Внеземная жидкая вода

редактировать

Внеземная жидкая вода (от латинского слов: extra ["за пределами, за пределами" ] и terrestris [«принадлежащий Земле или принадлежащий ей»]) - это вода в ее жидком состоянии, которое естественным образом встречается за пределами Земли. Это предмет широкого интереса, потому что он признан одним из ключевых условий жизни, какой мы ее знаем, и поэтому считается необходимым для внеземной жизни.

с океанической водой, покрывающей 71% всей территории. На своей поверхности Земля является единственной планетой, имеющей устойчивые водоемы жидкой воды на ее поверхности, а жидкая вода необходима для всех известных форм жизни на Земле. Присутствие воды на поверхности Земли является продуктом ее атмосферного давления и стабильной орбиты Солнца околозвездной обитаемой зоны, хотя происхождение воды на Земле остается неизвестным.

Основными методами, используемыми в настоящее время для подтверждения, являются абсорбционная спектроскопия и геохимия. Эти методы доказали свою эффективность для атмосферного водяного пара и льда. Однако, используя современные методы астрономической спектроскопии, значительно труднее обнаружить жидкую воду на планетах земной группы, особенно в случае подземных вод. В связи с этим астрономы, астробиологи и планетологи используют обитаемую зону, гравитационную теорию и теорию приливов, модели планетарной дифференциации и радиометрию для определения потенциала жидкой воды. Вода, наблюдаемая при вулканической активности, может предоставить более убедительные косвенные доказательства, как и речные особенности и присутствие антифризов агентов, таких как соли или аммиак.

Используя такие методы, многие ученые делают вывод, что когда-то жидкая вода покрывала большие площади Марса и Венеры. Считается, что вода существует в виде жидкости под поверхностью некоторых планетных тел, подобно грунтовой воде на Земле. Водяной пар иногда считается убедительным доказательством наличия жидкой воды, хотя атмосферный водяной пар может быть обнаружен во многих местах, где жидкая вода отсутствует. Подобные косвенные доказательства, однако, подтверждают существование жидкостей под поверхностью нескольких лун и карликовых планет в других местах Солнечной системы. Некоторые из них считаются большими внеземными «океанами». Считается, что жидкая вода является обычным явлением в других планетных системах, несмотря на отсутствие убедительных доказательств, и существует список внесолнечных кандидатов на роль жидкой воды. В июне 2020 года ученые НАСА сообщили, что вполне вероятно, что экзопланеты с океанами могут быть обычными в галактике Млечный Путь, на основе исследований математического моделирования.

Содержание

  • 1 Жидкая вода в Солнечной системе
    • 1,1 Марс
    • 1,2 Европа
    • 1,3 Энцелад
    • 1,4 Ганимед
    • 1,5 Церера
    • 1,6 Ледяные гиганты
    • 1,7 Плутон
  • 2 Индикаторы, методы обнаружения и подтверждения
    • 2.1 Спектроскопия
    • 2.2 Магнитные поля
    • 2.3 Геологические индикаторы
    • 2.4 Вулканические наблюдения
    • 2.5 Гравитационные свидетельства
    • 2.6 Радиопроникающее радио
    • 2.7 Расчет плотности
    • 2.8 Модели радиоактивного распада
    • 2.9 Модели внутренней дифференциации
    • 2.10 Жилая зона
    • 2.11 Водные околозвездные диски
  • 3 История
    • 3.1 Древняя вода на Венере
  • 4 Свидетельства прошлые поверхностные воды
  • 5 Жидкая вода на кометах и ​​астероидах
  • 6 Внесолнечная обитаемая зона - кандидаты на воду
  • 7 См. также
  • 8 Ссылки
  • 9 Внешние ссылки

Жидкая вода в тоннах солнечная система

По состоянию на декабрь 2015 года подтвержденный объем жидкой воды в Солнечной системе за пределами Земли в 25–50 раз превышает объем земной воды (1,3 миллиарда кубических километров).

Марс

Поперечное сечение подземного льда Марса обнажено на крутом склоне, который выглядит ярко-синим на этом увеличенном цветовом изображении с MRO. Ширина сцены составляет около 500 метров. Обрыв падает примерно на 128 метров от уровня земли в верхней трети изображения

Вода на Марсе сегодня существует почти исключительно в виде льда, при этом небольшое количество присутствует в атмосфере в виде пара. Некоторое количество жидкой воды может временно появляться на поверхности Марса сегодня, но только при определенных условиях. Никаких больших стоячих водоемов с жидкой водой не существует, потому что атмосферное давление у поверхности в среднем составляет всего 600 паскалей (0,087 фунт / кв. Дюйм), что составляет около 0,6% от среднего давления на уровне моря на Земле, а также потому, что средняя глобальная температура слишком низка. (210 K (-63 ° C)), что приводит либо к быстрому испарению, либо к замерзанию. Считается, что объекты, называемые повторяющимися линиями склона, вызваны потоками рассола - гидратированных солей.

