'' 287 (2000): 107</ref> Kohlenmonoxideis,<ref>Jewitt DC: ''From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter''. In: ''The Astronomical Journal'' 123 (2002): 1046</ref> Methaneis,<ref>Merlin F, Alvarez-Candal A, Delsanti A, Fornasier S, Barucci MA, DeMeo FE, de Bergh C, Doressoundiram A, Quirico E, Schmitt B: ''Stratification of Methane Ice on Eris' Surface''. In: ''The Astronomical Journal'' 137 (2009): 315</ref> Stickstoffeis<ref>Owen TC, Roush TL, Cruikshank DP, Elliot JL, Young LA, de Bergh C, Schmitt B, Geballe TR, Brown RH, Bartholomew MJ: ''Surface Ices and the Atmospheric
Composition of Pluto''. In: ''Science'' 261 (1993): 745</ref> oder [[Trockeneis]].<ref>Brown ME, Schaller EL, Fraser WC: ''A hypothesis for the color diversity of the Kuiper belt''. In: ''The Astrophysical Journal Letters'' 739 (2011): L60</ref> Im ''cisneptunischen'' äußeren Sonnensystem (zwischen Neptun-Orbit und [[Asteroidengürtel|Asteroidenhauptgürtel]]) kommen Kryosphären vor auf Monden der vier [[Gasplanet]]en. Sie nun enthalten in der Regel verhältnismäßig viel Wassereis.


===== Monde und Zwergplaneten =====
{{Hauptartikel|Eismond}}
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|+ Himmelskörper mit global durchgehenden Kryosphären mit hohen Wassereisanteilen
|+ Himmelskörper mit global durchgehenden Kryosphären mit hohen Wassereisanteilen
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! Himmelskörper
! Himmelskörper
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| [[Jupiter (Planet)#Monde|Jupitermonde]]
| [[Transneptunisches Objekt|Transneptunische Objekte]]
| [[Europa (Mond)|Europa]],<ref name="greely" /> [[Ganymed (Mond)|Ganymed]],<ref>G. Schubert, K. Zhang, M. G. Kivelson, J. D. Anderson: ''The magnetic field and internal structure of Ganymede.'' In: ''Nature.'' Nr. 384, 1996, S.&nbsp;544–545. [[doi:10.1038/384544a0]]</ref><ref>T. Spohna, G. Schubert: ''Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?'' In: ''Icarus.'' Nr. 161, 2003, S.&nbsp;456–467. [[doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9]]</ref> [[Kallisto (Mond)|Kallisto]].<ref>O. L. Kuskov, V. A. Kronrod: ''Internal structure of Europa and Callisto.'' In: ''Icarus.'' Nr. 177, 2005, S.&nbsp;550–569. [[doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014]]</ref><ref>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.&nbsp;164–167. [[doi:10.1038/ngeo746]]</ref>
| [[Charon (Mond)|Charon]]<sup>1</sup>,<ref name="brown_107"/> [[(136108) Haumea|Haumea]]<sup>2</sup>,<ref>Pinilla-Alonso N, Brunetto R, Licandro J, Gil-Hutton R, Roush TL, Strazzulla G: ''The surface of (136108) Haumea (2003 EL{61}), the largest carbon-depleted object in the trans-Neptunian belt''. In: ''Astronomy and Astrophysics'' 496 (2009): 547</ref> [[(28978) Ixion|Ixion]]<sup>3</sup>,<ref>Merlin F, Barucci MA, de Bergh C, Fornasier, Doressoundiram A, Perna D, Protopapa S: ''Surface composition and physical properties of several trans-neptunian objects from the Hapke scattering theory and Shkuratov model''. In: ''Icarus'' 208 (2010): 945</ref> [[(90482) Orcus|Orcus]]<sup>4</sup>,<ref name="Trujillo_2005">Trujillo CA, Brown ME, Rabinowitz DL, Geballe TR: ''Near-Infrared Surface Properties of the Two Intrinsically Brightest Minor Planets: (90377) Sedna and (90482) Orcus''. In: ''The Astrophysical Journal'' 627 (2005): 1057</ref> [[(50000) Quaoar|Quaoar]]<sup>5</sup>,<ref>Jewitt DC, Luu J: ''Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar''. In: ''Nature'' 432 (2004): 731</ref> [[(90377) Sedna|Sedna]]<sup>6</sup>.<ref name="Trujillo_2005"/>
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| [[Neptun (Planet)#Monde|Neptun-Monde]]
| [[Saturn (Planet)#Monde|Saturnmonde]]<sup>1</sup>
| [[Dione (Mond)|Dione]],<ref name="clark_265_281">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]]</ref> [[Enceladus (Mond)|Enceladus]],<ref name="Porco_2433">{{Literatur |Autor=C. Porco |Titel=Enceladus – rätselhafter Saturnmond |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 6 |Datum=2009 |Seiten=24–33 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/astronomie-physik/enceladus-raetselhafter-saturnmond/992813 online]}}</ref> [[Iapetus (Mond)|Iapetus]],<ref name="clark_265_281" /> [[Mimas (Mond)|Mimas]],<ref>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. [http://elib.dlr.de/67947/1/Cruikshank_AGU2010_P21C_07.pdf (Link)]</ref> [[Rhea (Mond)|Rhea]], [[Tethys (Mond)|Tethys]],<ref name="clark_265_281" /> [[Titan (Mond)|Titan]].<ref>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.&nbsp;80–81. [http://www.lpi.usra.edu/meetings/scssi2008/pdf/9093.pdf (Link)]</ref>
| [[Triton (Mond)|Triton]].<ref>Cruikshank DP, Schmitt B, Roush TL, Owen TC, Quirico E, Geballe TR, de Bergh C, Bartholomew MJ, Dalle Ore CM, Douté S; Meier R: ''Water Ice on Triton''. In: ''Icarus'' 147 (2000): 309-316</ref>
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| [[Uranus (Planet)#Monde|Uranus-Monde]]
| [[Uranus (Planet)#Monde|Uranusmonde]]
| [[Ariel (Mond)|Ariel]],<ref name="grundy">Grundy WM, Young LA, Spencer JR, Johnson RE, Young EF, Buie MW: ''Distributions of H<sub>2</sub>O and CO<sub>2</sub> ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations''. In: ''Icarus'' 184 (1999): 543</ref> [[Miranda (Mond)|Miranda]],<ref>Bauer JM, Roush TL, Geballe TR, Meech KJ, Owen TC, Vacca WD, Rayner JT, Jim KTC: ''The Near Infrared Spectrum of Miranda: Evidence of Crystalline Water Ice''. In: ''Icarus'' 158 (2002): 178</ref> [[Oberon (Mond)|Oberon]], [[Titania (Mond)|Titania]], [[Umbriel (Mond)|Umbriel]].<ref name="grundy"/>
| [[Ariel (Mond)|Ariel]],<ref name="grundy">W. M. Grundy, L. A. Young, J. R. Spencer, R. E. Johnson, E. F. Young, M. W. Buie: ''Distributions of H<sub>2</sub>O and CO<sub>2</sub> 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]]</ref> [[Miranda (Mond)|Miranda]],<ref>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]]</ref> [[Oberon (Mond)|Oberon]], [[Titania (Mond)|Titania]], [[Umbriel]].<ref name="grundy" />
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| [[Saturn_(Planet)#Monde|Saturn-Monde]]<sup>7</sup>
| [[Neptun (Planet)#Monde|Neptunmonde]]
| [[Triton (Mond)|Triton]].<ref>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.&nbsp;309–316. [[doi:10.1006/icar.2000.6451]]</ref>
| [[Dione (Mond)|Dione]],<ref name="clark_265_281">Clark RN, Brown RH, Owensby PD, Steele A: ''Saturn's satellites: Near-infrared spectrophotometry (0.6–2.5 μm) of the leading and trailing sides and compositional implications''. In: ''Icarus'' 58 (1984): 265–281</ref> [[Enceladus (Mond)|Enceladus]],<ref name="Porco_2433">Porco C: ''Enceladus – rätselhafter Saturnmond''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 06 (2009): 24-33</ref> [[Iapetus (Mond)|Iapetus]],<ref name="clark_265_281"/> [[Mimas (Mond)|Mimas]],<ref>Cruikshank DP, Marzo GA; Pinilla-Alonso N, Roush TL, Mastrapa RM, Dalle Ore CM, Buratti BJ, Stephan K, VIMS Team: ''Mimas: Preliminary Evidence For Amorphous Water Ice From VIMS''. In: ''Bulletin of the American Astronomical Society'' 42 (2010): 943</ref> [[Rhea (Mond)|Rhea]], [[Tethys (Mond)|Tethys]],<ref name="clark_265_281"/> [[Titan (Mond)|Titan]].<ref>Hayne P, McCord TB, Sotin C, Barmatz M, Mielke R, Combe J-Ph, Hansen GB: ''Titan's Surface Composition: Constraints From Laboratory Experiments And Cassini/VIMS Observations''. In: ''Lunar and Planetary Science Conference'' (2008): 80-81</ref>
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| [[Transneptunisches Objekt|Transneptunische Objekte]]
| [[Jupiter_(Planet)#Monde|Jupiter-Monde]]
| [[Charon (Mond)|Charon]]<sup>2</sup>,<ref name="brown_107" /> [[(136108) Haumea|Haumea]]<sup>3</sup>,<ref>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]]</ref> [[(28978) Ixion|Ixion]]<sup>4</sup>,<ref>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]]</ref> [[(90482) Orcus|Orcus]]<sup>5</sup>,<ref name="Trujillo_2005">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]]</ref> [[(50000) Quaoar|Quaoar]]<sup>6</sup>,<ref>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]]</ref> [[(90377) Sedna|Sedna]].<sup>4</sup><ref name="Trujillo_2005" />
| [[Europa (Mond)|Europa]],<ref name="greely"/> [[Ganymed (Mond)|Ganymed]],<ref>Schubert G, Zhang K, Kivelson MG, Anderson JD: ''The magnetic field and internal structure of Ganymede''. In: ''Nature'' 384 (1996): 544-545</ref><ref>Spohna T, Schubert G: ''Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?'' In: ''Icarus'' 161 (2003): 456-467</ref> [[Kallisto (Mond)|Kallisto]].<ref>Kuskov OL, Kronrod VA: ''Internal structure of Europa and Callisto''. In: ''Icarus'' 177 (2005): 550-569</ref><ref>Barr AC, Canup RM: ''Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment''. In: ''Nature Geoscience'' 3 (2010): 164-167</ref>
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<small>'''1''': Die Oberflächen der beiden großen unregelmäßig geformten Saturnmonde [[Hyperion (Mond)|Hyperion]]<ref>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]]</ref> und [[Phoebe (Mond)|Phoebe]]<ref>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 [http://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC-DPS2011/EPSC-DPS2011-309.pdf (Link)]</ref> sind ebenfalls aufgebaut aus verunreinigten Wassereiskörnern.</small><br />
<small>'''1''': Die Kryosphäre des zugehörigen Zwergplaneten [[Pluto]] besitzt keinen ähnlich hohen Wassereisanteil.<ref>Owen TC, Roush TL, Cruikshank DP, Elliot JL, Young LA, de Bergh C, Schmitt B, Geballe TR, Brown RH, Bartholomew MJ: ''Surface Ices and the Atmospheric Composition of Pluto''. In: ''Science'' 261 (1993): 745</ref></small><br>
<small>'''2''': Die Kryosphäre des zugehörigen Zwergplaneten [[Pluto]] besitzt keinen ähnlich hohen Wassereisanteil.<ref name="Owen" /></small><br />
<small>'''2''': Kryosphäre aus etwa 60 % Wassereis.<ref name="trujillo_105">Trujillo CA, Sheppard SS, Schaller EL: ''A Photometric System for Detection of Water and Methane Ices on Kuiper Belt Objects''. In: ''The Astrophysical Journal'' 730 (2011): 105-107</ref> Die Oberflächen der beiden zugehörigen Monde [[Hiʻiaka (Mond)|Hiʻiaka]] und [[Namaka (Mond)|Namaka]] besitzen ebenfalls Oberflächen hauptsächlich aus Wassereis.<ref>Fraser WC, Brown ME: ''NICMOS Photometry of the Unusual Dwarf Planet Haumea and its Satellites''. In: ''The Astrophysical Journal Letters'' 695 (2009): L1</ref></small><br>
<small>'''3''': Kryosphäre aus etwa 60 % Wassereis.<ref name="trujillo_105">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.&nbsp;105–107. [[doi:10.1088/0004-637X/730/2/105]]</ref> Die beiden zugehörigen Monde [[Hiʻiaka (Mond)|Hiʻiaka]] und [[Namaka (Mond)|Namaka]] besitzen ebenfalls Oberflächen hauptsächlich aus Wassereis.<ref>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]]</ref></small><br />
<small>'''3''': Kryosphäre aus etwa 10 % Wassereis.<ref name="trujillo_105"/></small><br>
<small>'''4''': Kryosphäre aus etwa 20 % Wassereis.<ref name="trujillo_105"/> Die Kryosphäre des zugehörigen Mondes [[(90482) Orcus#Mond|Vanth]] besitzt keinen ähnlich hohen Wassereisanteil.<ref>Brown ME, Ragozzine D, Stansberry J, Fraser WC: ''The size, density, and formation of the Orcus-Vanth system in the Kuiper belt''. In: ''The Astronomical Journal'' 139 (2010): 139</ref></small><br>
<small>'''4''': Kryosphäre aus etwa 10 % Wassereis.<ref name="trujillo_105" /></small><br />
<small>'''5''': Kryosphäre aus etwa 20 % Wassereis.<ref name="trujillo_105" /> Die Kryosphäre des zugehörigen Mondes [[Vanth (Mond)|Vanth]] besitzt keinen ähnlich hohen Wassereisanteil.<ref>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]]</ref></small><br />
<small>'''5''': Kryosphäre aus 22 % Wassereis.<ref name="trujillo_105"/></small><br>
<small>'''6''': Kryosphäre aus etwa 10 % Wassereis.<ref name="trujillo_105"/></small><br>
<small>'''6''': Kryosphäre aus 22 % Wassereis.<ref name="trujillo_105" /></small>
<small>'''7''': Die Oberflächen der beiden großen unregelmäßig geformten Saturn-Monde [[Hyperion (Mond)|Hyperion]]<ref>Owen TC, Cruikshank DP, Dalle Ore CM, Geballe TR, Roush TL, de Bergh C: ''Detection of Water Ice on Saturn's Satellite Phoebe''. In: ''Icarus'' 139 (1999): 379</ref> und [[Phoebe (Mond)|Phoebe]]<ref>Cruikshank DP, Pendleton YJ, Dalton JB: ''Does Hyperion Carry an Interstellar Heritage of Organics and Ice?'' In: ''EPSC-DPS Joint Meeting 2011'' (2011): 309</ref> sind ebenfalls aufgebaut aus verunreinigten Wassereiskörnern.</small><br>
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{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
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! Wasser des äußeren Sonnensystems
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* Wassereis
* [[#Äußeres Sonnensystem 2|Flüssigwasser]]
* [[#Äußeres Sonnensystem 3|Wasserdampf]]
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===== Ring-Objekte =====
[[Datei:E ring with Enceladus.jpg|mini|hochkant=0.9|Die Wassereis-Partikel des Saturn-E-Rings stammen vom Saturnmond Enceladus.]]
Die Kleinkörper der [[Saturn (Planet)#Ringsystem|Saturnringe]] ''(Ring-Objekte)'' bestehen aus fast reinem Wassereis (mindestens 90 %).<ref>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]]</ref><ref>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]]</ref> Die mikroskopisch kleinen Ring-Objekte des [[Enceladus (Mond)#E-Ring|E-Rings]] sind ein wieder gefrorener Anteil des Wassers, das von den [[Kryovulkan]]en des Saturnmonds [[Enceladus (Mond)|Enceladus]] ausgeworfen wurde.<ref>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]]</ref> 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 (Planet)#Ringsystem|Jupiter]],<ref>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.&nbsp;241–242.</ref> [[Ringe des Uranus|Uranus]]<ref>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.</ref> und [[Neptun (Planet)#Ringsystem|Neptun]]<ref>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.</ref> 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 [[(10199) Chariklo|Chariklo]] wiederum vor allem aus Wassereis.<ref>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]]</ref>


