Quelltext der Seite Wassersynthese im Weltraum

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[[Datei:Betelgeuse – NASA.jpg|mini|hochkant=0.9|Über dem Stern [[Beteigeuze]] wird Wasser synthetisiert.<ref>Miguel Montargès, Pierre Kervella, Guy Perrin, Keiichi Ohnaka: ''Exploring the water and carbon monoxide shell around Betelgeuse with VLTI/AMBER.'' In: ''European Astronomical Society Publications Series.'' Nr. 60, 2013, S. 167 [[doi:10.1051/eas/1360019]]</ref> ]]Unter den Bedingungen des '''[[Weltraum]]s''' kann '''[[Wasser]]''' nur mit Schwierigkeiten synthetisiert werden. Im Hochvakuum treffen sich die nötigen Wasserstoff- und Sauerstoffatome nur extrem selten. Dadurch werden chemische Reaktionen sehr unwahrscheinlich. Außerdem würde die Strahlung der Sterne die Moleküle wieder zersetzen. Sie ionisiert ohnehin Atome, so dass Synthesen von vornherein nicht stattfinden können.

Dennoch wurden viele [[Wasservorkommen im Universum|Wasservorkommen im Weltraum]] entdeckt. Als feine Eispartikel oder als Wasserdampf werden sie im [[Interstellarer Raum|interstellaren Raum]] gefunden. Demnach sollten Möglichkeiten existieren, mit denen Wasser selbst weit entfernt von Planeten und Monden synthetisiert werden kann. Große Bedeutung haben dabei dreiatomige Wasserstoff-Ionen, [[interstellarer Staub]] und [[interplanetarer Staub]]. Die dreiatomigen Wasserstoff-Ionen entstehen durch [[Ultraviolettstrahlung#Natürliche Quellen|ultraviolette Strahlung]] und reagieren anschließend mit Sauerstoffatomen, so dass sich nach weiteren Zwischenschritten Wassermoleküle bilden können. Interstellarer Staub schirmt hingegen wirksam Sternenlicht ab und bewahrt dadurch Moleküle vor Zersetzung. Er bietet weiterhin Reaktionsoberflächen, die Wassersynthesen begünstigen. Interplanetarer Staub schließlich bildet Wasser, wenn er von [[Sternwind]]en getroffen wird. Hier reagieren die Wasserstoff-Atomkerne der Sternwinde mit Sauerstoffatomen aus dem Staub.

Darüber hinaus wird Wasser in den Atmosphären von Sternen synthetisiert, solange die Umgebungstemperatur nicht heißer als ungefähr 3800 K ist. Die dort ablaufenden Synthesewege sind bislang weitgehend unerforscht.

== Herkunft von Wasserstoff und Sauerstoff ==
Wasser besteht aus [[Wasserstoff]] und [[Sauerstoff]], dem häufigsten und dem dritthäufigsten [[Chemisches Element|chemischen Element]] des Universums.<ref name="dreiatomig_12">Andreas Wolf: ''Dreiatomiger Wasserstoff in interstellaren Wolken und auf der Erde.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft.'' Nr. 07, 2012, S. 12 [http://www.spektrum.de/alias/quantenchemie/dreiatomiger-wasserstoff-in-interstellaren-wolken-und-auf-der-erde/1154934 (online)]</ref> Wasserstoff formte sich im Zuge des [[Urknall]]s.<ref name="MüllerLesch_243">Jörn Müller, Harald Lesch: ''Woher kommt das Wasser der Erde?'' In: ''Chemie in unserer Zeit.'' Nr. 37, 2003, S. 243 [[doi:10.1002/ciuz.200300282]]</ref><ref>Michele Fumagalli, John M. O'Meara, J. Xavier Prochaska: ''Detection of Pristine Gas Two Billion Years After the Big Bang.'' In: ''Science.'' Nr. 334, 2011, S. 1245 [[doi:10.1126/science.1213581]]</ref> Sauerstoff entstand erst während bestimmter [[Nukleosynthese]]n im Inneren von Sternen.<ref name="MüllerLesch_243" /> Später wurde er durch starke Sternwinde von [[Roter Riese|roten Riesensternen]]<ref>''Auflackern eines sterbenden Sterns.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft.'' Nr. 04, 2013, S. 9 [http://www.spektrum.de/alias/astronomie/aufflackern-eines-sterbenden-sterns/1186298 (online)]</ref> und von [[Supernova]]e<ref name="goldsmith_43">Donald Goldsmith: ''Die ferne Zukunft der Sterne.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft.'' Nr. 06, 2012, S. 43 [http://www.spektrum.de/alias/titelthema-astrophysik/die-ferne-zukunft-der-sterne/1149648 (online)]</ref> in den Weltraum geschleudert. Dort vermischte er sich mit der übrigen interstellaren Materie.<ref>Douglas N.C. Lin: ''Die chaotische Geburt der Planeten.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft.'' Nr. 06, 2008, S. 26 [http://www.spektrum.de/alias/titelthema-planeten/die-chaotische-geburt-der-planeten/951058 (online)]</ref><ref name="goldsmith_43" />

* ''siehe'' [[Wasserstoff#Vorkommen im Universum|Wasserstoffvorkommen im Weltraum]]
* ''siehe'' [[Sauerstoff#Vorkommen im Weltall|Sauerstoffvorkommen im Weltraum]]

