Maaplaneetan ulkopuolinen vesi tai ainakin jälkiä sen olemassaolosta menneisyydessä ovat vahvan tieteellisen kiinnostuksen kohteita, koska ne viittaavat maan ulkopuolisen elämän olemassaoloon .
Maa , jonka pinnasta 71 % on valtamerten peitossa , on tällä hetkellä aurinkokunnan ainoa tunnettu planeetta, joka sisältää nestemäistä vettä . [1] On tieteellistä näyttöä siitä, että joillakin jättiläisplaneettojen ( Jupiter , Saturnus , Uranus ja Neptunus ) satelliiteilla vettä voi olla paksun jääkuoren alla, joka peittää taivaankappaleen. Tällä hetkellä ei kuitenkaan ole olemassa yksiselitteisiä todisteita nestemäisen veden esiintymisestä aurinkokunnassa, paitsi maapallolla. Valtameriä ja vettä voi esiintyä muissa tähtijärjestelmissä ja/tai niiden planeetoissa ja muissa taivaankappaleissa niiden kiertoradalla. Esimerkiksi vesihöyryä löydettiin vuonna 2007 protoplanetaarisesta kiekosta 1 AU:ssa. esim. nuorelta tähdeltä MWC 480 . [2]
Aikaisemmin uskottiin, että Venuksen ja Marsin pinnalla voi olla vesisäiliöitä ja kanavia . Teleskooppien resoluution kehittymisen ja muiden havaintomenetelmien käyttöönoton myötä nämä tiedot kumottiin. Veden läsnäolo Marsissa kaukaisessa menneisyydessä on kuitenkin edelleen tieteellisen keskustelun aihe.
Thomas Gold osana Deep Hot Biosphere -hypoteesia totesi, että monet aurinkokunnan esineet voivat sisältää pohjavettä. [3]
Kuunmeret , jotka, kuten nyt tiedetään, ovat valtavia basalttitasankoja, pidettiin aiemmin vesistöinä. Galileo ilmaisi ensimmäistä kertaa epäilyjä kuun "merten" vetisyydestä " Vuoropuhelussa maailman kahdesta järjestelmästä ". Ottaen huomioon, että jättimäisen vaikutuksen teoria on tällä hetkellä hallitseva Kuun alkuperäteorioiden joukossa , voidaan päätellä, että Kuulla ei ole koskaan ollut meriä tai valtameriä.
Heinäkuussa 2008 ryhmä amerikkalaisia geologeja Carnegie Institutionista ja Brownin yliopistosta löysi veden jälkiä Kuun maanäytteistä, joita vapautui suuria määriä satelliitin suolistosta sen olemassaolon alkuvaiheessa. Myöhemmin suurin osa tästä vedestä haihtui avaruuteen [4] .
Venäläiset tutkijat ovat löytäneet LRO - luotaimeen asennettua LEND -laitetta käyttämällä kuun osia, jotka ovat vetyrikkaimpia. Näiden tietojen perusteella NASA valitsi paikan LCROSS -luotaimen Kuun pommitukselle [5] . Kokeen jälkeen 13. marraskuuta 2009 NASA ilmoitti , että Cabeon kraatterista lähellä etelänavaa löydettiin vettä jään muodossa [6] . Projektin johtaja Anthony Colapretan mukaan Kuun vesi on voinut tulla useista lähteistä: aurinkotuulen protonien vuorovaikutuksesta Kuun maaperän hapen kanssa, asteroidien tai komeettojen tuomasta tai intergalaktisista pilvistä. [7]
Intialaiseen kuulaitteeseen Chandrayaan-1 asennetun Mini-SAR- tutkan lähettämien tietojen mukaan pohjoisnavan alueelta löydettiin ainakin 600 miljoonaa tonnia vettä , josta suurin osa on jäälohkareiden muodossa ikuisen varjon kuun kraatterit . Vettä on löydetty yli 40 kraatterista, joiden halkaisija on 2–15 kilometriä. Nyt tiedemiehillä ei ole enää epäilystäkään siitä, että löydetty jää on juuri vesijäätä [8] .