===== Kometen =====
===== Kometen =====
Typische wassereishaltige Kleinkörper des äußeren Sonnensystems sind Kometenkerne. So enthielt der Kometenkern des Kometen [[C/1999 S4 (LINEAR)|C/1999 S4]] zum Zeitpunkt seines Auseinanderbrechens 3,3 Millionen Tonnen Wasser.<ref>Mäkinen JTT, Bertaux J-L, Combi MR, Quémerais E: ''Water Production of Comet C/1999 S4 (LINEAR) Observed with the SWAN Instrument''. In: ''Science'' 292 (2001): 1326</ref> Kometenkerne werden auch ''icy dirtballs'' genannt: Sie bestehen außen aus einer meterdicken Staubkruste, die ein Inneres aus Eistypen einhüllen, zu denen in großen Mengen Wassereis gehört.<ref>Bachmann K: ''Kometen-Fieber''. In: ''GEO'' 12 (2013): 83</ref><ref>Davies JK, Roush TL, Cruikshank DP, Bartholomew MJ, Geballe TR, Owen T, de Bergh C: ''The Detection of Water Ice in Comet Hale-Bopp''. In: ''Icarus'' 127 (1997): 238</ref><ref>Küppers M, Bertini I, Fornasier S, Gutierrez PJ, Hviid SF, Jorda L, Keller HU, Knollenberg J, Koschny D, Kramm R, Lara L-M, Sierks H, Thomas N, Barbieri C, Lamy P, Rickman H, Rodrigo R, OSIRIS team: ''A large dust/ice ratio in the nucleus of comet 9P/Tempel 1''. In: ''Nature'' 437 (2005): 987-990</ref> Diese Kenntnisse vom inneren Aufbau von Kometen wurden anhand von Exemplaren gewonnen, die in das innere Sonnensystem wanderten und [[Raumsonde]]n zugänglich waren. In den wärmen, helleren und [[Sonnenwind|Sonnenwind-stärkeren]] Regionen scheint sich Zusammensetzung und Aufbau ihrer Oberflächen allerdings stärker verändern zu können. Darum könnte sich die Struktur von Kometenkernen, die noch niemals in das innere Sonnensystem gewandert sind, merklich davon unterscheiden.<ref>Jewitt DC: ''From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter''. In: ''The Astronomical Journal'' 123 (2002): 1046</ref>
Typische wassereishaltige Kleinkörper des äußeren Sonnensystems sind Kometenkerne. So enthielt der Kometenkern des Kometen [[C/1999 S4 (LINEAR)|C/1999 S4]] zum Zeitpunkt seines Auseinanderbrechens 3,3 Millionen Tonnen Wasser.<ref>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]]</ref> Kometenkerne werden auch ''icy dirtballs'' genannt: Sie bestehen außen aus einer meterdicken Staubkruste, die ein Inneres aus verschiedenen Eistypen einhüllen, zu denen Wassereis gehört.<ref>K. Bachmann: ''Kometen-Fieber.'' In: ''GEO.'' Nr. 12, 2013, S. 83. [http://www.genios.de/presse-archiv/artikel/GEO/20131201/kometen-fieber/A55952508.html (Link)]</ref><ref>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]]</ref><ref>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.&nbsp;987–990. [[doi:10.1038/nature04236]]</ref> Diese Erkenntnisse vom inneren Aufbau der Kometen wurden anhand von Exemplaren gewonnen, die in das innere Sonnensystem wanderten und [[Raumsonde]]n 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.<ref name="Jewitt_Kuiper" />


Im äußeren Sonnensystem existieren drei verschiedene Gruppen von Kometenkernen: Kometenkerne der [[Zentaur (Asteroid)|Zentauren]], Kometenkerne des [[Kuipergürtel]]s und Kometenkerne der [[Oortsche Wolke|Oort-Wolke]]. Zwischen Neptunbahn und Jupiterbahn befinden sich einige hundert<ref>The International Astronomical Union: ''Minor Planet Center – List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects''. [http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Centaurs.html (Link)]</ref> Zentauren,<ref>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]]</ref> von denen mindestens zwei Drittel aus Kometenkernen bestehen.<ref>M. E. Brown, C. D. Koresko: ''Detection of Water Ice on the Centaur 1997 CU<sub>26</sub>.'' In: ''The Astrophysical Journal Letters.'' Nr. 505, 1998, L65. [[doi:10.1086/311593]]</ref><ref>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]]</ref> Hinter den Zentauren schließen sich hunderte Millionen Kometenkerne des Kuipergürtels an. Ihre [[Umlaufbahn]]en liegen jenseits der Neptunbahn.<ref>M. E. Zolensky: ''Extraterrestrial Water.'' In: ''Elements.'' Nr. 1, 2005, S. 39. [[doi:10.2113/gselements.1.1.39]]</ref> 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.<ref name="Hattenbach_13" />
Im äußeren Sonnensystem existieren drei verschiedene Gruppen von Kometenkerne: Kometenkerne der [[Oortsche Wolke|Oort-Wolke]], Kometenkerne des [[Kuipergürtel|Kuiper-Gürtels]] und Kometenkerne der [[Zentauren]].


Ganz außen befinden sich mehrere Milliarden Kometenkerne in der Oort-Wolke.<ref>Weissman PR: ''The Oort Cloud''. In: ''Nature'' 344 (1990): 825</ref> Ungefähr neunzig Prozent der Kerne stammen ursprünglich nicht aus dem eigenen Sonnensystem. Stattdessen wurden sie anderen Planetensystemen [[Schwerkraft|gravitativ]] abgenommen.<ref>Levison HF, Duncan MJ, Brasser R, Kaufmann DE: ''Capture of the Sun's Oort Cloud from Stars in Its Birth Cluster''. In: ''Science'' 329 (2010): 187</ref> Dies geschah, als sich die Sonne noch in enger Nachbarschaft mit anderen Sternen in einem gemeinsamen Geburtssternhaufen befand.<ref>Portegies Zwart SF: ''Auf der Suche nach den Geschwistern der Sonne''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 03 (2010): 26-33</ref> Demzufolge besitzt ein Teil des Wassers, das von Kometen in das innere Sonnensystem verfrachtet wird, extrasolare Ursprünge. Jene Wässer aus dem interstellaren Raum können an ihren [[Isotopenverhältnis]]sen zwischen [[Wasserstoff#Deuterium und Tritium|Protium und Deuterium]] erkannt werden. In den Wässern des Sonnensystems beträgt diese Relation nämlich üblicherweise 6400 Protium-Atome zu 1 Deuterium-Atom. Extrasolare Wässer besitzen davon abweichende Isotopenverhältnisse.<ref>Bachmann K: ''Kometen-Fieber''. In: ''GEO'' 12 (2013): 92</ref>
Ganz außen befinden sich mehrere Milliarden Kometenkerne in der Oort-Wolke.<ref>P. R. Weissman: ''The Oort Cloud.'' In: ''Nature.'' Nr. 344, 1990, S. 825. [[doi:10.1038/344825a0]]</ref> Ungefähr neunzig Prozent der Kerne stammen ursprünglich nicht aus dem eigenen Sonnensystem. Stattdessen wurden sie anderen Planetensystemen [[Gravitation|gravitativ]] abgenommen.<ref>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]]</ref> Dies geschah, als sich die Sonne noch in enger Nachbarschaft mit anderen Sternen in einem gemeinsamen Geburtssternhaufen befand,<ref>{{Literatur |Autor=S. F. Portegies Zwart |Titel=Auf der Suche nach den Geschwistern der Sonne |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 3 |Datum=2010 |Seiten=26–33 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/stellare-dynamik/auf-der-suche-nach-den-geschwistern-der-sonne/1019950 online]}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=S. W. Stahler |Titel=Die Kinderstuben der Sterne |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 1 |Datum=2014 |Seiten=35 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/astrophysik/die-kinderstuben-der-sterne/1214049 online]}}</ref><ref>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]]</ref> zu dem beispielsweise auch der Stern [[HD 162826]] gehörte.<ref>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]]</ref> 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 [[Wasserstoff#Isotope|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.<ref>K. Bachmann: ''Kometen-Fieber.'' In: ''GEO.'' Nr. 12, 2013, S. 92 [http://www.genios.de/presse-archiv/artikel/GEO/20131201/kometen-fieber/A55952508.html (Link)]</ref>


{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
Diesseits der Oort-Wolke schließen sich hunderte Millionen Kometenkerne des Kuiper-Gürtels an. Sie ziehen ihre [[Orbit]]s jenseits der Neptun-Bahn.<ref>Zolensky ME: ''Extraterrestrial Water''. In: ''Elements'' 1 (2005): 39</ref> Wenn die Objekte des Kuiper-Gürtels zusammenstoßen, werden große Mengen kleinster Partikel abgesprengt. Die Partikel umhüllen vor allem die größeren Brocken wie feiner Nebel. Sie bestehen zu einem nicht geringen Anteil aus Wassereis.<ref Name="Hattenbach_13"/>
|- class="hintergrundfarbe5"
! Wasser der Kometen
|-
|
* Wassereis
* [[#Kometen 2|Flüssigwasser]]
* [[#Kometen 3|Wasserdampf]]
|}


=== Milchstraße ===
Zwischen Neptun-Bahn und Jupiter-Bahn befinden sich schließlich einige hundert<ref>The International Astronomical Union: ''Minor Planet Center - List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects''. [http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Centaurs.html (online)]</ref> Zentauren,<ref>Brasser R, Schwamb ME, Lykawka PS, Gomes RS: ''An Oort cloud origin for the high-inclination, high-perihelion Centaurs''. In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' 420 (2012): 3396</ref> von denen mindestens zwei Drittel ebenfalls aus Kometenkernen bestehen.<ref>Brown ME, Koresko CD: ''Detection of Water Ice on the Centaur 1997 CU<sub>26</sub>''. In: ''The Astrophysical Journal Letters'' 505 (1998): L65</ref><ref>Bauer JM, Grav T, Blauvelt E, Mainzer AK, Masiero JR, Stevenson R, Kramer E, Fernández YR, Lisse CM, Cutri RM, Weissman PR, Dailey JW, Masci FJ, Walker R, Waszczak A, Nugent CR, Meech KJ, Lucas A, Pearman G, Wilkins A, Watkins J, Kulkarni S, Wright EL, WISE Team, PTF Team: ''Centaurs and Scattered Disk Objects in the Thermal Infrared: Analysis of WISE/NEOWISE Observations''. In: ''The Astrophysical Journal'' 773 (2013): 22</ref>
[[Datei:HD 113766 circumstellar disk.jpg|mini|hochkant=0.9|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 Staub]]teilchen<ref>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]]</ref><ref>{{Literatur |Autor=J. M. Greenberg |Titel=Kosmischer Staub |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft Dossier |Band=Nr. 4 |Datum=2003 |Seiten=56 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/astronomie/kosmischer-staub/827319 online]}}</ref> 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.<ref name="CaselliP">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]]</ref> In ähnlicher Form existiert Wassereis in den kühleren Außenbereichen [[Protoplanetare Scheibe|protoplanetarer Scheiben]],<ref>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]]</ref><ref name="Hattenbach_13">{{Literatur |Autor=J. Hattenbach |Titel=Brocken um ferne Sterne |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 5 |Datum=2013 |Seiten=13 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/astronomie/brocken-um-ferne-sterne/1191568 online]}}</ref> wie zum Beispiel in der Scheibe um den Stern [[TW Hydrae]]. Dort kann es zu [[Komet]]enkernen verbacken werden.<ref>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]]</ref><ref>K. Bachmann: ''Kometen-Fieber.'' In: ''GEO.'' Nr. 12, 2013, S. 88. [http://www.genios.de/presse-archiv/artikel/GEO/20131201/kometen-fieber/A55952508.html (Link)]</ref> Bisher sind zehn einzelne solcher [[Exokomet]]en entdeckt worden<ref>{{Literatur |Autor=J. Hattenbach |Titel=Brocken um ferne Sterne |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 5 |Datum=2013 |Seiten=13–14 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/astronomie/brocken-um-ferne-sterne/1191568 online]}}</ref> und Spuren kollidierender Exokometen wurden beim Stern [[Beta Pictoris]] gefunden.<ref>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]]</ref> Außerdem wurde ein massenhaftes Eindringen sehr vieler Exokometen ''(Kometensturm)''<ref>''NASA/Jet Propulsion Laboratory. NASA's Spitzer detects comet storm in nearby solar system.'' In: ''ScienceDaily.'' 19. Oktober 2011. [http://www.sciencedaily.com/releases/2011/10/111019161940.htm (Link)]</ref> für die inneren Bereiche des Planetensystems vom Stern [[Eta Corvi]] belegt.<ref>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. [http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1110/1110.4172.pdf (Link)]</ref>


Kometen können aus gürtelförmigen Regionen stammen, die den Außenrand von Planetensystemen begrenzen ''(äußere Kometengürtel)''.<ref name="Hattenbach_12">{{Literatur |Autor=J. Hattenbach |Titel=Brocken um ferne Sterne |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 5 |Datum=2013 |Seiten=12 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/astronomie/brocken-um-ferne-sterne/1191568 online]}}</ref> 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|TW Piscis Austrini (Fomalhaut B)]],<ref name="Hattenbach_12" /> [[LP 876-10|LP 876-10 (Fomalhaut C)]]<ref>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]]</ref> und [[HR 8799]].<ref>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]]</ref>
===== Ring-Objekte =====
[[Datei:E ring with Enceladus.jpg|miniatur|right|200 px|Die Wassereis-Partikel vom E-Ring des Planeten Saturn stammen vom Saturn-Mond Enceladus.]]Die Kleinkörper der [[Saturn (Planet)#Ringsystem|Saturnringe]] (''Ring-Objekte'') bestehen aus fast reinem Wassereis (mindestens 90 %).<ref>Nicholson PD, Hedman MM, Clark RN, Showalter MR, Cruikshank DP, Cuzzi JN, Filacchione G, Capaccioni F, Cerroni P, Hansen GB, Sicardy B, Drossart P, Brown RH, Buratti BJ, Baines KH, Coradini A: ''A close look at Saturn's rings with Cassini VIMS''. In: ''Icarus'' 193 (2008): 182</ref><ref>O’Donoghue J, Stallard TS, Melin H, Jones GH, Cowley SWH, Miller S, Baines KH, Blake JSD: ''The domination of Saturn’s low-latitude ionosphere by ring ‘rain’''. In: ''Nature'' 496 (2013): 193</ref> Die mikroskopisch kleinen Ring-Objekte des [[Enceladus_(Mond)#E-Ring|E-Rings]] bestehen aus einem wieder gefrorenen Anteil des Wassers, das von den [[Kryovulkan]]en des Satun-Monds [[Enceladus (Mond)|Enceladus]] ausgeworfen wurde.<ref>Verbiscer A, French R, Showalter M, Helfenstein P: ''Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act''. In: ''Science'' 315 (2007): 815</ref> Alle Satun-Ringe bergen zusammengenommen und grob geschätzt zwanzig- bis dreißig Mal so viel Wasser wie die Erde. Ihr Wassereisreichtum stellt unter den Ringsystemen der Planeten des Sonnensystems eine Besonderheit dar. Die Ringsysteme von [[Jupiter (Planet)#Ringsystem|Jupiter]],<ref>Burns JA, Simonelli DP, Showalter MR, Hamilton DP, Porco CC, Throop H, Esposito LW: ''Jupiter's Ring-Moon System''. In: Bagenal F, Dowling Te, McKinnon WB (ed.): ''Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere''. Cambridge, 2004: 241-242</ref> [[Ringe des Uranus|Uranus]]<ref>French RG, Nicholson PD, Porco CC, Marouf EA: ''Dynamics and Structure of the Uranian Rings''. In: Bergstralh JT, Miner ED, Matthews MS (ed.): ''Uranus''. Tucson, 1991: 327</ref> und [[Neptun (Planet)#Ringsystem|Neptun]]<ref>Porco CC, Nicholson PD, Cuzzi JN, Lissauer JJ, Esposito LW: ''Neptune's Rings''. In: Cruikshank DP (ed.): ''Neptune and Triton''. Tucson, 1995: 703</ref> bestehen aus dunkleren Ring-Objekten. Von ihnen wird gemeinhin angenommen, dass sie aus stärker verunreinigtem Wassereis oder überhaupt nicht aus Wassereis aufgebaut sind. Demhingegen sind die Ring-Objekte der zwei Ringe des großen Zentauren [[(10199) Chariklo|Chariklo]] großteilig aus Wassereis aufgebaut.<ref>Camargo JIB, Vieira-Martins R, Assafin M, Braga-Ribas F, Sicardy B, Desmars J, Andrei AH, Benedetti-Rossi G, Dias-Oliveira A: ''Candidate stellar occultations by Centaurs and trans-Neptunian objects up to 2014''. In: ''Astronomy & Astrophysics'' 561 (2014): A37</ref>


