Resursele de apă din univers

Apa există atât în ​​norii pământești, cât și pe luna pământului.

Există diferite resurse de apă în univers, deoarece apa este un compus chimic obișnuit în univers . Acesta este prezent nu numai pe pământ, ci și pe alte corpuri cerești ale sistemului solar precum și în alte sisteme planetare și în nori interstelari din Calea Lactee . Chiar și în galaxiile foarte îndepărtate , a căror lumină călătorise pe Pământ de mai bine de douăsprezece miliarde de ani, apa putea fi detectată prin studii spectroscopice . Potrivit acestui fapt, a apărut deja în univers când trecuseră mai puțin de două miliarde de ani de la Big Bang . Cu toate acestea, descoperirile extraterestre se referă doar la vapori de apă și gheață ; căutarea apei lichide nu a reușit până acum în mare parte. Dincolo de pământ, nicio prezență permanentă a apei lichide nu a fost încă dovedită direct. Cu toate acestea, există dovezi că unele luni înghețate din sistemul solar exterior pot adăposti oceane de apă lichidă sub suprafața lor . Acest lucru este important deoarece apa lichidă, pe lângă o sursă suficientă de căldură și componentele chimice necesare, este una dintre cerințele esențiale pentru viață.

Resursele de apă ale sistemului solar sunt cel mai bine cercetate. Cu excepția Pământului, apa există pe multe alte corpuri cerești în cantități mai mult sau mai puțin mari și în diferite stări fizice și manifestări, dar numai pe Pământ apa apare permanent și în cantități mari direct pe suprafața planetei în toate cele trei stări fizice. Acest fapt face ca pământul din sistemul solar să fie un corp ceresc unic, „planeta albastră”.

Apă cristalină

Asteroidul foarte mare Pallas are minerale care conțin apă.

Apa cristalină este apă care a fost închisă în minerale. Ca o componentă a mineralelor, ajută la construirea rocilor . În sistemul solar, apa cristalină a fost înregistrată pentru planeta pitică Ceres , pentru asteroizii foarte mari Pallas și Vesta , pentru luna Pământului și pentru asteroizii de tip B, G, F și C , mai ales pentru anumite condrite carbonice . Mineralele care conțin apă au continuat să se găsească pe planeta Marte și, bineînțeles, pe Pământ. În afara sistemului solar nu au fost încă descoperite apariții de apă cristalină.

Gheata

Totalitatea depozitelor de gheață dintr-un corp ceresc se numește criosferă . Poate consta din părți mari sau complet din gheață de apă. O criosferă poate cuprinde un întreg corp ceresc. Apoi, există o criosferă globală continuă - ca o sferă goală, învelește corpul ceresc. O criosferă poate supraviețui și în locurile cele mai reci ale unui corp ceresc. Apoi se formează o criosferă limitată la nivel regional.

Sistem solar

Cea mai mare parte a apei din sistemul solar este sub formă de gheață de apă . Cea mai mare parte a gheții de apă se găsește în regiunile exterioare reci ale sistemului solar. Acestea încep cu o distanță de aproximativ trei unități astronomice de soare, între orbitele lui Marte și Jupiter. Acolo curge linia de zăpadă . Dincolo de aceasta, iluminarea soarelui devine prea slabă pentru a sublima gheața de apă . Ca rezultat, gheața de apă poate păstra și colecta acolo pe termen lung.

Sistemul solar interior

Nu există criosfere continue la nivel global pe corpurile cerești ale sistemului solar interior. Dacă este necesar, depunerile de gheață de apă sunt limitate la cele mai reci zone sau se află - protejate de lumina soarelui - sub suprafață .

Mercur

Pe planeta Mercur , cea mai apropiată de soare, există zone neîntrerupte de lumină la poli. Există gheață de apă sub 10 până la 20 de centimetri de regolit . Criosfera limitată regional a lui Mercur are o grosime cuprinsă între zeci de centimetri și câțiva metri. Pentru regiunea polară nordică, masa gheții de apă este cuprinsă între 20 și 1000 de miliarde de tone. Este foarte probabil ca apa să fie adusă la Mercur prin impact asupra corpurilor mici .

Pământ

Cea mai mare criosferă limitată la nivel regional a sistemului solar există pe planeta Pământ. Criosfera terestră a avut un volum de aproximativ 24 de milioane de kilometri cubi de gheață de apă în anii '90. Poate fi împărțit în două părți: zone cu gheață de apă polară (gheață de pachet , straturi de gheață din Groenlanda și Antarctica ) și zone cu gheață de apă nepolare ( ghețari de munte , permafrost în regiunile subpolare și munți înalți extrapolari). Include, de asemenea, atât zone subaerice ( gheață de mare , ghețari, straturi de gheață), cât și zone subterane ( permafrost , peșteri de gheață ). În plus, gheața de apă poate apărea sub formă de precipitații solide . Criosfera terestră a fost în cea mai mare măsură în epoca de gheață sturtică și epoca de gheață marină în epoca geologică numită Cryogenium , care s-a încheiat acum 635 milioane de ani. Dar chiar și în acele ere glaciare planeta nu a fost niciodată în întregime acoperită de gheață . În niciun moment al istoriei pământului pământul nu a avut o criosferă globală continuă.

Luna de pe pământ

Pe luna Pământului există o criosferă relativ mică, limitată la nivel regional. Prezintă asemănări cu depozitele de gheață ale lui Mercur, deoarece și aici gheața de apă se află pe podeaua craterelor de lângă poli. De asemenea, podelele craterelor nu sunt atinse de lumina soarelui și probabil că au fost la umbră constantă de miliarde de ani.

Marte

Într-un crater de impact proaspăt de pe Marte, a devenit vizibilă gheața de apă, care altfel rămâne ascunsă sub suprafață.

Criosfera limitată la nivel regional a lui Marte poate fi structurată într-un mod similar cu criosfera pământului. De asemenea, nu include doar cele două regiuni polare . Depozitele de gheață de apă de acolo sunt în mare parte acoperite de gheață uscată (cu excepția verii) și mai ales de sedimente. Multe mii de kilometri cubi de gheață de apă au fost găsite în jurul Polului Nord. Ocupă o suprafață de aproximativ 900.000 de kilometri pătrați și atinge o grosime de doi kilometri în centrul său. În jurul Polului Sud s-au găsit 1.600.000 de kilometri cubi de gheață de apă. Dincolo de regiunile polare există zone expansive cu gheață de apă nepolară . La latitudini medii mai mari , gheața de apă rămâne deja stabilă dacă este depozitată la o adâncime cuprinsă între unu și doi metri. La adâncimi corespunzător mai mari, supraviețuiește și mai aproape de ecuator. De aceea există depozite subterane de gheață în Deuteronilus Mensae care se întind pe sute de kilometri. Chiar și sub acoperirea sedimentară a ecuatorialului Valles Marineris există 1.000.000 de kilometri cubi de gheață de apă. Ultimele două depozite de gheață de apă menționate sunt interpretate ca gheață fosilă . A reușit să reziste, deoarece (asemănător cu gheața pământească moartă ) a fost acoperită de moloz și nisip la sfârșitul unei faze de glaciație. Din prezența unei astfel de gheață fosilă, nepolară, se poate concluziona că Marte a trecut cel puțin printr- o eră glaciară : în trecut, planeta avea cel puțin o criosferă subaerică care a ajuns în zona ecuatorială. Astăzi are încă o criosferă redusă și mai presus de toate subterane. Gheața sa de apă este expusă numai în zone mici din regiunile polare.

S-au găsit dovezi că a nins din nori pe Marte acum 3,7 miliarde de ani . Pe măsură ce temperatura aerului a crescut, masele de zăpadă întinse s-au topit. Drept urmare, apa topită s-a repezit la vale, spălând văile lungi.

Centura principală de asteroizi

În centura principală de asteroizi - în zona de tranziție de la sistemul solar exterior la interior - s-a găsit și gheață de apă. Se găsește pe suprafețele asteroizilor Themis și Cybele . Planeta pitică Ceres poate avea și gheață de apă. Apoi se află în straturi subterane și apare deschis în două locuri, astfel încât vaporii de apă pot sublima din acesta, acest lucru a fost dovedit.

Sistemul solar exterior

Un număr de corpuri cerești din sistemul solar exterior au criosfere continue la nivel global. Ele apar pe lunile celor patru planete gazoase dintre orbita lui Jupiter și Neptun . În sistemul solar exterior trans-Neptunian (dincolo de orbita Neptunului) criosferele există pe planetele pitice și lunile lor. Gheața lor nu este întotdeauna formată în principal din gheață de apă. Alte tipuri de gheață pot fi prezente predominant, de exemplu gheață cu amoniac, gheață cu monoxid de carbon, gheață cu metan, gheață cu azot sau gheață uscată.

Lunile și planetele pitice

Obiecte inelare

Particulele de gheață de apă ale inelului Saturn E provin de la luna lui Saturn, Enceladus.

Corpurile mici ale inelelor lui Saturn (obiecte inelare) sunt formate din gheață de apă aproape pură (cel puțin 90%). Obiectele inelare microscopice ale inelului E sunt o porțiune înghețată din apă care a fost evacuată din criovulcanii lunii lui Saturn, Enceladus . Toate inelele lui Saturn, luate împreună și aproximativ estimate, conțin de douăzeci până la treizeci de ori mai multă apă decât pământul. Abundența lor de gheață de apă este o caracteristică specială printre sistemele de inele ale planetelor sistemului solar, deoarece sistemele de inele ale lui Jupiter , Uranus și Neptun constau din obiecte inelare mai întunecate. De obicei, se crede că sunt compuse din gheață de apă mai contaminată sau nu sunt deloc compuse din gheață de apă. Pe de altă parte, obiectele inelare ale celor două inele ale marelui centaur Chariklo sunt din nou realizate în principal din gheață de apă.

Comete

Corpurile mici tipice ale sistemului solar exterior care conțin gheață de apă sunt nucleele cometei. La momentul destrămării sale , nucleul cometei cometei C / 1999 S4 conținea 3,3 milioane de tone de apă. Nucleii cometari sunt numiți și bile de murdărie înghețate : la exterior, acestea constau dintr-o crustă de praf groasă de un metru care învelește un interior format din diferite tipuri de gheață, inclusiv gheață de apă. Aceste informații despre structura internă a cometelor au fost obținute din specimene care au migrat în sistemul solar interior și au fost accesibile sondelor spațiale . În acele regiuni de vânt solar mai calde, mai luminoase și mai puternice, compoziția și structura suprafețelor lor se pot schimba mai puternic. De aceea, structura nucleelor ​​cometare care nu au migrat niciodată în sistemul solar interior ar putea fi semnificativ diferită.

Există trei grupuri diferite de nuclei cometari în sistemul solar exterior: nuclei cometari ai centaurilor , nuclei cometari ai centurii Kuiper și nuclei cometari ai norului Oort . Există câteva sute de centauri între orbita lui Neptun și Jupiter, dintre care cel puțin două treimi constau din nuclee cometare. Sute de milioane de nuclee de comete din Centura Kuiper se alătură în spatele centaurilor. Orbitele lor sunt dincolo de orbita lui Neptun. Când obiectele centurii Kuiper se ciocnesc, norii celor mai mici particule sunt aruncați. Particulele învelesc în special bucățile mai mari ca o ceață fină. Aceste nebuloase constau într-o mare măsură din gheață de apă.

În exterior există câteva miliarde de nuclee cometare în norul Oort. Aproximativ nouăzeci la sută din nuclee nu provin inițial din propriul sistem solar. În schimb, au fost îndepărtați gravitațional de alte sisteme planetare . Acest lucru s-a întâmplat când soarele se afla încă în imediata apropiere a altor stele dintr-un grup natal comun, căruia îi aparținea , de exemplu, steaua HD 162826 . Ca urmare, o parte din apa transportată de comete în sistemul solar interior este de origine extrasolară. Că apa din spațiul interstelar poate fi recunoscută prin raportul izotopului dintre protiu și deuteriu . În apa sistemului solar acest raport este de obicei 6400 atomi de protiu la 1 atom de deuteriu. Apa extrasolară are rapoarte izotopice diferite.

calea Lactee

În discul protoplanetar al sistemului cu stea dublă HD 113766 există gheață de apă ( impresia artistului).

Sistemul solar nu este singurul loc din Calea Lactee cu gheață de apă. Ca parte a mantalei de gheață de nenumărate particule de praf interstelar , gheața de apă este fin distribuită în miezuri de nori pre-stelari, cum ar fi Lynds 1544 . Apa din gheața de acolo ar putea umple mările pământului de trei milioane de ori. Într-o formă similară, gheața de apă există în zonele exterioare mai reci ale discurilor protoplanetare , de exemplu în discul din jurul stelei TW Hydrae . Acolo poate fi coaptă în nuclee de comete . Până în prezent au fost descoperite zece astfel de exocomete individuale și urme ale exocometelor care se ciocnesc au fost găsite la steaua Beta Pictoris . În plus, a fost documentată o pătrundere masivă a foarte multor exocomete (furtuni de comete) pentru zonele interioare ale sistemului planetar de la steaua Eta Corvi .

Cometele pot proveni din regiuni în formă de centură care limitează marginea exterioară a sistemelor planetare (centurile exterioare ale cometei) . Regiunile pot conține câteva milioane de corpuri mici - inclusiv multe nuclee de comete care conțin gheață de apă. În sistemul solar, această regiune se numește centura Kuiper. Curele de cometă exterioare similare au fost observate în jurul stelelor Wega , TW Piscis Austrini (Fomalhaut B) , LP 876-10 (Fomalhaut C) și HR 8799 .