Ennen kuin avaruusalukset laskeutuivat Venuksen pinnalle, oli hypoteeseja, että valtameret voisivat olla sen pinnalla. Mutta kuten kävi ilmi, Venus on liian kuuma siihen. Samaan aikaan Venuksen ilmakehästä löydettiin pieni määrä vesihöyryä.
Tällä hetkellä on hyviä syitä uskoa, että vettä oli olemassa Venuksella menneisyydessä. Tiedemiesten mielipiteet eroavat vain sen tilan suhteen, jossa se oli Venuksella. Joten David Grinspoon National Museum of Science and Naturesta Coloradosta ja George Hashimoto Koben yliopistosta uskovat, että Venuksen vesi oli nestemäisessä tilassa valtamerien muodossa. He perustavat johtopäätöksensä epäsuoriin merkkeihin Graniittien olemassaolosta Venuksella, joka voi muodostua vain merkittävällä veden läsnäololla. Kuitenkin hypoteesi vulkaanisen toiminnan puhkeamisesta planeetalla noin 500 miljoonaa vuotta sitten, joka muutti täysin planeetan pinnan, vaikeuttaa tietojen tarkistamista Venuksen pinnalla olevan vesimeren olemassaolosta. mennyt. Vastauksen voisi antaa näyte Venuksen maaperästä. [9]
Eric Chassefière University of Paris- Southista (Université Paris-Sud) ja Colin Wilson Oxfordin yliopistosta uskovat, että vettä Venuksella ei koskaan ollut olemassa nestemäisessä muodossa, mutta sitä oli paljon suurempia määriä Venuksen ilmakehässä . [10] [11] Vuonna 2009 Venus Express -luotain toimitti todisteita siitä, että suuri määrä vettä oli kadonnut Venuksen ilmakehästä avaruuteen auringon säteilyn vuoksi. [12]
Teleskooppihavainnot Galileon ajoista lähtien ovat antaneet tutkijoille mahdollisuuden olettaa, että Marsissa on nestemäistä vettä ja elämää . Kun planeettaa koskevan tiedon määrä kasvoi, kävi ilmi, että Marsin ilmakehässä oli mitätön määrä vettä, ja Marsin kanavien ilmiölle annettiin selitys .
Aikaisemmin ajateltiin, että ennen kuin Mars kuivui, se oli enemmän kuin Maa. Kraatterien löytö planeetan pinnalta on ravistellut tätä näkemystä, mutta myöhemmät löydöt ovat osoittaneet, että nestemäistä vettä on voinut olla Marsin pinnalla. [14] [15]
On olemassa hypoteesi jään peittäneen valtameren olemassaolosta menneisyydessä [16
On olemassa useita [17] suoria ja epäsuoria todisteita veden olemassaolosta Marsin pinnalla tai sen syvyyksissä :
On edelleen avoin kysymys, mihin suurin osa Marsin pinnan nestemäisestä vedestä katosi. [21]
Samaan aikaan vettä on Marsissa meidän aikanamme ja sitä on useissa muodoissa:
Vuonna 2013 tehdyt tutkimukset MRO -avaruusalukseen asennetulla Mars Climate Sounder -instrumentilla osoittivat, että Marsin ilmakehässä on enemmän vesihöyryä kuin aiemmin uskottiin ja enemmän kuin Maan yläilmakehässä. Se sijaitsee vesi-jääpilvissä, jotka sijaitsevat 10-30 kilometrin korkeudessa ja keskittyvät pääasiassa päiväntasaajalle ja havaitaan lähes ympäri vuoden. Ne koostuvat jäähiukkasista ja vesihöyrystä. [kolmekymmentä]
Maanalaisten valtamerten oletetaan esiintyvän monissa ulkoplaneettojen jään peittämissä kuuissa . Joissakin tapauksissa uskotaan, että valtamerikerros on voinut olla olemassa aiemmin, mutta se on sittemmin jäähtynyt kiinteäksi jääksi.