Wassereis kommt vermutlich in neptunähnlichen [[Exoplanet]]en vor. Solche Himmelskörper besitzen ausgedehnte Planetenkerne. Die Kerne könnten zu einem wesentlichen Teil aus Wassereis gebaut sein.<ref>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]]</ref> Ein Beispiel eines neptunähnlichen Exoplaneten heißt [[OGLE-2005-BLG-169L b]],<ref>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]]</ref> drei weitere umrunden den Stern [[HD 69830]].<ref>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]]</ref>
==== Asteroidenhauptgürtel ====
Im Asteroidenhauptgürtel – im Übergangsbereich von äußerem zu innerem Sonnensystem – wurde ebenfalls Wassereis gefunden. Es befindet sich an den Oberflächen der Asteroiden [[(24) Themis|Themis]]<ref>Campins H, Hargrove K, Pinilla-Alonso N, Howell ES, Kelley MS, Licandro J, Mothé-Diniz T, Fernández Y, Ziffer J: ''Water ice and organics on the surface of the asteroid 24 Themis''. In: ''Nature'' 464 (2010): 1320</ref> und [[(65) Cybele|Cybele]].<ref>Licandro J, Campins H, Kelley M, Hargrove K, Pinilla-Alonso N, Cruikshank D, Rivkin AS, Emery J: ''(65) Cybele: detection of small silicate grains, water-ice, and organics''. In: ''Astronomy & Astrophysics'' 525 (2011): A34</ref> Auch der Zwergplanet Ceres besitzt vielleicht Wassereis. Es müsste in Schichten unterhalb seiner Oberfläche liegen und an zwei Stellen offen zutage treten, so dass vom ihm Wasserdampf sublimieren kann.<ref name="Küppers">Küppers M, O’Rourke L, Bockelée-Morvan D, Zakharov V, Lee S, v Allmen P, Carry B, Teyssier D, Marston A, Müller T, Crovisier J, Barucci MA, Moreno R: ''Localized sources of water vapour on the dwarf planet (1) Ceres''. In: ''Nature'' 505 (2014): 525</ref>


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.<ref>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]]</ref> 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 [[Habitable Zone|habitablen Zone]].<ref>{{Literatur |Autor=L. Kaltenegger |Titel=Faszinierende Neue Welten |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 7 |Datum=2013 |Seiten=62 u. 65 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/serie-astronomie-iv-supererden/faszinierende-neue-welten/1194967 online]}}</ref> Grundsätzlich ist davon auszugehen, dass neptunähnliche und erdähnliche Exoplaneten sehr häufig in Planetensystemen vorkommen und die Mehrheit der Exoplaneten bilden.<ref>{{Literatur |Autor=L. Kaltenegger |Titel=Faszinierende Neue Welten |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 7 |Datum=2013 |Seiten=58 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/serie-astronomie-iv-supererden/faszinierende-neue-welten/1194967 online]}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=J. Wambsganss |Titel=Milchstraße voller Planeten |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 6 |Datum=2012 |Seiten=17 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/astronomie/milchstrasse-voller-planeten/1151516 online]}}</ref> Demzufolge sollte Wassereis in vielen Planetensystemen kein seltener Stoff sein.
==== Inneres Sonnensystem ====
Auf den Himmelskörpern des inneren Sonnensystems existieren dauerhaft keine global durchgehenden Kryosphären. Wenn überhaupt, beschränken sich Wassereisvorkommen auf die kältesten Gebiete oder liegen [[Ablagerungsmilieu|subterran]] geschützt vor Sonnenlicht.


{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
===== Mars =====
|- class="hintergrundfarbe5"
[[Datei:Icy Crater on Mars ESP 016954 2245 subimage 2.jpg|miniatur|right|200 px|In einem frischen Einschlagkrater auf dem Mars wurde Wassereis sichtbar, das ansonsten unter der Oberfläche verborgen bleibt.]] Die regional begrenzte Kryosphäre des Mars<ref>Mousis O, Lunine JI, Chassefière E, Montmessin F, Lakhlifi A, Picaud S, Petit J-M, Cordier D: ''Mars cryosphere: A potential reservoir for heavy noble gases?'' In: ''Icarus'' 218 (2012): 80</ref> umfasst nicht nur seine beiden [[Mars (Planet)#Eisvorkommen an den Polen|Polregionen]]. Meistens bedeckt von Trockeneis (außer im Sommer)<ref>Appéré T, Schmitt B, Langevin Y, Douté S, Pommerol A, Forget F, Spiga A, Gondet B, Bibring J-P: ''Winter and spring evolution of northern seasonal deposits on Mars from OMEGA on Mars Express''. In: ''Journal of Geophysical Research: Planets'' 116 (2011): E05001</ref> und vor allem von Sedimenten lagern aber allein schon dort riesige Wassereisvorkommen. Am Nordpol wurden viele tausend Kubikkilometer Wassereis festgestellt.<ref>Maise G, Powell J, Powell J, Paniagua J, Ludewig H: ''MULTI-MICE: A Network of Interactive Nuclear Cryo Probes to Explore Ice Sheets on Mars and Europa''. New York, 2006: 2</ref> Es nimmt ein Gebiet von ungefähr 900.000 Quadratkilometern ein und erreicht an seinen mittigen Stellen zwei Kilometer Dicke.<ref>Putzig NE, Phillips RJ, Seu R, Biccari D, Safaeinili A, Holt JW, Plaut JJ, Egan AF: ''Subsurface structure of Planum Boreum from Mars Reconnaissance Orbiter Shallow Radar soundings''. In: ''Icarus'' 204 (2009): 443</ref> Am Südpol wurden 1.600.000 Kubikkilometer Wassereis gefunden.<ref>Plaut JJ, Picardi G, Safaeinili A, Ivanov AB, Milkovich SM, Cicchetti A, Kofman W, Mouginot J, Farrell WM, Phillips RJ, Clifford SM, Frigeri A, Orosei R, Federico C, Williams IP, Gurnett DA, Nielsen E, Hagfors T, Heggy E, Stofan ER, Plettemeier D, Watters TR, Leuschen CJ, Edenhofer P: ''Subsurface Radar Sounding of the South Polar Layered Deposits of Mars''. In: ''Science'' 316 (2007): 92</ref> Jenseits der Polarregionen befinden sich riesige Areale mit [[Mars (Planet)#Weitere Eisvorkommen|nicht-polarem Wassereis]].<ref>Head JW, Marchant DR: ''Evidence for Non-Polar Ice Deposits in the Past History of Mars''. In: ''Lunar and planetary science Conference'' 39 (2008): 1295</ref><ref>McEwen AS: ''Wandelbarer Mars''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 12 (2013): 67</ref>
! Wasser der Milchstraße
In höheren mittleren [[Breitenkreis|Breiten]] bleibt Wassereis bereits stabil, wenn es bloß in Untergrundtiefen zwischen einem und zwei Metern gelagert wird.<ref>Bandfield JL: '' High-resolution subsurface water-ice distributions on Mars''. In: ''Nature'' 447 (2007): 64</ref> 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.<ref>Plaut JJ, Safaeinili A, Holt JW, Phillips RJ, Head III JW, Seu R, Putzig NE, Frigeri A: ''Radar evidence for ice in lobate debris aprons in the mid-northern latitudes of Mars''. In: ''Geophysical Research Letters'' 36 (2009): L02203</ref> Selbst unter den Sedimentdecken des äquatorial gelegenen [[Valles Marineris]] befinden sich 1.000.000 Kubikkilometer Wassereis.<ref>Gourronc M, Bourgeois O, Mège D, Pochat S, Bultel B, Massé M, Le Deit L, Le Mouélic S, Mercier D: ''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'' 204 (2014): 235</ref> Die beiden letztgenannten Wassereisdepots werden gedeutet als ''fossiles Eis''. Es wurde (ähnlich wie irdisches [[Toteis]]) am Ende einer Vergletscherungsphase von Schutt und Sanden überdeckt. Darum konnte es sich bis heute halten. Aus dem Vorhandensein von derlei fossilem, nicht-polaren Wassereis kann geschlossen werden, dass der Mars zumindest eine [[Eiszeitalter|Eiszeit]] durchlaufen haben sollte: In seiner Vergangenheit trug der Mars mindestens einmal eine riesige [[Subaerisch|subaerische]] Kryosphäre. Sie reichte bis in die Äquatorialzone. Heute besitzt der Mars noch eine verkleinerte und vor allem subterrane Kryosphäre. Frei zutage tritt sein Wassereis nur in kleinen Arealen in den Polargebieten.
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* Wassereis
* [[#Milchstraße 2|Flüssigwasser]]
* [[#Milchstraße 3|Wasserdampf]]
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===== Erdmond =====
== Flüssigwasser ==
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.
Auf dem Erdmond besteht eine verhältnismäßig kleine, regional begrenzte Kryosphäre. Sie liegt auf den Böden von Kratern in Nähe der Mondpole. Die Kraterböden werden nicht von Sonnenlicht erreicht und liegen wahrscheinlich seit Jahrmilliarden ständig in kaltem Schatten.<ref>Feldman WC, Maurice S, Lawrence DJ, Little RC, Lawson SL, Gasnault O, Wiens RC, Barraclough BL, Elphic RC, Prettyman TH, Steinberg JT, Binder AB: ''Evidence for water ice near the lunar poles''. In: ''Journal of Geophysical Research: Planets'' 106 (2001): 23231</ref><ref>Spudis PD, Bussey DBJ, Baloga SM, Butler BJ, Carl D, Carter LM, Chakraborty M, Elphic RC, Gillis-Davis JJ, Goswami JN, Heggy E, Hillyard M, Jensen R, Kirk RL, LaVallee D, McKerracher P, Neish CD, Nozette S, Nylund S, Palsetia M, Patterson W, Robinson MS, Raney RK, Schulze RC, Sequeira H, Skura J, Thompson TW, Thomson BJ, Ustinov EA, Winters HL: ''Initial results for the north pole of the Moon from Mini-SAR, Chandrayaan-1 mission''. In: ''Geophysical Research Letters'' 37 (2010): L06204</ref>

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.<ref name="kaltenegger_62">{{Literatur |Autor=L. Kaltenegger |Titel=Faszinierende Neue Welten |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 7 |Datum=2013 |Seiten=62 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/serie-astronomie-iv-supererden/faszinierende-neue-welten/1194967 online]}}</ref> Wasser bleibt nur innerhalb eines engen Temperaturbereichs flüssig, unter [[Luftdruck#Variabilität und Extremwerte|Normalluftdruck]] zwischen 0&nbsp;°C und 100&nbsp;°C. Darum ist die habitable Zone eines Planetensystems im Verhältnis zu seiner Gesamtausdehnung ein sehr enger Bereich.

=== Sonnensystem ===
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 ====
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 (Planet)|Venus]] Flüssigwasser an ihrer Oberfläche. Es verschwand jedoch schon vor 3,5 Milliarden Jahren.<ref name="kaltenegger_62" />


===== Erde =====
===== Erde =====
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 [[Ozean]]en zu Schichten von mehreren Kilometern Dicke. Darüber hinaus findet es sich in [[Subglazialer See|subglazialen Seen]],<ref>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]]</ref><ref>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]]</ref> [[Grundwasser|Böden]],<ref>B. Eitel: ''Bodengeographie.'' Braunschweig 1999, ISBN 3-14-160281-6, S.&nbsp;17–18.</ref> [[Wolke|Wasserwolken]] und in flüssigen [[Niederschlag|Niederschlägen]]:<ref>F. Wilhelm: ''Hydrogeographie''. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S.&nbsp;40–42.</ref> Die Erde bewegt sich innerhalb der habitablen Zone.
Die größte regional begrenzte Kryosphäre des Sonnensystems existiert auf dem Planeten Erde.<ref>Wilhelm F: ''Hydrogeographie''. Braunschweig, 1997: 117-120</ref> Die irdische Kryosphäre besitzt derzeit ein Volumen von ungefähr 24.364.000 Kubikkilometern Wassereis.<ref name="hydro_11_12">Wilhelm F: ''Hydrogeographie''. Braunschweig, 1997: 11-12</ref>
Wie auf dem Mars kann auch die irdische Kryosphäre zweigeteilt werden in Gebiete mit polarem Wassereis ([[Packeis]], [[Eisschild]]e von [[Grönland]] und [[Antarktika]])<ref>Wilhelm F: ''Hydrogeographie''. Braunschweig, 1997: 119</ref> und mit nicht-polarem Wassereis ([[Gletscher|Gebirgsgletscher]], [[Permafrost]] der subpolaren Gebiete und außerpolaren Hochgebirge)<ref>Eitel B: ''Bodengeographie''. Braunschweig, 1999: 50,66</ref><ref>Wilhelm F: ''Hydrogeographie''. Braunschweig, 1997: 100-107</ref>. Und sie umfasst ebenfalls sowohl subaerische Anteile ([[Meereis]], Gletscher, Eisschilde) als auch subterrane Areale ([[Permafrostboden|Permafrost]], [[Eishöhle (Geologie)|Eishöhle]]n<ref>Dauer T: ''Abseilen ins Höhleneis''. In: ''GEO'' 01 (2014): 30-48</ref>). Außerdem kann Wassereis in Form [[Niederschlag|fester Niederschläge]] vorkommen<ref>Wilhelm F: ''Hydrogeographie''. Braunschweig, 1997: 42-43</ref> (→ [[Kryosphäre|Erdkryosphäre]]).
Die irdische Kryosphäre besaß ihre größte Ausdehnung in der [[Sturtische Eiszeit|sturtischen Eiszeit]] und der [[Marinoische Eiszeit|marinoischen Eiszeit]] während des Erdzeitalters namens [[Cryogenium]], das vor 635 Millionen Jahren endete. Doch selbst während jener äußerst extremen Eiszeiten wurde der Planet niemals gänzlich von Eis [[Schneeball Erde|überzogen]].<ref>Allen PA, Etienne JL: ''Sedimentary challenge to Snowball Earth''. In: ''Nature Geoscience'' 1 (2008): 817</ref> Zu keinem Zeitpunkt der Erdgeschichte besaß die Erde eine global durchgehende Kryosphäre.