В июле 2018 года ученые из Итальянского космического агентства сообщил об обнаружении подледного озера на Марсе, в 1,5 км (0,93 мили) ниже южной полярной ледяной шапки и простирающейся на 20 км (12 миль) по горизонтали, первое свидетельство для стабильного водоема жидкой воды на планете. Поскольку температура у основания полярной шапки оценивается в 205 К (-68 ° C; -91 ° F), ученые предполагают, что вода может оставаться жидкой из-за антифриза магния и кальция перхлоратов. 1,5-километровый (0,93 мили) слой льда, покрывающий озеро, состоит из водяного льда с 10-20% примеси пыли и сезонно покрывается слоем льда CO. 2 толщиной 1 метр (3 фута 3 дюйма)..

Европа

По мнению ученых, под поверхностью Европы (спутника Юпитера) существует слой жидкой воды, и это тепло от приливных изгиб позволяет подземному океану оставаться жидким. По оценкам, внешняя кора твердого льда имеет толщину примерно 10–30 км (6–19 миль), включая пластичный слой «теплого льда», что может означать, что размер жидкого океана под ним может составлять около 100 км (60 миль). глубокий. Это приводит к тому, что объем океанов Европы составляет 3 × 10 м, что чуть более чем в два раза превышает объем океанов Земли.

Энцелад

Энцелад, спутник Сатурна, показал водяные гейзеры, подтвержденные космическим аппаратом Кассини в 2005 году и более подробно проанализированные в 2008 году. Гравиметрические данные в 2010 году –2011 подтвердил наличие подповерхностного океана. Хотя ранее считалось, что они локализованы, скорее всего, в части южного полушария, данные, обнаруженные в 2015 году, теперь свидетельствуют о том, что подземный океан имеет глобальный характер.

Помимо воды, эти гейзеры из жерл около южного полюса содержал небольшое количество соли, азота, диоксида углерода и летучих углеводородов. Таяние океанской воды и гейзеров, по-видимому, вызвано приливным потоком Сатурна.

Ганимед

Предполагается, что подземный соленый океан существует на Ганимеде, спутнике Юпитера, после наблюдений из Хаббла. Телескоп в 2015 году. Картины в поясах полярных сияний и качания магнитного поля предполагают наличие океана. По оценкам, его глубина составляет 100 км, а поверхность находится под коркой льда из 150 км.

Церера

Церера, по-видимому, дифференцирована на скалистое ядро ​​ и ледяная мантия, а также может иметь остаток внутреннего океана жидкой воды под слоем льда. Поверхность, вероятно, представляет собой смесь водяного льда и различных гидратированных минералов, таких как карбонаты и глина. В январе 2014 г. были обнаружены выбросы водяного пара из нескольких регионов Цереры. Это было неожиданно, потому что большие тела в поясе астероидов обычно не испускают пар, что является отличительной чертой комет. На Церере также есть гора под названием Ахуна Монс, которая считается криовулканическим куполом, который способствует движению криовулканической магмы с высокой вязкостью, состоящей из водяного льда, размягченного содержанием солей.

Ледяные гиганты

Считается, что «ледяной гигант » (иногда известный как «водный гигант») Уран и Нептун иметь сверхкритический водный океан под своими облаками, что составляет около двух третей их общей массы, скорее всего, окружающий небольшие скалистые ядра. Считается, что такие планеты распространены во внесолнечных планетных системах.

Плутон

В июне 2020 года астрономы сообщили о доказательствах того, что карликовая планета Плутон могла иметь подземный океан, и, следовательно, мог быть обитаемым, когда был впервые сформирован.

Индикаторы, методы обнаружения и подтверждения

Появляются наиболее известные внесолнечные планетные системы иметь состав, сильно отличающийся от Солнечной системы, хотя, вероятно, существует смещение выборки, возникающее из-за методов обнаружения.

Спектроскопия

Спектр поглощения жидкой воды Жидкая вода не была обнаружена при спектроскопическом анализе предполагаемых сезонных марсианских течений.