Se crede că gheața de apă se găsește în exoplanetele asemănătoare lui Neptun. Astfel de corpuri cerești au miezuri planetare extinse. O parte substanțială a miezurilor ar putea fi făcută din gheață de apă. Un exemplu de exoplanetă de tip Neptun se numește OGLE-2005-BLG-169L b , încă trei orbitează steaua HD 69830 .

Gheața de apă este probabil să fie prezentă și pe exoplanetele asemănătoare Pământului. Se presupune că miezul de piatră al exoplanetei asemănătoare Pământului OGLE-2005-BLG-390L b este învelit într-o armură de gheață groasă de mulți kilometri. Acesta ar fi primul exemplu descoperit de criosferă globală continuă în afara sistemului solar. Ar fi, de asemenea, primul exemplu de exoplanetă terestră bogată în apă în regiunile reci dincolo de o zonă locuibilă . Practic, se poate presupune că exoplanetele asemănătoare cu cele ale Neptunului și ale Pământului apar foarte frecvent în sistemele planetare și formează majoritatea exoplanetelor. Ca urmare, gheața de apă nu ar trebui să fie o substanță rară în multe sisteme planetare.

Apa in stare lichida

Totalitatea apei lichide a unui corp ceresc se numește aquasferă . O acvază poate cuprinde un întreg corp ceresc. Apoi se formează o acvază continuă la nivel global - o sferă goală în formă de bol din apă lichidă. O acvază poate supraviețui și în anumite locuri ale corpului ceresc. Apoi se formează o acvază limitată la nivel regional.

Pentru ca pe termen lung să existe apă lichidă pe suprafața planetei, o planetă terestră bogată în apă (sau o lună terestră a unei planete) trebuie să se deplaseze în zona locuibilă a stelei sale centrale: la o anumită distanță de stea, iluminarea sa nu este prea puternică pentru a elimina apa de pe suprafața planetei pentru a se evapora complet. Dar, de asemenea, nu este prea slab faptul că deja se solidifică complet în gheață. Apa rămâne lichidă numai într-un interval îngust de temperatură, sub presiunea normală a aerului între 0 ° C și 100 ° C. De aceea, zona locuibilă a unui sistem planetar este o zonă foarte îngustă în raport cu întinderea sa totală.

Sistem solar

Măsurată în raport cu întinderea totală a sistemului solar, apa lichidă este extrem de rar întâlnită aici, deoarece zona locuibilă nu are nici o întindere mare în acest sistem planetar.

Sistemul solar interior

Singurele apariții de apă lichidă observate până acum în mod direct sunt pe două corpuri cerești ale sistemului solar interior, pe Pământ și pe Marte. Probabil, Venus a avut odată apă lichidă la suprafață. Cu toate acestea, a dispărut acum 3,5 miliarde de ani.

Pământ

Dintre toate corpurile cerești din sistemul solar, doar pământul are o acvază subaerică. Numai aici apa lichidă apare permanent, din abundență și direct la suprafața planetei. Apa lichidă se colectează în oceanele terestre în straturi groase de câțiva kilometri. Se găsește și în lacuri subglaciare , soluri , nori de apă și în precipitații lichide : pământul se deplasează în zona locuibilă.

Marte

În timpul verii, în emisfera sudică a lui Marte, linii de pante recurente se dezvoltă pe pante expuse la soare . Se presupune că indică apă lichidă sărată care curge sub pământ în apropierea suprafeței până la vale.

Aquasphere planetei Marte a avut o istorie plină de evenimente. În primele zile ale planetei, au predominat temperaturile de suprafață care permiteau apa lichidă. Diverse minerale din meteoriții marțieni susțin această teză. În ele, de exemplu, s-au descoperit carbonați , filosilicați și iddingsite , pentru formarea cărora pare necesară prezența apei lichide. Același lucru este valabil și pentru sulfații de magneziu , mineralele argiloase , sulfații de calciu și smectitele , care se găsesc și astăzi pe suprafața Marte. Temperaturile de suprafață mai ridicate din perioada timpurie a lui Marte au fost asigurate de dioxidul de sulf . Gazul cu efect de seră a fost adus temporar în atmosfera marțiană de vulcani. Anumite zăcăminte sugerează că lacurile și deltele fluviale au existat acum mai bine de trei miliarde de ani. Multe râuri ar fi putut curge într-un ocean care la acea vreme probabil acoperea o mare parte a emisferei nordice. Oceanul avea temperaturi foarte scăzute ale apei, era acoperit în multe locuri de gheață marină și era mărginit de ghețari.

Astăzi nu mai rămâne nimic din acea acferă subaerică. Ultimele corpuri libere de apă au dispărut acum aproximativ un miliard de ani. Datorită presiunii foarte mici a aerului pe Marte astăzi, apa lichidă ar îngheța sau se va evapora rapid pe suprafața sa. Motivele pentru presiunea scăzută a aerului - și, prin urmare, pentru sărăcia apei - se întorc la faza timpurie a sistemului solar. Conform ipotezei Grand Tack (Great Turnaround), acestea sunt în special legate de planeta gigantică Jupiter: în discul protoplanetar al sistemului solar, Jupiter aproape că a atins dimensiunea maximă după câteva milioane de ani. De asemenea, a început să rătăcească în sistemul solar interior. Imigrația lui Jupiter a învârtit planetesimalele discului protoplanetar interior. S - au agregat în aproximativ douăzeci de embrioni planetari . Când Jupiter a ajuns la aproximativ o unitate și jumătate de astronomie a soarelui, direcția sa de deplasare s-a inversat. Acest lucru s-a datorat planetei Saturn, care a crescut și ea între timp și acum trăgea prima planetă uriașă înapoi cu gravitația sa. În timpul migrației de întoarcere, sistemul solar interior a fost rotit din nou. Embrionii planetari și resturile de planete-animale s-au ciocnit, au căzut în soare sau au fost expulzați din sistemul solar. Majoritatea obiectelor s-au adunat la o distanță solară de până la o unitate astronomică. Acolo au lăsat planetele Mercur, Venus și Pământ să se agregeze. Un alt embrion planetar s-a găsit pe o orbită care conducea în jurul stelei centrale la o unitate și jumătate astronomice. Se îndepărta prea mult pentru a câștiga o masă semnificativă din obiectele care au lovit. Acel embrion planetar de durată a fost Marte. De aceea are doar 11% din masa pământului. Masa sa redusă, volumul mic și orbita - toate cele trei pot fi urmărite până la migrația lui Jupiter - sunt văzute ca fiind principalele motive pentru sărăcia de apă de astăzi:

• Mai puțină masă a exercitat mai puțină gravitate. Particulele atmosferei marțiene ar putea să se deplaseze mai ușor în spațiu după ce au fost încălzite și accelerate de soare.
• Un corp mai mic s-a răcit mai repede. Fără suficientă căldură, curenții de convecție din nucleul planetar bogat în fier s-au oprit. Marte și-a pierdut câmpul magnetic global în primele 500 de milioane de ani. Fără un câmp magnetic, atmosfera nu mai era ferită de vântul solar. Vântul solar ar putea rupe particule ale atmosferei marțiene în spațiu.
• Datorită apropierii sale de centura principală de asteroizi, Marte a fost afectat mai frecvent de asteroizii centurii principale decât alte corpuri cerești din sistemul solar. Fiecare impact a expulzat o parte a atmosferei pe care cu greu o putea reține din cauza gravitației sale scăzute.

Marte și-a pierdut până la nouăzeci la sută din atmosferă. În cursul acestui lucru, a dispărut o cantitate de apă care ar fi suficientă pentru a-și acoperi întreaga suprafață de câteva zeci de metri adâncime. Resursele actuale de apă lichidă de pe Marte sunt doar mici. Cele mai recente fluxuri de apă topită par să fi curgut acum 200.000 de ani. La urma urmei, buzunarele de apă lichidă din gheața superioară a apei se pot topi în timpul verii. Mai presus de toate, apa lichidă există ca apă de adsorbție pentru sedimentele libere din latitudinile inferioare și medii. Concentrații deosebit de mari de apă de adsorbție ar putea fi măsurate în sedimentele din Arabia Terra și Hellas Planitia .

Picăturile libere din apă sărată apar chiar la adâncimi foarte mici. În picături sunt perclorați dizolvați, cu cât punctul de îngheț al picăturilor este mai scăzut. În acest fel, apa rămâne lichidă mai mult timp la temperaturi ambiante reci. În timpul verii sudice marțiene, subsolul se dezgheță pe pantele expuse la soare. Recurente lineae panta poate fi observată acolo. Termenul se traduce aproximativ ca „structură de linie recurentă pe versanți” și descrie liniile întunecate de pe suprafața lui Marte cu gradiente tipice de deget. Este probabil ca acestea să fie urmărite înapoi la apa sărată care curge sub pământ pe pantă. Câteva picături de noroi din apa sărată care conține perclorat sunt singurele dovezi fotografice ale apei lichide dincolo de pământ.

Sistemul solar exterior

În sistemul solar exterior, apa lichidă este suspectată pe unele luni și comete. Existența apei lichide a fost posibilă până acum doar indirect.

Lunile

În întinderile reci ale sistemului solar exterior, pe lunile Jupiter Europa și Ganimedes și lunile Saturn Enceladus și Titan , există o mare probabilitate ca apa lichidă să fie ascunsă sub straturi de gheață. Se crede că acvasfera lor este subglacială și adâncă , adică este izolată din exterior de mulți kilometri de gheață de apă. Conform dovezilor recente, luna Jupiter Callisto , luna Saturn Dione , lunile Uranus Titania și Oberon și luna Neptun Triton ar putea ascunde, de asemenea , apă lichidă sub stratul lor de gheață.

O acvază subglaciară, profundă și continuă la nivel global este aproape sigur situată pe luna lui Jupiter Europa . Aquasfera Europei ar putea avea o grosime de până la 100 km. Curenții de convecție se formează în oceanul subglaciar, punând gheața deasupra în mișcare și rupându-se în plăci. Pe lângă planeta Pământ, luna Europa este singurul corp ceresc cunoscut cu tectonică activă a plăcilor . O acvază similară este, de asemenea, presupusă pentru luna Jupiter Ganymede . Straturile exterioare ale Ganymedei ar putea consta din mai multe cochilii de apă-gheață. Cojile individuale de apă-ou ar fi apoi separate unele de altele de mulți kilometri de straturi groase de apă lichidă. Apa lichidă a lui Ganymed este sărată și probabil conține sulfat de magneziu. Cu cât un strat de apă lichidă se află mai adânc, cu atât ar fi mai dens și cu atât mai mare ar fi salinitatea sa.

O acvază subglaciară, profundă și limitată regional există foarte probabil în regiunea polului sud al lunii Enceladus a lui Saturn . Poartă apă sărată. O acvază subglacială, profundă și continuă la nivel global poate fi de asemenea presupusă pentru luna Saturn Titan, care este, de asemenea, sărată.

Energia pentru topirea gheții de apă din toate cele patru luni este de origine geotermală, care provine din interiorul corpurilor cerești. Se presupune că căldura este generată în mare parte de forțele mareelor . Forțele gravitaționale ale planetelor uriașe și ale lunilor învecinate duc la deformări ale corpurilor lunare, prin care materialele lor interioare se freacă unul împotriva celuilalt . Din cauza fricțiunii, părți ale energiei cinetice sunt transformate în energie termică - în căldură mareică . Acest model simplu de căldură de maree nu a fost încă adăugat pentru Enceladus și Ganymede. Ambele luni emit mai multă energie termică decât pot converti din forțele mareelor ​​din orbitele lor actuale. În cazul Enceladus, se presupune că luna s-a mutat recent de la o orbită ușor diferită la orbita actuală. Valorile energetice care pot fi măsurate astăzi ar fi apoi lumina ulterioară a căldurii mareelor ​​anterior mai puternice. Cu Ganymede, energia termică ar putea proveni din căldura în descompunere . Provine din substanțe radioactive care sunt stocate în interiorul lunii.

Comete

Cel puțin o parte din apa din miezul Cometei Wild 2 a fost odată lichidă.

Chiar și bilele înghețate ale cometelor au trecut prin cel puțin o fază în care părți din apa lor s-au schimbat temporar din solid în lichid. Acest lucru a fost dovedit prin intermediul unor mici granule cubanitice care puteau fi obținute din coada cometei Wild 2 . Sulfurile de cupru de fier de acest tip se formează numai dacă materiile prime necesare sunt mai întâi dizolvate în apă lichidă. Dacă cubanitul s-a format de fapt în cometa însăși, cel puțin părți din nucleul cometei ar fi trebuit să se topească timp de aproximativ un an. Energia pentru topire ar putea proveni din diferite surse de energie:

• Nucleii cometari s-ar fi putut ciocni cu alte corpuri cerești la un moment dat. Apoi, părți din energia cinetică s-ar fi transformat în energie termică, iar zonele din jurul craterului de impact s-ar fi putut topi.
• Dacă o cometă intră pe o orbită care o apropie de Soare, straturile nucleului cometei de sub suprafața sa s-ar putea topi. Acest lucru s-ar putea repeta cu fiecare apropiere de soare.
• În primele zile ale sistemului solar, căldura în descompunere ar fi putut topi pe larg nucleele cometare timp de aproximativ un milion de ani. Acest lucru ar fi necesitat materiale radioactive, care la rândul lor provin din supernove care trebuie să aibă loc în apropierea sistemului solar. Conform stării actuale de cercetare, totuși, nu este sigur dacă astfel de supernove au avut loc efectiv.

calea Lactee

Exoplaneta GJ 1214 b orbitează o stea pitică roșie . La suprafața planetei, oceanele fierbinți de apă lichidă pot exista probabil (impresia artistului).