Tällä hetkellä uskotaan , että vain muutamassa Jupiterin Galilean kuusta on nestemäistä vettä pinnan alla , kuten Europassa (nestemäinen vesi jäisen pinnan alla vuorovesikuumenemisen vuoksi ) ja vähemmän todennäköisemmin Callistossa ja Ganymedesissa .
Mallit, jotka laskevat lämmön ja lämmön säilymisen radioaktiivisen hajoamisen seurauksena pienissä jäisissä kappaleissa, viittaavat siihen, että Rhealla , Titanialla , Oberonilla , Tritonilla , Plutolla , Eriksellä , Sednalla ja Orcusilla voi olla valtameriä noin 100 km syvän kiinteän jääkerroksen alla. [31] Erityisen mielenkiintoista tässä tapauksessa on, että mallit ennustavat, että nestekerrokset voivat olla suorassa kosketuksessa kiven ytimen kanssa, mikä aiheuttaa jatkuvaa mineraalien ja suolojen sekoittumista vedessä. Tämä on merkittävä ero valtameristä, jotka voivat olla suurten jäisten satelliittien , kuten Ganymeden, Calliston tai Titanin, sisällä, joissa tiheä jääkerros sijaitsee todennäköisimmin nestemäisen vesikerroksen alla [31] .
JupiterJupiterin ilmakehässä on kaasukerros, jossa vesihöyry voi tiivistyä pisaroiksi maapallon kaltaisen lämpötilan ja paineen vuoksi .
EurooppaSatelliitin pinta on kokonaan peitetty oletettavasti 100 kilometriä paksulla vesikerroksella, joka on osittain 10-30 kilometriä paksuisen jäisen pintakuoren muodossa; osan uskotaan olevan maanalaisen nestemäisen valtameren muodossa. Alla on kiviä, ja keskellä oletetaan olevan pieni metalliydin [ 32] Oletetaan, että valtameri muodostui vuoroveden tuottaman lämmön vaikutuksesta [ 33] . Radioaktiivisen hajoamisen aiheuttama lämmitys , joka on lähes sama kuin maan päällä (kilokiloa kohden), ei voi tarjota tarvittavaa Europan suoliston lämmitystä, koska satelliitti on paljon pienempi. Europan pintalämpötila on keskimäärin noin 110 K (-160 °C; -260 °F) päiväntasaajalla ja vain 50 K (-220 °C; -370 °F) navoilla, mikä antaa pintajäälle korkean lujuuden [34]
Avaruusohjelman "Galileo" puitteissa tehdyt tutkimukset vahvistivat perusteet maanalaisen valtameren olemassaolon puolesta [33] . Joten Europan pinnalla on "kaoottisia alueita", joita jotkut tutkijat tulkitsevat alueiksi, joissa maanalainen valtameri näkyy sulaneen jääkuoren läpi. [35] Samaan aikaan useimmat Eurooppaa tutkivat planeettatieteilijät suosivat mallia nimeltä "paksu jää", jossa valtameri on harvoin (jos koskaan) suoraan vuorovaikutuksessa olemassa olevan pinnan kanssa [36] . Eri mallit antavat erilaisia arvioita jääkuoren paksuudesta useista kilometreistä kymmeniin kilometreihin [37] . On oletettu, että valtameri voi sisältää elämää .