{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
===== Merkur =====
|- class="hintergrundfarbe5"
Ähnliche Bedingungen wie auf dem Erdmond herrschen in ununterbrochen lichtlosen Arealen an den Polen des sonnennächsten Planeten [[Merkur (Planet)|Merkur]]. 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 Menge des Wassereises zwischen 20 und 1000 Milliarden Tonnen.<ref>Dambeck T: ''Eis in der Gluthölle''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 03 (2013): 13-14</ref> Sehr wahrscheinlich wurde das Wasser zum Merkur gebracht durch einschlagende Planetoiden.<ref>Dambeck T: ''Eis in der Gluthölle''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 03 (2013): 13</ref>
! Wasser der Erde
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* [[#Kristallwasser|Kristallwasser]]
* [[#Erde|Wassereis]]
* Flüssigwasser
* [[#Erde 3|Wasserdampf]]
* [[#Überkritisches Wasser|Überkritisches Wasser]]
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=== Flüssigwasser ===
===== Mars =====
[[Datei:Warm Season Flows on Slope in Newton Crater (animated).gif|mini|hochkant=0.9|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 [[Mars (Planet)#Flüssiges Wasser|Aquasphäre des Planeten Mars]] durchlebte eine wechselvolle Geschichte. In der Frühzeit des Planeten herrschten Oberflächentemperaturen, die Flüssigwasser zuließen.<ref>I. Halevy, W. W. Fischer, J. M. Eiler: ''Carbonates in the Martian meteorite Allan Hills 84001 formed at 18 ± 4&nbsp;°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]]</ref> Diverse Minerale in [[Marsmeteorit]]en stützen diese These. In ihnen wurden zum Beispiel [[Carbonate]],<ref>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]]</ref> [[Schichtsilikate]]<ref>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]]</ref> und [[Iddingsit]]e<ref>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]].</ref> entdeckt, für deren Bildung die Anwesenheit von Flüssigwasser nötig scheint. Das Gleiche gilt für [[Magnesiumsulfat]]e,<ref>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]]</ref> [[Tonminerale]],<ref>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]]</ref><ref>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]]</ref> [[Calciumsulfat]]e und [[Smektit]]e,<ref>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]]</ref> 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.<ref>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]]</ref> Bestimmte Ablagerungen deuten darauf hin, dass vor mehr als drei Milliarden Jahren Seen<ref>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]]</ref><ref>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]]</ref> und Flussdeltas<ref>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]]</ref> existierten. Viele Flüsse könnten in einen Ozean gemündet haben,<ref>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]]</ref> der damals vermutlich einen Großteil der Nordhalbkugel bedeckte.<ref>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]]</ref> Der Ozean besaß sehr niedrige Wassertemperaturen, war an vielen Stellen von Meereis bedeckt und wurde von Gletschern eingefasst.<ref>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]]</ref>
Im Sonnensystem wird Wasser im flüssigen Aggregatzustand verhältnismäßig selten angetroffen. Das liegt vor allem an den engen Grenzen der [[Habitable Zone|habitablen Zone]], in der sich als der Planet Erde bewegt.


Von jener subaerischen Aquasphäre ist heute nichts mehr übrig. Die letzten freien Wasserflächen verschwanden vor ungefähr einer Milliarde Jahren.<ref name="kaltenegger_62" /> Wegen des sehr niedrigen Luftdrucks des heutigen Mars würde Flüssigwasser an seiner Oberfläche schnell gefrieren oder verdampfen.<ref>{{Literatur |Autor=A. S. McEwen |Titel=Wandelbarer Mars |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 12 |Datum=2013 |Seiten=60–62 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/planetenforschung/wandelbarer-mars/1210964 online]}}</ref> Die Gründe für den niedrigen Luftdruck – und somit für die Wasserarmut – reichen in die Frühphase des Sonnensystems zurück. Gemäß der [[Grand-Tack-Modell|Hypothese des ''Grand Tack'']] (Große Wende)<ref>{{Literatur |Autor=T. Dambeck |Titel=Warum ist der Mars so klein? |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 10 |Datum=2011 |Seiten=16 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/planetenentstehung/warum-ist-der-mars-so-klein/1123441 online]}}</ref> stehen sie insbesondere im Zusammenhang mit dem Riesenplaneten Jupiter:<ref>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]]</ref> 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 [[Planetesimal]]e der inneren protoplanetaren Scheibe. Sie [[Akkretion (Astronomie)|aggregierten]] zu ungefähr zwanzig [[Planetenembryo]]nen.<ref name="Merkur">E. Asphaug, A. Reufer: ''Mercury and other iron-rich planetary bodies as relics of inefficient accretion.'' In: ''Nature Geoscience.'' Nr. 7, 2014, S. 564.</ref> 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.<ref>S. Soter: ''Am Rande des Chaos.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft.'' Nr. 1, 2008, S. 30 u. 32 [http://www.spektrum.de/alias/planetensysteme/am-rande-des-chaos/912784 (Link)]</ref> Die meisten Objekte sammelten sich in einem Sonnenabstand von bis zu einer Astronomischen Einheit. Dort ließen sie die Planeten Merkur, Venus und Erde aggregieren.<ref name="Merkur" /> 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.<ref>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]]</ref> Deshalb besitzt er nur 11 % der Masse der Erde.<ref>{{Literatur |Autor=T. Dambeck |Titel=Warum ist der Mars so klein? |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 10 |Datum=2011 |Seiten=15–17 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/planetenentstehung/warum-ist-der-mars-so-klein/1123441 online]}}</ref> 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:
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 bloß an bestimmten Orten eines Himmelskörpers überdauern. Dann bildet sich eine ''regional begrenzte Aquasphäre''.
* 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.<ref>{{Literatur |Autor=D. C. Catling, K. J. Zahnle |Titel=Wenn die Atmosphäre ins All entweicht |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 1 |Datum=2010 |Seiten=26, 28 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/planetenatmosphaeren/wenn-die-atmosphaere-ins-all-entweicht/1015399 online]}}</ref>
* Ein kleinerer Körper kühlte schneller aus. Ohne ausreichend Wärme kamen [[Erdmagnetfeld#Entstehung und Aufrechterhaltung (Geodynamo)|Konvektionsströme im eisenreichen Planetenkern]] zum Erliegen.<ref>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]].</ref> Der Mars verlor sein globales Magnetfeld schon während der ersten 500 Millionen Jahre.<ref>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]]</ref> Ohne Magnetfeld war die Atmosphäre nicht mehr abgeschirmt vom Sonnenwind. Der Sonnenwind konnte Teilchen der Marsatmosphäre in den Weltraum reißen.<ref name="Atmosphäre_28">{{Literatur |Autor=D. C. Catling, K. J. Zahnle |Titel=Wenn die Atmosphäre ins All entweicht |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 1 |Datum=2010 |Seiten=28 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/planetenatmosphaeren/wenn-die-atmosphaere-ins-all-entweicht/1015399 online]}}</ref><ref>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]]</ref>
* 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.<ref name="Catling_30">{{Literatur |Autor=D. C. Catling, K. J. Zahnle |Titel=Wenn die Atmosphäre ins All entweicht |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 1 |Datum=2010 |Seiten=30 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/planetenatmosphaeren/wenn-die-atmosphaere-ins-all-entweicht/1015399 online]}}</ref>

Der Mars hat bis zu neunzig Prozent seiner Atmosphäre verloren.<ref name="Atmosphäre_28" /> Im Zuge dessen verschwand eine Wassermenge, die ausreichen würde, um seine gesamte Oberfläche mehrere zehn Meter tief zu bedecken.<ref name="Catling_30" /> Die aktuellen Flüssigwasservorkommen des Mars haben nur noch geringen Umfang.<ref>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]]</ref> Jüngste Schmelzwasserströme scheinen vor 200.000 Jahren geflossen zu sein.<ref>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]]</ref> Immerhin könnten sich während des Sommers heute noch Flüssigwasser-Taschen im oberen Wassereis ausschmelzen.<ref>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]]</ref> 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.<ref>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]]</ref>

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.<ref>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]]</ref><ref>{{Literatur |Autor=A. S. McEwen |Titel=Wandelbarer Mars |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 12 |Datum=2013 |Seiten=64–65 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/planetenforschung/wandelbarer-mars/1210964 online]}}</ref>
Wenige Schlammtröpfchen aus Perchlorat-haltigem Salzwasser sind die bisher einzigen fotografischen Belege für Flüssigwasser jenseits der Erde.<ref>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]]</ref><ref>{{Literatur |Autor=A. S. McEwen |Titel=Wandelbarer Mars |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 12 |Datum=2013 |Seiten=66 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/planetenforschung/wandelbarer-mars/1210964 online]}}</ref>

{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
|- class="hintergrundfarbe5"
! Wasser des Mars
|-
|
* [[#Kristallwasser|Kristallwasser]]
* [[#Mars|Wassereis]]
* Flüssigwasser
* [[#Mars 3|Wasserdampf]]
|}


==== Äußeres Sonnensystem ====
==== Äußeres Sonnensystem ====
Im äußeren Sonnensystem wird flüssiges Wasser auf einigen Monden und Kometen vermutet. Der Nachweis von Flüssigwasser ist bislang allerdings nur indirekt möglich.
In den kalten Weiten des äußeren Sonnensystems wurden vier Himmelskörper identifiziert, ''innerhalb'' derer sich mit mehr oder weniger großen Wahrscheinlichkeiten große Flüssigwasservorkommen verbergen. Ihre Wasserschichten – jeweils viele Kilometer tief – werden durch Wassereis nach Außen abgeschottet. Sie beherbergen also ''subglaziale'' Aquasphären, bilden unter mächtigen Kryosphären ''tiefe Aquasphären''.

{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
|- class="hintergrundfarbe5"
! Wasser des äußeren Sonnensystems
|-
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* [[#Äußeres Sonnensystem|Wassereis]]
* Flüssigwasser
* [[#Äußeres Sonnensystem 3|Wasserdampf]]
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===== Monde =====
In den kalten Weiten des äußeren Sonnensystems, auf den Jupitermonden [[Europa (Mond)|Europa]] und [[Ganymed (Mond)|Ganymed]] sowie den Saturnmonden [[Enceladus (Mond)|Enceladus]] und [[Titan (Mond)|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 (Mond)|Kallisto]], der Saturnmond [[Dione (Mond)|Dione]], die Uranusmonde [[Titania (Mond)|Titania]] und [[Oberon (Mond)|Oberon]], sowie der Neptunmond [[Triton (Mond)|Triton]] Flüssigwasser unter ihrer Eisschicht verbergen.

Eine subglaziale, tiefe und global durchgehende Aquasphäre befindet sich mit großer Sicherheit auf dem Jupitermond [[Europa (Mond)|Europa]].<ref>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]]</ref> [[Europa (Mond)#Eiskruste und Ozean|Europas Aquasphäre]] könnte bis zu 100&nbsp;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]].<ref>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]]</ref>
Eine ähnliche Aquasphäre wird auch für den Jupitermond [[Ganymed (Mond)#Innerer Aufbau|Ganymed]] vermutet.<ref>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]]</ref> 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.<ref>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]]</ref>

Eine subglaziale, tiefe und regional begrenzte Aquasphäre existiert sehr wahrscheinlich an der Südpolregion des Saturnmonds [[Enceladus (Mond)|Enceladus]].<ref name="Porco_2433" /> Sie führt Salzwasser.<ref>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]]</ref> Auch für den Saturnmond Titan kann eine subglaziale, tiefe und global durchgehende Aquasphäre angenommen werden,<ref>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]]</ref><ref>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]]</ref> die ebenfalls salzhaltig ist.<ref>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]]</ref>


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 [[Gezeitenkraft|Gezeitenkräfte]] erzeugt wird. Die Schwerkräfte der Riesenplaneten und der Nachbarmonde führen zu Verformungen der Mondkörper, wodurch deren innere Materialien gegeneinander [[Reibung|reiben]]. Wegen der Reibung werden Teile der Bewegungsenergie in thermische Energie gewandelt – zu ''Gezeitenwärme''.<ref>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]]</ref><ref>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]]</ref>
Eine subglaziale, tiefe und regional begrenzte Aquasphäre existiert sehr wahrscheinlich an der Südpolregion des Saturn-Monds Enceladus.<ref name="Porco_2433"/> Sie führt Salzwasser.<ref>Postberg F, Schmidt J, Hillier J, Kempf S, Srama R: ''A salt-water reservoir as the source of a compositionally stratified plume on Enceladus''. In: ''Nature'' 474 (2011): 620</ref> Für einen weiteren Saturn-Mond, für Titan, kann zudem eine subglaziale, tiefe und global durchgehende Aquasphäre angenommen werden.<ref>Iess L, Jacobson RA, Ducci M, Stevenson DJ, Lunine JI, Armstrong JW, Asmar SW, Racioppa P, Rappaport NJ, Tortora P: ''The Tides of Titan''. In: ''Science'' 337 (2012): 457</ref><ref>Mitri G, Showman AP, Lunine JI, Lopes RMC: ''Resurfacing of Titan by ammonia-water cryomagma''. In: ''Icarus'' 196 (2008): 216</ref> Jenseits des Saturn-Systems wurden bisher keine Spuren von Flüssigwasser im Sonnensystem entdeckt (Stand: 2013).
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.<ref>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]]</ref><ref name="Howet_Enceladus">C. J. A. Howett, J. R. Spencer, J. Pearl, M. Segura: ''High heat flow from Enceladus’ south polar region measured using 10–600 cm<sup>−1</sup> Cassini/CIRS data.'' In: ''Journal of Geophysical Research: Planets.'' Nr. 116 (2011), E03003. [[doi:10.1029/2010JE003718]]</ref> 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.<ref name="Howet_Enceladus" /> Bei Ganymed könnte die thermische Energie aus [[Zerfallsenergie|Zerfallswärme]] stammen. Sie rührt von radioaktiven Stoffen her, die im Mondinneren gelagert sind.<ref>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]]</ref>


{{Siehe auch|Extraterrestrischer Ozean}}
Eine subglaziale, tiefe und global durchgehende Aquasphäre befindet sich mit großer Sicherheit auf dem Jupiter-Mond Europa.<ref>Soderlund KM, Schmidt BE, Wicht J, Blankenship DD: ''Ocean-driven heating of Europa’s icy shell at low latitudes''. In: ''Nature Geoscience'' 7 (2014): 16</ref> Europas Aquasphäre könnte bis zu 100 km Breite besitzen (→ [[Europa (Mond)#Eisvorkommen und Ozean|Eisvorkommen und Ozean auf Europa]]). Eine ähnliche Aquasphäre kann auch für den Jupiter-Mond Ganymed vermutet werden<ref>Showmana AP, Mosqueira I, Head JW: ''On the resurfacing of Ganymede by liquid–water volcanism''. In: ''Icarus'' 172 (2004): 625</ref> (→ [[Ganymed (Mond)#Innerer Aufbau|Innerer Aufbau von Ganymed]]).