Nu au fost încă descoperite dovezi directe ale apei lichide în Calea Lactee dincolo de sistemul solar. Dintre toate exoplanetele care au fost găsite până acum, câteva sunt, cu o anumită probabilitate, complet sau parțial învăluite de apă lichidă - și astfel clasificate ca fiind potențial locuibile . Planeta Kapteyn b, veche de 11,5 miliarde de ani, aparține acestui grup . Mai mult, există probabil oceane fierbinți fierbinți pe exoplaneta GJ 1214 b .

Aquasferele unor astfel de planete de apă pot atinge o grosime de peste o sută de kilometri. Cu toate acestea, sferele acvatice nu pot fi mai adânci de aproximativ 150 de kilometri, deoarece chiar și straturile mai adânci de apă și-ar schimba starea fizică din lichid în solid datorită presiunii apei deasupra. O astfel de gheață de înaltă presiune nu ar fi rece, ci foarte fierbinte și ar putea chiar să strălucească alb.

Pe lângă acest concept mai vechi, s-a format acum o nouă opinie despre apariția planetelor de apă. Noua opinie nu mai presupune că întreaga exoplanetă trebuie să fie învăluită de o imensă acvază. În schimb, chiar și cu exoplanete foarte bogate în apă, o mare parte a apei ar trebui depozitată în interiorul acesteia (în mantaua planetară ). Transportul de apă în interiorul planetei ar trebui să aibă loc într-un mod similar cu cel de pe pământ - prin subducția litosferei oceanice care conține apă. În acest fel, o cantitate mare de apă ar putea fi îndepărtată de la suprafață, astfel încât chiar și continentele cu continent uscat ar fi de conceput.

În plus, acviferele pot fi încă situate sub criosfere superficiale, continue la nivel global - așa cum se presupune pentru luna lui Jupiter Europa. O astfel de acvază subglaciară poate fi presupusă pentru exoplaneta OGLE 2005-BLG-390L b.

Aburi

Vaporii de apă sunt creați oriunde se evaporă apa lichidă sau gheața de apă se sublimează . Ambele procese necesită energie. În interiorul unui sistem planetar, energia poate fi furnizată de lumina soarelui, care are încă o iluminare relativ mare. În sistemul planetar exterior, numai alte surse de energie pot genera vapori de apă. Procesele și impacturile geotermale intră în discuție .

Sistem solar

Este adevărat că vaporii de apă sunt cea mai volatilă stare fizică a apei. Cu toate acestea, în sistemul solar, acesta se găsește în mod regulat de la o distanță de aproximativ o unitate astronomică până la soare.

Sistemul solar interior

În sistemul solar interior, vaporii de apă pot fi găsiți în atmosferele lui Marte și Pământ. Va continua să fie lansat atunci când cometele intră în această regiune. Probabil că Venus a posedat și vapori de apă. Cu toate acestea, s-a evaporat în spațiu acum 3,5 miliarde de ani, deoarece atmosfera venusiană a fost puternic încălzită de soarele din apropiere.

Pământ

Atmosfera terestră este în medie foarte bogată în vapori de apă. Majoritatea vaporilor de apă rămân în troposferă . Acolo se condensează uneori în nori de apă sau resublimează în nori de gheață (→ nori ). Există în jur de 13.000 de kilometri cubi de apă în atmosfera terestră la un moment dat.

Marte

Atmosfera planetei Marte conține vapori de apă.

Atmosfera de pe Marte conține, de asemenea, cantități mai mari de vapori de apă, chiar mai mulți vapori de apă decât atmosfera pământului de deasupra troposferei . Vaporii de apă se resublimează la înălțimi cuprinse între zece și treizeci de kilometri pentru a forma cirusi subțiri .

Comete

În drumul lor către sistemul solar interior, cometele vor traversa orbita lui Marte la un moment dat. Cu aceasta, ei se mută în zonă cu iluminare solară relativ mare și densitate mare a vântului solar. Apoi, substanțele gheții cometei de mai jos scapă de crăpăturile din coaja de praf a cometei. Se sublimează, trag în spațiu și formează comete și cozi cometare. O mulțime de vapori de apă aparține substanțelor sublimate.

Centura principală de asteroizi

În centura principală de asteroizi, vaporii de apă au fost descoperiți în jurul planetei pitice Ceres. Vaporii de apă scapă din două puncte de pe suprafața sa. Aproximativ șase kilograme de apă sunt împinse în spațiu în fiecare secundă. Vaporii de apă ar putea sublima din gheața de apă sau proveni din criovulcani. De asemenea, în centura principală de asteroizi se află obiectele 133P / Elst-Pizarro și 238P / Read , din care vaporii de apă sublimă din gheața de apă. Corpurile cerești 176P / LINEAR și 259P / Garradd pierd, de asemenea, vapori de apă. La Phaethon , gazul provine din deshidratarea apei cristaline.

Sistemul solar exterior

Fântâni de vapori de apă peste regiunea polului sud al lunii Europa a lui Jupiter.

Depozitele de vapori de apă sunt cunoscute din sistemul planetei Jupiter. În regiunea polului sud al lunii sale Europa, fântânile de vapori de apă care se trag în sus ajung uneori la înălțimi de până la 200 de kilometri.

Vaporii de apă au fost observați și în stratosfera planetei: la mijlocul lunii iulie 1994 fragmentele cometei Shoemaker-Levy 9 loviseră. Apa cometei s-a dispersat apoi sub formă de vapori de apă în stratosfera Jupiter. Acolo oferă 95% din toți vaporii de apă. Concentrațiile de vapori de apă din emisfera sudică sunt de două până la trei ori mai mari decât în ​​emisfera nordică. Vaporii de apă se pot resublima pentru a forma nori de gheață de apă.

În sistemul Saturn, vaporii de apă există și în mai multe locuri. Se află în atmosfera planetei gazoase. Acolo aburul se resublimează pentru a forma nori de gheață de apă. De asemenea, vaporii de apă planează peste luna lui Saturn, Enceladus și provin din expirația criovolcanică a aproximativ o sută de gheizere. Vaporii se îndepărtează și formează materia primă pentru un imens nor de hidroxil lângă Saturn. În plus, vaporii de apă există în atmosfera lunii Titan a lui Saturn.

De asemenea, se presupune că există și vapori de apă în straturile atmosferice inferioare ale lui Uranus și Neptun, care, de asemenea, se resublimează pentru a forma nori de gheață de apă. În toate cele patru planete gazoase, cea mai mare parte a vaporilor de apă a fost probabil adusă prin impactul corpurilor mici.

calea Lactee

Dincolo de limitele sistemului solar, vaporii de apă ai Căii Lactee există în discurile protoplanetare. Deci, sublimă din gheața de apă fin divizată. Exemple sunt discurile stelelor AS 205A , DR Tau și HD 113766 . Vaporii de apă se găsesc încă în cozile cometare ale exocometelor descoperite. Cu toate acestea, până acum nu s-a găsit niciun vapor de apă în atmosferele exoplanetelor asemănătoare Pământului. Acest lucru s-ar putea datora în principal dificultăților în obținerea datelor de măsurare atmosferică din astfel de obiecte mici și îndepărtate. În consecință, vaporii de apă au putut fi detectați numai în plicurile de gaze ale unor exoplanete de tip Jupiter, și anume la HD 189733 b , HD 209458 b , XO-1b , WASP-12 b , WASP-17 b , WASP-19 b și Tau Bootis b . În atmosfera rece a piticii brune WISE J085510.83-071442.5, vaporii de apă se resublimează pentru a forma nori de gheață de apă.

Apa este sintetizată în MOLsfera stelei supergigante roșii Betelgeuse.

În plus, vaporii de apă sunt nou formați în atmosfera stelelor roșii gigantice și a stelelor roșii supergigante . Au un strat în afara fotosferei și cromosferei numit MOLsphere . Are lățimea mai multor diametre de stea. Molecule mici ( CO , CN , SiO ) și praf ( Al ₂ O ₃ și silicați ) se colectează în ea . Moleculele includ , de asemenea hidroxil (OH) și apă (H ₂ O). Materialul pentru țesături este livrat de pe suprafața stelei. Probabil se ridică cu ajutorul unor uriașe celule de convecție , probabil ajutate de undele Alfvén . Majoritatea moleculelor mici și a prafului se formează numai din materialul ascendent din MOLsferă. La această distanță mai mare de suprafața stelei, temperaturile sunt suficient de scăzute încât substanțele să nu se descompună imediat. MOLsferele au fost descoperite la steaua Aldebaran , la alți giganți roșii și la Betelgeuse . Vaporii de apă se formează și în vecinătatea prăfuită a stelei IRC +10216 , care, ca stea de carbon , aparține unui grup special de giganți roșii.

Vaporii de apă pot exista în nebulozele interstelare . Prezența sa a fost demonstrată în regiunea de compresie BN-KL a Nebuloasa Orion . Acolo, la fiecare 24 de minute, se produc cantități de apă echivalente cu toată apa de mare pământească.

Există, de asemenea, vapori de apă în nori moleculari , de exemplu în nucleul norului prestelar Lynds 1544 . Miezul norului reprezintă o zonă condensată în norul molecular mult mai mare al Taurului . În Lynds 1544 există atât de multă apă încât ar putea umple oceanele pământului de două mii de ori. Vaporii de apă se sublimează din boabele de praf care conțin gheață de apă. Energia pentru sublimare provine din radiațiile din gama ultravioletă îndepărtată , care provine din alte zone ale Căii Lactee și se deplasează prin norul molecular.

În afara Căii Lactee

Spectrometria luminii quasarului APM 08279 + 5255 a dovedit prezența apei (impresia artistului).

Vaporii de apă sunt singura stare fizică a apei care până acum a fost detectabilă în afara Căii Lactee. Acest lucru se datorează distanței obiectelor astronomice. Dovezi foarte clare ale acesteia au fost găsite în spectrometria luminii din quasar MG J0414 + 0534 . Au fost 11,1 miliarde de ani pentru a ajunge pe Pământ. În total, vaporii de apă s-au găsit până acum în lumina a aproximativ o sută de galaxii îndepărtate și apropiate .

Cele mai îndepărtate dovezi ale vaporilor de apă provin de la lumina quasarului APM 08279 + 5255 . Cantitatea de apă a acesteia este estimată la o sută de mii de mase solare. Aceasta ar fi de aproximativ o sută patruzeci de trilioane de ori toată apa pământească de mare. Razele de lumină din quasar au fost necesare 12,1 miliarde de ani pentru a ajunge pe Pământ. Cu toate acestea, conform interpretării comune a datelor de la Telescopul spațial Planck , Big Bang-ul a avut loc în urmă cu 13,82 miliarde de ani. Ca rezultat, apa a fost prezentă în universul observabil cel târziu după 1,72 miliarde de ani.

Apă supercritică

Adânc în oceanele planetei Pământ, apa scapă din unele izvoare hidrotermale de mare adâncime într-o stare supercritică : Când apare, are o temperatură de 407 ° C, dar este împiedicată să fiarbă din cauza presiunii apei oceanice aflate deasupra. Apa supercritică combină proprietățile stărilor fizice lichide și gazoase. Se presupune că mai există apă supercritică pe pământ: Datorită presiunilor și temperaturilor ridicate, apa adâncă în scoarța terestră și sub litosferă ar putea fi, de asemenea, într-o stare supercritică (→ hidrosferă profundă ).

Vezi si

• Proprietățile apei
• Sinteza apei în spațiu
• Ciclu de apă
• Originea apei terestre
• Hidrosferă

literatură

• T. Encrenaz: Căutarea apei în univers . Heidelberg 2007, ISBN 978-0-387-34174-3 .
• VL Frankland: Către înțelegerea formării apei pe boabele de praf interstelare . Edinburgh 2011. (Link)
• J. Müller, H. Lesch: De unde vine apa pământului? În: Chimia în timpul nostru. 37, 2003, pp. 242-246. doi: 10.1002 / ciuz.200300282
• A. Hanslmeier: Apa în Univers . Heidelberg 2010, ISBN 978-90-481-9983-9 .
• F. Wilhelm: Hidrogeografie . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 .
• A. Lup: hidrogen triatomic în nori interstelari și pe pământ . În: Spectrul științei . Nr. 7, 2012, p. 12-14 ( online ). 
• Alessandro Morbidelli și colab.: Livrarea apei către protoplanete, planete și sateliți. Springer, Dordrecht 2019, ISBN 9789402416275 .