Жидкая вода имеет отчетливую сигнатуру спектроскопии поглощения по сравнению с другими состояниями воды из-за состояния ее водородных связей. Однако, несмотря на подтверждение наличия внеземного водяного пара и льда, спектральная характеристика жидкой воды еще не подтверждена за пределами Земли. Сигнатуры поверхностных вод на планетах земной группы могут быть не обнаружены через толстые атмосферы на огромных расстояниях космоса с использованием современных технологий.

Сезонные потоки на теплых марсианских склонах, хотя и сильно указывают на соленую жидкую воду, еще не показали этого в спектроскопическом анализе.

Наличие водяного пара было подтверждено на многих объектах с помощью спектроскопии, хотя само по себе это не подтверждает наличие жидкой воды. Однако в сочетании с другими наблюдениями такая возможность может быть сделана. Например, плотность GJ 1214 b предполагает, что большая часть его массы составляет вода, и последующее обнаружение телескопом Хаббла присутствия водяного пара убедительно свидетельствует о том, что экзотические материалы, такие как «горячий лед» 'или' сверхтекучая вода '.

Магнитные поля

Для спутников Юпитера Ганимеда и Европы существование подледного океана выводится из измерений магнитное поле Юпитера. Поскольку проводники, движущиеся через магнитное поле, создают противодействующее электродвижущее поле, присутствие воды под поверхностью было выведено из изменения магнитного поля, когда Луна проходила от северного магнитного полушария Юпитера к южному.

Геологические индикаторы

Томас Голд предположил, что многие тела Солнечной системы потенциально могут удерживать грунтовые воды под поверхностью.

Считается, что жидкая вода может существуют в недрах Марса. Исследования показывают, что в прошлом по поверхности текла жидкая вода, создавая большие площади, похожие на океаны Земли. Однако остается вопрос, куда ушла вода. Существует ряд прямых и косвенных доказательств присутствия воды на поверхности или под ней, например русла, полярные шапки, спектроскопические измерения, эродированные кратеры или минералы, напрямую связанные с наличием жидкой воды (например, Гетит ). В статье в Journal of Geophysical Research ученые изучили озеро Восток в Антарктиде и обнаружили, что это может иметь значение для жидкой воды, все еще находящейся на Марсе. В ходе своих исследований ученые пришли к выводу, что если озеро Восток существовало до начала многолетнего оледенения, то вполне вероятно, что озеро не замерзло до самого дна. Основываясь на этой гипотезе, ученые говорят, что если вода существовала до полярных ледяных шапок на Марсе, вполне вероятно, что под ледяными шапками все еще есть жидкая вода, которая может даже содержать доказательства жизни.

"Территория хаоса ", обычное явление на поверхности Европы, некоторые интерпретируют как регионы, где подземный океан растаял через ледяную кору.

Наблюдение за вулканизмом

Возможный механизм криовулканизма на таких телах, как Энцелад

Гейзеры были обнаружены на Энцеладе, спутнике Сатурна, и Европе, спутнике Юпитера. Они содержат водяной пар и могут быть индикаторами жидкой воды глубже. Это также может быть просто лед. В июне 2009 года были представлены доказательства наличия соленых подземных океанов на Энцеладе. 3 апреля 2014 года НАСА сообщило, что доказательства существования большого подземного океана жидкой воды на Энцеладе, спутнике планеты Сатурн, был обнаружен Кассини s пейкскрафт. По мнению ученых, наличие подземного океана предполагает, что Энцелад является одним из наиболее вероятных мест в Солнечной системе, где «обитает микробная жизнь ». Выбросы водяного пара были обнаружены в нескольких регионах карликовой планеты Церера. в сочетании с свидетельствами продолжающейся криовальканической активности.

Гравитационные свидетельства

Ученые пришли к единому мнению, что под поверхностью Европы существует слой жидкой воды и что тепловая энергия от приливных изгибов позволяет подповерхностному океану оставаться жидким. Первые намеки на подповерхностный океан пришли из теоретических соображений приливного нагрева (следствие слегка эксцентричной орбиты Европы и орбитального резонанса с другими галилеевыми лунами).

Ученые использовали гравитационные измерения с космического корабля Кассини, чтобы подтвердить наличие водного океана под корой Энцелада. Такие приливные модели использовались в качестве теории слоев воды на других лунах Солнечной системы. Согласно по крайней мере одному гравитационному исследованию данных Кассини, Диона имеет океан на глубине 100 километров под поверхностью.