===== Kometen =====
===== Kometen =====
[[Datei:Wild2 3.jpg|right|miniatur|200 px|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 gewechselt waren. Dies wurde belegt anhand winziger [[Cubanit]]-Körnchen, die im Schweif des Kometen [[Wild 2]] gewonnen worden waren. Derlei [[Sulfide|Eisenkupfersulfid]] bildet sich nur, wenn die dafür nötigen Elemente (also Eisen-, Kupfer- und Schwefelionen) zuvor in Flüssigwasser gelöst werden. Falls das Cubanit tatsächlich im Kometen selbst entstanden sein sollte, müssten zumindest Anteile des Kometenkerns für etwa Jahr aufgeschmolzen gewesen sein.<ref name="Berger">Berger EL, Zega TJ, Keller LP, Lauretta DS: ''Evidence for aqueous activity on comet 81P/Wild 2 from sulfide mineral assemblages in Stardust samples and CI chondrites''. In: ''Geochimica et Cosmochimica Acta'' 75 (2011): 3501</ref> Die Energie zum Aufschmelzen hätte aus verschiedenen Energiequellen stammen können:
[[Datei:Wild2 3.jpg|mini|hochkant=0.9|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 [[Sulfide|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.<ref name="Berger">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]]</ref> Die Energie zum Aufschmelzen könnte aus verschiedenen Energiequellen stammen:
# Die Kometenkerne könnten irgendwann mit anderen Himmelskörpern kollidiert sein. Dann wären Teile der Bewegungsenergien in thermische Energien gewandelt worden. Die thermischen Energien hätten jeweils Zonen um die Einschlagkrater aufgeschmolzen.<ref name="Berger">Berger EL, Zega TJ, Keller LP, Lauretta DS: ''Evidence for aqueous activity on comet 81P/Wild 2 from sulfide mineral assemblages in Stardust samples and CI chondrites''. In: ''Geochimica et Cosmochimica Acta'' 75 (2011): 3501</ref>
* 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.<ref name="Berger" />
# 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.<ref name="Wickramasinghea">Wickramasinghea JT, Wickramasinghea NC, Wallisa MK: ''Liquid water and organics in Comets: implications for exobiology''. In: ''International Journal of Astrobiology'' 08 (2009): 281</ref>
* 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.<ref name="Wickramasinghea">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]]</ref>
# In der Frühzeit des Sonnensystems könnte [[Zerfallsenergie|Zerfallswärme]] die Kometenkerne umfangreich für ungefähr eine Million Jahre aufgeschmolzen haben.<ref name="Wickramasinghea"/><ref name="Berger"/> Dafür wären radioaktive Stoffe nötig gewesen. Sie hätten aus mindestens einer [[Supernova]] stammen müssen, die in Nähe des Sonnensystems explodiert wäre.<ref>Portegies Zwart SF: ''Auf der Suche nach den Geschwistern der Sonne''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 03 (2010): 28-31</ref><ref>Boss AP, Keiser SA: ''Who Pulled the Trigger: A Supernova or An Asymptotic Giant Branch Star?'' In: ''The Astrophysical Journal Letters'' 717 (2010): L1</ref><ref>Dauphas N, Remusat L, Chen JH, Roskosz M, Papanastassiou DA, Stodolna J, Guan Y, Ma C, Eiler JM: ''Neutron-rich chromium isotope anomalies in supernova nanoparticles''. In: ''The Astrophysical Journal'' 720 (2010): 1577</ref> Nach dem derzeitigen Forschungsstand ist allerdings nicht sicher, ob solche Supernovae tatsächlich stattfanden.<ref>Tang H, Dauphas N: ''Abundance, distribution, and origin of <sup>60</sup>Fe in the solar protoplanetary disk''. In: ''Earth and Planetary Science Letters'' 359–360 (2012): 248</ref>
* In der Frühzeit des Sonnensystems könnte [[Zerfallsenergie|Zerfallswärme]] die Kometenkerne für ungefähr eine Million Jahre umfangreich aufgeschmolzen haben.<ref name="Wickramasinghea" /><ref name="Berger" /> Dafür wären radioaktive Stoffe nötig gewesen, die wiederum aus [[Supernova]]e stammen, die in der Nähe des Sonnensystems stattgefunden haben müssten.<ref>{{Literatur |Autor=S. F. Portegies Zwart |Titel=Auf der Suche nach den Geschwistern der Sonne |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 3 |Datum=2010 |Seiten=28–31 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/stellare-dynamik/auf-der-suche-nach-den-geschwistern-der-sonne/1019950 online]}}</ref><ref>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]]</ref><ref>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]]</ref> Nach dem derzeitigen Forschungsstand ist allerdings nicht sicher, ob solche Supernovae tatsächlich stattfanden.<ref>H. Tang, N. Dauphas: ''Abundance, distribution, and origin of <sup>60</sup>Fe 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]]</ref>

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! Wasser der Kometen
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* [[#Kometen|Wassereis]]
* Flüssigwasser
* [[#Kometen 3|Wasserdampf]]
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=== Milchstraße ===
[[Datei:GJ 1214 b.jpg|mini|hochkant=0.9|Der Exoplanet GJ 1214 b umkreist einen [[Roter Zwerg|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<ref name="kaltenegger_62" /> – und damit als [[Liste potentiell bewohnbarer Planeten|potentiell bewohnbar]] eingestuft. Zu dieser Gruppe gehört beispielsweise der 11,5 Milliarden Jahre alte Planet [[Kapteyn b]].<ref>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]]</ref> Weiterhin befinden sich vielleicht kochend heiße Ozeane auf dem Exoplaneten [[GJ 1214 b]].<ref>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]]</ref>

Aquasphären solcher [[Ozeanplanet|Wasserplaneten]]<ref>P. Jenniskens, D. F. Blake: ''Kosmisches Eis – Wiege des Lebens?'' In: ''Spektrum der Wissenschaft.'' Nr. 10, 2001, S. 28 [http://www.spektrum.de/alias/astrochemie/kosmisches-eis-wiege-des-lebens/828024 (Link)]</ref> können über einhundert Kilometer Dicke erreichen.<ref name="kaltenegger_62" /> 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.<ref name="kaltenegger_62" /> Derlei ''Hochdruckeis''<ref name="kaltenegger_62" /> wäre aber nicht kalt, sondern sehr heiß und könnte sogar weiß glühen.<ref>D. D. Sasselov: ''Auf der Suche nach der zweiten Erde.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft.'' Nr. 04, 2011, S.&nbsp;50–51 [http://www.spektrum.de/alias/titelthema-exoplaneten/auf-der-suche-nach-der-zweiten-erde/1064601 (Link)]</ref>

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 [[Erdmantel|Planetenmantel]]) gelagert werden. Der Wassertransport ins Planeteninnere soll ähnlich geschehen wie auf der Erde – durch [[Subduktion]] ozeanischer wasserhaltiger Lithosphäre.<ref>T. Garth, A. Rietbrock: ''Order of magnitude increase in subducted H<sub>2</sub>O due to hydrated normal faults within the Wadati-Benioff zone.'' In: ''Geology.'' Nr. 42, 2014, S. 99. [[doi:10.1130/G34730.1]]</ref><ref>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]]</ref> Auf diesem Weg könnte sehr viel Wasser von der Oberfläche entfernt werden, so dass sogar Kontinente mit trockenem Festland denkbar wären.<ref>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]]</ref>

Außerdem können sich Aquasphären noch unterhalb von oberflächlichen, global durchgehenden Kryosphären befinden – so wie es etwa für den Jupitermond Europa angenommen wird.<ref name="greely">R. Greeley, J. W. Heads, R. T. Pappalardo: ''Der verborgene Ozean des Jupitermonds Europa.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft.'' Nr. 12, 1999, S.&nbsp;42–53 [http://www.spektrum.de/alias/dachzeile/der-verborgene-ozean-des-jupitermonds-europa/825967 (Link)]</ref> Eine solche subglaziale Aquasphäre kann für den Exoplaneten OGLE 2005-BLG-390L b vermutet werden.<ref>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]]</ref>

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! Wasser der Milchstraße
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* [[#Milchstraße|Wassereis]]
* Flüssigwasser
* [[#Milchstraße 3|Wasserdampf]]
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== Wasserdampf ==
Wasserdampf entsteht überall dort, wo Flüssigwasser [[Verdunstung#Wasserverdunstung|verdunstet]] oder Wassereis [[Sublimation (Phasenübergang)|sublimiert]]. Beide Vorgänge benötigen Energie. Im Inneren eines Planetensystems kann die Energie durch das Sonnenlicht geliefert werden,<ref>W. Lauer: ''Klimatologie''. Braunschweig, 1999, ISBN 3-14-160284-0, S. 34.</ref> das dort noch eine verhältnismäßig große Beleuchtungsstärke besitzt. Im äußeren Planetensystem können nur andere Energiequellen Wasserdampf generieren. Infrage kommen hierzu geothermische Prozesse<ref>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]]</ref> und [[Impakt]]e.<ref>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]]</ref>

=== Sonnensystem ===
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 ====
==== Inneres Sonnensystem ====
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,<ref name="kaltenegger_62" /> weil die Venusatmosphäre durch die nahe Sonne stark erhitzt wurde.<ref>{{Literatur |Autor=D. C. Catling, K. J. Zahnle |Titel=Wenn die Atmosphäre ins All entweicht |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 1 |Datum=2010 |Seiten=26 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/planetenatmosphaeren/wenn-die-atmosphaere-ins-all-entweicht/1015399 online]}}</ref>
Die einzigen direkten Belege für das Vorhandensein von Flüssigwasser stammen von zwei Himmelskörpern des inneren Sonnensystems, von Mars und Erde. Vermutlich besaß einst auch die [[Venus (Planet)|Venus]] Flüssigwasservorkommen an ihrer Oberfläche. Sie verschwanden jedoch schon vor 3,5 Milliarden Jahren.<ref name="kaltenegger_62"/>

===== Erde =====
Die Atmosphäre der Erde ist im Mittel sehr wasserdampfreich.<ref>F. Wilhelm: ''Hydrogeographie''. Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4, S.&nbsp;144–152.</ref> Der größte Teil des Wasserdampfs verbleibt in der [[Troposphäre]]. Dort kondensiert er mitunter zu Wasserwolken beziehungsweise resublimiert zu Eiswolken (→ [[Wolke]]n).<ref>W. Lauer: ''Klimatologie''. Braunschweig, 1999, ISBN 3-14-160284-0, S.&nbsp;75–97.</ref> In der Erdatmosphäre befinden sich zu jedem Zeitpunkt ungefähr 13.000 Kubikkilometer Wasser.<ref name="hydro_11_12" />

{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
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! Wasser der Erde
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* [[#Kristallwasser|Kristallwasser]]
* [[#Erde|Wassereis]]
* [[#Erde 2|Flüssigwasser]]
* Wasserdampf
* [[#Überkritisches Wasser|Überkritisches Wasser]]
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===== Mars =====
===== Mars =====
[[Datei:Mars atmosphere.jpg|mini|hochkant=0.8|Die Atmosphäre des Planeten Mars enthält Wasserdampf.]]Auch die Atmosphäre des Mars enthält größere Mengen Wasserdampf,<ref>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]]</ref><ref>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]]</ref> sogar mehr Wasserdampf als die Atmosphäre der Erde oberhalb der [[Troposphäre]]. Der Wasserdampf [[Resublimieren|resublimiert]] in Höhen zwischen zehn und dreißig Kilometern zu dünnen [[Cirrus (Wolke)|Cirruswolken]].<ref>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]]</ref><ref>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]]</ref>
[[Datei:Warm Season Flows on Slope in Newton Crater (animated).gif|miniatur|right|200 px|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 [[Mars (Planet)#Flüssiges Wasser|Aquasphäre des Planeten Mars]] durchlebte eine wechselvolle Geschichte. In der Frühzeit des Planeten herrschten Oberflächentemperaturen, die Flüssigwasser zuließen.<ref>Halevy I, Fischer WW, Eiler JM: ''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'' 108 (2011): 16895</ref> In die gleiche Richtung deuten Spuren in [[Marsmeteorit]]en<ref>McKay DS, Gibson EK, Thomas-Keprta KL, Vali H, Romanek CS, Clemett SJ, Chillier XDF, Maechling CR, Zare RN: ''Search for Past Life on Mars: Possible Relic Biogenic Activity in Martian Meteorite ALH84001''. In: ''Science'' 273 (1996): 924</ref><ref>Changela HG, Bridges JC: ''Alteration assemblages in the nakhlites: Variation with depth on Mars''. In: ''Meteoritics & Planetary Science'' 45 (2010): 1847</ref><ref>White LM, Gibson EK, Thomas-Keprta KL, Clemett SJ, McKay DS: ''Putative Indigenous Carbon-Bearing Alteration Features in Martian Meteorite Yamato 000593.'' In: ''Astrobiology'' 14 (2014): 170</ref> und Marsmineralen.<ref>Vaniman DT, Bish DL, Chipera SJ, Fialips CI, Carey JW, Feldman WC: ''Magnesium sulphate salts and the history of water on Mars''. In. ''Nature'' 431 (2004): 663</ref><ref>Ehlmann BL, Mustard JF, Murchie SL, Bibring J-P, Meunier A, Fraeman AA, Langevin Y: ''Subsurface water and clay mineral formation during the early history of Mars''. In: ''Nature'' 479 (2011): 53</ref><ref>Arvidson RE, Squyres SW, Bell JF III, Catalano JG, Clark BC, Crumpler LS, de Souza PA Jr, Fairén AG, Farrand WH, Fox VK, Gellert R, Ghosh A, Golombek MP, Grotzinger JP, Guinness EA, Herkenhoff KE, Jolliff BL, Knoll AH, Li R, McLennan SM, Ming DW, Mittlefehldt DW, Moore JM, Morris RV, Murchie SL, Parker TJ, Paulsen G, Rice JW, Ruff SW, Smith MD, Wolff MJ: ''Ancient Aqueous Environments at Endeavour Crater, Mars''. In: ''Science'' 343 (2014): 441</ref> Es wurden auch Ablagerungen entdeckt, die daraufhin deuten, dass vor mehr als drei Milliarden Jahren Seen<ref>Grotzinger JP, Sumner DY, Kah LC, Stack K, Gupta S, Edgar L, Rubin D, Lewis K, Schieber J, Mangold N, Milliken R, Conrad PG, Des Marais D, Farmer J, Siebach K, Calef F, Hurowitz J, McLennan SM, Ming D, Vaniman D, Crisp J, Vasavada A, Edgett KS, Malin M, Blake D, Gellert R, Mahaffy P, Wiens RC, Maurice S, Grant JA, Wilson S, Anderson RA, Beegle L, Arvidson R, Hallet B, Sletten RS, Rice M, Bell III J, Griffes J, Ehlmann B, Anderson RB, Bristow TF, Dietrich WE, Dromart G, Eigenbrode J, Fraeman A, Hardgrove C, Herkenhoff K, Jandura L, Kocurek G, Lee S, Leshin LA, Léveillé R, Limonadi D, Maki J, McCloskey S, Meyer M, Minitti M, Newsom H, Oehler D, Okon A, Palucis M, Parker T, Rowland S, Schmidt M, Squyres S, Steele A, Stolper E, Summons R, Treiman A, Williams R, Yingst A, MSL Science Team: ''A Habitable Fluvio-Lacustrine Environment at Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars''. In: ''Science'' 342 (2013)</ref> und Flussdeltas<ref>Pondrelli M, Rossi AP, Marinangeli L, Hauber E, Gwinner K, Baliva A, Di Lorenzo S: ''Evolution and depositional environments of the Eberswalde fan delta, Mars''. In: ''Icarus'' 197 (2008): 429</ref> existierten. Viele Flüsse könnten in einen Ozean gemündet haben,<ref>Achille GD, Hynek BM: ''Ancient ocean on Mars supported by global distribution of deltas and valleys''. In: ''Nature Geoscience'' 03 (2010): 459</ref> der vor drei Milliarden Jahren vermutlich einen Großteil der Nordhalbkugel bedeckte.<ref>Mouginot J, Pommerol A, Beck P, Kofman W, Clifford SM: ''Dielectric map of the Martian northern hemisphere and the nature of plain filling materials''. In: ''Geophysical Research Letters'' 39 (2012): L02202</ref> Der Ozean besaß sehr niedrige Wassertemperaturen, war an vielen Stellen von Meereis bedeckt und wurde von Gletschern eingefasst.<ref>Fairén AG, Davila AF, Gago-Duport L, Haqq-Misra JD, Gil C, McKay CP, Kasting JF: ''Cold glacial oceans would have inhibited phyllosilicate sedimentation on early Mars''. In: ''Nature Geoscience'' 04 (2011): 667</ref>