GanymedeGanymeden pintaa peittää myös 900-950 kilometriä paksu vesijääkuori [38] [39] . Vesijää sijaitsee lähes koko pinnalla ja sen massaosuus vaihtelee 50–90 % [38]
Ganymedeellä on napajääpeitteitä, joiden uskotaan olevan vesiroudosta. Kuura ulottuu 40° leveysasteelle [40] . Ensimmäistä kertaa napahatut havaittiin Voyager - avaruusaluksen kulun aikana . Oletettavasti Ganymeden napakorkit muodostuivat veden siirtymisen korkeammille leveysasteille ja plasman aiheuttaman jääpommituksen vuoksi. [41]
Ganymedella on myös todennäköisesti maanalainen valtameri jääkerrosten välissä pinnan alla, ulottuu noin 200 kilometriä syvälle ja jossa mahdollisesti on edellytykset elämän olemassaololle [42]
CallistoSpektroskopia paljasti Kalliston pinnalla vesijäätä , jonka massaosuus vaihtelee välillä 25-50%. [38]
Kalliston pintakerros lepää kylmällä ja jäykällä jäisellä litosfäärillä , jonka paksuus vaihtelee eri arvioiden mukaan 80-150 km [43] [44] .
Galileo-avaruusaluksen avulla tehdyt tutkimukset viittaavat 50-200 km syvällä jääkuoren alla olevan suolaisen nestemäisen veden valtameren olemassaoloon, jossa elämä on mahdollista [38] [43] [44] [45] [46] .
Todettiin, että Jupiterin magneettikenttä ei voi tunkeutua satelliitin sisäpuolelle, mikä tarkoittaa, että läsnä on kokonainen sähköä johtavan nestekerroksen, jonka paksuus on vähintään 10 km [46] . Meren olemassaolo tulee todennäköisemmäksi, jos oletetaan, että siinä on pieniä annoksia ammoniakkia tai muuta pakkasnestettä , joiden massaosuus on 5 % nesteen kokonaismassasta [44] . Tässä tapauksessa valtameren syvyys voi olla jopa 250–300 km [43] . Valtameren yläpuolella lepäävä litosfääri voi myös olla paljon paksumpi kuin uskotaan ja sen paksuus voi olla 300 km.
EnceladusEnceladus koostuu pääosin vesijäästä ja sillä on aurinkokunnan puhtain jäinen pinta . [47]
Automaattinen Cassini -asema, joka saavutti Saturnus-järjestelmän vuonna 2004, rekisteröi useiden satojen kilometrien korkeita suihkulähteitä , jotka löivät neljästä halkeamasta, jotka sijaitsevat planeetan etelänavan alueella. [48] Se voi kuitenkin olla vain jäätä. [49] Vettä voidaan lämmittää joko vuorovesi- tai geotermisillä voimilla . Purkautunut vesi Enceladuksen syvyyksistä, ilmeisesti osallisena Saturnuksen E-renkaan muodostumisessa . [viisikymmentä]
On esitetty hypoteesi suolaisten maanalaisten valtamerten esiintymisestä Enceladuksella, mikä on elämän syntymisen edellytys . [51] [52]
"Cassinin" vuonna 2005 lähettämät kuvat geysiristä, jotka lyövät "tiikerin raidoista" 250 kilometrin korkeuteen, antoivat aihetta puhua täysimittaisen nestemäisen veden valtameren mahdollisesta läsnäolosta Enceladuksen jääkuoren alla. Geyserit eivät kuitenkaan ole todiste nestemäisen veden läsnäolosta, vaan ne osoittavat ensisijaisesti tektonisten voimien olemassaoloa, jotka johtavat jään siirtymiseen ja nestemäisten vesipäästöjen muodostumiseen kitkan seurauksena.