Link-uri web

• Apa: Elixirul vieții în sistemul solar jpl.nasa.gov
• Apa în discuția panoului Univers , aprilie 2015, NASA @ youtube

Dovezi individuale

1. ↑ Jeffrey Bennett și colab .: Astronomy. Perspectiva cosmică (Ed. Harald Lesch ), ediția a 5-a, actualizată. Pearson Studium Verlag, München 2010, ISBN 978-3-8273-7360-1 , p. 1048.
2. ^ S. Franck, A. Block, W. von Bloh, C. Bounama, I. Garrido, HJ Schellnhuber: Habitabilitate planetară: Pământul este banal în Calea Lactee? În: Științe ale naturii. 88, 2001, pp. 416-426. doi: 10.1007 / s001140100257
3. ↑ U. Sebastian: Geologie . Heidelberg 2009, ISBN 978-3-8274-2024-4 , p. 13.
4. ↑ LA Lebofsky: Asteroid 1 Ceres - Dovezi pentru apă de hidratare . În: Notificări lunare ale Royal Astronomical Society . Nr. 182, 1978, pp. 17 , doi : 10.1093 / mnras / 182.1.17P . 
5. ^ HP Larson: Compoziția asteroidului 2 Pallas și relația sa cu meteoriții primitivi . În: Icar . Nr. 56, 1983, pp. 398 , doi : 10.1016 / 0019-1035 (83) 90161-6 . 
6. ↑ MC de Sanctis, J-Ph. Combe, E. Ammannito, E. Palomba, A. Longobardo, TB McCord, S. Marchi, F. Capaccioni, MT Capria, DW Mittlefehldt, CM Pieters, J. Sunshine, F. Tosi, F. Zambon, F. Carraro, S. Fonte, A. Frigeri, G. Magni, CA Raymond, CT Russell, D. Turrini: Detectarea materialelor hidratate răspândite pe Vesta de către spectrometrul de imagistică VIR la bordul misiunii Dawn. În: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 758, 2012, L36. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 758/2 / L36
7. ^ JJ Barnes, M. Anand, IA Franchi, NA Starkey, Y. Ota, Y. Sano, SS Russell, R. Tartèse: Conținutul de hidroxil și compoziția izotopului de hidrogen al apatitelor lunare. În: a 43-a conferință de știință lunară și planetară. 2012, p. 1797 (Link)
8. ↑ T. Encrenaz, J.-P. Bibring, M. Blanc, M.-A. Barucci, F. Roques, P. Zarka: Sistemul solar . Berlin / Heidelberg 2004, ISBN 3-540-00241-3 , p. 275.
9. ^ O. Norton, NU Richard: Enciclopedia Cambridge a Meteoriților . Cambridge, 2002, ISBN 0-521-62143-7 , pp. 121-124.
10. ↑ JF Mustard, SL Murchie, SM Pelkey, BL Ehlmann, RE Milliken, JA Grant, J.-P. Bibring, F. Poulet, J. Bishop, EN Dobrea, L. Roach, F. Seelos, RE Arvidson, S. Wiseman, R. Green, C. Hash, D. Humm, E. Malaret, JA McGovern, K. Seelos , T. Clancy, R. Clark, DD Marais, N. Izenberg, A. Knudson, Y. Langevin, T. Martin, P. McGuire, R. Morris, M. Robinson, T. Roush, M. Smith, G. Swayze, H. Taylor, T. Titus, M. Wolff: Minerale de silicat hidratat pe Marte observate de instrumentul CRISM pentru Orbiterul Recunoașterii Marte. În: Natura. Nr. 454, 2008, p. 305. doi: 10.1038 / nature07097
11. ^ F. Wilhelm: Hidrogeografie . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , p. 11.
12. ↑ DNC Lin: Nașterea haotică a planetelor . În: Spectrul științei . Nr. 6, 2008, p. 26 ( online ). 
13. ↑ ^{a b c d} J. Hattenbach: Brocken în jurul stelelor îndepărtate . În: Spectrul științei . 5, 2013, p. 13 ( online ). 
14. ↑ T. Dambeck: Gheață în iadul strălucitor . În: Spectrul științei . Nr. 3, 2013, p. 13-14 ( online ). 
15. ↑ T. Dambeck: Gheață în iadul strălucitor . În: Spectrul științei . Nr. 3, 2013, p. 13 ( online ). 
16. ^ F. Wilhelm: Hidrogeografie . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , pp. 117-120.
17. ^ ^{A b} F. Wilhelm: Hidrogeografie . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , pp. 11-12.
18. ^ F. Wilhelm: Hidrogeografie . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , p. 119.
19. ↑ B. Eitel: Geografia solului. Braunschweig 1999, ISBN 3-14-160281-6 , pp. 50 și 66.
20. ^ F. Wilhelm: Hidrogeografie . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , pp. 100-107.
21. ↑ T. Durată: descărcare în gheața peșterii. În: OUG. Nr. 01, 2014, pp. 30-48 (Link)
22. ^ F. Wilhelm: Hidrogeografie . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , pp. 42-43.
23. ^ PA Allen, JL Etienne: provocare sedimentară pentru Snowball Earth. În: Nature Geoscience. Nr. 1, 2008, p. 817. doi: 10.1038 / ngeo355
24. ^ WC Feldman, S. Maurice, DJ Lawrence, RC Little, SL Lawson, O. Gasnault, RC Wiens, BL Barraclough, RC Elphic, TH Prettyman, JT Steinberg, AB Binder: Dovezi pentru gheață de apă lângă polii lunari. În: Journal of Geophysical Research: Planets. Nr. 106, 2001, p. 23231. doi: 10.1029 / 2000JE001444
25. ↑ PD Spudis, DBJ Bussey, SM Baloga, BJ Butler, D. Carl, LM Carter, M. Chakraborty, RC Elphic, JJ Gillis-Davis, JN Goswami, E. Heggy, M. Hillyard, R. Jensen, RL Kirk, D. LaVallee, P. McKerracher, CD Neish, S. Nozette, S. Nylund, M. Palsetia, W. Patterson, MS Robinson, RK Raney, RC Schulze, H. Sequeira, J. Skura, TW Thompson, BJ Thomson, EA Ustinov, HL Winters: Rezultate inițiale pentru polul nord al Lunii din misiunea Mini-SAR, Chandrayaan-1. În: Scrisori de cercetare geofizică. 37, 2010, L06204. doi: 10.1029 / 2009GL042259
26. ↑ O. Mousis, JI Lunine, E. Chassefière, F. Montmessin, A. Lakhlifi, S. Picaud, J.-M. Petit, D. Cordier: criosfera lui Marte: un rezervor potențial pentru gazele nobile grele? În: Icar. Nr. 218, 2012, p. 80. doi: 10.1016 / j.icarus.2011.12.007
27. ↑ T. Appéré, B. Schmitt, Y. Langevin, S. Douté, A. Pommerol, F. Forget, A. Spiga, B. Gondet, J.-P. Bibrare: Evoluția iernii și primăverii depozitelor sezoniere nordice pe Marte de la OMEGA pe Mars Express. În: Journal of Geophysical Research: Planets. Nr. 116, 2011, E05001. doi: 10.1029 / 2010JE003762
28. ↑ G. Maise, J. Powell, J. Powell, J. Paniagua, H. Ludewig: MULTI-MICE: A Network of Interactive Nuclear Cryo Probes to Explore Sheets Sheets on Mars and Europa . New York 2006, p. 2 (Link)
29. ^ NE Putzig, RJ Phillips, R. Seu, D. Biccari, A. Safaeinili, JW Holt, JJ Plaut, AF Egan: Subsurface structure of Planum Boreum from Mars Reconnaissance Orbiter Shallow Radar soundings. În: Icar. Nr. 204, 2009, p. 443. doi: 10.1016 / j.icarus.2009.07.034
30. ↑ JJ Plaut, G. Picardi, A. Safaeinili, AB Ivanov, SM Milkovich, A. Cicchetti, W. Kofman, J. Mouginot, WM Farrell, RJ Phillips, SM Clifford, A. Frigeri, R. Orosei, C. Federico , IP Williams, DA Gurnett, E. Nielsen, T. Hagfors, E. Heggy, ER Stofan, D. Plettemeier, TR Watters, CJ Leuschen, P. Edenhofer: Subsurface Radar Sounding of the South Polar Layered Deposits of Mars. În: Știință. Nr. 316, 2007, p. 92. doi: 10.1126 / science.1139672
31. ^ JW Head, DR Marchant: Dovezi pentru depozitele de gheață non-polare în istoria trecută a lui Marte. În: Conferința științei lunare și planetare. 39, 2008, p. 1295 (Link)
32. ↑ AS McEwen: Marte schimbabil . În: Spectrul științei . Nr. 12, 2013, p. 67 ( online ). 
33. ↑ JL Band Field: Distribuții subterane de înaltă rezoluție de apă-gheață pe Marte. În: Natura. Nr. 447, 2007, p. 64. doi: 10.1038 / nature05781
34. ↑ JJ Plaut, A. Safaeinili, JW Holt, RJ Phillips, JW Head, R. Seu, NE Puck, A. Frigeri: dovezi radar pentru gheață în șorțurile de resturi de lobate din latitudinile nord-mediane ale lui Marte. În: Scrisori de cercetare geofizică. Nr. 36, 2009, L02203. doi: 10.1029 / 2008GL036379
35. ↑ M. Gourronc, O. Bourgeois, D. Mège, S. Pochat, B. Bultel, M. Massé, L. Le Deit, S. Le Mouélic, D. Mercier: Un milion de kilometri cubi de gheață fosilă în Valles Marineris: Relicte ale unui sistem glaciar vechi de 3,5 Gy de-a lungul ecuatorului marțian. În: Geomorfologie. Nr. 204, 2014, p. 235. doi: 10.1016 / j.geomorph.2013.08.009
36. ^ KE Scanlon, JW Head, J.-B. Madeleine, RD Wordsworth, F. Uită: Precipitații orografice în apele rețelei de vale: Constrângeri asupra atmosferei antice marțiene. În: Scrisori de cercetare geofizică. Nr. 40, 2013, p. 4182. doi: 10.1002 / grl.50687
37. ^ H. Campins, K. Hargrove, N. Pinilla-Alonso, ES Howell, MS Kelley, J. Licandro, T. Mothé-Diniz, Y. Fernández, J. Digit: Ice ice and organics on the surface of the asteroid 24 Themis. În: Natura. Nr. 464, 2010, p. 1320. doi: 10.1038 / nature09029
38. ↑ J. Licandro, H. Campins, M. Kelley, K. Hargrove, N. Pinilla-Alonso, D. Cruikshank, AS Rivkin, J. Emery: (65) Cibele: detectarea boabelor mici de silicat, apă-gheață și organice. În: Astronomy & Astrophysics , No. 525, 2011, A34. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201015339
39. ↑ ^{a b} M. Küppers, L. O'Rourke, D. Bockelée-Morvan, V. Zakharov, S. Lee, P. v. Allmen, B. Carry, D. Teyssier, A. Marston, T. Müller, J. Crovisier, MA Barucci, R. Moreno: Surse localizate de vapori de apă pe planeta pitică (1) Ceres. În: Natura. Nr. 505, 2014, p. 525. doi: 10.1038 / nature12918
40. ↑ C. de Bergh, B. Schmitt, LV Moroz, E. Quirico, DP Cruikshank: Date de laborator despre gheață, materiale carbonacee refractare și minerale relevante pentru obiecte și centauri transneptunieni. În: MA Barucci, H. Boehnhardt, DP Cruikshank, A. Morbidelli, R. Dotson (Eds.): The Solar System Beyond Neptune . Tucson 2008, ISBN 978-0-8165-2755-7 , pp. 483-506.
41. ^ ^{A b} M. E. Brown, WM Calvin: Dovezi pentru apă cristalină și gheață de amoniac pe cartonul satelit al lui Pluto. În: Știință. Nr. 287, 2000, p. 107. doi: 10.1126 / science.287.5450.107
42. ^ ^{A b} D. C. Jewitt: De la obiectul centurii Kuiper la nucleul cometar: Materia ultraredă lipsă. În: Jurnalul astronomic. Nr. 123, 2002, p. 1046. doi: 10.1086 / 338692
43. ^ F. Merlin, A. Alvarez-Candal, A. Delsanti, S. Fornasier, MA Barucci, FE DeMeo, C. de Bergh, A. Doressoundiram, E. Quirico, B. Schmitt: Stratification of Methane Ice on Eris 'Surface . În: Jurnalul astronomic. Nr. 137, 2009, p. 315. doi: 10.1088 / 0004-6256 / 137/1/315
44. ↑ ^{a b} T. C. Owen, TL Roush, DP Cruikshank, JL Elliot, LA Young, C. de Bergh, B. Schmitt, TR Geballe, RH Brown, MJ Bartholomew: Surface Ices and the Atmospheric Composition of Pluto. În: Știință. Nr. 261, 1993, p. 745. doi: 10.1126 / science.261.5122.745
45. ^ ME Brown, EL Schaller, WC Fraser: O ipoteză pentru diversitatea culorilor centurii Kuiper. În: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 739, 2011, L60. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 739/2 / L60
46. ↑ ^{a b} R. Greeley, JW Heads, RT Pappalardo: Oceanul ascuns al lunii Jupiter Europa. În: Spectrul științei. Nr. 12, 1999, pp. 42-53 (Link)
47. ↑ G. Schubert, K. Zhang, MG Kivelson, JD Anderson: Câmpul magnetic și structura internă a lui Ganimedes. În: Natura. Nr. 384, 1996, pp. 544-545. doi: 10.1038 / 384544a0
48. ↑ T. Spohna, G. Schubert: Oceanele din satele de gheață galileene ale lui Jupiter? În: Icar. Nr. 161, 2003, pp. 456-467. doi: 10.1016 / S0019-1035 (02) 00048-9