{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
Von jener gewaltigen subaerischen Aquasphäre ist heute jedoch nichts mehr übrig. Die letzten freien Wasserflächen verschwanden vor ungefähr einer Milliarde Jahren.<ref name="kaltenegger_62"/> Wegen des sehr niedrigen Luftdrucks des heutigen Mars würde Flüssigwasser an seiner Oberfläche schnell gefrieren oder verdampfen.<ref>McEwen AS: ''Wandelbarer Mars''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 12 (2013): 60-62</ref> Die aktuellen Flüssigwasservorkommen des Mars haben nur einen sehr geringen Umfang.<ref>Mancinelli RL: ''Accessing the Martian deep subsurface to search for life''. In: ''Planetary and Space Science'' 48 (2000): 1035</ref>
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! Wasser des Mars
|-
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* [[#Kristallwasser|Kristallwasser]]
* [[#Mars|Wassereis]]
* [[#Mars 2|Flüssigwasser]]
* Wasserdampf
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===== Kometen =====
Immerhin könnten während des Sommers Flüssigwasser-Taschen innerhalb der oberen Schichten von Wassereiskörpern ausgeschmolzen werden.<ref>Möhlmann DTF: ''Temporary liquid water in upper snow/ice sub-surfaces on Mars?'' In: ''Icarus'' 207 (2010): 140</ref> Zudem aber existiert Flüssigwasser vor allem als [[Adsorptionswasser]] der Lockersedimente in niederen und mittleren Breitengraden. Hier konnten in den Sedimenten von [[Arabia Terra]] und [[Hellas Planitia]] besonders hohe Adsorptionswasserkonzentrationen gemessen werden.<ref>Tokano T: ''Spatial inhomogeneity of the martian subsurface water distribution: implication from a global water cycle model''. In: ''Icarus'' 164 (2003): 50</ref>
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.<ref name="bachmannn_86">K. Bachmann: ''Kometen-Fieber.'' In: ''GEO.'' Nr. 12, 2013, S. 86 [http://www.genios.de/presse-archiv/artikel/GEO/20131201/kometen-fieber/A55952508.html (Link)]</ref> Dann entweichen aus Spalten<ref>K. Bachmann: ''Kometen-Fieber.'' In: ''GEO.'' Nr. 12, 2013, S. 84 [http://www.genios.de/presse-archiv/artikel/GEO/20131201/kometen-fieber/A55952508.html (Link)]</ref> in der Kometen-Staubkruste die Stoffe des darunter liegenden Kometeneises. Sie sublimieren, schießen in den Weltraum hinaus und bilden Kometenkoma und -schweif.<ref name="bachmannn_86" /> Zu den sublimierten Stoffen gehört viel Wasserdampf.<ref>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]]</ref><ref>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 [http://orbi.ulg.ac.be/handle/2268/80851 (Link)]</ref>


{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
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, die wahrscheinlich auf unterirdisch hangabwärts strömendes Salzwasser zurückzuführen sind.<ref>McEwen AS, Ojha L, Dundas CM, Mattson SS, Byrne S, Wray JJ, Cull SC, Murchie SL, Thomas N, Gulick VC: ''Seasonal Flows on Warm Martian Slopes''. In: ''Science'' 333 (2011): 740</ref><ref>McEwen AS: ''Wandelbarer Mars''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 12 (2013): 64-65</ref>
|- class="hintergrundfarbe5"
Wenige Schlammtröpfchen mit solchem Salzwasser sind die bisher einzigen fotografischen Belege für Flüssigwasser jenseits der Erde (Stand: 2013).<ref>Rennó NO, Bos BJ, Catling D, Clark BC, Drube L, Fisher D, Goetz W, Hviid SF, Keller HU, Kok JF, Kounaves SP, Leer K, Lemmon M, Madsen MB, Markiewicz WJ, Marshall J, McKay C, Mehta M, Smith M, Zorzano MP, Smith PH, Stoker C, Young SMM: ''Possible physical and thermodynamical evidence for liquid water at the Phoenix landing site''. In: ''Journal of Geophysical Research: Planets'' 114 (2009): E00E03</ref><ref>McEwen AS: ''Wandelbarer Mars''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 12 (2013): 66</ref>
! Wasser der Kometen
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* [[#Kometen|Wassereis]]
* [[#Kometen 2|Flüssigwasser]]
* Wasserdampf
|}


===== Erde =====
==== Asteroidenhauptgürtel ====
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.<ref name="Küppers" /> Ebenfalls im Asteroidenhauptgürtel befinden sich die Objekte [[(7968) Elst-Pizarro|133P/Elst-Pizarro]] und [[238P/Read]], von denen Wasserdampf aus Wassereis sublimiert. Ebenso verlieren die Himmelskörper [[176P/LINEAR]] und [[259P/Garradd]] Wasserdampf. Bei [[(3200) Phaethon|Phaethon]] stammt das Gas aus der [[Dehydratisierung (Chemie)|Dehydratisierung]] von Kristallwasser.<ref>D. Jewitt: ''The Active Asteroids.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Nr. 143, 2012, S. 66. [[doi:10.1088/0004-6256/143/3/66]]</ref>
Von allen Himmelskörpern des Sonnensystems besitzt ausschließlich die Erde eine subaerische Aquasphäre. Nur hier kommt Flüssigwasser dauerhaft, massenhaft und direkt an der Planetenoberfläche vor. Es sammelt sich in den irdischen [[Ozean]]en zu Schichten von mehreren Kilometern Dicke. Darüber hinaus findet sich Flüssigwasser in [[Subglazialer See|subglazialen Seen]],<ref>Siegert MJ, Kwok R, Mayer C, Hubbard B: ''Water exchange between the subglacial Lake Vostok and the overlying ice sheet''. In: ''Nature'' 403 (2000): 643</ref><ref>Palmer SJ, Dowdeswell JA, Christoffersen P, Young DA, Blankenship DD, Greenbaum JS, Benham T, Bamber J, Siegert MJ: ''Greenland subglacial lakes detected by radar.'' In: ''Geophysical Research Letters'' 40 (2013)</ref> [[Grundwasser|Böden]],<ref>Eitel B: ''Bodengeographie''. Braunschweig, 1999: 17-18</ref> [[Wolke|Wasserwolken]] und in flüssigen [[Niederschlag|Niederschlägen]].<ref>Wilhelm F: ''Hydrogeographie''. Braunschweig, 1997: 40-42</ref>


{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
=== Wasserdampf ===
|- class="hintergrundfarbe5"
Auch im Sonnensystem entsteht Wasserdampf durch Verdunstung von Flüssigwasser oder durch Sublimation von Wassereis. Beide Vorgänge benötigen Energie. Im inneren Sonnensystem kann die Energie geliefert werden durch das Sonnenlicht,<ref>Lauer W: ''Klimatologie''. Braunschweig, 1999: 34</ref> das dort noch eine verhältnismäßig große Beleuchtungsstärke besitzt. Im äußeren Sonnensystem können nur andere Energiequellen Wasserdampf generieren. Infrage kommen hierzu geothermische Prozesse<ref>Abramov O, Spencer JR: ''Endogenic heat from Enceladus' south polar fractures: New observations, and models of conductive surface heating''. In: ''Icarus'' 199 (2009): 189</ref> und [[Impakt]]e.<ref>Gronkowski P, Wesolowski M: ''Collisions of comets and meteoroids: The post Stardust-NExT discussion''. In: ''Astronomische Nachrichten'' 333 (2012): 721</ref>
! Wasser des Asteroidenhauptgürtels
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* [[#Kristallwasser|Kristallwasser]]
* [[#Asteroidenhauptgürtel|Wassereis]]
* Wasserdampf
|}


==== Äußeres Sonnensystem ====
==== Äußeres Sonnensystem ====
[[Datei:Water Vapor Over Europa.jpg|mini|hochkant=0.9|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.<ref>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]]</ref>
[[Datei:Water Vapor Over Europa.jpg|miniatur|right|200 px|Wasserdampffontänen über der Südpolregion des Jupiter-Monds Europa.]]Im äußeren Sonnensystem wurde noch kein Wasserdampf jenseits des Saturn-Systems gefunden (Stand: 2013). Dort aber findet er sich gleich an mehreren Orten. Nämlich in der Atmosphäre des Saturn-Monds Titan<ref>Coustenis A, Salama A, Lellouch E, Encrenaz Th, de Graauw Th, Bjoraker GL, Samuelson RE, Gautier D, Feuchtgruber H, Kessler MF, Orton GS: ''Titan's atmosphere from ISO observations: Temperature, composition and detection of water vapor''. In: ''Bulletin of the American Astronomical Society'' 30 (1998): 1060</ref> und als kryovulkanisches [[Vulkanisches Gas|Exhalat]] über der Kryosphäre des Saturn-Monds [[Enceladus (Mond)#Vulkanische Aktivität in der Südpolarregion|Enceladus]].<ref>Hansen CJ, Esposito L, Stewart AIF, Colwell J, Hendrix A, Pryor W, Shemansky D, West R: ''Enceladus' Water Vapor Plume''. In: ''Science'' 311 (2006): 1422</ref> Von dort wird er verdriftet und bildet das Ausgangsmaterial für eine riesige [[Hydroxyl-Radikal|Hydroxylwolke]] in der Nähe des Saturn.<ref>Jurac S, McGrath MA, Johnson RE, Richardson JD, Vasyliunas VM, Eviatar A: ''Saturn: Search for a missing water source''. In: ''Geophysical Research Letters'' 29 (2002): 25</ref><ref>Hartogh P, Lellouch E, Moreno R, Bockelée-Morvan D, Biver N, Cassidy T, Rengel M, Jarchow C, Cavalié T, Crovisier J, Helmich FP, Kidger M: ''Direct detection of the Enceladus water torus with Herschel''. In: ''Astronomy & Astrophysics'' 532 (2011): L2</ref> Aus dem System des nächstinneren Planeten Jupiter sind ebenso Wasserdampfvorkommen bekannt. In der Südpolregion seines Monds Europa erreichen gelegentlich empor schießende Fontänen aus Wasserdampf bis zu 200 Kilometer Höhe.<ref>Roth L, Saur J, Retherford KD, Strobel DF, Feldman PD, McGrath MA, Nimmo F: ''Transient Water Vapor at Europa’s South Pole''. In: ''Science'' (2013)</ref> Auch in der [[Stratosphäre]] von Jupiter wurde Wasserdampf entdeckt. Denn Mitte Juli 1994 waren die Bruchstücke des Kometen [[Shoemaker-Levy 9]] auf dem Planeten eingeschlagen. Das Wasser des Kometen verteilte sich anschließend als Wasserdampf in der Stratosphäre.<ref>Lellouch E, Bézard B, Moses JI, Davis GR, Drossart P, Feuchtgruber H, Bergin EA, Moreno R, Encrenaz T: ''The Origin of Water Vapor and Carbon Dioxide in Jupiter's Stratosphere''. In: ''Icarus'' 159 (2002): 112</ref> Dort stellt es 95 Prozent allen Wasserdampfs. Die Wasserdampf-Konzentrationen erreichen auf der Südhalbkugel zwei- bis dreimal höhere Werte als auf der Nordhalbkugel.<ref>Cavalié T, Feuchtgruber H, Lellouch E, de Val-Borro M, Jarchow C, Moreno R, Hartogh P, Orton G, Greathouse TK, Billebaud F, Dobrijevic M, Lara LM, González A, Sagawa H: ''Spatial distribution of water in the stratosphere of Jupiter from Herschel HIFI and PACS observations''. In: ''Astronomy & Astrophysics'' 553 (2013): A21</ref>
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.<ref>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]]</ref> Dort stellt es 95 Prozent allen Wasserdampfs. Die Wasserdampfkonzentrationen erreichen auf der Südhalbkugel zwei- bis dreimal höhere Werte als auf der Nordhalbkugel.<ref>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]]</ref> Der Wasserdampf kann zu Wassereiswolken resublimieren.<ref name="Encrenaz_224">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.</ref>


Im Saturnsystem existiert Wasserdampf ebenfalls an mehreren Orten. Er befindet sich in der Atmosphäre des Gasplaneten. Dort resublimiert der Dampf zu Wassereiswolken.<ref name="Encrenaz_224" /> Wasserdampf schwebt zudem über dem Saturnmond [[Enceladus (Mond)#Vulkanische Aktivität in der Südpolarregion|Enceladus]]<ref>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]]</ref> und stammt aus dem kryovulkanischen [[Vulkanisches Gas|Exhalat]] von ungefähr einhundert Geysiren.<ref>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]]</ref> Der Dampf verdriftet und bildet das Ausgangsmaterial für eine riesige [[Hydroxyl-Radikal|Hydroxylwolke]] in der Nähe des Saturn.<ref>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]]</ref><ref>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]]</ref> Außerdem existiert Wasserdampf in der Atmosphäre des Saturnmonds Titan.<ref>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. [http://aas.org/archives/BAAS/v30n3/dps98/33.htm (Link)]</ref>
==== Asteroidenhauptgürtel ====
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.<ref name="Küppers"/> Auch noch im Asteroidenhauptgürtel bewegen 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 [[(3200) Phaeton|Phaeton]] stammt der Wasserdampf aus der [[Dehydratisierung (Chemie)|Dehydratisierung]] von Kristallwasser.<ref>Jewitt D: ''The Active Asteroids''. In: ''The Astronomical Journal'' 143 (2012): 66</ref>


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.<ref name="Encrenaz_224" />
==== Inneres Sonnensystem ====
Im inneren Sonnensystem kann Wasserdampf gefunden werden in den Atmosphären von Mars und Erde. 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<ref name="kaltenegger_62"/> in den Weltraum, weil die Venusatmosphäre durch die nahe Sonne stark erhitzt wurde.<ref>Catling DC, Zahnle KJ: ''Wenn die Atmosphäre ins All entweicht''. In: ''Spektrum der Wissenschaft'' 01 (2010): 26</ref>