Science -lehti julkaisi 4. huhtikuuta 2014 [53] kansainvälisen ryhmän tutkimuksen tulokset, joiden mukaan Enceladuksella on maanalainen valtameri. Tämä johtopäätös perustui satelliitin gravitaatiokentän tutkimuksiin, jotka tehtiin kolmen lähellä (alle 500 km pinnan yläpuolella) Cassinin ohilennolla Enceladuksen yli vuosina 2010-2012. Saatujen tietojen ansiosta tutkijat pystyivät vakuuttavasti väittämään, että satelliitin etelänavan alla on nestemäisen veden valtameri. Vesimassan koko on verrattavissa Pohjois-Amerikan Lake Superior -järveen , pinta-ala on noin 80 tuhatta km² (10% Enceladuksen pinta-alasta); valtameri sijaitsee 30-40 km syvyydessä , ulottuu 50 asteeseen eteläiselle leveysasteelle (noin päiväntasaajan etäisyyden puoliväliin) ja sen syvyys on 8-10 km. Pohja on oletettavasti kiveä, joka koostuu piiyhdisteistä. Veden läsnäolo Enceladuksen pohjoisnavalla on edelleen epäselvä. [53] [54] Veden läsnäolo etelänavalla selittyy Saturnuksen gravitaatiovaikutuksella satelliitin vuorovesikuumenemisen erityispiirteillä, mikä varmistaa veden olemassaolon nestemäisessä muodossa, vaikka keskimääräinen pintalämpötila Enceladus on noin -180 °C.
TitaniaSatelliitin oletetaan koostuvan 50 % vesijäästä . [55] Vuosina 2001-2005 tehdyllä infrapunaspektroskopialla varmistettiin vesijään esiintyminen satelliitin pinnalla [56]
Erään mallin mukaan Titania koostuu kivisydämestä, jota ympäröi jäinen vaippa [55] . Jäisen vaipan nykytila on edelleen epäselvä. Jos jää sisältää tarpeeksi ammoniakkia tai muuta jäätymisenestoainetta , Titanian vaipan ja ytimen rajapinnassa voi olla kerros nestemäistä valtamerta. Tämän valtameren paksuus, jos se on olemassa, voi olla jopa 50 kilometriä, ja sen lämpötila on noin 190 K [55] .
RheaRhean alhainen keskitiheys (1233 kg/m³) osoittaa, että kivet muodostavat alle kolmanneksen kuun massasta ja loput ovat vesijäätä. [57] . Satelliitin takapuoliskolla on tummien alueiden lisäksi verkosto kirkkaita ohuita raitoja, joita ei oletettavasti muodostu veden tai jään sinkoutumisesta pintaan (esimerkiksi kryovulkanismin seurauksena ), vaan ovat yksinkertaisesti jääharjuja ja kallioita, kuten Dionen satelliitissa . Lisäksi Rheaa peittää harvinainen ilmakehä ohuen kuoren muodossa, joka sisältää happea ja hiilidioksidia . Saturnuksen voimakas magneettikenttä rikkoo vesijäätä ja täydentää ilmakehää hapella. Rhean jään hapen kokonaismassaksi arvioidaan 40 000 tonnia. [58] [59] .
TitaaniVoyagerin suorittaman Titan - tutkimuksen aikana siitä löydettiin nestemäistä metaania sisältäviä meriä ja järviä . Tutkimukset Cassini-Huygens- operaation aikana alun perin, Huygens-luotaimen laskeutumisen aikana Titanin pinnalle, paljastivat vain jälkiä nesteen läsnäolosta planeetalla, kuten kuivuneiden jokien kanavat, mutta myöhemmin tutkakuvat, jotka tekivät Cassini-avaruusalus osoitti hiilivetyjärviä lähellä pohjoisnavaa. [60]
Laskelmien mukaan Titanilla on kiinteä kivistä koostuva ydin, jonka halkaisija on noin 3400 km ja jota ympäröi useita vesijääkerroksia. [61] Vaipan ulkokerros koostuu vesijäästä ja metaanihydraatista , kun taas sisäkerros koostuu puristettua, erittäin tiheästä jäästä.
Lisäksi ei ole poissuljettua, että Titanilla on maanalainen vesivaltameri ohuen kuoren alla, joka koostuu jään ja hiilivetyjen seoksesta. [62] [63] [64] Saturnuksen voimakas vuorovesitoiminta voi lämmittää ytimen ja pitää lämpötilan riittävän korkeana nestemäisen veden olemassaoloon [65] .