Радиоизлучение

Южнополярный марсианский подледниковый водоем (сообщение июль 2018 г.)

Ученые обнаружили жидкую воду с помощью радиосигналов. Инструмент радиообнаружения и определения местоположения (RADAR ) зонда Cassini использовался для обнаружения наличия слоя жидкой воды и аммиака под поверхностью спутника Сатурна Титан, которые согласуются с расчетами плотности Луны. Данные георадиолокации и диэлектрической проницаемости, полученные с прибора MARSIS на Mars Express, указывают на устойчивое тело соленой жидкой воды шириной 20 км в Planum Australe регион планеты Марс.

Расчет плотности

Представление художников о подземном водном океане подтверждено на Энцеладе.

Ученые-планетологи могут использовать вычисления плотности для определения состава планет и их потенциально может обладать жидкой водой, хотя этот метод не очень точен, так как сочетание многих соединений и состояний может давать схожие плотности.

Модели спутника Сатурна Титан плотность указывают на наличие подповерхностного слоя океана. Подобные оценки плотности являются убедительными индикаторами подземного океана на Энцеладе.

Первоначальный анализ низкой плотности 55 Cancri e показал, что он на 30% состоит сверхкритической жидкости, которая Диана Валенсия из Массачусетского технологического института предположила, что это может быть соленая сверхкритическая вода, хотя последующий анализ ее прохождения не смог обнаружить следов воды или водорода.

GJ 1214 b была второй экзопланетой (после CoRoT-7b) с установленной массой и радиусом меньше, чем у гигантских планет Солнечной системы. Он в три раза больше Земли и примерно в 6,5 раз массивнее. Его низкая плотность указала на то, что это, вероятно, смесь камня и воды, и последующие наблюдения с помощью телескопа Хаббла теперь, похоже, подтверждают, что большая часть его массы - это вода, поэтому это большой водный мир. Высокие температуры и давления могут привести к образованию экзотических материалов, таких как «горячий лед» или «сверхтекучая вода».

Модели радиоактивного распада

Модели удержания тепла и нагрева посредством радиоактивного распада в меньших ледяных телах Солнечной системы предполагают, что Рея, Титания, Оберон, Тритон, Плутон, Эрис, Седна и Оркус могут иметь океаны под твердыми ледяными корками толщиной около 100 км. Особый интерес в этих случаях представляет тот факт, что модели показывают, что жидкие слои находятся в непосредственном контакте с каменным ядром, что позволяет эффективно смешивать минералы и соли с водой. Это контрастирует с океанами, которые могут находиться внутри более крупных ледяных спутников, таких как Ганимед, Каллисто или Титан, где, как считается, слои льда высокого давления лежат в основе слоя жидкой воды.

Модели радиоактивного распада предполагают, что MOA-2007-BLG-192Lb, маленькая планета, вращающаяся вокруг маленькой звезды, может быть такой же теплой, как Земля, и полностью покрыта очень глубоким океаном.

Модели внутренней дифференциации

Диаграмма, показывающая возможную внутреннюю структуру Цереры Две модели состава Европы предполагают наличие большого подповерхностного океана жидкой воды. Подобные модели были предложены для других небесных тел Солнечной системы.

Модели объектов Солнечной системы указывают на наличие жидкой воды в их внутренней дифференциации.

Некоторые модели карликовой планеты Цереры, самого большого объекта в поясе астероидов, указывают на возможность влажного внутреннего слоя. Водяной пар, испускаемый карликовой планетой, может быть индикатором сублимации поверхностного льда.

Глобальный слой жидкой воды, достаточно толстый, чтобы отделить кору от мантии, предположительно присутствует на Титане, Европе и, с меньшей уверенностью, Каллисто, Ганимед и Тритон. Другие ледяные спутники также могут иметь внутренние океаны или когда-то имели внутренние океаны, которые теперь замерзли.

Жилая зона

Художественное представление о планете класса II с облаками водяного пара, поскольку вид с гипотетической большой луны с жидкой водой на поверхности

Орбита планеты в околозвездной обитаемой зоне - популярный метод, используемый для прогнозирования ее потенциала для поверхностной воды на ее поверхности. Теория обитаемой зоны выдвинула несколько внесолнечных кандидатов на роль жидкой воды, хотя они весьма спекулятивны, поскольку орбита планеты вокруг звезды сама по себе не гарантирует, что на планете есть жидкая вода. В дополнение к своей орбите, объект планетарной массы должен иметь потенциал для достаточного атмосферного давления, чтобы поддерживать жидкую воду и достаточный запас водорода и кислорода на его поверхности или вблизи нее.