49. ↑ OL Kuskov, VA Kronrod: Structura internă a Europa și Callisto. În: Icar. Nr. 177, 2005, pp. 550-569. doi: 10.1016 / j.icarus.2005.04.014
50. ↑ AC Barr, RM Canup: Originea dihotomiei Ganymede-Callisto prin impacturi în timpul bombardamentului greu târziu. În: Nature Geoscience. Nr. 3, 2010, pp. 164-167. doi: 10.1038 / ngeo746
51. ↑ ^{a b c} R. N. Clark, RH Brown, PD Owensby, A. Steele: Sateliții lui Saturn: Spectrofotometrie în infraroșu aproape (0,6-2,5 μm) a părților laterale principale și finale și a implicațiilor compoziționale. În: Icar. Nr. 58, 1984, pp. 265-281. doi: 10.1016 / 0019-1035 (84) 90043-5
52. ↑ ^{a b} C. Porco: Enceladus - enigmatică lună de Saturn . În: Spectrul științei . Nr. 6, 2009, p. 24-33 ( online ). 
53. ↑ DP Cruikshank, GA Marzo, N. Pinilla-Alonso, TL Roush, RM Mastrapa, CM Dalle Ore, BJ Buratti, K. Stephan, Echipa VIMS: Mimas: Preliminary Evidence for Amorphous Water Ice From VIMS. În: Buletinul Societății Astronomice Americane. Nr. 42, 2010, p. 943. (Link)
54. ↑ P. Hayne, TB McCord, C. Sotin, M. Barmatz, R. Mielke, J.-Ph. Combe, GB Hansen: Compoziția suprafeței lui Titan: constrângeri din experimentele de laborator și observațiile Cassini / VIMS. În: Conferința științei lunare și planetare. 2008, pp. 80-81. (Legătură)
55. ↑ ^{a b} W. M. Grundy, LA Young, JR Spencer, RE Johnson, EF Young, MW Buie: Distribuții de gheață de H ₂ O și CO ₂ pe Ariel, Umbriel, Titania și Oberon din observațiile IRTF / SpeX. În: Icar. Nr. 184, 1999, p. 543. doi: 10.1016 / j.icarus.2006.04.016
56. ↑ JM Bauer, TL Roush, TR Geballe, KJ Meech, TC Owen, WD Vacca, JT Rayner, KTC Jim: Spectrul Aproape Infraroșu al Mirandei: Dovezi de gheață de apă cristalină. În: Icar. Nr. 158, 2002, p. 178. doi: 10.1006 / icar.2002.6876
57. ↑ DP Cruikshank, B. Schmitt, TL Roush, TC Owen, E. Quirico, TR Geballe, C. de Bergh, MJ Bartholomew, CM Dalle Ore, S. Douté, R. Meier: Water Ice on Triton. În: Icar. Nr. 147, 2000, pp. 309-316. doi: 10.1006 / icar.2000.6451
58. ↑ N. Pinilla-Alonso, R. Brunetto, J. Licandro, R. Gil-Hutton, TL Roush, G. Strazzulla: The surface of (136108) Haumea (2003 EL {61}), cel mai mare obiect sărăcit de carbon din centura trans-neptuniană. În: Astronomie și astrofizică. Nr. 496, 2009, p. 547. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 200809733
59. ^ F. Merlin, MA Barucci, C. de Bergh, S. Fornasier, A. Doressoundiram, D. Perna, S. Protopapa: Compoziția suprafeței și proprietățile fizice ale mai multor obiecte trans-neptuniene din teoria împrăștierii Hapke și modelul Shkuratov. În: Icar. Nr. 208, 2010, p. 945. doi: 10.1016 / j.icarus.2010.03.014
60. ^ ^{A b} C. A. Trujillo, ME Brown, DL Rabinowitz, TR Geballe: Proprietăți de suprafață aproape infraroșie ale celor două planete minore cele mai strălucitoare intrinsec: (90377) Sedna și (90482) Orcus. În: Jurnalul astrofizic. Nr. 627, 2005, p. 1057. doi: 10.1086 / 430337
61. ↑ DC Jewitt, J. Luu: Gheață de apă cristalină pe obiectul centurii Kuiper (50000) Quaoar. În: Natura. 432, 2004, p. 731. doi: 10.1038 / nature03111
62. ↑ TC Owen, DP Cruikshank, CM Dalle Ore, TR Geballe, TL Roush, C. de Bergh: Detection of Water Ice on Saturn’s Satellite Phoebe. În: Icar. Nr. 139, 1999, p. 379. doi: 10.1006 / icar.1999.6116
63. ↑ DP Cruikshank, YJ Pendleton, JB Dalton: Hyperion poartă un patrimoniu interestelar de organice și gheață? În: Reuniunea comună EPSC-DPS 2011. 2011, p. 309 (Link)
64. ↑ ^{a b c d} C. A. Trujillo, SS Sheppard, EL Schaller: A Photometric System for Detection of Water and Metan Ices on Kuiper Belt Objects. În: Jurnalul astrofizic. Nr. 730, 2011, pp. 105-107. doi: 10.1088 / 0004-637X / 730/2/105
65. ^ WC Fraser, ME Brown: NICMOS Fotometria planetei neobișnuite pitice Haumea și a sateliților săi. În: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 695, 2009, L1. doi: 10.1088 / 0004-637X / 695/1 / L1
66. ↑ ME Brown, D. Ragozzine, J. Stansberry, WC Fraser: dimensiunea, densitatea și formarea sistemului Orcus-Vanth în centura Kuiper. În: Jurnalul astronomic. Nr. 139, 2010, p. 2700. doi: 10.1088 / 0004-6256 / 139/6/2700
67. ↑ PD Nicholson, MM Hedman, RN Clark, MR Showalter, DP Cruikshank, JN Cuzzi, G. Filacchione, F. Capaccioni, P. Cerroni, GB Hansen, B. Sicardy, P. Drossart, RH Brown, BJ Buratti, KH Baines , A. Coradini: O privire atentă asupra inelelor lui Saturn cu Cassini VIMS. În: Icar. Nr. 193, 2008, p. 182. doi: 10.1016 / j.icarus.2007.08.036
68. ↑ J. O'Donoghue, TS Stallard, H. Melin, GH Jones, SWH Cowley, S. Miller, KH Baines, JSD Blake: Dominația ionosferei cu latitudine scăzută a lui Saturn prin inelul „ploaie”. În: Natura. Nr. 496, 2013, p. 193. doi: 10.1038 / nature12049
69. ↑ A. Verbiscer, R. French, M. Showalter, P. Helfenstein: Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act. În: Știință. Nr. 315, 2007, p. 815. doi: 10.1126 / science.1134681
70. ↑ JA Burns, DP Simonelli, MR Showalter, DP Hamilton, CC Porco, H. Throop, LW Esposito: Jupiter's Ring-Moon System. În: F. Bagenal, TE Dowling, WB McKinnon (eds.): Jupiter: Planeta, sateliții și magnetosfera . Cambridge 2004, ISBN 0-521-03545-7 , pp. 241-242.
71. ^ RG Franceză, PD Nicholson, CC Porco, EA Marouf: Dinamica și structura inelelor uraniene. În: JT Bergstralh, ED Miner, MS Matthews (eds.): Uranus . Tucson 1991, ISBN 0-8165-1208-6 , p. 327.
72. ↑ CC Porco, PD Nicholson, JN Cuzzi, JJ Lissauer, LW Esposito: Neptune's Rings. În: DP Cruikshank (ed.): Neptun și Triton . Tucson 1995, ISBN 0-8165-1525-5 , p. 703.
73. ↑ JIB Camargo, R. Vieira-Martins, M. Assafin, F. Braga-Ribas, B. Sicardy, J. Desmars, AH Andrei, G. Benedetti-Rossi, A. Dias-Oliveira: Candidate stellar occultations by Centaurs and trans -Obiecte Neptuniene până în 2014. În: Astronomie și astrofizică. Nr. 561, 2014, A37. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201322579
74. ↑ JTT Mäkinen, J.-L. Bertaux, MR Combi, E. Quémerais: Producția de apă a cometei C / 1999 S4 (LINEAR) Observată cu instrumentul SWAN. În: Știință. Nr. 292, 2001, p. 1326. doi: 10.1126 / science.1060858
75. ↑ K. Bachmann: Febra cometei. În: OUG. Nr. 12, 2013, p. 83. (Link)
76. ↑ JK Davies, TL Roush, DP Cruikshank, MJ Bartholomew, TR Geballe, T. Owen, C. de Bergh: The Detection of Water Ice in Comet Hale-Bopp. În: Icar. Nr. 127, 1997, p. 238. doi: 10.1006 / icar.1996.5673
77. ↑ M. Küppers, I. Bertini, S. Fornasier, PJ Gutierrez, SF Hviid, L. Jorda, HU Keller, J. Knollenberg, D. Koschny, R. Kramm, L.-M. Lara, H. Sierks, N. Thomas, C. Barbieri, P. Lamy, H. Rickman, R. Rodrigo, echipa OSIRIS: Un raport mare praf / gheață în nucleul cometei 9P / Tempel 1. În: Nature. Nr. 437, 2005, pp. 987-990. doi: 10.1038 / nature04236
78. ^ Uniunea Astronomică Internațională: Minor Planet Center - Listă de centauri și obiecte pe disc împrăștiat . (Legătură)
79. ^ R. Brasser, ME Schwamb, PS Lykawka, RS Gomes: O nor de origine Oort pentru centaurii cu înclinație înaltă și periheliu ridicat. În: Notificări lunare ale Royal Astronomical Society. Nr. 420, 2012, p. 3396. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2011.20264.x
80. ↑ ME Brown, CD Koresko: Detecția gheții de apă pe Centaur în 1997 CU ₂₆ . În: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 505, 1998, L65. doi: 10.1086 / 311593
81. ↑ JM Bauer, T. Grav, E. Blauvelt, AK Mainzer, JR Masiero, R. Stevenson, E. Kramer, YR Fernández, CM Lisse, RM Cutri, PR Weissman, JW Dailey, FJ Masci, R. Walker, A. Waszczak, CR Nugent, KJ Meech, A. Lucas, G. Pearman, A. Wilkins, J. Watkins, S. Kulkarni, EL Wright, Echipa WISE, Echipa PTF: Centauri și obiecte de disc împrăștiat în infraroșu termic: analiza WISE / Observații NEOWISE. În: Jurnalul astrofizic. Nr. 773, 2013, p. 22. doi: 10.1088 / 0004-637X / 773/1/22
82. ↑ ME Zolensky: Apa extraterestră. În: Elemente. Nr. 1, 2005, p. 39. doi: 10.2113 / gselements.1.1.39
83. ^ PR Weissman: Norul Oort. În: Natura. Nr. 344, 1990, p. 825. doi: 10.1038 / 344825a0
84. ↑ HF Levison, MJ Duncan, R. Brasser, DE Kaufmann: Captarea Norului Soarelui Oort de la Stele în grupul său de naștere. În: Știință. Nr. 329, 2010, p. 187. doi: 10.1126 / science.1187535
85. ↑ SF Portegies Zwart: În căutarea fraților soarelui . În: Spectrul științei . Nr. 3, 2010, p. 26-33 ( online ). 
86. ↑ SW Stahler: Pepinierele stelelor . În: Spectrul științei . Nr. 1, 2014, p. 35 ( online ). 
87. ↑ Y. Feng, MR Krumholz: Amestecul turbulent timpuriu ca origine a omogenității chimice în grupurile stelare deschise. În: Natura. Nr. 512, 2014. doi: 10.1038 / nature13662
88. ↑ I. Raiḿrez, AT Bajkova, VV Bobylev, IU Roederer, DL Lambert, M. Endl, WD Cochran, PJ Macqueen, RA Wittenmyer: Abundențe elementare de candidați la frate solară. În: Jurnalul astrofizic. Nr. 787, 2014, p. 154. doi: 10.1088 / 0004-637X / 787/2/154
89. ↑ K. Bachmann: Febra cometei. În: OUG. Nr. 12, 2013, p. 92 (Link)
90. ↑ J. Müller, H. Lesch: De unde vine apa pământului? În: Chimia în timpul nostru. No. 37, 2003, p. 244. doi: 10.1002 / ciuz.200300282
91. ↑ JM Greenberg: praf cosmic . În: Dossierul Spectrum of Science . Nr. 4, 2003, p. 56 ( online ). 
92. ^ ^{A b} P. Caselli, E. Keto, EA Bergin, M. Tafalla, Y. Aikawa, T. Douglas, L. Pagani, UA Yildiz, FFS vd Tak, CM Walmsley, C. Codella, B. Nisini, LE Kristensen , EF v Dishoeck: Prima detectare a vaporilor de apă într-un miez pre-stelar. În: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 759, 2012, L37. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 759/2 / L37
93. ↑ CM Lisse, CH Chen, MC Wyatt, A. Morlok: Circumstellar Dust Creat by Terrestrial Planet Formation in HD 113766. In: The Astrophysical Journal. Nr. 673, 2008, p. 1106. doi: 10.1086 / 523626
94. ↑ MR Hogerheijde, EA Bergin, C. Brinch, LI Cleeves, JKJ Fogel, GA Blake, C. Dominik, DC Lis, G. Melnick, D. Neufeld, O. Panic, JC Pearson, L. Kristensen, UA Yildiz, EF van Dishoeck: Detectarea rezervorului de apă într-un sistem planetar de formare. În: Știință. Nr. 334, 2011, p. 338. doi: 10.1126 / science.1208931
95. ↑ K. Bachmann: Febra cometei. În: OUG. Nr. 12, 2013, p. 88. (Link)
96. ^ J. Hattenbach: Brocken în jurul stelelor îndepărtate . În: Spectrul științei . 5, 2013, p. 13-14 ( online ). 
97. ^ WRF Dent, MC Wyatt, A. Roberge, J.-C. Augereau, S. Casassus, S. Corder, JS Greaves, I. de Gregorio-Monsalvo, A. Hales, AP Jackson, A. Meredith Hughes, A.-M. Lagrange, B. Matthews, D. Wilner: Grupări de gaze moleculare de la distrugerea corpurilor înghețate în discul de resturi β Pictoris. În: Știință. Nr. 343, 2014, p. 1490. doi: 10.1126 / science.1248726