Cassini-kuvien vertailu vuodelta 2005 ja 2007 osoitti, että maiseman yksityiskohdat olivat siirtyneet noin 30 km. Koska Titan on aina kääntynyt toiselta puolelta Saturnukseen, tällainen siirtymä voidaan selittää sillä, että jäinen kuori on erotettu satelliitin päämassasta globaalilla nestekerroksella [65] .
Veden oletetaan sisältävän huomattavan määrän (noin 10 %) ammoniakkia, joka toimii veteen jäätymisenestoaineena [66] eli alentaa sen jäätymispistettä. Yhdessä satelliitin kuoren aiheuttaman korkean paineen kanssa tämä voi olla lisäehto maanalaisen valtameren olemassaololle [67] [68] .
Kesäkuun 2012 lopussa julkaistujen ja Cassini-avaruusaluksen aiemmin keräämien tietojen mukaan Titanin pinnan alla (noin 100 km syvyydessä) pitäisi todellakin olla valtameri, joka koostuu vedestä ja mahdollisesti pienestä määrästä suoloja [ 69] . Uudessa vuonna 2014 julkaistussa tutkimuksessa, joka perustuu Cassinin keräämien tietojen perusteella rakennettuun kuun painovoimakarttaan , tutkijat ovat ehdottaneet, että Saturnuksen kuun valtameren nesteelle on ominaista lisääntynyt tiheys ja äärimmäinen suolapitoisuus. Todennäköisimmin se on suolavettä , joka sisältää natriumia, kaliumia ja rikkiä sisältäviä suoloja. Lisäksi satelliitin eri osissa valtameren syvyys vaihtelee - paikoin vesi jäätyy, muodostaen jääkuoren, joka peittää valtameren sisältä, ja nestekerros näissä paikoissa ei käytännössä kommunikoi pinnan kanssa. Titanista. Merenpinnan alaisena olevan valtameren voimakas suolaisuus tekee siitä lähes mahdotonta elää siellä . [70]
Uranuksella ja Neptunuksella voi olla suuria valtameriä kuumaa, korkeapaineista vettä. [71] Vaikka tällä hetkellä näiden planeettojen sisäistä rakennetta ei ymmärretä hyvin. Jotkut tähtitieteilijät uskovat, että nämä planeetat eroavat olennaisesti kaasujättiläisistä Jupiterista ja Saturnuksesta, ja luokittelevat ne erilliseksi " jääjättiläisten " luokkaan. [72]
Kääpiöplaneetta Ceres sisältää suuren määrän vesijäätä [73] ja sen ilmakehä voi olla harvinainen. [74] Lämpötila planeetalla on liian alhainen, jotta vesi voisi olla nestemäisessä muodossa, mutta jos planeetalla on ammoniakkia, joka liuoksessa veden kanssa vaikuttaa jäätymisenestoaineeksi, tämä on mahdollista. [75] Lisätietoja tulee saataville vuonna 2015, kun Rassvet-avaruusalus saavuttaa Ceresin.
VildaKomeetat sisältävät suuren osan vesijäätä, mutta niiden pienen koon ja pitkän etäisyyden Auringosta vuoksi nestemäisen veden esiintymistä niissä pidetään epätodennäköisenä. Comet Wildista kerätyn pölyn tutkimus on kuitenkin paljastanut nestemäisen veden läsnäolon komeetan sisällä aiemmin. [76] Ei ole vielä selvää, mikä oli lämmönlähde, joka sai komeetan sisällä olevan vesijään sulamaan.