{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
===== Kometen =====
|- class="hintergrundfarbe5"
Auf ihren Wegen in das innere Sonnensystem queren Kometen irgendwann die Mars-Bahn. Damit stoßen sie in den Bereich mit verhältnismäßig hoher Sonnen-Beleuchtungsstärke und großer Sonnenwind-Dichte vor.<ref name="bachmannn_86">Bachmann K: ''Kometen-Fieber''. In: ''GEO'' 12 (2013): 86</ref> Dann entweichen aus Spalten<ref>Bachmann K: ''Kometen-Fieber''. In: ''GEO'' 12 (2013): 84</ref> in der Kometen-Staubkruste die Stoffe des darunter liegenden Kometeneises. Sie sublimieren, schießen in den Weltraum hinaus und bilden Kometenkoma und -schweif.<ref name="bachmannn_86"/> Zu den sublimierten Stoffen gehört viel Wasserdampf.<ref>Mumma MJ, Weaver HA, Larson HP, Davis DS, Williams M: ''Detection of Water Vapor in Halley's Comet''. In: ''Science'' 232 (1986): 1523</ref><ref>Bockelee-Morvan D, Biver N, Crovisier J, de Val-Borro M, Fulton T, Hartogh P, Hutsemékers D, Jarchow C, Jehin E, Kidger M, Kueppers M, Lellouch E, Lis D, Manfroid J, Moreno R, Rengel M, Swinyard BC, Szutowicz S, Vandenbussche B, 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'' 42 (2010): 946</ref>
! Wasser des äußeren Sonnensystems
|-
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* [[#Äußeres Sonnensystem|Wassereis]]
* [[#Äußeres Sonnensystem 2|Flüssigwasser]]
* Wasserdampf
|}


===== Mars =====
=== Milchstraße ===
Hinter den Grenzen des Sonnensystems existiert der Wasserdampf der Milchstraße in protoplanetaren Scheiben. So sublimiert er aus fein verteiltem Wassereis.<ref>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]]</ref> Beispiele sind die Scheiben der Sterne [[AS 205A]], [[DR Tau]]<ref>C. Salyk, K. M. Pontoppidan, G. A. Blake, F. Lahuis, E. F. van Dishoeck, N. J. Evans: '' H<sub>2</sub>O 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]]</ref> und [[HD 113766]].<ref>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]]</ref> Wasserdampf findet sich weiterhin in den Kometenschweifen der entdeckten Exokometen.<ref name="Hattenbach_13" /> In den Atmosphären erdähnlicher Exoplaneten wurde bisher allerdings noch kein Wasserdampf gefunden.<ref>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]]</ref><ref>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]]</ref> Dies könnte vor allem an den Schwierigkeiten liegen, atmosphärische Messdaten von solch kleinen und weit entfernten Objekten zu gewinnen.<ref>{{Literatur |Autor=K. Heng |Titel=Das Klima auf fremden Welten |Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft |Band=Nr. 2 |Datum=2013 |Seiten=46–53 |Online=[http://www.spektrum.de/alias/exoplaneten/das-klima-auf-fremden-welten/1178936 online]}}</ref> Dementsprechend konnte Wasserdampf bisher allein in den Gashüllen einiger jupiterähnlicher Exoplaneten ausgemacht werden, nämlich bei [[HD 189733 b]],<ref>[[Giovanna Tinetti|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]]</ref> [[HD 209458 b]], [[XO-1b]],<ref>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]]</ref> [[WASP-12 b]], [[WASP-17 b]], [[WASP-19 b]]<ref>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]]</ref> und [[Tau Bootis b]].<ref>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]]</ref> In der kalten Atmosphäre des [[Brauner Zwerg|Braunen Zwergs]] [[WISE J085510.83-071442.5]] resublimiert Wasserdampf zu Wassereiswolken.<ref>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]]</ref>
[[Datei:Mars atmosphere.jpg|miniatur|right|180 px|Der Atmosphäre des Planeten Mars enthält Wasserdampf.]]Im inneren Sonnensystem enthält die Atmosphäre des Mars größere Mengen Wasserdampf,<ref>Titov DV: ''Water vapour in the atmosphere of Mars''. In: ''Advances in Space Research'' 29 (2002): 183</ref><ref>Cziczo DJ, Garimella S, Raddatz M, Hoehler K, Schnaiter M, Saathoff H, Moehler O, Abbatt JPD, Ladino LA: ''Ice nucleation by surrogates of Martian mineral dust: What can we learn about Mars without leaving Earth?'' In: ''Journal of Geophysical Research: Planets'' 118 (2013): 1945</ref> sogar mehr Wasserdampf als die Atmosphäre der Erde oberhalb der [[Troposphäre]]. Der Wasserdampf [[Resublimieren|resublimiert]] in Höhen zwischen zehn und dreißig Kilometern zu dünnen [[Cirrus (Wolke)|Cirrus-Wolken]].<ref>Maltagliati L, Montmessin F, Fedorova A, Korablev O, Forget F, Bertaux J-L: ''Evidence of Water Vapor in Excess of Saturation in the Atmosphere of Mars''. In: ''Science'' 333 (2011): 1868</ref><ref>Kleinböhl A, Wilson RJ, Kass D, Schofield JT, McCleese DJ: ''The semidiurnal tide in the middle atmosphere of Mars''. In: ''Geophysical Research Letters'' 40 (2013): 1952</ref>


[[Datei:Betelgeuse – NASA.jpg|mini|hochkant=0.9|In der MOLsphäre des roten Überriesensterns Beteigeuze wird Wasser synthetisiert.]]Darüber hinaus wird Wasserdampf neu in den Atmosphären [[roter Riese]]nsterne und [[roter Überriese]]nsterne gebildet. Bei ihnen befindet sich außerhalb von [[Photosphäre]] und [[Chromosphäre]] eine Schicht, die [[MOLsphäre]] genannt wird.<ref name="Tsuji_2000">T. Tsuji: ''Water in Emission in the Infrared Space Observatory Spectrum of the Early M Supergiant Star <sup>μ</sup> Cephei.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Nr. 540 (200), S. 99. [[doi:10.1086/312879]]</ref> Sie besitzt mehrere Sterndurchmesser Breite.<ref name="Kervella_2011">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]]</ref><ref>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 [http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0209495.pdf (Link)]</ref> In ihr sammeln sich kleine Moleküle ([[Kohlenstoffmonoxid|CO]],<ref>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]]</ref> [[Cyanide|CN]],<ref name="Tsuji_2002">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 [http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0209495.pdf (Link)]</ref> [[Siliciummonoxid|SiO]]<ref name="Perrin_2007">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]]</ref>) und [[Sternenstaub (Astronomie)|Staub]] ([[Aluminiumoxid|Al<sub>2</sub>O<sub>3</sub>]]<ref name="Perrin_2007" /> und [[Silicate]]<ref name="Kervella_2011" />). Zu den Molekülen gehören auch [[Hydroxygruppe|Hydroxyl]] (OH)<ref name="Tsuji_2002" /> und Wasser (H<sub>2</sub>O).<ref name="Tsuji_2000" /> Das Material für die Stoffe wird von der Sternoberfläche angeliefert. Wahrscheinlich steigt es mit Hilfe riesiger [[Konvektion]]szellen auf, vielleicht unterstützt durch [[Plasmawelle|Alfvénwellen]].<ref name="Kervella_2011" /> 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.<ref>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]]</ref><ref>I. Cherchneff: ''The chemistry of dust formation in red supergiants.'' In: ''EAS Publications Series.'' Nr. 60, 2013, S. 175. [[doi:10.1051/eas/1360020]]</ref> MOLsphären wurden beim Stern [[Aldebaran]], bei anderen roten Riesen<ref>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]]</ref> und bei [[Beteigeuze]]<ref>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]]</ref> entdeckt. Wasserdampf wird ebenfalls in der [[Interstellarer Staub|staubreichen]] Nähe des Sterns [[IRC +10216]] geformt, der als [[Kohlenstoffstern]] zu einer besonderen Gruppe roter Riesen gehört.<ref>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]]</ref>
===== Erde =====
Die Atmosphäre der Erde schließlich ist im Mittel sehr wasserdampfreich.<ref>Wilhelm F: ''Hydrogeographie''. Braunschweig, 1997: 144-152</ref> Der größte Teil des Wasserdampfs verbleibt in der [[Troposphäre]]. Dort kondensiert er mitunter zu Wasserwolken beziehungsweise resublimiert zu Eiswolken (→ [[Wolke]]n).<ref>Lauer W: ''Klimatologie''. Braunschweig, 1999: 75-97</ref> In der Erdatmosphäre befinden sich zu jedem Zeitpunkt global ungefähr 13.000 Kubikkilometer Wasser.<ref name="hydro_11_12"/>


Wasserdampf kann in [[Nebel (Astronomie)|interstellaren Nebeln]] existieren. Sein Vorhandensein wurde in der komprimierenden Region ''BN-KL'' des [[Orionnebel]]s belegt. Dort werden alle 24 Minuten Wassermengen vom Umfang allen irdischen Meerwassers produziert.<ref>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]]</ref>
=== Überkritisches Wasser ===

Tief in den Ozeanen auf der Erde entweicht aus einigen [[Schwarzer Raucher|hydrothermalen Tiefseequellen]] ein Wasser in einem besonderen, nämlich in einem [[Überkritisches Wasser|überkritischen Zustand]]: Es besitzt beim Austritt eine Temperatur von 407 °C, wird jedoch wegen des immensen Drucks des überlagernden Ozeanwassers am Sieden gehindert.<ref>Koschinsky A, Garbe-Schönberg D, Sander S, Schmidt K, Gennerich H-H, Strauss H: ''Hydrothermal venting at pressure-temperature conditions above the critical point of seawater, 5°S on the Mid-Atlantic Ridge''. In: ''Geology'' 36 (2008): 615-618</ref> Überkritisches Wasser vereinigt in sich Eigenschaften der Aggregatzustände flüssig und gasförmig. Es kann angenommen werden, dass auf der Erde noch weiteres überkritisches Wasser vorhanden ist. Wegen des riesigen Drucks und der gewaltigen Temperaturen könnten sich auch Wässer der ''tiefen intrakrustalen Hydrosphäre'' und der ''sublithosphärischen Hydrosphäre'' im überkritischen Zustand befinden (→ [[Hydrosphäre#Tiefe Hydrosphäre|Tiefe Hydrosphäre]]).<ref>Sahle CJ, Sternemann C, Schmidt C, Lehtola S, Jahn S, Simonelli L, Huotari S, Hakala M, Pylkkanen T, Nyrow A, Mende K, Tolan M, Hamalainen K, Wilke M: ''Microscopic structure of water at elevated pressures and temperatures''. In: ''Proceedings of the National Academy of Sciences'' 110 (2013): 6301</ref> Allerdings befinden sich derlei Wasservorkommen außerhalb der direkten Beobachtbarkeit. Demzufolge sind jene heißen Tiefseequellen bis auf Weiteres (Stand: 2013) die einzigen natürlichen und direkt beobachtbaren Vorkommen überkritischen Wassers im Sonnensystem und damit im gesamten Weltraum.
Auch in [[Molekülwolke]]n 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 [[Ultraviolettstrahlung#Spektrum und Bezeichnungen|fernen UV-Bereichs]], die aus anderen Zonen der Milchstraße kommt und die Molekülwolke durchwandert.<ref name="CaselliP" />

{| class="wikitable hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="border:1px solid #999999; border-collapse:collapse; margin:1em 0; width:50%;"
|- class="hintergrundfarbe5"
! Wasser der Milchstraße
|-
|
* [[#Milchstraße|Wassereis]]
* [[#Milchstraße 2|Flüssigwasser]]
* Wasserdampf
|}

=== Außerhalb der Milchstraße ===
[[Datei:Molecular Torus Surrounds Black Hole.jpg|mini|hochkant=0.9|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 [[Quasar]]s 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 [[Galaxie]]n gefunden.<ref>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]]</ref>

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.<ref>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]]</ref> Gemäß der gängigen Interpretation der Daten des [[Planck-Weltraumteleskop]]s jedoch hat der Urknall vor 13,82 Milliarden Jahren stattgefunden.<ref>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]]</ref> Demzufolge ist Wasser im beobachtbaren Universum spätestens nach 1,72 Milliarden Jahren vorhanden gewesen.

== Überkritisches Wasser ==
Tief in den Ozeanen des Planeten Erde entweicht Wasser aus einigen [[Schwarzer Raucher|hydrothermalen Tiefseequellen]] im [[Überkritisches Wasser|überkritischen Zustand]]: Es besitzt beim Austritt eine Temperatur von 407&nbsp;°C, wird jedoch wegen des Drucks des überlagernden Ozeanwassers am Sieden gehindert.<ref>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.&nbsp;615–618. [[doi:10.1130/G24726A.1]]</ref> 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 (→ [[Hydrosphäre#Tiefe Hydrosphäre|Tiefe Hydrosphäre]]).<ref>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]]</ref>

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! Wasser der Erde
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* [[#Kristallwasser|Kristallwasser]]
* [[#Erde|Wassereis]]
* [[#Erde 2|Flüssigwasser]]
* [[#Erde 3|Wasserdampf]]
* Überkritisches Wasser
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== Siehe auch ==
== Siehe auch ==
* [[Wasser]]
* [[Eigenschaften des Wassers]]
* [[Eigenschaften des Wassers]]
* [[Wassersynthese im Weltraum]]
* [[Wasserkreislauf]]
* [[Wasserkreislauf]]
* [[Herkunft des irdischen Wassers]]
* [[Herkunft des irdischen Wassers]]
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== Literatur ==
== Literatur ==
* T. Encrenaz: ''Searching for Water in the Universe''. Heidelberg 2007, ISBN 978-0-387-34174-3.
* Frankland VL: ''Towards understanding the formation of water on interstellar dust grains''. Edinburgh, 2011
* V. L. Frankland: ''Towards understanding the formation of water on interstellar dust grains''. Edinburgh 2011. [http://www.ros.hw.ac.uk/bitstream/10399/2468/1/FranklandV_0911_eps.pdf (Link)]
* Müller J, Lesch H: ''Woher kommt das Wasser der Erde?'' In: ''Chemie in unserer Zeit'' 37 (2003): 242-246
* J. Müller, H. Lesch: ''Woher kommt das Wasser der Erde?'' In: ''Chemie in unserer Zeit.'' Nr. 37, 2003, S.&nbsp;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.
* {{Literatur
|Autor=A. Wolf
|Titel=Dreiatomiger Wasserstoff in interstellaren Wolken und auf der Erde
|Sammelwerk=Spektrum der Wissenschaft
|Band=Nr. 7
|Datum=2012
|Seiten=12–14
|Online=[http://www.spektrum.de/alias/quantenchemie/dreiatomiger-wasserstoff-in-interstellaren-wolken-und-auf-der-erde/1154934 online]}}
* Alessandro Morbidelli et al.: ''The delivery of water to protoplanets, planets and satellites.'' Springer, Dordrecht 2019, ISBN 978-94-024-1627-5.

== Weblinks ==
* [http://www2.jpl.nasa.gov/solar_system/water/water_index.html Water: Life’s Elixir in the Solar System] jpl.nasa.gov
* [https://www.youtube.com/watch?v=eiAT41aHaH4&feature=youtu.be Water in the Universe] panel discussion, April 2015, NASA @ youtube


== Einzelnachweise ==
== Einzelnachweise ==
<references />
<references responsive />

[[Kategorie:Wasser]]
[[Kategorie:Beobachtende Astronomie]]
[[Kategorie:Astrophysik]]
[[Kategorie:Kosmischer Staub]]


{{Lesenswert|27. September 2014|134383388}}
[[Kategorie:Wasser|Wasser]]
[[Kategorie:Astronomie|Astronomie]]
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Aktuelle Version vom 10. Oktober 2025, 23:40 Uhr

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

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.

Bei den extraterrestrischen Funden handelt es sich um Wasserdampf und Eis. Bis auf kleine Schlammtröpfchen auf dem Mars konnte jenseits der Erde 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.[1]

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.[2]

Kristallwasser

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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 für den Zwergplaneten Ceres,[4] für die sehr großen Asteroiden Pallas[5] und Vesta,[6] für den Erdmond[7] und für Asteroiden der Typen B, G, F und C,[8] allen voran für bestimmte kohlige Chondriten.[9] Wasserhaltige Minerale wurden weiterhin auf dem Planeten Mars[10] und natürlich auch auf der Erde gefunden.[11] Außerhalb des Sonnensystems wurden noch keine Vorkommen von Kristallwasser entdeckt.