98. ^ NASA / Laboratorul de propulsie cu jet. Spitzer-ul NASA detectează o furtună de cometă în sistemul solar din apropiere. În: ScienceDaily. 19 octombrie 2011. (Link)
99. ↑ CM Lisse, MC Wyatt, CH Chen, A. Morlok, DM Watson, P. Manoj, P. Sheehan, TM Currie, P. Thebault, ML Sitko: SPITZER Evidence for a Late-Heavy Bombardment and the Formation of Ureilites In η Corvi At ~ 1 Gyr. În: Jurnalul astrofizic. Nr. 747, 2012, p. 93. (Link)
100. ^ ^{A b} J. Hattenbach: Brocken în jurul stelelor îndepărtate . În: Spectrul științei . 5, 2013, p. 12 ( online ). 
101. ↑ GM Kennedy, MC Wyatt, P. Kalas, G. Duchêne, B. Sibthorpe, J.-F. Lestrade, BC Matthews, J. Greaves: Descoperirea discului de resturi Fomalhaut C. În: Notificări lunare ale scrisorilor Societății Astronomice Regale. Nr. 437, 2014, Slt168. doi: 10.1093 / mnrasl / slt168
102. ↑ KYL Su, GH Rieke, KR Stapelfeldt, R. Malhotra, G. Bryden, PS Smith, KA Misselt, A. Moro-Martin, JP Williams: The Debris Disk Around HR 8799. În: The Astrophysical Journal. Nr. 705, 2009, p. 314. doi: 10.1088 / 0004-637X / 705/1/314
103. ↑ R. Helled, JD Anderson, M. Podolak, G. Schubert: Modele interioare ale lui Uranus și Neptun. În: Jurnalul astrofizic. Nr. 726, 2011, p. 15. doi: 10.1088 / 0004-637X / 726/1/15
104. ↑ A. Gould, A. Udalski, D. An, DP Bennett, A.-Y. Zhou, S. Dong, NJ Rattenbury, BS Gaudi, PCM Yock, IA Bond, GW Christie, K. Horne, J. Anderson, KZ Stanek, DL DePoy, C. Han, J. McCormick, BG Park, RW Pogge, SD Poindexter, I. Soszyński, MK Szymański, M. Kubiak, G. Pietrzyński, O. Szewczyk, Ł. Wyrzykowski, K. Ulaczyk, B. Paczyński, DM Bramich, C. Snodgrass, IA Steele, MJ Burgdorf, MF Bode, CS Botzler, S. Mao, SC Swaving: Microlens OGLE-2005-BLG-169 Implice That Cool Neptune Planetele sunt comune. În: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 644, 2006, L37. doi: 10.1086 / 505421
105. ↑ C. Lovis, M. Mayor, F. Pepe, Y. Alibert, W. Benz, F. Bouchy, ACM Correia, J. Laskar, C. Mordasini, D. Queloz, NC Santos, S. Udry, J.- L. Bertaux, J.-P. Sivan: un sistem planetar extrasolar cu trei planete cu masă Neptun. În: Natura. Nr. 441, 2006, p. 305. doi: 10.1038 / nature04828
106. ↑ M. Dominik, K. Horne, M. Bode: Prima exoplanetă stâncoasă / înghețată. În: Astronomie și geofizică. Nr. 47, 2006, pp. 3.25-3.30. doi: 10.1111 / j.1468-4004.2006.47325.x
107. ↑ L. Kaltenegger: Lumi noi fascinante . În: Spectrul științei . Nr. 7, 2013, p. 62 și 65 ( online ). 
108. ↑ L. Kaltenegger: Lumi noi fascinante . În: Spectrul științei . Nr. 7, 2013, p. 58 ( online ). 
109. ↑ J. Wambsganss: Calea Lactee plină de planete . În: Spectrul științei . Nr. 6, 2012, p. 17 ( online ). 
110. ↑ ^{a b c d e f g h} L. Kaltenegger: Lumi noi fascinante . În: Spectrul științei . Nr. 7, 2013, p. 62 ( online ). 
111. ^ MJ Siegert, R. Kwok, C. Mayer, B. Hubbard: Schimbul de apă între lacul Vostok subglaciar și stratul de gheață suprapus. În: Natura. Nr. 403, 2000, p. 643. doi: 10.1038 / 35001049
112. ↑ SJ Palmer, JA Dowdeswell, P. Christoffersen, DA Young, DD Blankenship, JS Greenbaum, T. Benham, J. Bamber, MJ Siegert: Lacurile subglaciare din Groenlanda detectate de radar. În: Scrisori de cercetare geofizică. Nr. 40, 2013, p. 6154. doi: 10.1002 / 2013GL058383
113. ↑ B. Eitel: Geografia solului. Braunschweig 1999, ISBN 3-14-160281-6 , pp. 17-18.
114. ^ F. Wilhelm: Hidrogeografie . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , pp. 40-42.
115. ^ I. Halevy, WW Fischer, JM Eiler: Carbonatele din meteoritul marțian Allan Hills 84001 s-au format la 18 ± 4 ° C într-un mediu apos aproape de suprafață. În: Proceedings of the National Academy of Sciences. Nr. 108, 2011, p. 16895. doi: 10.1073 / pnas.1109444108
116. ↑ DS McKay, EK Gibson, KL Thomas-Keprta, H. Vali, CS Romanek, SJ Clemett, XDF Chillier, CR Maechling, RN Zare: Search for Past Life on Mars: Possible Relic Biogenic Activity in Martian Meteorite ALH84001. În: Știință. Nr. 273, 1996, p. 924. doi: 10.1126 / science.273.5277.924
117. ↑ HG Changela, JC Bridges: Asamblări de alterare în nakhlite: Variație cu adâncime pe Marte. În: Meteoritics & Planetary Science. Nr. 45, 2010, p. 1847. doi: 10.1111 / j.1945-5100.2010.01123.x
118. ^ LM White, EK Gibson, KL Thomas-Keprta, SJ Clemett, DS McKay: Caracteristici putative de modificare a purtării indigenilor de carbon în meteoritul marțian Yamato 000593. În: Astrobiologie. Nr. 14, 2014, p. 170,. doi: 10.1089 / ast.2011.0733 .
119. ↑ DT Vaniman, DL Bish, SJ Chipera, CI Fialips, JW Carey, WC Feldman: săruri de sulfat de magneziu și istoria apei pe Marte . În. Nature , No. 431, 2004, p. 663. doi: 10.1038 / nature02973
120. ↑ BL Ehlmann, JF Mustard, SL Murchie, J.-P. Bibring, A. Meunier, AA Fraeman, Y. Langevin: Apa subterană și formarea mineralelor de argilă în timpul istoriei timpurii a lui Marte. În: Natura. Nr. 479, 2011, p. 53. doi: 10.1038 / nature10582
121. ^ A. Meunier, S. Petit, BL Ehlmann, P. Dudoignon, F. Westall, A. Mas, AE Albani, E. Ferrage: Precipitațiile magmatice ca o posibilă origine a argilelor Noachian pe Marte. În: Nature Geoscience. Nr. 5, 2012, p. 739. doi: 10.1038 / ngeo1572
122. ↑ RE Arvidson, SW Squyres, JF Bell, JG Catalano, BC Clark, LS Crumpler, PA de Souza Jr, AG Fairén, WH Farrand, VK Fox, R. Gellert, A. Ghosh, MP Golombek, JP Grotzinger, EA Guinness, KE Herkenhoff, BL Jolliff, AH Knoll, R. Li, SM McLennan, DW Ming, DW Mittlefehldt, JM Moore, RV Morris, SL Murchie, TJ Parker, G. Paulsen, JW Rice, SW Ruff, MD Smith, MJ Wolff: Medii apoase antice la craterul Endeavour, Marte. În: Știință. Nr. 343, 2014, p. 441. doi: 10.1126 / science.1248097
123. ↑ HB Franz, S.-T. Kim, J. Farquhar, JMD Day, RC Economos, KD McKeegan, AK Schmitt, AJ Irving, J. Hoek, Dottin J.: Legături izotopice între chimia atmosferică și ciclul profund al sulfului pe Marte. În: Natura. Nr. 508, 2014, p. 364. doi: 10.1038 / nature13175
124. ↑ JP Grotzinger, DY Sumner, LC Kah, K. Stack, S. Gupta, L. Edgar, D. Rubin, K. Lewis, J. Schieber, N. Mangold, R. Milliken, PG Conrad, D. Des Marais, J. Farmer, K. Siebach, F. Calef, J. Hurowitz, SM McLennan, D. Ming, D. Vaniman, J. Crisp, A. Vasavada, KS Edgett, M. Malin, D. Blake, R. Gellert, P. Mahaffy, RC Wiens, S. Maurice, JA Grant, S. Wilson, RA Anderson, L. Beegle, R. Arvidson, B. Hallet, RS Sletten, M. Rice, J. Bell, J. Griffes, B. Ehlmann, RB Anderson, TF Bristow, WE Dietrich, G. Dromart, J. Eigenbrode, A. Fraeman, C. Hardgrove, K. Herkenhoff, L. Jandura, G. Kocurek, S. Lee, LA Leshin, R. Léveillé, D. Limonadi, J. Maki, S. McCloskey, M. Meyer, M. Minitti, H. Newsom, D. Oehler, A. Okon, M. Palucis, T. Parker, S. Rowland, M. Schmidt, S. Squyres, A. Steele, E. Stolper, R. Summons, A. Treiman, R. Williams, A. Yingst, MSL Science Team: A Habitable Fluvio-Lacustrine Environment at Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars. În: Știință. Nr. 342, 2013, p. 6169. doi: 10.1126 / science.1242777
125. ↑ SW Ruff, PB Niles, F. Alfano, AB Clarke: Dovezi pentru un lac efemer în vârstă de Noachian în craterul Gusev, Marte. În: Geologie. Nr. 42, 2014, p. 359. doi: 10.1130 / G35508.1
126. ↑ M. Pondrelli, AP Rossi, L. Marin Angeli, E. Hauber, K. Gwinner, A. Baliva, S. Di Lorenzo: Evoluția și mediile de depoziție ale deltei fanului Eberswalde, Marte. În: Icar. Nr. 197, 2008, p. 429. doi: 10.1016 / j.icarus.2008.05.018
127. ^ GD Achille, BM Hynek: Oceanul antic pe Marte susținut de distribuția globală a deltelor și văilor. În: Nature Geoscience. Nr. 03, 2010, p. 459. doi: 10.1038 / ngeo891
128. ↑ J. Mouginot, A. Pommerol, P. Beck, W. Kofman, SM Clifford: Harta dielectrică a emisferei nordice marțiene și natura materialului simplu de umplere. În: Scrisori de cercetare geofizică. Nr. 39, 2012, L02202. doi: 10.1029 / 2011GL050286
129. ↑ AG Fairén, AF Davila, L. Gago-Duport, JD Haqq-Misra, C. Gil, CP McKay, JF Kasting: Oceanele glaciale reci ar fi inhibat sedimentarea filosilicată pe Marte timpuriu. În: Nature Geoscience. Nr. 04, 2011, p. 667. doi: 10.1038 / ngeo1243
130. ↑ AS McEwen: Marte schimbabil . În: Spectrul științei . Nr. 12, 2013, p. 60-62 ( online ). 
131. ↑ T. Dambeck: De ce este Marte atât de mic? În: Spectrul științei . Nr. 10, 2011, p. 16 ( online ). 
132. ↑ A. Morbidelli, JI Lunine, DP O'Brien, SN Raymond, KJ Walsh: Construirea de planete terestre. În: Revizuirea anuală a Pământului și a științelor planetare. Nr. 40, 2012, p. 13. doi: 10.1146 / annurev-earth-042711-105319
133. ↑ ^{a b} E. Asphaug, A. Reufer: Mercur și alte corpuri planetare bogate în fier ca relicve de acreție ineficientă. În: Nature Geoscience. 7, 2014, p. 564.
134. ↑ S. Soter: La marginea haosului. În: Spectrul științei. Nr. 1, 2008, pp. 30 și 32 (Link)
135. ↑ N. Dauphas, A. Pourmand: dovezi Hf-W-Th pentru creșterea rapidă a lui Marte și statutul său de embrion planetar. În: Natura. Nr. 473, 2011, p. 489. doi: 10.1038 / nature10077
136. ↑ T. Dambeck: De ce este Marte atât de mic? În: Spectrul științei . Nr. 10, 2011, p. 15-17 ( online ). 
137. ↑ DC Catling, KJ Zahnle: Când atmosfera scapă în spațiu . În: Spectrul științei . Nr. 1, 2010, p. 26, 28 ( online ). 
138. ↑ P. van Thienen, NJ Vlaar, AP van den Berg: Evaluarea capacității de răcire a tectonicii plăcilor și a vulcanismului de inundații în evoluția Pământului, Marte și Venus. În: Fizica Pământului și interioare planetare. Nr. 150, 2005, pp. 14 și 23,. doi: 10.1016 / j.pepi.2004.11.010 .
139. ↑ MH Acuna, JE Connerney, NF Ness, RP Lin, D. Mitchell, CW Carlson, J. McFadden, KA Anderson, H. Reme, C. Mazelle, D. Vignes, P. Wasilewski, P. Cloutier: Global distribution of magnetizare crustală descoperită de experimentul global de topograf Marte MAG / ER. În: Știință. Nr. 284, 1999, p. 790. doi: 10.1126 / science.284.5415.790
140. ↑ ^{a b} D. C. Catling, KJ Zahnle: Când atmosfera scapă în spațiu . În: Spectrul științei . Nr. 1, 2010, p. 28 ( online ). 
141. ^ NJT Edberg, H. Nilsson, AO Williams, M. Lester, SE Milan, SWH Cowley, M. Fränz, S. Barabash, Y. Futaana: Pomparea atmosferei Marte prin impulsuri de presiune a vântului solar. În: Scrisori de cercetare geofizică. Nr. 37 (2010), L03107. doi: 10.1029 / 2009GL041814
142. ↑ ^{a b} D. C. Catling, KJ Zahnle: Când atmosfera scapă în spațiu . În: Spectrul științei . Nr. 1, 2010, p. 30 ( online ). 