Suurin osa tuhansista löydetyistä Auringon ulkopuolisista planeettajärjestelmistä eroaa suuresti omastamme, minkä ansiosta voimme pitää aurinkokuntaamme kuuluvana harvinaiseen tyyppiin. Nykyaikaisen tutkimuksen tehtävänä on havaita Maan kokoinen planeetta planeettajärjestelmänsä asumiselta (Goldilocks Zone) . [77] Lisäksi valtameriä löytyy myös suurilta (Maan kokoisilta) jättiläisplaneettojen satelliiteilta . Vaikka kysymys tällaisten suurten satelliittien olemassaolosta on sinänsä kiistanalainen, Kepler-teleskooppi on riittävän herkkä havaitsemaan ne. [78] Uskotaan, että vettä sisältävät kiviplaneetat ovat levinneet laajalle Linnunradalle . [79]
Vuonna 2013 Hubble-avaruusteleskooppia käyttäneet tähtitieteilijät löysivät merkkejä vesihöyrystä viiden eksoplaneetan ilmakehästä. Kaikki ne luokitellaan " kuumille Jupitereiksi ": WASP- 17b , WASP-19b , HD 209458b , WASP - 12b , XO-1b . [80]
55 Syöpä f on suuri planeetta, joka kiertää tähden 55 Syöpä asumiskelpoista vyöhykettä . Sen koostumusta ei tunneta, mutta sen arvellaan olevan rikki- tai vesijättiläinen . Lisäksi, jos sillä on kivisiä kuita, niissä voi olla nestemäistä vettä. [81] [82] [83]
AA Taurus on nuori alle miljoona vuotta vanha tähti, jonka ympärillä on protoplaneettalevy . Spitzerin kiertävä infrapunateleskooppi havaitsi tähden protoplanetaarisessa levyssä molekyylejä, kuten syanidia , asetyleenia ja hiilidioksidia , sekä vesihöyryä. [84] Jos protoplanetaarisessa levyssä on kiinteitä esineitä tietyllä etäisyydellä tähdestä, ne voivat tiivistää vettä pinnalle.
COROT-7b on eksoplaneetta, jonka halkaisija on lähes kaksi kertaa Maan halkaisija, ja se kiertää hyvin lähellä tähteään . Vuoden 2009 alussa COROT -avaruusteleskooppi löysi sen . Lämpötilojen planeetan pinnalla arvioidaan olevan 1000-1500 celsiusastetta, mutta koska planeetan koostumusta ei tunneta, voidaan olettaa, että planeetan pinta on joko sulaa laavaa tai paksun pilvikerroksen peitossa. vesihöyry. Planeetta voi myös koostua vedestä ja kivistä lähes yhtä suuressa määrin. Jos COROT-7b on runsaasti vettä, se voi olla valtameriplaneetta . [85]
COROT-9b on Jupiterin kokoinen eksoplaneetta, joka kiertää 0,36 AU. esim. sen tähdestä . Pintalämpötilat voivat vaihdella -20 asteesta 160 celsiusasteeseen. [86] COROT 9b on kaasujättiläinen , mutta ei kuuma Jupiter . Ilmakehä koostuu vedystä ja heliumista , mutta planeetan, jonka massa on jopa 20 Maan massaa, odotetaan sisältävän muita komponentteja, kuten vettä ja kiviä korkeissa paineissa ja lämpötiloissa . [86] [87]
Gliese 581 -järjestelmässä on kolme planeettaa, joiden pinnalla voi olla nestemäistä vettä: ne ovat Gliese 581 c , Gliese 581 d ja Gliese 581 g .