Wassereis

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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

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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.[12] Jenseits von ihr wird die Beleuchtungsstärke der Sonne zu schwach, um Wassereis zu sublimieren. Demzufolge kann sich dort Wassereis langfristig halten und sammeln.[13]

Inneres Sonnensystem

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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
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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.[14] Sehr wahrscheinlich wurde das Wasser durch einschlagende Kleinkörper zum Merkur gebracht.[15]

Erde
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Die größte regional begrenzte Kryosphäre des Sonnensystems existiert auf dem Planeten Erde.[16] Die irdische Kryosphäre besaß in den 1990er Jahren ein Volumen von ungefähr 24 Millionen Kubikkilometern Wassereis.[17] Sie kann zweigeteilt werden in Gebiete mit polarem Wassereis (Packeis, Eisschilde von Grönland 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, Eishöhlen[21]). Außerdem kann Wassereis in Form fester Niederschläge vorkommen.[22] 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.[23] Zu keinem Zeitpunkt der Erdgeschichte besaß die Erde eine global durchgehende Kryosphäre.

Wasser der Erde
Erdmond
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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.[24][25]

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

Die regional begrenzte Kryosphäre des Mars[26] 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)[27] und vor allem von Sedimenten bedeckt. Um den Nordpol wurden viele tausend Kubikkilometer Wassereis festgestellt.[28] Es nimmt ein Gebiet von ungefähr 900.000 Quadratkilometern ein und erreicht in seiner Mitte zwei Kilometer Dicke.[29] Um den Südpol wurden 1.600.000 Kubikkilometer Wassereis gefunden.[30] Jenseits der Polarregionen befinden sich ausladende Areale mit nicht-polarem Wassereis.[31][32] In höheren mittleren Breiten bleibt Wassereis bereits stabil, wenn es in Untergrundtiefen zwischen einem und zwei Metern gelagert wird.[33] 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.[34] Selbst unter den Sedimentdecken des äquatorial 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 (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.[36]

Wasser des Mars

Asteroidenhauptgürtel

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Im Asteroidenhauptgürtel – im Übergangsbereich von äußerem zu innerem Sonnensystem – wurde ebenfalls Wassereis gefunden. Es befindet sich an den Oberflächen 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 Asteroidenhauptgürtels

Äußeres Sonnensystem

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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,[40] zum Beispiel Ammoniakeis,[41] Kohlenmonoxideis,[42] Methaneis,[43] Stickstoffeis[44] oder Trockeneis.[45]

Monde und Zwergplaneten
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Himmelskörper mit global durchgehenden Kryosphären mit hohen Wassereisanteilen
Gruppe Himmelskörper
Jupitermonde 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 Oberflächen der beiden großen unregelmäßig geformten Saturnmonde Hyperion[62] und Phoebe[63] sind ebenfalls aufgebaut aus verunreinigten Wassereiskörnern.
2: Die Kryosphäre des zugehörigen Zwergplaneten Pluto besitzt keinen ähnlich hohen Wassereisanteil.[44]
3: Kryosphäre aus etwa 60 % Wassereis.[64] Die beiden zugehörigen Monde Hiʻiaka und Namaka besitzen ebenfalls Oberflächen hauptsächlich aus Wassereis.[65]
4: Kryosphäre aus etwa 10 % Wassereis.[64]
5: Kryosphäre aus etwa 20 % Wassereis.[64] Die Kryosphäre des zugehörigen Mondes Vanth besitzt keinen ähnlich hohen Wassereisanteil.[66]
6: Kryosphäre aus 22 % Wassereis.[64]

Wasser des äußeren Sonnensystems
Ring-Objekte
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Die Wassereis-Partikel des Saturn-E-Rings stammen vom Saturnmond Enceladus.

Die Kleinkörper 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 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,[70] Uranus[71] und Neptun[72] 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.[73]

Kometen
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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.[74] Kometenkerne werden auch icy dirtballs genannt: Sie bestehen außen aus einer meterdicken Staubkruste, die ein Inneres aus verschiedenen Eistypen einhüllen, zu denen Wassereis gehört.[75][76][77] 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.[42]

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[78] Zentauren,[79] von denen mindestens zwei Drittel aus Kometenkernen bestehen.[80][81] Hinter den Zentauren schließen sich hunderte Millionen Kometenkerne des Kuipergürtels an. Ihre Umlaufbahnen liegen jenseits der Neptunbahn.[82] 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.[13]

Ganz außen befinden sich mehrere Milliarden Kometenkerne in der Oort-Wolke.[83] Ungefähr neunzig Prozent der Kerne stammen ursprünglich 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 gehörte.[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 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.[89]

Wasser der Kometen

Milchstraße

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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[90][91] 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.[92] In ähnlicher Form existiert Wassereis in den kühleren 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] für die inneren Bereiche des Planetensystems vom Stern Eta Corvi belegt.[99]

Kometen können aus gürtelförmigen Regionen stammen, die den Außenrand von Planetensystemen begrenzen (äußere Kometengürtel).[100] 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),[100] LP 876-10 (Fomalhaut C)[101] und HR 8799.[102]

Wassereis kommt vermutlich in neptunähnlichen Exoplaneten vor. Solche Himmelskörper besitzen ausgedehnte Planetenkerne. Die Kerne könnten zu einem wesentlichen Teil aus Wassereis gebaut sein.[103] Ein Beispiel eines neptunähnlichen Exoplaneten heißt OGLE-2005-BLG-169L b,[104] drei weitere umrunden den Stern HD 69830.[105]

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.[106] 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.[107] Grundsätzlich ist davon auszugehen, dass neptunähnliche und erdähnliche Exoplaneten sehr häufig in Planetensystemen vorkommen und die Mehrheit der Exoplaneten bilden.[108][109] Demzufolge sollte Wassereis in vielen Planetensystemen kein seltener Stoff sein.

Wasser der Milchstraße

Flüssigwasser

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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.[110] 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

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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

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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.[110]

Erde
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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,[111][112] Böden,[113] Wasserwolken und in flüssigen Niederschlägen:[114] Die Erde bewegt sich innerhalb der habitablen Zone.

Wasser der Erde
Mars
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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.[115] Diverse Minerale in Marsmeteoriten stützen diese These. In ihnen wurden zum Beispiel Carbonate,[116] Schichtsilikate[117] und Iddingsite[118] entdeckt, für deren Bildung die Anwesenheit von Flüssigwasser nötig scheint. Das Gleiche gilt für Magnesiumsulfate,[119] Tonminerale,[120][121] Calciumsulfate und Smektite,[122] 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.[123] Bestimmte Ablagerungen deuten darauf hin, dass vor mehr als drei Milliarden Jahren Seen[124][125] und Flussdeltas[126] existierten. Viele Flüsse könnten in einen Ozean gemündet 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 Aquasphäre ist heute nichts mehr übrig. Die letzten freien Wasserflächen verschwanden vor ungefähr einer Milliarde Jahren.[110] Wegen des sehr niedrigen Luftdrucks des heutigen Mars würde Flüssigwasser an seiner Oberfläche schnell gefrieren oder verdampfen.[130] 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)[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 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.[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. 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.[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 führte. Er bewegte sich zu weit außen, um durch einschlagende Objekte noch signifikant an Masse zu gewinnen. Dieser überdauernde 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 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.[137]
  • Ein kleinerer Körper kühlte schneller aus. Ohne ausreichend Wärme kamen Konvektionsströme im eisenreichen Planetenkern zum Erliegen.[138] Der Mars verlor sein globales Magnetfeld schon während der ersten 500 Millionen Jahre.[139] Ohne Magnetfeld war die Atmosphäre nicht mehr abgeschirmt vom Sonnenwind. Der Sonnenwind konnte Teilchen der Marsatmosphäre in den Weltraum reißen.[140][141]
  • 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.[142]

Der Mars hat bis zu neunzig Prozent seiner Atmosphäre verloren.[140] Im Zuge dessen verschwand eine Wassermenge, die ausreichen würde, um seine gesamte Oberfläche mehrere zehn Meter tief zu bedecken.[142] Die aktuellen Flüssigwasservorkommen des Mars haben nur noch geringen Umfang.[143] Jüngste Schmelzwasserströme scheinen vor 200.000 Jahren geflossen zu sein.[144] Immerhin könnten sich während des Sommers heute noch Flüssigwasser-Taschen im oberen Wassereis ausschmelzen.[145] 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.[146]

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.[147][148] Wenige Schlammtröpfchen aus Perchlorat-haltigem Salzwasser sind die bisher einzigen fotografischen Belege für Flüssigwasser jenseits der Erde.[149][150]

Wasser des Mars

Äußeres Sonnensystem

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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
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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.[151] 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.[152] Eine ähnliche Aquasphäre wird auch für den Jupitermond Ganymed vermutet.[153] 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.[154]

Eine subglaziale, tiefe und regional begrenzte Aquasphäre existiert sehr wahrscheinlich an der Südpolregion des Saturnmonds Enceladus.[52] Sie führt Salzwasser.[155] Auch für den Saturnmond Titan kann eine subglaziale, tiefe und global durchgehende Aquasphäre 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 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.[159][160] 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.[161][162] 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.[162] Bei Ganymed könnte die thermische Energie aus Zerfallswärme stammen. Sie rührt von radioaktiven Stoffen her, die im Mondinneren gelagert sind.[163]

Kometen
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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.[164] 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.[164]
  • 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.[165]
  • In der Frühzeit des Sonnensystems könnte Zerfallswärme die Kometenkerne für ungefähr eine Million Jahre umfangreich aufgeschmolzen haben.[165][164] Dafür wären radioaktive Stoffe nötig gewesen, die wiederum aus Supernovae stammen, die in der Nähe des Sonnensystems stattgefunden haben müssten.[166][167][168] Nach dem derzeitigen Forschungsstand ist allerdings nicht sicher, ob solche Supernovae tatsächlich stattfanden.[169]
Wasser der Kometen

Milchstraße

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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[110] – und damit als potentiell bewohnbar eingestuft. Zu dieser Gruppe gehört 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]

Aquasphären solcher Wasserplaneten[172] können über einhundert Kilometer Dicke erreichen.[110] 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.[110] Derlei Hochdruckeis[110] wäre aber nicht kalt, sondern sehr heiß und könnte sogar weiß glühen.[173]

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.[174][175] Auf diesem Weg könnte sehr viel Wasser von der Oberfläche entfernt werden, so dass sogar Kontinente mit trockenem Festland denkbar wären.[176]

Außerdem können sich Aquasphären noch unterhalb von oberflächlichen, global durchgehenden Kryosphären befinden – so wie es etwa für den Jupitermond Europa angenommen wird.[46] Eine solche subglaziale Aquasphäre kann für den Exoplaneten OGLE 2005-BLG-390L b vermutet werden.[177]

Wasser der Milchstraße

Wasserdampf

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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,[178] das dort noch eine verhältnismäßig große Beleuchtungsstärke besitzt. Im äußeren Planetensystem können nur andere Energiequellen Wasserdampf generieren. Infrage kommen hierzu geothermische Prozesse[179] und Impakte.[180]

Sonnensystem

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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

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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,[110] weil die Venusatmosphäre durch die nahe Sonne stark erhitzt wurde.[181]

Erde
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Die Atmosphäre der Erde ist im Mittel sehr wasserdampfreich.[182] Der größte Teil des Wasserdampfs verbleibt in der Troposphäre. Dort kondensiert er mitunter zu Wasserwolken beziehungsweise resublimiert zu Eiswolken (→ Wolken).[183] In der Erdatmosphäre befinden sich zu jedem Zeitpunkt ungefähr 13.000 Kubikkilometer Wasser.[17]

Wasser der Erde
Mars
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Die Atmosphäre des Planeten Mars enthält Wasserdampf.

Auch die Atmosphäre des Mars enthält größere Mengen Wasserdampf,[184][185] sogar mehr Wasserdampf als die Atmosphäre der Erde oberhalb der Troposphäre. Der Wasserdampf resublimiert in Höhen zwischen zehn und dreißig Kilometern zu dünnen Cirruswolken.[186][187]

Wasser des Mars
Kometen
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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.[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 gehört viel Wasserdampf.[190][191]

Wasser der Kometen

Asteroidenhauptgürtel

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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.[39] 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.[192]

Wasser des Asteroidenhauptgürtels

Äußeres Sonnensystem

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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.[193]

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.[194] Dort stellt es 95 Prozent allen Wasserdampfs. Die Wasserdampfkonzentrationen erreichen auf der Südhalbkugel zwei- bis dreimal höhere 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 Atmosphäre des Gasplaneten. Dort resublimiert der Dampf zu Wassereiswolken.[196] Wasserdampf schwebt zudem über dem Saturnmond Enceladus[197] und stammt aus dem kryovulkanischen Exhalat von ungefähr einhundert Geysiren.[198] Der Dampf verdriftet und bildet das Ausgangsmaterial für eine riesige Hydroxylwolke in der Nähe des Saturn.[199][200] Außerdem existiert Wasserdampf in der Atmosphäre des Saturnmonds Titan.[201]

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.[196]

Wasser des äußeren Sonnensystems

Milchstraße

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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 Atmosphären erdähnlicher Exoplaneten wurde bisher allerdings noch kein Wasserdampf gefunden.[205][206] Dies könnte vor allem an den Schwierigkeiten liegen, atmosphärische Messdaten von solch kleinen und weit entfernten Objekten zu gewinnen.[207] Dementsprechend konnte Wasserdampf bisher allein in den Gashüllen einiger jupiterähnlicher Exoplaneten ausgemacht werden, nämlich 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 Atmosphäre des Braunen Zwergs WISE J085510.83-071442.5 resublimiert Wasserdampf zu Wassereiswolken.[212]

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.[213] Sie besitzt mehrere Sterndurchmesser Breite.[214][215] In ihr sammeln sich kleine Moleküle (CO,[216] CN,[217] SiO[218]) und Staub (Al2O3[218] und Silicate[214]). Zu den Molekülen gehören auch Hydroxyl (OH)[217] und Wasser (H2O).[213] Das Material für die Stoffe wird von der Sternoberfläche angeliefert. Wahrscheinlich steigt es mit Hilfe riesiger Konvektionszellen auf, vielleicht unterstützt durch Alfvénwellen.[214] 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.[219][220] MOLsphären wurden beim Stern Aldebaran, bei anderen roten Riesen[221] und bei Beteigeuze[222] entdeckt. Wasserdampf wird ebenfalls in der staubreichen Nähe des Sterns IRC +10216 geformt, der als Kohlenstoffstern zu einer besonderen Gruppe roter Riesen gehört.[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 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.[92]

Wasser der Milchstraße

Außerhalb der Milchstraße

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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.[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 geschätzt. Das wäre ungefähr das Einhundertvierzigbillionenfache allen irdischen Meerwassers. Die Lichtstrahlen des Quasars benötigten 12,1 Milliarden Jahre bis zur Erde.[226] Gemäß der gängigen Interpretation der Daten des Planck-Weltraumteleskops jedoch hat der Urknall vor 13,82 Milliarden Jahren stattgefunden.[227] Demzufolge ist Wasser im beobachtbaren Universum spätestens nach 1,72 Milliarden Jahren vorhanden gewesen.

Überkritisches Wasser

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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.[228] 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).[229]

Wasser der Erde

Siehe auch

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Literatur

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  • 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.
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Einzelnachweise

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  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
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