143. ↑ RL Mancinelli: Accesarea subsolului adânc marțian pentru a căuta viață. În: Știința planetară și spațială. Nr. 48, 2000, p. 1035. doi: 10.1016 / S0032-0633 (00) 00077-5
144. ^ A. Johnsson, D. Reiss, E. Hauber, H. Hiesinger, M. Zanetti: Dovezi pentru o activitate foarte recentă de curgere a apei topite și a resturilor în râuri într-un tânăr crater de latitudine medie de pe Marte. În: Icar. Nr. 235, 2014, p. 37. doi: 10.1016 / j.icarus.2014.03.005
145. ↑ DTF Möhlmann: apă lichidă temporară în suprafețele superioare de zăpadă / gheață de pe Marte? În: Icar. Nr. 207, 2010, p. 140. doi: 10.1016 / j.icarus.2009.11.013
146. ↑ T. Tokano: neomogenitatea spațială a distribuției marțiene a apei subterane: implicație dintr-un model global al ciclului apei. În: Icar. Nr. 164, 2003, p. 50. doi: 10.1016 / S0019-1035 (03) 00105-2
147. ^ AS McEwen, L. Ojha, CM Dundas, SS Mattson, S. Byrne, JJ Wray, SC Cull, SL Murchie, N. Thomas, VC Gulick: Fluxuri sezoniere pe pante marțiene calde. În: Știință. Nr. 333, 2011, p. 740. doi: 10.1126 / science.1204816
148. ↑ AS McEwen: Marte schimbabil . În: Spectrul științei . Nr. 12, 2013, p. 64-65 ( online ). 
149. ↑ NU Rennó, BJ Bos, D. Catling, BC Clark, L. Drube, D. Fisher, W. Goetz, SF Hviid, HU Keller, JF Kok, SP Kounaves, K. Leer, M. Lemmon, MB Madsen, WJ Markiewicz, J. Marshall, C. McKay, M. Mehta, M. Smith, MP Zorzano, PH Smith, C. Stoker, SMM Young: Posibile dovezi fizice și termodinamice pentru apa lichidă la locul de aterizare Phoenix. În: Journal of Geophysical Research: Planets. Nr. 114 (2009), E00E03. doi: 10.1029 / 2009JE003362
150. ↑ AS McEwen: Marte schimbabil . În: Spectrul științei . Nr. 12, 2013, p. 66 ( online ). 
151. ↑ KM Soderlund, BE Schmidt, J. Wicht, DD Blankenship: Încălzirea condusă de ocean a învelișului înghețat al Europei la latitudini joase. În: Nature Geoscience. Nr. 7, 2014, p. 16. doi: 10.1038 / ngeo2021
152. ↑ SA Kattenhorn, LM Prockter: Dovezi pentru subducție în învelișul de gheață din Europa. În: Nature Geoscience. Nr. 7 (2014). doi: 10.1038 / ngeo2245
153. ↑ AP Showmana, I. Mosqueira, JW Head: Despre reafacerea Ganymedei prin vulcanismul cu apă lichidă. În: Icar. Nr. 172, 2004, p. 625. doi: 10.1016 / j.icarus.2004.07.011
154. ^ S. Vance, M. Bouffard, M. Choukroun, C. Sotin: Structura internă a lui Ganymede incluzând termodinamica oceanelor sulfat de magneziu în contact cu gheața. În: Știința planetară și spațială. Nr. 96, 2014, p. 62. doi: 10.1016 / j.pss.2014.03.011
155. ^ F. Postberg, J. Schmidt, J. Hillier, S. Kempf, R. Srama: Un rezervor de apă sărată ca sursă a unui panou stratificat compozițional pe Enceladus. În: Natura. Nr. 474, 2011, p. 620. doi: 10.1038 / nature10175
156. ↑ L. Iess, RA Jacobson, M. Ducci, DJ Stevenson, JI Lunine, JW Armstrong, SW Asmar, P. Racioppa, NJ Rappaport, P. Tortora: Tides of Titan. În: Știință. Nr. 337, 2012, p. 457. doi: 10.1126 / science.1219631
157. ^ G. Mitri, AP Showman, JI Lunine, RMC Lopes: Resurfacing of Titan by amoniac-apă cryomagma. În: Icar. Nr. 196, 2008, p. 216. doi: 10.1016 / j.icarus.2008.02.024
158. Salt sus ↑ G. Mitri, R. Meriggiola, A. Hayes, A. Lefevre, G. Tobie, A. Genova, JI Lunine, H. Zebker: Forma, topografia, anomaliile gravitaționale și deformarea mareelor ​​Titan. În: Icar. Nr. 236, 2014, p. 169. doi: 10.1016 / j.icarus.2014.03.018
159. ^ RH Tyler: Debit puternic al oceanului și încălzire pe lunile planetelor exterioare. În: Natura. Nr. 456, 2008, p. 770. doi: 10.1038 / nature07571
160. ↑ D. Hemingway, F. Nimmo, H. Zebker, L. Iess: O coajă de gheață rigidă și degradată pe Titan. În: Natura. Nr. 500, 2013, p. 550. doi: 10.1038 / nature12400
161. ↑ AP Showmana, R. Malhotra: Evoluția mareelor ​​în Rezonanța Laplace și reafacerea lui Ganymede. În: Icar. Nr. 127, 1997, p. 93. doi: 10.1006 / icar.1996.5669
162. ↑ ^{a b} C. JA Howett, JR Spencer, J. Pearl, M. Segura: Debitul ridicat de căldură din regiunea polară sudică a lui Enceladus măsurat folosind 10–600 cm ^-1 date Cassini / CIRS. În: Journal of Geophysical Research: Planets. Nr. 116 (2011), E03003. doi: 10.1029 / 2010JE003718
163. ↑ MT Blanda, AP Showmana, G. Tobie: Evoluția orbital-termică și expansiunea globală a Ganimedei . În. Icar. Nr. 200, 2009, p. 207. doi: 10.1016 / j.icarus.2008.11.016
164. ↑ ^{a b c} E. L. Berger, TJ Zega, LP Keller, DS Lauretta: Dovezi pentru activitate apoasă pe cometa 81P / Wild 2 din ansambluri minerale sulfuroase în probe Stardust și condrite CI. În: Geochimica et Cosmochimica Acta. Nr. 75, 2011, p. 3501. doi: 10.1016 / j.gca.2011.03.026
165. ↑ ^{a b} J. T. Wickramasinghea, NC Wickramasinghea, MK Wallisa: Apă lichidă și organice în comete: implicații pentru exobiologie. În: Jurnalul internațional de astrobiologie. Nr. 08, 2009, p. 281. doi: 10.1017 / S1473550409990127
166. ↑ SF Portegies Zwart: În căutarea fraților soarelui . În: Spectrul științei . Nr. 3, 2010, p. 28-31 ( online ). 
167. ↑ AP Boss, SA Keizer: Cine a tras declanșatorul: o supernova sau o stea ramificată gigant asimptotică? În: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 717 (2010), L1. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 717/1 / L1
168. ↑ N. Dauphas, L. Remusat, JH Chen, M. Roskosz, DA Papanastassiou, J. Stodolna, Y. Guan, C. Ma, JM Eiler: Anomalii ale izotopilor de crom bogate în neutroni în nanoparticulele supernova. În: Jurnalul astrofizic. Nr. 720, 2010, p. 1577. doi: 10.1088 / 0004-637X / 720/2/1577
169. ↑ H. Tang, N. Dauphas: Abundența, distribuția și originea a ⁶⁰ Fe în discul protoplanetar solar. În: Pământ și scrisori de știință planetară. Nr. 359-360, 2012, p. 248. doi: 10.1016 / j.epsl.2012.10.011
170. ↑ G. Anglada-Escudé, P. Arriagada, M. Tuomi, M. Zechmeister, JS Jenkins, A. Ofir, S. Dreizler, E. Gerlach, CJ Marvin, A. Reiners, SV Jeffers, RP Butler, SS Vogt, PJ Amado, C. Rodríguez-López, ZM Berdiñas, J. Morin, JD Crane, SA Shectman, IB Thompson, M. Díaz, E. Rivera, LF Sarmiento, HRA Jones: Două planete în jurul stelei lui Kapteyn: un frig și un temperat super-Pământ care orbitează cel mai apropiat halo-pitic roșu. În: Notificări lunare ale Royal Astronomical Society: Letters. Nr. 442, 2014, L89. doi: 10.1093 / mnrasl / slu076
171. ^ D. Charbonneau, ZK Berta, J. Irwin, CJ Burke, P. Nutzman, LA Buchhave, C. Lovis, X. Bonfils, DW Latham, S. Udry, RA Murray-Clay, MJ Holman, EE Falco, JN Winn , D. Queloz, F. Pepe, M. Mayor, X. Delfosse, T. Forveille: Un super-Pământ care tranzitează o stea din apropiere cu masă mică. În: Natura. Nr. 462, 2009, p. 891. doi: 10.1038 / nature08679
172. ↑ P. Jenniskens, DF Blake: Cosmic Ice - Cradle of Life? În: Spectrul științei. Nr. 10, 2001, p. 28 (Link)
173. ↑ DD Sasselov: În căutarea celui de-al doilea pământ. În: Spectrul științei. Nr. 04, 2011, pp. 50-51 (Link)
174. ↑ T. Garth, A. Rietbrock: Creșterea ordinii de mărime în H ₂ O subdus din cauza unor defecte normale hidratate în zona Wadati-Benioff. În: Geologie. Nr. 42, 2014, p. 99. doi: 10.1130 / G34730.1
175. ↑ DG Pearson, FE Brenker, F. Nestola, J. McNeill, L. Nasdala, MT Hutchison, S. Matveev, K. Mather, G. Silversmit, S. Schmitz, B. Vekemans, L. Vincze: Hydrous mantle transition zone indicat de ringwoodite inclus în diamant. În: Natura. Nr. 507, 2014, p. 221. doi: 10.1038 / nature13080
176. ↑ NB Cowan, DS Abbot: Ciclismul apei între ocean și manta: Super-Pământurile nu trebuie să fie lumi de apă. În: Jurnalul astrofizic. Nr. 781, 2014, p. 27. doi: 10.1088 / 0004-637X / 781/1/27
177. ↑ D. Ehrenreich, A. Lecavelier des Etangs, J.-P. Beaulieu, O. Grasset: Despre proprietățile posibile ale planetelor extrasolare mici și reci: OGLE 2005-BLG-390Lb este complet înghețat? În: Jurnalul astrofizic. Nr. 651, 2006, p. 535. doi: 10.1086 / 507577
178. ^ W. Lauer: Climatologie . Braunschweig, 1999, ISBN 3-14-160284-0 , p. 34.
179. ↑ O. Abramov, JR Spencer: Căldura endogenă din fracturile polare sud ale Enceladului: noi observații și modele de încălzire conductivă a suprafeței. În: Icar. Nr. 199, 2009, p. 189. doi: 10.1016 / j.icarus.2008.07.016
180. ^ P. Gronkowski, M. Wesolowski: Coliziunile cometelor și meteoroizilor: discuția post-Stardust-NExT. În: Știri astronomice. Nr. 333, 2012, p. 721. doi: 10.1002 / asna.201211712
181. ↑ DC Catling, KJ Zahnle: Când atmosfera scapă în spațiu . În: Spectrul științei . Nr. 1, 2010, p. 26 ( online ). 
182. ^ F. Wilhelm: Hidrogeografie . Braunschweig 1997, ISBN 3-14-160279-4 , pp. 144-152.
183. ^ W. Lauer: Climatologie . Braunschweig, 1999, ISBN 3-14-160284-0 , pp. 75-97.
184. ^ DV Titov: Vapori de apă în atmosfera lui Marte. În: Progrese în cercetarea spațială. Nr. 29, 2002, p. 183. doi: 10.1016 / S0273-1177 (01) 00568-3
185. ↑ DJ Cziczo, S. Garimella, M. Raddatz, K. Hoehler, M. Schnaiter, H. Saathoff, O. Moehler, JPD Abbatt, LA Ladino: Nucleația gheții de către surogatele de praf mineral marțian: Ce putem învăța despre Marte fără părăsind Pământul? În: Journal of Geophysical Research: Planets. Nr. 118, 2013, p. 1945. doi: 10.1002 / jgre.20155
186. ↑ L. Maltagliati, F. Montmessin, A. Fedorova, O. Korablev, F. Forget, J.-L. Bertaux: dovezi ale vaporilor de apă în exces de saturație în atmosfera lui Marte. În: Știință. Nr. 333, 2011, p. 1868. doi: 10.1126 / science.1207957
187. ^ A. Kleinböhl, RJ Wilson, D. Kass, JT Schofield, DJ McCleese: Marea semidiurnă în atmosfera de mijloc a lui Marte. În: Scrisori de cercetare geofizică. Nr. 40, 2013, p. 1952. doi: 10.1002 / grl.50497
188. ↑ ^{a b} K. Bachmann: Febra cometei. În: OUG. Nr. 12, 2013, p. 86 (Link)
189. ↑ K. Bachmann: Febra cometei. În: OUG. Nr. 12, 2013, p. 84 (Link)
190. ↑ MJ Mumma, HA Weaver, HP Larson, DS Davis, M. Williams: Detecția vaporilor de apă în cometa Halley. În: Știință. Nr. 232 (1986), p. 1523. doi: 10.1126 / science.232.4757.1523
191. ↑ D. Bockelee-Morvan, N. Biver, J. Crovisier, M. de Val-Borro, T. Fulton, P. Hartogh, D. Hutsemékers, C. Jarchow, E. Jehin, M. Kidger, M. Kueppers, E. Lellouch, D. Lis, J. Manfroid, R. Moreno, M. Rengel, BC Swinyard, S. Szutowicz, B. Vandenbussche, HssO Echipa: Cometa 29P / Schwassmann-Wachmann Observată cu Observatorul spațial Herschel: Detecția apei Emisii termice cu vapori și praf Far-IR. În: Buletinul Societății Astronomice Americane. Nr. 42, 2010, p. 946 (Link)
192. ↑ D. Jewitt: Asteroizii activi. În: Jurnalul astronomic. Nr. 143, 2012, p. 66. doi: 10.1088 / 0004-6256 / 143/3/66