Gliese 581 c on asuttavalla vyöhykkeellä ja sen pinnalla voi olla nestemäistä vettä. [88]
Gliese 581 d näyttää vielä paremmalta ehdokkaalta nestemäiselle vedelle. Kiertojakso, jonka alun perin arvioitiin olevan 83 päivää, muutettiin myöhemmin 66 päiväksi. [89] Toukokuussa 2019 julkaistiin tietoja, joiden mukaan planeetalla saattaa olla tiheä ilmakehä, valtameriä ja jopa elämän jälkiä. [90]
Gliese 581 g pidettiin jonkin aikaa hyvänä ehdokkaana nestemäiselle vedelle. Tämän planeetan oletettiin olevan kolmesta neljään kertaa maapalloa massiivisempi, mutta se on liian pieni ollakseen kaasujättiläinen. Sen kiertoradan laskettiin olevan 37 päivää, joten sen uskottiin olevan keskellä tähtensä asumiskelpoista vyöhykettä. Kuitenkin Euroopan eteläisen observatorion (ESO) tähtitieteilijät, jotka tekivät tarkempia havaintoja HARPS-spektrografilla, osoittivat, että Gliese 581 g ei ole olemassa - se on mittausvirhe. Myöhemmin lisätietojen perusteella planeetan olemassaolo kuitenkin vahvistettiin, ja tällä hetkellä planeetta sijoittuu ensimmäiseksi kuuden planeetan joukossa, joilla on suurin todennäköisyys soveltua elämän kehittymiseen (sen kiertoradanaapuri Gliese 581 d on viides tässä luettelossa ). [91]
GJ 1214 b on kolme kertaa Maan kokoinen ja 6,5 kertaa massiivinen. Massan ja säteen mukaan planeetan oletettiin koostuvan 75 % vedestä ja 25 % kiviaineksesta , ja planeetan ilmakehä sisältää vetyä ja heliumia ja muodostaa 0,05 % planeetan massasta. [92] Tähtitieteilijöiden uusimpien tietojen mukaan kuitenkin havaittiin, että ilmakehä koostuu metallihöyryistä, 10% ilmakehästä on vesihöyryä. [93] Helmikuussa 2012 julkaistujen lisätutkimusten mukaan vesi muodostaa vähintään puolet planeetan ilmakehän massasta. [94]
HD 85512 b löydettiin elokuussa 2011 . Se on suurempi kuin Maa, mutta tarpeeksi pieni ollakseen kivinen maailma kaasujättiläisen sijaan. Se sijaitsee tähtensä asumisvyöhykkeen reunalla, ja sen pinnalla voi olla nestemäistä vettä. [95] [96]
Edustaa supermaata , joka pyörii ruskean kääpiön ympärillä . Oletettavasti planeetan pinta voi olla syvän valtameren peitossa. [97]
Nuoren tähden protoplanetaarisesta kiekosta on löydetty suuri määrä vettä [98] .
Planeetta K2-18b sijaitsee 110 valovuoden päässä Maasta. Kepler -avaruusteleskooppi löysi sen vuonna 2015 . Planeetta pyörii punaisen kääpiön K2-18 ympärillä Leijonan tähdistöstä "asuttavalla vyöhykkeellä". Se kuuluu supermaan tyyppiin - sen massa on 8 kertaa Maan massa ja kooltaan kaksi kertaa Maan koko. K2-18b:n ilmakehän tutkimiseen tutkijat käyttivät Hubble -teleskoopin tietoja . Vuodesta 2016 vuoteen 2017 hänen kuviinsa putosi kahdeksan tämän planeetan kauttakulkua . Tulos osoitti, että K2-18b:n ilmakehä sisältää vesihöyryä sekä vety- ja heliummolekyylejä . Tähtitieteilijät ovat havainneet, että planeetan ilmakehässä voi olla yli puolet vesihöyryä. Vuodesta 2019 lähtien tämä on ainoa tutkijoiden tuntema eksoplaneetta, jolla on sekä nestemäistä vettä että hyväksyttävät lämpötilat elämän syntymiselle. Tutkimuksen tulokset on kuvattu tieteellisessä Nature Astronomy -lehdessä . Tästä huolimatta Angelos Tsiaras , yksi tutkimuksen tekijöistä, sanoi, että olosuhteet sen pinnalla ovat paljon ankarammat kuin maan päällä ja sen ilmakehän koostumus on erilainen. Planeetta K2-18b on kuitenkin kohteena tulevalle tutkimukselle, joka auttaa tähtitieteilijöitä oppimaan mahdollisesti asuttavien planeettojen ilmastosta, niiden koostumuksesta ja evoluutiosta [99] .