Планетная система Gliese 581 содержит несколько планет, которые могут быть кандидатами в поверхностные воды, в том числе Gliese 581c, Gliese 581d, может быть теплым достаточно для океанов, если парниковый эффект имел место, и у Gliese 581e.

Gliese 667 C три из них находятся в зоне обитания, включая Gliese 667 Cc по оценкам имеет температуру поверхности, аналогичную земной, и велика вероятность наличия жидкой воды.

Kepler-22b один из первых 54 кандидатов, обнаруженных телескопом Кеплера, и по сообщениям, его размер в 2,4 раза больше Земли, с размером расчетная температура 22 ° C. Он описан как имеющий потенциал для поверхностной воды, хотя его состав в настоящее время неизвестен.

Среди 1235 возможных кандидатов на внесолнечную планету, обнаруженных НАСА космическим телескопом Kepler во время первых четырех измерений. месяцев работы 54 находятся на орбите в обитаемой зоне "Златовласки" родительской звезды, где может существовать жидкая вода. Пять из них близки к размеру Земли.

6 января 2015 года НАСА объявило о дальнейших наблюдениях, проведенных с мая 2009 года по апрель 2013 года, которые включали восемь кандидатов размером от одного до двух раз больше Земли, вращающихся в обитаемой зоне.. Из этих восьми на орбите шесть звезд, похожих на Солнце по размеру и температуре. Было обнаружено, что три из недавно подтвержденных экзопланет вращаются в пределах обитаемых зон из звезд, подобных Солнцу : две из трех, Kepler-438b и Kepler-442b, размером с Землю и, вероятно, скалистые; третий, Kepler-440b, представляет собой суперземлю.

Водные околозвездные диски

Файл: Художник снимок протопланетного диска, окружающего молодую звезду MWC 480.webm Воспроизведение мультимедиа Впечатление художника от протопланетного диска, окружающего MWC 480, который содержит большое количество вода и органические молекулы - строительные блоки жизни.

Задолго до открытия воды на астероидах, кометах и ​​карликовых планетах за Нептуном, околозвездных дисках Солнечной системы, за линией снега, включая пояс астероидов и пояс Койпера, как полагали, содержал большое количество воды, и считалось, что они были источником воды на Земле. Учитывая, что многие типы звезд, как полагают, выбрасывают летучие из системы за счет эффекта фотоиспарения, содержание воды в околозвездных дисках и каменистый материал в других планетных системах являются очень хорошими индикаторами потенциала планетарной системы для жидкой воды и потенциала органической химии. особенно при обнаружении в регионах формирования планет или в обитаемой зоне. Для этого можно использовать такие методы, как интерферометрия.

В 2007 году такой диск был обнаружен в обитаемой зоне MWC 480. В 2008 году такой диск был обнаружен вокруг звезды AA Тельца. В 2009 году аналогичный диск был обнаружен вокруг молодой звезды HD 142527.

. В 2013 году богатый водой диск обломков около GD 61 сопровождался подтвержденным скалистым объектом, состоящим из магния, кремния, железо и кислород. В том же году вокруг HD 100546 был обнаружен другой богатый водой диск.

Конечно, нет никаких гарантий, что будут найдены другие условия, позволяющие жидкость вода должна присутствовать на поверхности планеты. В случае присутствия объектов с планетной массой, одиночная планета-гигант с планетной массой или без нее, вращающаяся близко к околозвездной обитаемой зоне, может помешать возникновению необходимых условий в системе. Однако это будет означать, что объекты планетарной массы, такие как ледяные тела Солнечной системы, могут иметь внутри обильные количества жидкости.

История

Лунные моря - это обширные базальтовые равнины на Луне, которые ранние астрономы считали водоемами, которые называли их «морями». Галилей выразил некоторые сомнения относительно лунных «морей» в своем Диалоге о двух главных мировых системах.

До посадки космических зондов идея океанов на Венере была достоверной наукой, но планета было обнаружено, что он слишком горячий.

Телескопические наблюдения со времен Галилея показали, что Марс не имеет деталей, напоминающих водянистые океаны. Сухость Марса была давно признана и дала достоверность ложным марсианским каналам.