193. ^ L. Roth, J. Saur, KD Retherford, DF Strobel, PD Feldman, MA McGrath, F. Nimmo: Vapor de apă tranzitorie la Polul Sud al Europei. În: Știință. 2013, p. 171. doi: 10.1126 / science.1247051
194. ↑ E. Lellouch, B. Bézard, JI Moses, GR Davis, P. Drossart, H. Feuchtgruber, EA Bergin, R. Moreno, T. Encrenaz: Originea vaporilor de apă și a dioxidului de carbon în stratosfera lui Jupiter. În: Icar. Nr. 159, 2002, p. 112. doi: 10.1006 / icar.2002.6929
195. ↑ T. Cavalié, H. Feuchtgruber, E. Lellouch, M. de Val-Borro, C. Jarchow, R. Moreno, P. Hartogh, G. Orton, TK Greathouse, F. Billebaud, M. Dobrijevic, LM Lara, A. González, H. Sagawa: Distribuția spațială a apei în stratosfera din Jupiter din observațiile Herschel HIFI și PACS. În: Astronomie și astrofizică. Nr. 553 (2013), A21. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201220797
196. ↑ ^{a b c} T. Encrenaz: Rolul apei în formarea și evoluția planetelor. În: M. Gargaud, P. López-García, H. Martin (Eds.): Origini și evoluția vieții . Cambridge, 2011, ISBN 978-0-521-76131-4 , p. 224.
197. ↑ CJ Hansen, L. Esposito, AIF Stewart, J. Colwell, A. Hendrix, W. Pryor, D. Shemansky, R. West: Pluma de vapori de apă a Enceladus. În: Știință. Nr. 311, 2006, p. 1422. doi: 10.1126 / science.1121254
198. ↑ C. Porco, D. DiNino, F. Nimmo: Cum se leagă gheizerele, stresul mareelor ​​și emisia termică pe terenul polar sudic al Enceladus. În: Jurnalul astronomic. Nr. 148, 2014, p. 45. doi: 10.1088 / 0004-6256 / 148/3/45
199. ↑ S. Jurac, MA McGrath, RE Johnson, JD Richardson, VM Vasyliunas, A. Eviatar: Saturn: Căutați o sursă de apă lipsă. În: Scrisori de cercetare geofizică. 29, 2002, p. 25. doi: 10.1029 / 2002GL015855
200. ↑ P. Hartogh, E. Lellouch, R. Moreno, D. Bockelée-Morvan, N. Biver, T. Cassidy, M. Rengel, C. Jarchow, T. Cavalié, J. Crovisier, FP Helmich, M. Kidger: Detectarea directă a torului de apă Enceladus cu Herschel. În: Astronomie și astrofizică. Nr. 532, 2011, L2. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201117377
201. ↑ A. Coustenis, A. Salama, E. Lellouch, Th. Encrenaz, Th. De Graauw, GL Bjoraker, RE Samuelson, D. Gautier, H. Feuchtgruber, MF Kessler, GS Orton: atmosfera lui Titan din observații ISO: Temperatură, compoziția și detectarea vaporilor de apă. În: Buletinul Societății Astronomice Americane. Nr. 30, 1998, p. 1060. (Link)
202. ↑ T. Bethell, E. Bergin: Formarea și supraviețuirea vaporilor de apă în regiunea de formare a planetei terestre. În: Știință. Nr. 326, 2009, p. 1675. doi: 10.1126 / science.1176879
203. ↑ C. Salyk, KM Pontoppidan, GA Blake, F. Lahuis, EF van Dishoeck, NJ Evans: H ₂ O și OH gaz în zonele terestre de formare a planetelor ale discurilor protoplanetare. În: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 676, 2008, L49. doi: 10.1086 / 586894
204. ↑ CM Lisse, CH Chen, MC Wyatt, A. Morlok: Circumstellar Dust Creat by Terrestrial Planet Formation in HD 113766. In: The Astrophysical Journal. Nr. 673, 2008, p. 1110. doi: 10.1086 / 523626
205. ↑ B. Croll, L. Albert, R. Jayawardhana, E. Miller-Ricci Kempton, JJ Fortney, N. Murray, H. Neilson: Spectroscopia de transmisie în bandă largă a super-Pământului GJ 1214b sugerează o atmosferă cu greutate moleculară medie scăzută. În: Jurnalul astrofizic. Nr. 736, 2011, p. 78. doi: 10.1088 / 0004-637X / 736/2/78
206. ↑ L. Kreidberg, JL Bean, J.-M. Désert, B. Benneke, D. Deming, KB Stevenson, S. Seager, Z. Berta-Thompson, A. Seifahrt, D. Homeier: Nori în atmosfera exoplanetei super-Pământului GJ 1214b. În: Natura. Nr. 505, 2014, p. 69. doi: 10.1038 / nature12888
207. ↑ K. Heng: Clima pe lumile străine . În: Spectrul științei . 2, 2013, p. 46-53 ( online ). 
208. ↑ G. Tinetti, A. Vidal-Madjar, M.-C. Liang, J.-P. Beaulieu, Y. Yung, S. Carey, RJ Barber, J. Tennyson, I. Ribas, N. Allard, GE Ballester, DK Sing, F. Selsis: Vapori de apă în atmosfera unei planete extrasolare tranzitorii. În: Natura. Nr. 448, 2007, p. 169. doi: 10.1038 / nature06002
209. ↑ D. Deming, A. Wilkins, P. McCullough, A. Burrows, JJ Fortney, E. Agol, I. Dobbs-Dixon, N. Madhusudhan, N. Crouzet, J.-M. Desert, RL Gilliland, K. Haynes, HA Knutson, M. Line, Z. Magic, AV Mandell, S. Ranjan, D. Charbonneau, M. Clampin, S. Seager, AP Showman: Spectroscopie cu transmisie în infraroșu a Exoplanetelor HD209458b și XO-1b Utilizarea camerei cu câmp larg-3 de pe telescopul spațial Hubble. În: Jurnalul astrofizic. Nr. 774, 2013, p. 95. doi: 10.1088 / 0004-637X / 774/2/95
210. ↑ AV Mandell, K. Haynes, E. Sinukoff, N. Madhusudhan, A. Burrows, D. Deming: Spectroscopia de tranzit a exoplanetei folosind WFC3: WASP-12 b, WASP-17 b, ȘI WASP-19 b. În: Jurnalul astrofizic. Nr. 779, 2013, p. 128. doi: 10.1088 / 0004-637X / 779/2/128
211. ^ AC Lockwood, JA Johnson, CF Bender, JS Carr, T. Barman, AJW Richert, GA Blake: Detectare directă aproape IR a vaporilor de apă în Tau Boötis b. În: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 783 (2014), L29. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 783/2 / L29
212. ↑ JK Faherty, CG Tinney, A. Skemer, AJ Monson: Indicații ale norilor de apă în cel mai rece cunoscut pitic maro. În: Jurnalul astrofizic. Nr. 793 (2014), L16. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 793/1 / L16
213. ^ ^{A b} T. Tsuji: Apa în emisie în spectrul observatorului spațiului infraroșu al stelei M supergigante timpurii ^μ Cephei. În: Jurnalul astrofizic. Nr. 540 (200), p. 99. doi: 10.1086 / 312879
214. ↑ ^{a b c} P. Kervella, G. Perrin, A. Chiavassa, ST Ridgway, J. Cami, X. Haubois, T. Verhoelst: Mediul circumstelar apropiat al Betelgeuse II. Spectro-imagistică limitată la difracție de la 7,76 la 19,50 μm cu VLT / VISIR. În: Astronomie și astrofizică. Nr. 531 (2011), A117. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201116962
215. ↑ T. Tsuji: Apa observată în stelele uriașe și supergigante roșii - Manifestarea unei imagini noi a atmosferei stelare sau altceva dovezi împotriva modelului clasic al fotosferei stelare. În: Lucrările simpozionului „Exploatarea arhivei de date ISO - astronomie în infraroșu în InternetAge”. 24-27 iunie 2002, p. 10 (Link)
216. ↑ K. Ohnaka, G. Weigelt, F. Millour, K.-H. Hofmann, T. Driebe, D. Schertl, A. Chelli, F. Massi, R. Petrov, Ph. Stee: Imaginarea atmosferei dinamice a supergigantului roșu Betelgeuse în primele linii de supratonal CO cu VLTI / AMBER. În: Astronomie și astrofizică. Nr. 529 (2011), A163. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201016279
217. ^ ^{A b} T. Tsuji: Apa observată în stelele uriașe și supergigante roșii - Manifestarea unei imagini noi a atmosferei stelare sau altfel dovezi împotriva modelului clasic fotosferei stelare. În: Proceedings of the Symposium Exploiting the ISO Data Archive - Infrared Astronomy in the InternetAge. 24-27 iunie 2002, pp. 4 și 9 (Link)
218. ↑ ^{a b} G. Perrin, T. Verhoelst, ST Ridgway, J. Cami, QN Nguyen, O. Chesneau, B. Lopez, Ch. Leinert, A. Richichi: Compoziția moleculară și prăfuită a mediului circumstelar interior Betelgeuse. În: Astronomie și astrofizică. Nr. 474, 2007, p. 607. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20077863
219. ↑ G. Perrin, T. Verhoelst, ST Ridgway, J. Cami, QN Nguyen, O. Chesneau, B. Lopez, Ch. Leinert, A. Richichi: Compoziția moleculară și prăfuită a mediului circumstelar interior al Betelgeuse. În: Astronomie și astrofizică. Nr. 474, 2007, p. 607. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20077863
220. ↑ I. Cherchneff: chimia formării prafului în supergigantele roșii. În: EAS Publications Series. Nr. 60, 2013, p. 175. doi: 10.1051 / eas / 1360020
221. ↑ T. Tsuji: Apa în K și M stele uriașe dezvăluite de ISO. În: Astronomie și astrofizică. Nr. 376 (2001), L1. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20011012
222. ↑ M. Montargès, P. Kervella, G. Perrin, K. Ohnaka: Explorarea învelișului de apă și monoxid de carbon din jurul Betelgeuse cu VLTI / AMBER. În: European Astronomical Society Publications Series. Nr. 60, 2013, p. 167. doi: 10.1051 / eas / 1360019
223. ↑ L. Decin, M. Agúndez, MJ Barlow, F. Daniel, J. Cernicharo, R. Lombaert, E. de Beck, P. Royer, B. Vandenbussche, R. Wesson, ET Polehampton, JADL Blommaert, W. de Meester, K. Exter, H. Feuchtgruber, WK Gear, HL Gomez, MAT Groenewegen, M. Guélin, PC Hargrave, R. Huygen, P. Imhof, RJ Ivison, C. Jean, C. Kahane, F. Kerschbaum, SJ Leeks, T. Lim, M. Matsuura, G. Olofsson, T. Posch, S. Regibo, G. Savini, B. Sibthorpe, BM Swinyard, JA Yates, C. Waelkens: Vapori de apă calzi în fluxul de funingine dintr-o lumină stea de carbon. În: Natura. Nr. 467, 2010, p. 64. doi: 10.1038 / nature09344
224. ↑ M. Harwit, DA Neufeld, GJ Melnick, MJ Kaufman: Emisia de vapori termici de apă din regiunile șocate din Orion. În: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 497 (1998), L105. doi: 10.1086 / 311291
225. ↑ CMV Impellizzeri, JP McKean, P. Castangia, AL Roy, C. Henkel, A. Brunthaler, O. Wucknitz: Un maser de apă cu lentile gravitaționale în Universul timpuriu. În: Natura. Nr. 456, 2008, p. 927. doi: 10.1038 / nature07544
226. ↑ CM Bradford, AD Bolatto, PR Maloney, JE Aguirre, JJ Bock, J. Glenn, J. Kamenetzky, R. Lupu, H. Matsuhara, EJ Murphy, BJ Naylor, HT Nguyen, K. Scott, J. Zmuidzinas: The Spectru de vapori de apă de la APM 08279 + 5255: încălzire cu raze X și pompare cu infraroșu peste sute de Parsecs. În: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 741, 2011, L37. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 741/2 / L37
227. ↑ TA Enßlin: Planck măsoară lumina de la începutul timpului. În: Fizica în timpul nostru. Nr. 44, 2013, p. 162. doi: 10.1002 / piuz.201390062
228. ↑ A. Koschinsky, D. Garbe-Schönberg, S. Sander, K. Schmidt, H.-H. Gennerich, H. Strauss: Aerisire hidrotermală în condiții de presiune-temperatură deasupra punctului critic al apei de mare, 5 ° S pe creasta Mid-Atlanticului. În: Geologie. Nr. 36, 2008, pp. 615-618. doi: 10.1130 / G24726A.1
229. ↑ CJ Sahle, C. Sternemann, C. Schmidt, S. Lehtola, S. Jahn, L. Simonelli, S. Huotari, M. Hakala, T. Pylkkanen, A. Nyrow, K. Mende, M. Tolan, K. Hamalainen, M. Wilke: Structura microscopică a apei la presiuni și temperaturi ridicate. În: Proceedings of the National Academy of Sciences. Nr. 110, 2013, p. 6301. doi: 10.1073 / pnas.1220301110

Această versiune a fost adăugată la lista articolelor care merită citite la 27 septembrie 2014 .