Mimozemská voda

Voda mimo planetu Zemi , nebo alespoň stopy její existence v minulosti, jsou objekty silného vědeckého zájmu, protože naznačují existenci mimozemského života .

Země , jejíž 71 % povrchu je pokryto vodními oceány , je v současnosti jedinou známou planetou ve sluneční soustavě obsahující kapalnou vodu . [1] Existují vědecké důkazy, že na některých satelitech obřích planet ( Jupiter , Saturn , Uran a Neptun ) může být voda pod silnou krustou ledu pokrývajícího nebeské těleso. V současné době však neexistuje žádný jednoznačný důkaz o přítomnosti kapalné vody ve sluneční soustavě, s výjimkou Země. Oceány a voda mohou existovat v jiných hvězdných systémech a/nebo jejich planetácha další nebeská tělesa na jejich oběžné dráze. Například vodní pára byla objevena v roce 2007 v protoplanetárním disku ve vzdálenosti 1 AU. e. z mladé hvězdy MWC 480 . [2]

Sluneční soustava

Dříve se věřilo, že nádrže a kanály s vodou mohou být umístěny na povrchu Venuše a Marsu . S rozvojem rozlišení dalekohledů a nástupem dalších metod pozorování byly tyto údaje vyvráceny. Přítomnost vody na Marsu v dávné minulosti však zůstává tématem pro vědeckou diskusi.

Thomas Gold v rámci hypotézy Deep Hot Biosphere Hypothesis uvedl, že mnoho objektů ve sluneční soustavě může obsahovat podzemní vodu. [3]

Měsíc

Lunární moře , která, jak je nyní známo, jsou obrovské čedičové pláně, byla dříve považována za vodní plochy. Galileo poprvé vyjádřil určité pochybnosti o vodní povaze měsíčních „moří“ ve svém „ Dialogu o dvou systémech světa “. Vzhledem k tomu, že teorie obřího dopadu je v současné době dominantní mezi teoriemi původu Měsíce , lze dojít k závěru, že Měsíc nikdy neměl moře ani oceány.

V červenci 2008 našla skupina amerických geologů z Carnegie Institution a Brown University ve vzorcích půdy Měsíce stopy vody, které se ve velkém množství uvolňovaly z útrob družice v raných fázích její existence. Později se většina této vody vypařila do vesmíru [4] .

Ruští vědci pomocí zařízení LEND , které vytvořili, nainstalovaného na sondě LRO , identifikovali části Měsíce, které jsou nejbohatší na vodík. Na základě těchto údajů NASA vybrala místo pro ostřelování Měsíce sondou LCROSS [5] . Po experimentu, 13. listopadu 2009, NASA oznámila objev vody ve formě ledu v kráteru Cabeo poblíž jižního pólu [6] . Podle vedoucího projektu Anthonyho Colaprety mohla voda na Měsíci pocházet z několika zdrojů: v důsledku interakce protonů slunečního větru s kyslíkem v půdě Měsíce, který přinesly asteroidy nebo komety , nebo mezigalaktické mraky. [7]

Podle údajů přenášených radarem Mini-SAR instalovaným na indickém lunárním aparátu Chandrayaan-1 bylo v oblasti severního pólu nalezeno nejméně 600 milionů tun vody , z nichž většina je ve formě ledových bloků spočívajících na dně měsíční krátery věčného stínu . Voda byla nalezena ve více než 40 kráterech o průměru od 2 do 15 km. Nyní už vědci nepochybují o tom, že nalezený led je právě vodním ledem [8] .

Venuše

Než kosmická loď přistála na povrchu Venuše, existovaly hypotézy, že by na jejím povrchu mohly být oceány. Ale jak se ukázalo, Venuše je na to příliš horká. Zároveň bylo v atmosféře Venuše nalezeno malé množství vodní páry.

V tuto chvíli existují dobré důvody domnívat se, že voda na Venuši v minulosti existovala. Názory vědců se liší pouze ve vztahu ke stavu, v jakém se na Venuši nacházela. Takže David Grinspoon z Národního muzea vědy a přírody v Coloradu a George Hashimoto z univerzity v Kobe věří, že voda na Venuši existovala v kapalném stavu ve formě oceánů. Své závěry opírají o nepřímé známky existence granitů na Venuši, které mohou vznikat pouze za výrazné přítomnosti vody. Hypotéza o vypuknutí vulkanické aktivity na planetě asi před 500 miliony let, která zcela změnila povrch planety, však ztěžuje ověření údajů o existenci oceánu vody na povrchu Venuše v minulý. Odpověď by mohl dát vzorek půdy Venuše. [9]

Eric Chassefière z University of Paris-South (Université Paris-Sud) a Colin Wilson z University of Oxford věří, že voda na Venuši nikdy neexistovala v kapalné formě, ale byla obsažena v mnohem větším množství v atmosféře Venuše . [10] [11] V roce 2009 přinesla sonda Venus Express důkaz, že se kvůli slunečnímu záření ztratilo z atmosféry Venuše do vesmíru velké množství vody. [12]

Mars

Teleskopická pozorování od dob Galilea dala vědcům příležitost předpokládat, že na Marsu je kapalná voda a život . Jak množství dat o planetě rostlo, ukázalo se, že v atmosféře Marsu je zanedbatelné množství vody a bylo podáno vysvětlení pro fenomén marťanských kanálů .

Dříve se předpokládalo, že než Mars vyschl, podobal se spíše Zemi. Objev kráterů na povrchu planety tímto názorem otřásl, ale následné objevy ukázaly, že na povrchu Marsu mohla být přítomna kapalná voda. [14] [15]

Existuje hypotéza o marťanského oceánu pokrytého ledem v minulosti [16

Existuje řada [17] přímých i nepřímých důkazů o přítomnosti vody v minulosti na povrchu Marsu nebo v jeho hlubinách :

  1. Na povrchu Marsu bylo identifikováno asi 120 geografických oblastí [18] nesoucích známky eroze , která s největší pravděpodobností probíhala za účasti kapalné vody. Většina z těchto oblastí se nachází ve středních a vysokých zeměpisných šířkách, přičemž většina z nich se nachází na jižní polokouli. Jedná se především o suchou říční deltu v kráteru Eberswalde . [19] Kromě toho lze těmto oblastem připsat další oblasti povrchu Marsu, jako je Velká severní rovina a pláně Hellas a Argyrus .
  2. Objev hematitu  , minerálu, který se nemůže tvořit za nepřítomnosti vody, roverem Opportunity . [osmnáct]
  3. Objev horského výběžku El Capitan roverem Opportunity . Chemický rozbor vrstevnatého kamene v něm prokázal obsah minerálů a solí, které v suchozemských podmínkách vznikají ve vlhkém teplém prostředí. Předpokládá se, že kdysi byl tento kámen na dně Marťanského moře. [osmnáct]
  4. Objev skály Esperance 6 roverem Opportunity , v důsledku čehož došlo k závěru, že tato skála byla před několika miliardami let v proudu vody. Navíc tato voda byla čerstvá a vhodná pro existenci živých organismů v ní [20] .

Zůstává otevřenou otázkou, kam se poděla většina kapalné vody z povrchu Marsu. [21]

Zároveň je v naší době na Marsu přítomna voda a má několik forem:

  1. Především jsou to polární čepičky Marsu . Při studiu pomocí moderního vybavení v roce 2000 [22] bylo prokázáno, že ledová masa polárních čepiček Marsu obsahuje kromě pevného oxidu uhličitého velké množství pevného vodního ledu (~2⋅10 21 gramů) [ 23] [24] .
  2. Hlavní zásoby marťanské vody, jak se v současnosti soudí, jsou soustředěny především v tzv. kryosféře – připovrchové vrstvě permafrostu o mocnosti desítek a stovek metrů. Na základě shromážděných vědeckých údajů se současné zásoby vody (ve formě ledu) v celém objemu kryolitosféry Marsu odhadují na 5,4⋅10 22 gramů (54 milionů km³) až 7,7⋅10 22 gramů ( 77 milionů km³) [24] . Existuje také předpoklad, že pod kryolitosférou Marsu se nachází oblast subpermafrostových slaných vod , o jejichž množství je stále těžké něco říci, ale pravděpodobně jsou obrovské [24] .
  3. Existuje hypotéza, že pod marťanskými polárními čepičkami mohou existovat velká reliktní jezera kapalné slané vody. V článku publikovaném v časopise Geophysical Research vědci studující jezero Vostok v Antarktidě uvedli, že existence subglaciálního jezera na Zemi by mohla mít důsledky pro možnost výskytu kapalné vody na Marsu. Vědci tedy poznamenali, že pokud jezero Vostok existovalo ještě před nástupem trvalého zalednění, pak je zajímavé, že nikdy nezamrzlo na samé dno. V souvislosti s touto hypotézou se vědci domnívají, že pokud na Marsu existovala kapalná voda před vytvořením polárních ledových čepiček na Marsu, pak je pravděpodobné, že pod čepičkami mohou být vodní jezera, která mohou obsahovat dokonce živé organismy. [25]
  4. Existuje hypotéza, že na Marsu stále existují velké množství nádrží, ale pokrytých vrstvou ledu, kterou zase skrývá vrstva marťanského prachu. [26]
  5. Nedávné objevy naznačují, že na povrchu Marsu dnes stále existuje malé množství kapalné vody. Vesmírná sonda Phoenix tedy v roce 2008 nalezla vodu v jednom ze vzorků marťanské půdy [27] a 4. srpna 2011 NASA oznámila, že sonda Mars Reconnaissance Orbiter našla na povrchu Marsu známky sezónních proudů kapalné vody. . [28] V roce 2015 američtí vědci znovu potvrdili objev sezónních kapalných vodních toků [29] .

Studie provedené v roce 2013 pomocí nástroje Mars Climate Sounder instalovaného na kosmické lodi MRO ukázaly, že marťanská atmosféra obsahuje více vodní páry, než se dříve myslelo, a více než v horních vrstvách atmosféry Země. Nachází se ve vodních ledových mracích nacházejících se v nadmořské výšce 10 až 30 kilometrů a soustředěných především na rovníku a pozorovaných téměř po celý rok. Skládají se z ledových částic a vodní páry. [třicet]

Obří planety a jejich měsíce

Přítomnost podzemních oceánů se předpokládá u mnoha ledem pokrytých měsíců vnějších planet. V některých případech se má za to, že v minulosti mohla být přítomna vrstva oceánu, ale od té doby vychladla na pevný led.

V současné době se má za to, , že pouze několik Jupiterových galileovských měsíců má pod povrchem kapalnou vodu , jako je Europa (kapalná voda pod ledovým povrchem v důsledku přílivového ohřevu ) a méně pravděpodobně Callisto a Ganymede .

Modely, které počítají zachování tepla a ohřevu radioaktivním rozpadem v malých ledových tělesech naznačují, že Rhea , Titania , Oberon , Triton , Pluto , Eris , Sedna a Orcus mohou mít oceány pod vrstvou pevného ledu hlubokou asi 100 km. [31] V tomto případě je obzvláště zajímavé, že modely předpovídají, že vrstvy kapaliny mohou být v přímém kontaktu s jádrem horniny, což způsobuje neustálé míchání minerálů a solí ve vodě. To je významný rozdíl oproti oceánům, které mohou být uvnitř velkých ledových satelitů , jako je Ganymede, Callisto nebo Titan, kde se vrstva hustého ledu s největší pravděpodobností nachází pod vrstvou kapalné vody [31] .

Jupiter

Atmosféra Jupiteru má vrstvu plynu, ve které může vlivem teploty a tlaku podobnému jako na Zemi kondenzovat vodní pára do kapiček .

Evropa

Povrch satelitu je zcela pokryt vrstvou vody, pravděpodobně 100 kilometrů silnou, částečně ve formě ledové povrchové kůry o tloušťce 10-30 kilometrů; Předpokládá se, že část je ve formě podpovrchového tekutého oceánu. Dole leží skály a ve středu je pravděpodobně malé kovové jádro [32] Předpokládá se, že oceán vznikl díky teplu generovanému přílivem a odlivem [ 33] . Zahřívání v důsledku radioaktivního rozpadu , které je téměř stejné jako na Zemi (na kg horniny), nemůže zajistit potřebné zahřátí útrob Europy, protože satelit je mnohem menší. Povrchová teplota Europy je v průměru kolem 110 K (-160 °C; -260 °F) na rovníku a pouze 50 K (-220 °C; -370 °F) na pólech, což dává povrchovému ledu vysokou pevnost [34]

Studie provedené v rámci vesmírného programu „Galileo“ potvrdily argumenty ve prospěch existence podpovrchového oceánu [33] . Takže na povrchu Europy existují "chaotické oblasti", které někteří vědci interpretují jako oblasti, kde je podpovrchový oceán viditelný přes roztavenou ledovou kůru. [35] Zároveň většina planetárních vědců studujících Europu upřednostňuje model zvaný „tlustý led“, ve kterém oceán zřídka (pokud vůbec) interaguje přímo s existujícím povrchem [36] . Různé modely poskytují různé odhady tloušťky ledové skořápky, od několika kilometrů až po desítky kilometrů [37] . Předpokládá se, že oceán může obsahovat život .

Ganymede

Povrch Ganymedu také pokrývá kůra vodního ledu o tloušťce 900–950 kilometrů [38] [39] . Vodní led se nachází téměř na celém povrchu a jeho hmotnostní podíl se pohybuje v rozmezí 50–90 % [38]

Ganymede má polární ledové čepice, o kterých se předpokládá, že jsou vyrobeny z vodního mrazu. Jinovatka zasahuje do 40° zeměpisné šířky [40] . Poprvé byly polární čepičky pozorovány během průletu kosmické lodi Voyager . Polární čepičky Ganymedu byly pravděpodobně vytvořeny v důsledku migrace vody do vyšších zeměpisných šířek a bombardování ledu plazmou. [41]

Ganymede má také s největší pravděpodobností podzemní oceán mezi vrstvami ledu pod povrchem, sahá asi 200 kilometrů hluboko a potenciálně má předpoklady pro existenci života [42]

Callisto

Spektroskopie odhalila na povrchu Callisto vodní led , jehož hmotnostní zlomek se pohybuje od 25 do 50 %. [38]

Povrchová vrstva Callisto spočívá na studené a tuhé ledové litosféře , jejíž tloušťka se podle různých odhadů pohybuje od 80 do 150 km [43] [44] .

Studie provedené s pomocí sondy Galileo naznačují přítomnost slaného oceánu kapalné vody 50-200 km hluboko pod ledovou kůrou, ve kterém je možný život [38] [43] [44] [45] [46] .

Bylo zjištěno, že Jupiterovo magnetické pole nemůže proniknout do nitra satelitu, z čehož vyplývá přítomnost celé vrstvy elektricky vodivé kapaliny o tloušťce minimálně 10 km [46] . Existence oceánu se stává pravděpodobnější, pokud v něm předpokládáme přítomnost malých dávek čpavku nebo jiné nemrznoucí směsi s hmotnostním zlomkem 5 % z celkové hmotnosti kapaliny [44] . V tomto případě může hloubka oceánu dosahovat až 250–300 km [43] . Litosféra spočívající nad oceánem může být také mnohem tlustší, než se předpokládá, a její tloušťka může dosáhnout 300 km.

Enceladus

Enceladus se skládá převážně z vodního ledu a má nejčistší ledový povrch ve sluneční soustavě . [47]

Automatická stanice Cassini , která v roce 2004 dosáhla soustavy Saturn, zaznamenala vodní fontány vysoké mnoho stovek kilometrů, vyrážející ze čtyř trhlin nacházejících se v oblasti jižního pólu planety. [48] ​​Mohl by to však být jen led. [49] Voda může být ohřívána buď slapovými nebo geotermálními silami . Vyvěrající voda z hlubin Enceladu, zřejmě zapojená do formování prstence E Saturnu. [padesáti]

Byla předložena hypotéza o přítomnosti slaných podzemních oceánů na Enceladu, což je předpokladem pro vznik života . [51] [52]

Snímky gejzírů, které v roce 2005 odvysílala „Cassini“, vyrážely z „tygřích pruhů“ do výšky 250 km, daly důvod mluvit o možné přítomnosti plnohodnotného oceánu kapalné vody pod ledovou krustou Enceladu. Samotné gejzíry však nejsou důkazem přítomnosti kapalné vody, ale naznačují především přítomnost tektonických sil vedoucích k posunu ledu a vzniku kapalných vodních emisí v důsledku tření.

Časopis Science zveřejnil 4. dubna 2014 [53] výsledky výzkumu mezinárodní skupiny, podle kterého se na Enceladu nachází podpovrchový oceán. Tento závěr byl založen na studiích gravitačního pole družice, provedených během tří blízkých (méně než 500 km nad povrchem) průletů sondy Cassini nad Enceladem v letech 2010-2012. Získaná data umožnila vědcům s jistotou tvrdit, že pod jižním pólem satelitu leží oceán kapalné vody. Velikost vodní masy je srovnatelná se severoamerickým jezerem Superior , plocha je asi 80 tisíc km² (10% plochy Enceladus); oceán leží v hloubce 30-40 km , sahá až do 50 stupňů jižní šířky (přibližně do poloviny vzdálenosti k rovníku) a má hloubku 8-10 km. Dno je pravděpodobně kámen, sestávající ze sloučenin křemíku. Přítomnost vody na severním pólu Enceladu zůstává nejasná. [53] [54] Přítomnost vody na jižním pólu se vysvětluje zvláštnostmi slapového ohřevu družice gravitačním vlivem Saturnu, který zajišťuje existenci vody v kapalné formě, i když průměrná povrchová teplota Enceladus má asi -180 °C.

Titania

Satelit se údajně skládá z 50 % vodního ledu . [55] Pomocí infračervené spektroskopie , provedené v letech 2001-2005, byla potvrzena přítomnost vodního ledu na povrchu satelitu [56]

Podle jednoho modelu se Titania skládá ze skalnatého jádra obklopeného ledovým pláštěm [55] . Současný stav ledového pláště zůstává nejasný. Pokud led obsahuje dostatek čpavku nebo jakékoli jiné nemrznoucí směsi , může mít Titania na rozhraní plášť-jádro vrstvu tekutého oceánu. Tloušťka tohoto oceánu, pokud existuje, může dosahovat až 50 kilometrů a jeho teplota bude asi 190 K [55] .

Rhea

Nízká průměrná hustota Rhea (1233 kg/m³) ukazuje, že horniny tvoří méně než třetinu hmotnosti Měsíce a zbytek tvoří vodní led. [57] . Zadní polokoule družice má kromě tmavých oblastí síť jasných tenkých pruhů, které pravděpodobně nevznikají v důsledku vyvržení vody nebo ledu na povrch (například v důsledku kryovulkanismu ), ale jsou prostě ledové hřebeny a útesy, jako na satelitu Dione . Rhea je navíc pokryta řídkou atmosférou ve formě tenkého obalu obsahujícího kyslík a oxid uhličitý . Vodní led je rozrušován silným magnetickým polem Saturnu a doplňuje atmosféru kyslíkem. Celková potenciální hmotnost kyslíku v ledu Rhea se odhaduje na 40 000 tun. [58] [59] .

Titan

Během průzkumu Titanu Voyagerem na něm byla objevena moře a jezera kapalného metanu . Studie během mise Cassini-Huygens zpočátku, během přistání sondy Huygens na povrchu Titanu, odhalily pouze stopy přítomnosti kapaliny na planetě, jako jsou kanály vyschlých řek, ale později radarové snímky pořízené Sonda Cassini ukázala přítomnost uhlovodíkových jezer poblíž severního pólu. [60]

Podle výpočtů má Titan pevné jádro skládající se z hornin o průměru asi 3400 km, které je obklopeno několika vrstvami vodního ledu. [61] Vnější vrstva pláště se skládá z vodního ledu a hydrátu metanu , zatímco vnitřní vrstva se skládá ze stlačeného, ​​velmi hustého ledu.

Navíc není vyloučeno, že Titan má podzemní oceán vody pod tenkou kůrou sestávající ze směsi ledu a uhlovodíků. [62] [63] [64] Silná slapová akce Saturnu by mohla zahřát jádro a udržet teplotu dostatečně vysokou na to, aby existovala kapalná voda [65] .

Porovnání snímků sondy Cassini z let 2005 a 2007 ukázalo, že detaily krajiny se posunuly asi o 30 km. Vzhledem k tomu, že Titan je vždy na jedné straně otočen k Saturnu, lze takový posun vysvětlit tím, že ledová kůra je oddělena od hlavní hmoty satelitu globální vrstvou kapaliny [65] .

Předpokládá se, že voda obsahuje značné množství čpavku (asi 10 %), který působí na vodu jako nemrznoucí směs [66] , tedy snižuje její bod tuhnutí. V kombinaci s vysokým tlakem, kterým působí kůra satelitu, to může být další podmínka pro existenci podpovrchového oceánu [67] [68] .

Podle údajů zveřejněných na konci června 2012 a dříve shromážděných sondou Cassini by se pod povrchem Titanu (v hloubce asi 100 km) skutečně měl nacházet oceán skládající se z vody s možným malým množstvím solí [ 69] . V nové studii publikované v roce 2014, založené na gravitační mapě měsíce sestavené z dat shromážděných sondou Cassini , vědci navrhli, že kapalina v oceánu Saturnova měsíce se vyznačuje zvýšenou hustotou a extrémní slaností. S největší pravděpodobností se jedná o solanku , která obsahuje soli obsahující sodík, draslík a síru. Kromě toho se v různých částech satelitu hloubka oceánu liší - na některých místech voda zamrzne, vytvoří se ledová kůra pokrývající oceán zevnitř a vrstva kapaliny v těchto místech prakticky nekomunikuje s povrchem z Titanu. Silná slanost podpovrchového oceánu téměř znemožňuje existenci života v něm . [70]

Ledoví obři

Uran a Neptun mohou mít velké oceány horké, vysoce tlakové vody. [71] I když v tuto chvíli není vnitřní struktura těchto planet dobře pochopena. Někteří astronomové se domnívají, že tyto planety se zásadně liší od plynných obrů Jupiter a Saturn a řadí je do samostatné třídy „ ledových obrů “. [72]

Trpasličí planety a komety

Ceres

Trpasličí planeta Ceres obsahuje velké množství vodního ledu [73] a může mít vzácnou atmosféru. [74] Teplota na planetě je příliš nízká na to, aby mohla existovat voda v kapalné formě, ale pokud je na planetě čpavek, který má v roztoku s vodou účinek nemrznoucí směsi, je to možné. [75] Další informace budou k dispozici v roce 2015, kdy kosmická loď Rassvet dosáhne Ceres.

Vilda

Komety obsahují velké procento vodního ledu, ale vzhledem k jejich malé velikosti a velké vzdálenosti od Slunce je přítomnost kapalné vody na nich považována za nepravděpodobnou. Studie prachu shromážděného z komety Wild však v minulosti odhalila přítomnost kapalné vody uvnitř komety. [76] Zatím není jasné, co bylo zdrojem tepla, které způsobilo tání vodního ledu uvnitř komety.

Voda mimo sluneční soustavu

Většina z tisíců objevených extrasolárních planetárních systémů se velmi liší od našich vlastních, což nám umožňuje považovat naši sluneční soustavu za vzácnou. Úkolem moderního výzkumu je odhalit planetu velikosti Země v obyvatelné zóně jejího planetárního systému (Zóna Zlatovlásky). [77] Kromě toho lze oceány nalézt i na velkých (o velikosti Země) satelitech obřích planet. I když je otázka existence takto velkých satelitů sama o sobě diskutabilní, dalekohled Kepler je dostatečně citlivý, aby je detekoval. [78] Předpokládá se, že kamenné planety obsahující vodu jsou široce distribuovány po celé Mléčné dráze . [79]

V roce 2013 našli astronomové pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu známky vodní páry v atmosférách pěti exoplanet. Všechny jsou klasifikovány jako " horké Jupitery ": WASP- 17b , WASP -19b , HD 209458b , WASP-12b , XO-1b . [80]

55 Rakovina f

55 Rak f je velká planeta obíhající obyvatelnou zónu hvězdy 55 Rak . Jeho složení není známo, ale spekuluje se, že to může být sirný nebo vodní obr . Pokud má navíc kamenné měsíce, může se na nich vyskytovat kapalná voda. [81] [82] [83]

AA Taurus

AA Taurus je mladá hvězda stará méně než milion let, která má kolem sebe protoplanetární disk . V protoplanetárním disku hvězdy detekoval Spitzerův obíhající infračervený dalekohled molekuly jako kyanovodík , acetylen a oxid uhličitý a také vodní páru. [84] Pokud jsou v protoplanetárním disku v určité vzdálenosti od hvězdy pevné objekty, mohla by na jejich povrchu kondenzovat voda.

COROT-7b

COROT-7b je exoplaneta téměř dvakrát větší než průměr Země a obíhá velmi blízko své hvězdy . Začátkem roku 2009 byla objevena vesmírným dalekohledem COROT . Teploty na povrchu planety se odhadují v rozmezí 1000-1500 stupňů Celsia, ale vzhledem k tomu, že složení planety není známo, lze předpokládat, že povrch planety je buď roztavená láva, nebo je zahalen silnou vrstvou mraků vodní pára. Planeta může být také složena z vody a hornin v téměř stejném množství. V případě, že je COROT-7b bohatý na vodu, může to být oceánská planeta . [85]

COROT-9b

COROT-9b je exoplaneta velikosti Jupiteru obíhající ve vzdálenosti 0,36 AU. e. od své hvězdy . Povrchové teploty se mohou pohybovat od -20 stupňů do 160 stupňů Celsia. [86] COROT 9b je plynný obr , ale není horký Jupiter . Atmosféra se skládá z vodíku a hélia , ale očekává se, že planeta o hmotnosti až 20 hmotností Země bude obsahovat další složky, jako je voda a horniny při vysokých tlacích a teplotách . [86] [87]

Gliese 581

V systému Gliese 581 jsou tři planety, které mohou mít na svém povrchu kapalnou vodu: jsou to Gliese 581 c , Gliese 581 d a Gliese 581 g .

Gliese 581 c je v obyvatelné zóně a na svém povrchu může mít kapalnou vodu. [88]

Gliese 581 d vypadá jako ještě lepší kandidát na kapalnou vodu. Doba oběhu, která byla původně odhadována na 83 dní, byla později revidována na 66 dní. [89] V květnu 2019 byla zveřejněna data, že planeta může mít hustou atmosféru, vodní oceány a dokonce stopy života. [90]

Na chvíli byl Gliese 581 g považován za dalšího dobrého kandidáta na kapalnou vodu. Předpokládalo se, že tato planeta je třikrát až čtyřikrát hmotnější než Země, ale je příliš malá na to, aby byla plynným obrem. Jeho oběžná doba byla vypočtena na 37 dní, a proto se věřilo, že je uprostřed obyvatelné zóny své hvězdy. Astronomové z Evropské jižní observatoře (ESO) provádějící přesnější pozorování pomocí spektrografu HARPS však ukázali, že Gliese 581 g neexistuje – jde o chybu měření. Později však na základě dodatečných údajů byla existence planety potvrzena a v současnosti je planeta na prvním místě mezi 6 planetami s nejvyšší pravděpodobností vhodnosti pro rozvoj života (její orbitální soused Gliese 581 d je v tomto seznamu pátý ). [91]

GJ 1214b

GJ 1214 b je třikrát větší než Země a 6,5krát hmotnější. Podle hmotnosti a poloměru se předpokládalo, že planeta se skládá ze 75 % hmotnosti vody a 25 % kamenných materiálů a že atmosféra planety obsahuje vodík a helium a tvoří 0,05 % hmotnosti planety. [92] Podle posledních údajů astronomů se však zjistilo, že atmosféru tvoří kovové páry, 10 % atmosféry tvoří vodní pára. [93] Podle dalších studií zveřejněných v únoru 2012 tvoří voda nejméně polovinu hmoty atmosféry planety. [94]

HD 85512 b

HD 85512 b byl objeven v srpnu 2011 . Je větší než Země, ale dostatečně malý na to, aby byl spíše skalnatým světem než plynným obrem. Leží na okraji obyvatelné zóny své hvězdy a na povrchu může mít kapalnou vodu. [95] [96]

MOA-2007-BLG-192Lb

Představuje super -Země , která se točí kolem hnědého trpaslíka . Je pravděpodobné, že povrch planety může být pokryt hlubokým oceánem. [97]

TW Hydras

V protoplanetárním disku mladé hvězdy bylo nalezeno velké množství vody [98] .

K2-18b

Planeta K2-18b se nachází 110 světelných let od Země. Byl objeven v roce 2015 kosmickým dalekohledem Kepler . Planeta se točí kolem červeného trpaslíka K2-18 ze souhvězdí Lva v „obyvatelné zóně“. Patří k typu superzemí  - jeho hmotnost je 8krát větší než Země a velikostí je dvakrát větší než Země. Ke studiu atmosféry K2-18b použili vědci data z Hubbleova teleskopu . Od roku 2016 do roku 2017 se do jeho snímků dostalo osm tranzitů této planety . Výsledek ukázal, že atmosféra K2-18b obsahuje vodní páru, stejně jako molekuly vodíku a helia . Astronomové zjistili, že atmosféra planety může být z více než poloviny tvořena vodní párou. Od roku 2019 je to jediná exoplaneta známá vědcům, která má jak kapalnou vodu, tak přijatelné teploty pro vznik života. Výsledky studie jsou popsány ve vědeckém časopise Nature Astronomy . Navzdory tomu Angelos Tsiaras , jeden z autorů studie, uvedl, že podmínky na jejím povrchu jsou mnohem drsnější než na Zemi a složení atmosféry je jiné. Planeta K2-18b však bude cílem budoucího výzkumu, který astronomům pomůže dozvědět se o klimatu potenciálně obyvatelných planet, jejich složení a vývoji [99] .

Poznámky

  1. ↑ Země  . _ Archivováno z originálu 31. srpna 2012, Devět planet Průvodce naší sluneční soustavou a mimo ni.
  2. ↑ Josh A. Eisner . Vodní pára a vodík v oblasti protoplanetárního disku tvořící planetu Země  (anglicky)  // Nature  : journal. - 2007. - Sv. 447 , č.p. 447 . - str. 562-564 . - doi : 10.1038/nature05867 . — . - arXiv : 0706.1239 .
  3. ↑ TOMÁŠ ZLATÝ. Hluboká, horká biosféra  (anglicky)  // Proc. Natl. Akad. sci. USA. — Sv. 89 . - S. 6045-6049 .
  4. ↑ BBC | Věda a technika | Na Měsíci byla a je voda Archivováno 20. dubna 2014 na Wayback Machine , 10. července 2008
  5. ↑ Ruští vědci poukazují na potenciální umístění vody na Měsíci Archivní kopie z 28. dubna 2014 na Wayback Machine , 21. září 2009
  6. ↑ Jonathan Amos. Vědecké oddělení BBC. „Na Měsíci bylo nalezeno značné množství vody“ Archivováno 19. července 2011 na Wayback Machine , 14. listopadu 2009
  7. ↑ Voda na Měsíci: Ale kde? Archivováno 20. září 2020 na Wayback Machine  — InFuture.ru
  8. ↑ „Na Měsíci bylo nalezeno více než 40 kráterů vodního ledu“ Archivováno 1. května 2011 na Wayback Machine , 2. března 2010
  9. ↑ Ukrývaly oceány na Venuši život? Archivováno 2. ledna 2018 na Wayback Machine , číslo 2626 časopisu New Scientist . 17. října  2007
  10. ↑ ESA: Byla Venuše kdysi obyvatelnou planetou?  (Angličtina)
  11. ↑ The Telegraph: Vzkvétal kdysi život na Evil Twin Venus? Archivováno 2. ledna 2018 na Wayback Machine 28. listopadu 2007 
  12. ↑ Byl na Venuši život? Archivováno 20. dubna 2014 na Wayback Machine  - Around the World, 25. června 2010
  13. ↑ Guy Webster . Opportunity Rover našel silné důkazy, že Meridiani Planum bylo mokré. Archivováno 9. prosince 2017 na Wayback Machine -  NASA 2. března 2004 
  14. ↑ Mars pravděpodobně kdysi měl obrovský oceán Archivováno 5. července 2019 ve Wayback Machine 13. června  2007
  15. ↑ Science@NASA, Případ chybějící vody na Marsu  ( 4. ledna 2001). Získáno 7. března 2009. Archivováno z originálu 31. srpna 2012.
  16. ↑ Marťanský oceán byl zcela pokryt ledem Archivováno 20. září 2015 na Wayback Machine  - Infox, 29. srpna. 2011
  17. ↑ Voda na jižním pólu Marsu  (Angl.) (17. března 2004). Získáno 29. září 2009. Archivováno z originálu 31. srpna 2012.
  18. ↑ 1 2 3 Voda na Marsu Archivováno 26. září 2015 na Wayback Machine - Ufolog.ru  „Máme tendenci věřit“, 3. října 2005
  19. ↑ Vzácná delta marťanského jezera spatřená Mars Express Archivováno 18. listopadu 2012 ve Wayback Machine / ESA, 2. září 2011 
  20. ↑ Pitný Mars . Gazuta.ru (8. června 2013). Získáno 10. června 2013. Archivováno z originálu 10. června 2013.
  21. ↑ Voda na Marsu: Kde to všechno je?  (anglicky)  (nedostupný odkaz) . Získáno 7. března 2009. Archivováno z originálu 31. srpna 2012.
  22. ↑ NASA oznámila objev důkazů o vodě na Marsu
  23. ↑ BBC . Voda na Marsu: Od teorie k důkazům Archivováno 7. března 2016 na Wayback Machine , 25. ledna 2004
  24. ↑ 1 2 3 Kuzmin R. O., Galkin I. P. Kryolitosféra Marsu a její struktura Archivní kopie ze dne 20. dubna 2014 na Wayback Machine  - How Mars works. Archivovaná kopie ze dne 29. ledna 2018 na Wayback Machine  // astronaut.ru - Kosmonautika, astronomie. č. 1989/8 - M. Poznání
  25. ↑ Numerický model pro alternativní původ jezera Vostok a jeho exobiologické důsledky pro Mars . Získáno 8. dubna 2009.  - Journal of Geophysical Research: Planets 106.E1 (2001): 1453-1462. (Angličtina)
  26. ↑ N. Diyanchuk, Voda na Marsu. Fakta a hypotézy. Archivováno 27. května 2013 na Wayback Machine
  27. ↑ Phoenix Probe potvrzuje vodu na Marsu – NASA Archivováno 20. dubna 2014 na Wayback Machine , 2008
  28. ↑ Na Marsu byly objeveny toky slané vody
  29. ↑ Vědci z NASA nalezli na Marsu stopy kapalné vody Archivováno 1. listopadu 2015 ve Wayback Machine , TV Center, 28. září 2015
  30. ↑ V atmosféře Marsu je hodně vodní páry Archivováno 25. září 2020 na Wayback Machine 13. června 2013
  31. ↑ 1 2 Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). "Podpovrchové oceány a hluboká nitra středně velkých satelitů vnějších planet a velkých transneptunských objektů" Archivováno 11. října 2007 na Wayback Machine  - Icarus, svazek 185, číslo 1, str. 258-273. (Angličtina)
  32. ↑ Kivelson, Margaret G.; Khurana, Krishan K.; Russell, Christopher T.; Volwerk, Martin; Walker, Raymond J.; a Zimmer, Christophe. Měření pomocí magnetometru Galileo: Silnější případ pro podpovrchový oceán v Evropě  // Science  :  journal. - 2000. - Sv. 289 , č.p. 5483 . - S. 1340-1343 . - doi : 10.1126/science.289.5483.1340 . - . — PMID 10958778 .
  33. ↑ 1 2 Greenberg, Richard; Europa: The Ocean Moon: Search for an Alien Biosphere , Springer Praxis Books, 2005
  34. ↑ McFadden, Lucy-Ann; Weissman, Pavel; a Johnson, Torrence. Encyklopedie sluneční soustavy. - Elsevier , 2007. - S. 432. - ISBN 0-12-226805-9 .
  35. ↑ Obří Jupiter. Galileovské satelity. Voda Evropa . Datum přístupu: 16. října 2011. Archivováno z originálu 9. února 2014.
  36. ↑ Greeley, Ronald; a kol. . Kapitola 15: Geologie Evropy  = Jupiter: Planeta, satelity a magnetosféra . — Cambridge University Press. - Problém. 2004 _
  37. ↑ Billings, Sandra E.; a Kattenhorn, Simon A.  Velká debata o tloušťce: Modely tloušťky ledové skořápky pro Evropu a srovnání s odhady založenými na ohybu na hřebenech  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2005. — Sv. 177 , č. 2 . - str. 397-412 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.03.013 . - .
  38. ↑ 1 2 3 4 Showman, Adam P.; Malhotra, Renu. Galileovské satelity   // Věda . - 1999. - Sv. 286 , č.p. 5437 . - str. 77-84 . - doi : 10.1126/science.286.5437.77 . — PMID 10506564 .
  39. ↑ Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2002. - Sv. 157 , č.p. 1 . - str. 104-119 . - doi : 10.1006/icar.2002.6828 . - .
  40. ↑ Miller, Ron; William K. Hartmann. The Grand Tour: A Traveler 's Guide to Solar System  . — 3. Thajsko: Workman Publishing, 2005. - S. 108-114. - ISBN 0-7611-3547-2 .
  41. ↑ Khurana, Krishan K.; Pappalardo, Robert T.; Murphy, Nate; Denk, Tilmann. Původ Ganymedových polárních čepiček  (anglicky)  // Icarus . — Elsevier , 2007. — Sv. 191 , č.p. 1 . - S. 193-202 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.04.022 . — .
  42. ↑ Největší měsíc sluneční soustavy má pravděpodobně skrytý oceán . Laboratoř proudového pohonu . NASA (16. prosince 2000). Datum přístupu: 11. ledna 2008. Archivováno z originálu 4. února 2012.
  43. ↑ 1 2 3 Kuskov, OL; Kronrod, V. A. Vnitřní struktura Europa a Callisto  (anglicky)  // Icarus . — Elsevier , 2005. — Sv. 177 , č. 2 . - str. 550-369 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.04.014 . - .
  44. ↑ 1 2 3 Spohn, T.; Schubert, G. Oceány v ledových Galileových satelitech Jupiteru?  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 2003. - Sv. 161 , č.p. 2 . - str. 456-467 . - doi : 10.1016/S0019-1035(02)00048-9 . - . Archivováno z originálu 27. února 2008. Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Datum přístupu: 16. října 2011. Archivováno z originálu 27. února 2008. 
  45. ↑ Khurana, KK; a kol. Indukovaná magnetická pole jako důkaz pro podpovrchové oceány v Evropě a Callisto  (anglicky)  // Nature : journal. - 1998. - Sv. 395 , č.p. 6704 . - str. 777-780 . - doi : 10.1038/27394 . - . — PMID 9796812 .
  46. ↑ 1 2 Zimmer, C.; Khurana, KK Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2000. - Sv. 147 , č.p. 2 . - str. 329-347 . - doi : 10.1006/icar.2000.6456 . - .
  47. ↑ Alexander Smirnov, Artem Tuntsov. Saturnův měsíc se chvěje a taje . — Infox.ru, 7.10.2010.
  48. ↑ Snímky sondy Cassini z Enceladu naznačují, že gejzíry vytrysknou kapalnou vodou na jižním pólu Měsíce (odkaz není k dispozici) . Získáno 14. října 2011. Archivováno z originálu 13. března 2012. 
  49. ↑ Saturnův měsíc Enceladus pravděpodobně neukrývá život . Datum přístupu: 14. října 2011. Archivováno z originálu 22. března 2014.
  50. ↑ Terrile, RJ; and Cook, A.F.; (1981); Enceladus: Evoluce a možný vztah k Saturnovu E-Ringu archivováno 28. května 2020 na Wayback Machine . 12. výroční konference o lunárních a planetárních vědách, abstrakt 428
  51. ↑ Možný slaný oceán skrytý v hlubinách měsíce Saturnu . Získáno 6. července 2020. Archivováno z originálu dne 29. září 2020.
  52. ↑ Vědci našli vodu na jednom ze Saturnových měsíců (nedostupný odkaz) . Získáno 17. října 2011. Archivováno z originálu 6. června 2009. 
  53. ↑ 1 2 Iess, L.; Stevenson, DJ; Parisi, M.; Hemingway, D.; Jacobson, R. A.; Lunin, JI; Nimmo, F.; Armstrong, Jw; Asmar, SW; Ducci, M.; Tortora, P. The Gravity Field and Interior Structure of Enceladus  (anglicky)  // Science : journal. - 2014. - 4. dubna ( sv. 344 ). - S. 78-80 . - doi : 10.1126/science.1250551 .
  54. ↑ Asstašenkov A. Na Enceladu je voda (nepřístupný odkaz) . Ruská planeta (4. dubna 2014). Získáno 4. dubna 2014. Archivováno z originálu 6. dubna 2014.  
  55. ↑ 1 2 3 Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Podzemní oceány a velké nepravidelnosti středních vnějších satelitů planet a velkých transneptunských objektů  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - T. 185 , č. 1 . - S. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
  56. ↑ Grundy, W.M.; Young, L.A.; Spencer, JR; a kol. Distribuce ledu s H 2 O a CO 2 na Ariel, Umbriel, Titania a Oberon získané z observatoře IRTF/SpeX  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - T. 184 , č. 2 . - S. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - . - arXiv : 0704.1525 .
  57. ↑ Jacobson, RA; Antreasian, P.G.; Bordi, JJ; Criddle, K.E.; a kol. Gravitační pole saturnského systému z družicových pozorování a dat sledování kosmických lodí  (anglicky)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 132 . - str. 2520-2526 . - doi : 10.1086/508812 .
  58. ↑ Pavel Kotlyar. Na měsíci Saturnu je co dýchat . Infox.ru (26. listopadu 2010). Datum přístupu: 14. prosince 2010. Archivováno z originálu 4. července 2012.
  59. ↑ Kyslíková atmosféra objevená na jednom ze Saturnových měsíců . Získáno 31. srpna 2012. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2014.
  60. ↑ Saturnův měsíc Titan – Země jezer a moří . Získáno 14. října 2011. Archivováno z originálu dne 23. září 2015.
  61. ↑ G. Tobie, O. Grasset, J. I. Lunine, A. Mocquet, C. Sotin. Vnitřní struktura Titanu odvozená ze spojeného tepelně-orbitálního modelu  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2005. — Sv. 175 , č.p. 2 . - S. 496-502 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.12.007 .
  62. ↑ Na Titanu nalezen oceán . Cesta kolem světa (21. března 2008). Získáno 17. října 2011. Archivováno z originálu 6. června 2013.
  63. ↑ Tajemný signál naznačuje podpovrchový oceán na Titanu . Získáno 29. září 2017. Archivováno z originálu 6. března 2009.
  64. ↑ Saturnův měsíc může mít skrytý oceán . Získáno 14. října 2011. Archivováno z originálu 2. listopadu 2011.
  65. ↑ 1 2 David Shiga, rady pro změnu rotace Titanu ve skrytém oceánu Archivováno 30. dubna 2015 na Wayback Machine , New Scientist, 20. března 2008
  66. ↑ Alan Longstaff. Je Titan (kryo)vulkanicky aktivní? // Astronomie nyní. - Královská observatoř, Greenwich, 2009. - únor. - S. 19 .
  67. ↑ „Titan našel intraplanetární oceán“ Archivní kopie z 3. listopadu 2011 na Wayback Machine // „ Trinity Option – Science “, č. 12, 2008.
  68. ↑ Tajný vodní oceán a volná kůra objevená na Titanu na freescince.narod.ru
  69. ↑ Podzemní oceán nalezený na Titanu , Vzglyad (29. června 2012). Archivováno z originálu 30. června 2012. Staženo 29. června 2012.
  70. ↑ Oceán na Saturnově měsíci se ukázal být slaný jako Mrtvé moře . Získáno 4. července 2014. Archivováno z originálu dne 7. července 2014.
  71. ↑ Při tlacích nad jeden milion atmosfér (například v centru Uranu je tlak asi 8 milionů atmosfér a teplota 5000 K) se voda svými vlastnostmi velmi liší od vody, která existuje při nízkých tlacích ( Vodní fáze Diagram archivován 27. dubna 2019 na stroji Wayback )
  72. ↑ Obří ledové planety . Datum přístupu: 14. října 2011. Archivováno z originálu 25. února 2015.
  73. ↑ Největší asteroid může obsahovat více sladké vody než Země . Získáno 14. října 2011. Archivováno z originálu 18. prosince 2010.
  74. ↑ Asteroid Ceres . Získáno 14. října 2011. Archivováno z originálu dne 23. dubna 2014.
  75. ↑ Dawn's destinations , Astronomy Now červen 2007.
  76. ↑ Vodní minulost zmrazené komety: Discovery zpochybňuje paradigma komet jako „špinavé sněhové koule“ zamrzlé v čase . Získáno 14. října 2011. Archivováno z originálu 19. srpna 2014.
  77. ↑ Obyvatelné planety mohou být běžné (downlink) . Získáno 29. září 2017. Archivováno z originálu 14. ledna 2005. 
  78. ↑ Honba za obyvatelnými exoměsíci . Získáno 6. července 2020. Archivováno z originálu dne 22. července 2020.
  79. ↑ Voda, všude voda . Získáno 6. července 2020. Archivováno z originálu dne 29. září 2020.
  80. ↑ Senzace! Hubbleův teleskop našel známky života v atmosférách pěti exoplanet! . Datum přístupu: 4. prosince 2013. Archivováno z originálu 29. března 2014.
  81. ↑ Systém 55 Cancri: základní hvězdné parametry, planeta v obyvatelné zóně a průměr superzemě . Získáno 6. července 2020. Archivováno z originálu dne 1. února 2020.
  82. ↑ Astronomové objevují novou planetu . Datum přístupu: 21. října 2011. Archivováno z originálu 19. prosince 2013.
  83. ↑ Astronomové našli neobvyklou planetu v obyvatelné zóně . Získáno 6. července 2020. Archivováno z originálu dne 15. května 2021.
  84. ↑ Organické látky a voda nalezeny tam, kde mohou růst nové planety . Získáno 6. července 2020. Archivováno z originálu dne 26. ledna 2021.
  85. ↑ CoRoT dosud objevil nejvíce exoplanet podobných Zemi . Získáno 6. července 2020. Archivováno z originálu dne 27. září 2020.
  86. ↑ 1 2 První mírná exoplaneta se zvětšila (17. března 2010). Získáno 18. března 2010. Archivováno z originálu dne 22. dubna 2012.
  87. ↑ Určení velikosti mírné exoplanety . Získáno 6. července 2020. Archivováno z originálu dne 23. března 2021.
  88. ↑ Nová planeta by mohla obsahovat vodu a život . Datum přístupu: 21. října 2011. Archivováno z originálu 24. prosince 2010.
  89. ↑ Sourozenecké světy mohou být nejmokřejší a nejlehčí známé . Získáno 29. září 2017. Archivováno z originálu 24. května 2015.
  90. ↑ Exoplaneta poblíž Gliese 581 hvězda „by mohla hostit život“ . Datum přístupu: 21. října 2011. Archivováno z originálu 31. března 2014.
  91. ↑ Výzkum financovaný NASA a NSF našel první potenciálně obyvatelnou exoplanetu . Vydání 10-237 . NASA (29. září 2010). Archivováno z originálu 31. srpna 2012.
  92. ↑ Charbonneau, David; Zachory K. Berta, Jonathan Irwin, Christopher J. Burke, Philip Nutzman, Lars A. Buchhave, Christophe Lovis, Xavier Bonfils, David W. Latham, Stéphane Udry, Ruth A. Murray-Clay, Matthew J. Holman, Emilio E. Falco, Joshua N. Winn, Didier Queloz, Francesco Pepe, Michel Mayor, Xavier Delfosse, Thierry Forveille. Super-Země procházející blízkou hvězdou s nízkou hmotností   // Nature . - 2009. - Sv. 462 , č.p. 17. prosince 2009 . - S. 891-894 . - doi : 10.1038/nature08679 .
  93. ↑ Astronomové našli exoplanetu s atmosférou bohatou na kovy (nedostupné spojení) . Získáno 21. října 2011. Archivováno z originálu dne 20. března 2011. 
  94. ↑ Atmosféra exoplanety GJ 1214b je naplněna vodou (nepřístupný odkaz) . Získáno 25. února 2012. Archivováno z originálu 25. února 2012. 
  95. ↑ Exoplaneta vypadá potenciálně živě . Datum přístupu: 21. října 2011. Archivováno z originálu 6. ledna 2016.
  96. ↑ 'Super-Země', 1 z 50 nově nalezených mimozemských planet, by mohla potenciálně podporovat život . Získáno 29. září 2017. Archivováno z originálu 5. dubna 2019.
  97. ↑ Objevena malá planeta obíhající kolem malé hvězdy . Datum přístupu: 21. října 2011. Archivováno z originálu 4. července 2012.
  98. ↑ Vědci objevili u hvězdy TW Hydra obrovské zásoby vody . Získáno 21. října 2011. Archivováno z originálu 21. října 2011.
  99. ↑ Vodní pára byla poprvé nalezena v atmosféře super-Země  (Rusko) , TASS  (11. září 2019). Archivováno z originálu 11. září 2019. Staženo 18. září 2019.

Odkazy