Древней воде на Венере

Институт космических исследований имени Годдарда НАСА и другие предположили, что На Венере в прошлом мог быть мелководный океан в течение 2 миллиардов лет, с таким же количеством воды, как на Земле. В зависимости от параметров, использованных в их теоретической модели, последняя жидкая вода могла испариться всего 715 миллионов лет назад. В настоящее время единственная известная вода на Венере находится в форме крошечного количества атмосферного пара (20 ppm ). Водород, компонент воды, является до сих пор теряется в космосе, что было обнаружено космическим кораблем ESA Venus Express.

Свидетельства прошлых поверхностных вод

Художник запечатлел древний Марс и его гипотетические океаны на основе геологических данных

Если предположить, что гипотеза гигантского удара верна, на Луне никогда не было настоящих морей или океанов, только, возможно, небольшое количество влаги (жидкости или льда) в в некоторых местах, когда на Луне была разреженная атмосфера, созданная дегазацией вулканов или ударами ледяных тел.

Космический зонд Dawn обнаружил возможные свидетельства прошлого потока воды на астероиде Веста, что привело к предположениям о подземных резервуарах водяного льда.

Астрономы предполагают, что Венера имела жидкую воду и, возможно, океаны в самом начале своей истории. Учитывая, что Венера была полностью возрождена своей собственной активной геологией, идею первобытного океана трудно проверить. Образцы горных пород однажды могут дать ответ.

. Когда-то считалось, что Марс мог высохнуть из чего-то более земного. Первоначальное открытие покрытой кратерами поверхности сделало это маловероятным, но дальнейшие свидетельства изменили эту точку зрения. Жидкая вода могла существовать на поверхности Марса в далеком прошлом, и несколько бассейнов на Марсе были предложены в качестве сухого морского дна. Самый крупный - Vastitas Borealis ; другие включают Hellas Planitia и Argyre Planitia.

В настоящее время ведется много споров о том, имел ли Марс когда-то океан воды в его северном полушарии, и что с ним случилось бы, если бы это было. Недавние результаты миссии марсохода указывают на то, что по крайней мере в одном месте у него была стоячая вода в течение длительного времени, но ее масштабы неизвестны. Марсоход Opportunity сфотографировал яркие жилы минерала, что привело к окончательному подтверждению отложения жидкой водой.

9 декабря 2013 года НАСА сообщило, что на планете Марс имеется большая пресная вода. озеро (которое могло быть благоприятной средой для микробной жизни ) на основании данных, полученных с марсохода Curiosity, изучавшего Aeolis Palus около горы Шарп в Кратер Гейла.

Жидкая вода на кометах и ​​астероидах

Кометы содержат большие доли водяного льда, но обычно считается полностью замороженным из-за их небольшого размера и большого расстояния от Солнце. Однако исследования пыли, собранной с кометы Wild-2, показывают доказательства наличия жидкой воды внутри кометы в какой-то момент в прошлом. Пока неясно, какой источник тепла мог вызвать таяние части водяного льда кометы.

Тем не менее 10 декабря 2014 года ученые сообщили, что состав водяного пара кометы Чурюмова – Герасименко, определенный с помощью космического корабля Rosetta, существенно отличается от что найдено на Земле. То есть было определено, что отношение дейтерия к водороду в воде от кометы в три раза больше, чем обнаружено для земной воды. Это делает маловероятным, что вода, обнаруженная на Земле, поступала от таких комет, как комета Чурюмова-Герасименко, по мнению ученых.

Астероид 24 Фемида был первым, у кого была обнаружена вода, в том числе жидкая. находится под давлением вне атмосферы, растворяется в минерале под действием ионизирующего излучения. Также было обнаружено, что вода течет по большому астероиду 4 Веста, нагреваемому периодическими ударами.

Внесолнечные обитаемые зоны, кандидаты в воду

Наиболее известные внесолнечные планетные системы Состав, по-видимому, сильно отличается от Солнечной системы, хотя, вероятно, существует систематическая ошибка выборки, возникающая из-за методов обнаружения.

Целью текущих поисков является находят планеты размером с Землю в обитаемой зоне своих планетных систем (также иногда называемой зоной Златовласки). Планеты с океанами могут включать в себя спутники планет-гигантов размером с Землю, хотя остается спорным, действительно ли существуют такие «луны». Телескоп Кеплера может быть достаточно чувствительным, чтобы их обнаружить. Есть предположение, что каменистые планеты с водой могут быть обычным явлением по всему Млечному Пути.

Экзопланеты, содержащие воду (концепция художника; 17 августа 2018 г.)

См. Также

  • Космический портал

Ссылки

Пояснительные примечания

Цитаты

Внешние ссылки

Последняя правка сделана 2021-05-19 10:19:36
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте