Wasservorkommen im Universum

Wasser im Universum: Formen und Bedeutung

Wasser ist die chemische Verbindung von Wasserstoff und Sauerstoff. Es kommt außerhalb der Erde auf Himmelskörpern des Sonnensystems, in anderen Planetensystemen, in interstellaren Wolken der Milchstraße und in anderen Galaxien vor. Nachgewiesen wird es unter anderem spektroskopisch, also durch die Untersuchung des Lichts. Wassernachweise in Licht, das mehr als zwölf Milliarden Jahre zur Erde unterwegs war, zeigen: Wasser existierte spätestens zwei Milliarden Jahre nach dem Urknall.

Außerhalb der Erde wurden vor allem Wassereis und Wasserdampf gefunden. Bis 2022 waren kleine Schlammtröpfchen auf dem Mars die einzigen nachgewiesenen Vorkommen von flüssigem Wasser jenseits der Erde. Hinweise sprechen jedoch dafür, dass Eismonde des äußeren Sonnensystems unter ihrer Oberfläche Ozeane aus Flüssigwasser besitzen. Für Leben wie auf der Erde ist Flüssigwasser notwendig.

Die Erde ist im Sonnensystem einzigartig: Sie ist der einzige Planet, auf dessen Oberfläche Wasser dauerhaft in allen drei Aggregatzuständen vorkommt. Neben Eis, Flüssigwasser und Dampf kann Wasser als Kristallwasser in Mineralen gebunden oder unter hohen Temperaturen und Drücken überkritisch sein.

Gebundenes Wasser und Wassereis

Kristallwasser ist Wasser, das in Mineralen eingeschlossen ist und als Bestandteil dieser Minerale Gesteine aufbaut. Im Sonnensystem wurde es auf Ceres, Pallas, Vesta, dem Erdmond, Asteroiden der Typen B, G, F und C sowie bestimmten kohligen Chondriten belegt. Wasserhaltige Minerale gibt es außerdem auf Mars und Erde. Außerhalb des Sonnensystems wurde Kristallwasser bisher nicht entdeckt.

Die Gesamtheit der Eisvorkommen eines Himmelskörpers heißt Kryosphäre. Sie kann global durchgehend sein und den ganzen Körper als Hohlkugel umschließen oder nur in besonders kalten Gebieten vorkommen. Das meiste Wasser des Sonnensystems liegt als Wassereis vor. Ab etwa drei Astronomischen Einheiten von der Sonne, zwischen Mars- und Jupiterbahn, beginnt die Schneegrenze: Jenseits davon reicht die Sonnenstrahlung nicht mehr aus, um Eis langfristig zu sublimieren. Deshalb kann sich dort Wassereis sammeln.

Im inneren Sonnensystem gibt es keine globalen Kryosphären. Merkur besitzt an seinen dauerhaft schattigen Polen Eis unter 10 bis 20 Zentimetern Regolith; in der nördlichen Polregion werden 20 bis 1000 Milliarden Tonnen Eis geschätzt. Auf dem Erdmond liegt Eis ebenfalls in ständig beschatteten Kraterböden nahe der Pole.

Die Erde besitzt die größte regional begrenzte Kryosphäre des Sonnensystems. Ihr Eisvolumen betrug in den 1990er Jahren ungefähr 24 Millionen Kubikkilometer. Dazu gehören polares Eis wie Packeis sowie die Eisschilde Grönlands und der Antarktika, außerdem Gebirgsgletscher, Permafrost und Eishöhlen. Auch während der sturtischen und marinoischen Eiszeit im Cryogenium, das vor 635 Millionen Jahren endete, war die Erde nie vollständig vereist.

Auf dem Mars liegen große Mengen Eis an den Polen und im Untergrund niedrigerer Breiten. Um den Nordpol wurden viele tausend Kubikkilometer Eis auf etwa 900.000 Quadratkilometern mit bis zu zwei Kilometern Dicke festgestellt; um den Südpol 1.600.000 Kubikkilometer. Unter dem Valles Marineris liegen 1.000.000 Kubikkilometer Eis. Solche von Sedimenten bedeckten Vorkommen gelten als fossiles Eis und weisen auf mindestens eine frühere Mars-Eiszeit hin.

Eisreiche Körper des äußeren Sonnensystems

Viele Monde der Gasplaneten sowie Zwergplaneten und ihre Monde besitzen global durchgehende Kryosphären. Diese bestehen nicht immer überwiegend aus Wasser, denn auch Ammoniak-, Kohlenmonoxid-, Methan-, Stickstoff- oder Trockeneis können enthalten sein. Hohe Wassereisanteile haben unter anderem die Jupitermonde Europa, Ganymed und Kallisto, die Saturnmonde Dione, Enceladus, Iapetus, Mimas, Rhea, Tethys und Titan, mehrere Uranus- und Neptunmonde sowie transneptunische Objekte wie Charon, Haumea, Orcus, Quaoar und Sedna. Haumeas Kryosphäre besteht aus etwa 60 % Wassereis, die von Orcus aus etwa 20 % und die von Quaoar aus 22 %.

Die Ring-Objekte der Saturnringe bestehen zu mindestens 90 % aus fast reinem Wassereis. Zusammen enthalten sie grob geschätzt zwanzig- bis dreißigmal so viel Wasser wie die Erde. Die Teilchen des E-Rings sind wieder gefrorenes Wasser, das Kryovulkane auf Enceladus auswerfen. Die Ringe von Jupiter, Uranus und Neptun sind dunkler und bestehen vermutlich aus stärker verunreinigtem Eis oder gar nicht aus Wassereis. Die zwei Ringe des Zentauren Chariklo bestehen dagegen vor allem aus Wassereis.

Kometenkerne sind typische wassereishaltige Kleinkörper. Sie werden als icy dirtballs bezeichnet: Eine meterdicke Staubkruste umhüllt ein Inneres aus verschiedenen Eistypen, darunter Wassereis. Der zerbrochene Kern von C/1999 S4 enthielt 3,3 Millionen Tonnen Wasser. Kometenkerne gibt es bei den Zentauren, im Kuipergürtel und in der Oort-Wolke. In der Oort-Wolke befinden sich mehrere Milliarden Kerne; ungefähr 90 % stammen laut Artikel ursprünglich aus anderen Planetensystemen. Extrasolares Wasser lässt sich am Isotopenverhältnis erkennen: Im Wasser des Sonnensystems kommen üblicherweise 6400 Protium-Atome auf 1 Deuterium-Atom.

Flüssigwasser und mögliche Ozeane

Die Gesamtheit des Flüssigwassers eines Himmelskörpers heißt Aquasphäre. Sie kann global als schalenförmige Hohlkugel oder regional begrenzt auftreten. Dauerhaftes Oberflächenwasser setzt bei einem wasserreichen Gesteinsplaneten oder -mond eine Lage in der habitablen Zone voraus. Dort ist die Einstrahlung weder so stark, dass Wasser vollständig verdampft, noch so gering, dass es vollständig gefriert. Unter Normalluftdruck bleibt Wasser nur zwischen 0 °C und 100 °C flüssig.

Nur die Erde besitzt eine subaerische Aquasphäre, also dauerhaftes und massenhaftes Flüssigwasser direkt an der Oberfläche. Es bildet kilometerdicke Ozeanschichten und kommt außerdem in subglazialen Seen, Böden, Wasserwolken und flüssigen Niederschlägen vor.

Mars besaß in seiner Frühzeit offenbar Oberflächentemperaturen für Flüssigwasser. Carbonate, Schichtsilikate, Iddingsite, Magnesiumsulfate, Tonminerale, Calciumsulfate und Smektite gelten als Hinweise darauf. Vor mehr als drei Milliarden Jahren gab es vermutlich Seen, Flussdeltas und möglicherweise einen kalten, teilweise vereisten Ozean, der große Teile der Nordhalbkugel bedeckte. Die letzten freien Wasserflächen verschwanden vor ungefähr einer Milliarde Jahren. Der heutige geringe Luftdruck würde Oberflächenwasser rasch gefrieren oder verdampfen lassen.

Als Hauptgründe für die Wasserarmut des Mars nennt der Artikel seine geringe Masse von 11 % der Erdmasse, den frühen Verlust des globalen Magnetfelds während der ersten 500 Millionen Jahre und häufige Einschläge von Hauptgürtelasteroiden. Der Mars verlor bis zu neunzig Prozent seiner Atmosphäre. Heute gibt es Adsorptionswasser in Lockersedimenten und vermutlich salzhaltige Tröpfchen mit Perchloraten, die den Gefrierpunkt senken. Wiederkehrende dunkle Linien an sonnenbeschienenen Hängen, recurring slope lineae, werden wahrscheinlich durch unterirdisch abfließendes Salzwasser verursacht. Wenige Schlammtröpfchen aus Perchlorat-haltigem Salzwasser sind die einzigen fotografischen Belege für Flüssigwasser jenseits der Erde.

Unter dicken Eisschichten werden auf Europa, Ganymed, Enceladus und Titan mit hoher Wahrscheinlichkeit salzhaltige Aquasphären vermutet; weitere Hinweise gibt es für Kallisto, Dione, Titania, Oberon und Triton. Europas globaler Ozean könnte bis zu 100 km mächtig sein. Gezeitenkräfte erzeugen durch Verformung und Reibung Gezeitenwärme, welche Eis schmelzen kann. Bei Europa bewegt der Ozean das Eis und zerbricht es in Platten; neben der Erde ist Europa der einzige bisher bekannte Himmelskörper mit aktiver Plattentektonik. Bei Enceladus und Ganymed reicht das einfache Gezeitenwärme-Modell nach dem Artikel nicht aus; für Enceladus wird Nachglimmen früher stärkerer Gezeitenwärme, für Ganymed Zerfallswärme radioaktiver Stoffe erwogen.

Auch Teile des Kerns von Wild 2 könnten zeitweise etwa ein Jahr aufgeschmolzen gewesen sein. Cubanit-Körnchen aus seinem Schweif erfordern zuvor in Flüssigwasser gelöste Ausgangsstoffe. Als mögliche Wärmequellen werden Einschläge, Sonnennähe und in der Frühzeit Zerfallswärme genannt; ob die dafür nötigen nahen Supernovae tatsächlich stattfanden, ist unsicher.

Wasserdampf in Sonnensystem und Milchstraße

Wasserdampf entsteht, wenn Flüssigwasser verdunstet oder Wassereis sublimiert; beide Vorgänge benötigen Energie. Im inneren Planetensystem kann Sonnenlicht diese Energie liefern, weiter außen vor allem geothermische Prozesse und Einschläge. In der Erdatmosphäre befinden sich zu jedem Zeitpunkt ungefähr 13.000 Kubikkilometer Wasser, überwiegend als Dampf in der Troposphäre. Dort kondensiert er zu Wasserwolken oder resublimiert zu Eiswolken. Auch die Marsatmosphäre enthält Wasserdampf; er bildet in 10 bis 30 Kilometern Höhe dünne Cirruswolken.

Kometen setzen beim Vordringen ins innere Sonnensystem Wasserdampf aus ihrem Eis frei; er bildet Koma und Schweif. Bei Ceres entweichen etwa sechs Kilogramm Wasser pro Sekunde an zwei Stellen der Oberfläche. Als Ursachen kommen Sublimation von Eis oder Kryovulkanismus infrage. Wasserdampf tritt auch bei mehreren Objekten des Asteroidenhauptgürtels auf; bei Phaethon stammt das Gas aus der Dehydratisierung von Kristallwasser.

Im äußeren Sonnensystem können Fontänen auf Europa bis zu 200 Kilometer hoch reichen. Wasserdampf in Jupiters Stratosphäre stammt zu 95 % vom Einschlag des Kometen Shoemaker-Levy 9 Mitte Juli 1994. Enceladus liefert Dampf durch ungefähr einhundert Geysire; er speist eine große Hydroxylwolke nahe Saturn. Wasserdampf kommt außerdem in Saturns Atmosphäre und der Titanatmosphäre vor; in tieferen Atmosphären von Uranus und Neptun wird er angenommen.

In der Milchstraße existiert Wasserdampf in protoplanetaren Scheiben, Exokometenschweifen, Molekülwolken und Sternatmosphären. Er wurde bisher in den Gashüllen einiger jupiterähnlicher Exoplaneten nachgewiesen, nicht aber in Atmosphären erdähnlicher Exoplaneten. In Lynds 1544 sublimiert er aus eisigen Staubkörnern; die vorhandene Wassermenge könnte die irdischen Meere zweitausendmal füllen. In der komprimierenden Region BN-KL des Orionnebels werden alle 24 Minuten Wassermengen im Umfang allen irdischen Meerwassers produziert.

Mögliche Wasserplaneten außerhalb des Sonnensystems könnten Ozeane von über hundert Kilometern Dicke besitzen; tiefer als ungefähr 150 Kilometer würde Wasser durch Druck zu heißem Hochdruckeis erstarren. Als Beispiele mit möglichem Flüssigwasser nennt der Artikel Kapteyn b, GJ 1214 b und eine mögliche subglaziale Aquasphäre auf OGLE 2005-BLG-390L b.

Nachweise außerhalb der Milchstraße und überkritisches Wasser

Außerhalb der Milchstraße ist bisher nur Wasserdampf nachweisbar, weil die Objekte sehr weit entfernt sind. Ein eindeutiger Nachweis gelang im Licht des Quasars MG J0414+0534, das 11,1 Milliarden Jahre zur Erde unterwegs war. Insgesamt wurde Wasserdampf im Licht von ungefähr einhundert nahen und fernen Galaxien gefunden.

Der entfernteste genannte Nachweis stammt vom Quasar APM 08279+5255. Seine Wassermenge wird auf einhunderttausend Sonnenmassen geschätzt, ungefähr das Einhundertvierzigbillionenfache allen irdischen Meerwassers. Sein Licht brauchte 12,1 Milliarden Jahre bis zur Erde. Bei einem Alter des Universums von 13,82 Milliarden Jahren gemäß der gängigen Interpretation der Planck-Daten folgt daraus, dass Wasser spätestens 1,72 Milliarden Jahre nach dem Urknall vorhanden war.

Überkritisches Wasser besitzt gleichzeitig Eigenschaften eines flüssigen und eines gasförmigen Stoffes. An einigen hydrothermalen Tiefseequellen der Erde tritt es mit 407 °C aus, wird aber durch den Druck des überlagernden Ozeanwassers am Sieden gehindert. Weiteres überkritisches Wasser wird wegen hoher Drücke und Temperaturen tief in der Erdkruste sowie unterhalb der Lithosphäre vermutet.