Der älteste bekannte und heute noch existierende Stern besteht seit 13,6 Milliarden Jahren und heißt [[SMSS J031300.36-670839.3]]. Der Stern entstand nur 220 Millionen Jahre nach dem Urknall, der gemäß der gängigen Interpretation der Daten des [[Planck-Weltraumteleskop]]s vor 13,82 Milliarden Jahren stattgefunden hat.<ref>Torsten A. Enßlin: ''Planck misst Licht vom Anfang der Zeit.'' In: ''Physik in unserer Zeit.'' Nr. 44, 2013, S. 162 [[doi:10.1002/piuz.201390062]]</ref> Das Material, aus dem sich SMSS J031300.36-670839.3 formte, enthielt bereits Sauerstoff. Jener Sauerstoff stammte wahrscheinlich aus einem sehr kurzlebigen Vorläuferstern von 60-facher Sonnenmasse und wurde vor allem bei dessen Supernova ausgestoßen.<ref name="Keller">Stefan C. Keller, Mike S. Bessell, Anna Frebel, Andrew R. Casey, Martin Asplund, Heather R. Jacobson, Karin Lind, John E. Norris, David Yong, Alexander Heger, Zazralt Magic, Gary S. Da Costa, Brian P. Schmidt, Patricia B. Tisserand: ''A single low-energy, iron-poor supernova as the source of metals in the star SMSS J031300.36−670839.3.'' In: ''Nature.'' Nr. 506, 2014, S. 463 [[doi:10.1038/nature12990]]</ref> Somit sind beide Atomsorten zur Wassersynthese seit mindestens 13,6 Milliarden Jahren im Weltraum vorhanden.

== Bedingungen im freien Weltraum ==
Im freien Weltraum können normalerweise keine Wassermoleküle synthetisiert werden. Die Leere weist ein [[Vakuum#Vakuum des Weltraums|Hochvakuum]] auf mit einer Dichte von einem Teilchen pro cm³.<ref name="Hoffmann">Roald Hoffmann: ''Heute kochen wir Elemente-Suppe!'' In: ''Spektrum der Wissenschaft.'' Nr. 04, 2014, S. 84 [http://www.spektrum.de/alias/gleichgewichtsthermodynamik/heute-kochen-wir-elemente-suppe/1224875 (online)]</ref> Die Wahrscheinlichkeit, dass sich dort Wasserstoff- und Sauerstoffatome zu Wassermolekülen zusammen finden, ist sehr gering.

Außerdem verläuft eine Wassersynthese als [[exotherme Reaktion]]. Beispielsweise werden bei der [[Knallgas#Knallgasreaktion|Knallgasreaktion]] – der Reaktion von atomarem Sauerstoff mit Wasserstoffmolekülen zu Wasserdampf – 491 [[Größenordnung (Energie)#Kilojoule – kJ|Kilojoule]] pro [[Mol]] zu thermischer Energie gewandelt. Im Hochvakuum kann die Energie nicht an andere Teilchen abgegeben werden und bleibt als Schwingungsenergie im vollen Umfang im Wassermolekül. Dies lässt es zerreißen.<ref name="Hoffmann" />

Jedoch könnten beide Atomsorten ohnehin nicht miteinander reagieren. Es würden ihnen nämlich die nötigen [[Valenzelektron]]en fehlen. Dies liegt an den [[Ionisierende Strahlung#Arten ionisierender Strahlung|ionisierenden Lichtanteilen]], die von Sternen ausgehen. Schon ihr kurzwelliges ultraviolettes Licht liefert jene 13,6 Elektronenvolt, die für die [[Ionisation]] von Wasserstoffatomen nötig sind. Wird ein Wasserstoffatom von ionisierender Strahlung getroffen, werden Atomkern und Elektron getrennt.<ref>Jacob Dunningham, Vlatko Vedral: ''Introductory Quantum Physics and Relativity''. Imperial College Press, London 2011, ISBN 978-1-84816-514-4, S. 93.</ref> Damit liegt Wasserstoff im freien Weltraum häufig ionisiert vor und kann deshalb nicht für chemische Reaktionen herangezogen werden.<ref name="Reynolds_46">Ronald J. Reynolds: ''Das Gas zwischen den Sternen.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft Dossier.'' Nr. 4, 2003, S. 46.</ref><ref name="dreiatomig_12" /><ref>Isabel Aleman, Toshiya Ueta, Djazia Ladjal, Katrina M. Exter, J. H. Kastner, R. Montez, A. G. G. M. Tielens, Y.-H. Chu, H. Izumiura, I. McDonald, R. Sahai, N. Siódmiak, R. Szczerba, P. A. M. van Hoof, E. Villaver, W. Vlemmings, M. Wittkowski, A. A. Zijlstra: ''Herschel Planetary Nebula Survey (HerPlaNS).'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Nr. 566, 2014, S. A79. [[doi:10.1051/0004-6361/201322940]]</ref>

== Wassersynthese in Molekülwolken ==
[[Datei:ESO-BN KL Complex in the Orion Nebula-phot-12c-01-normal.jpg|mini|In der Region ''BN-KL'' innerhalb des [[Orionnebel]]s wird Wasser synthetisiert ([[Infrarotastronomie|Infrarot-Aufnahme]]).<ref>Martin Harwit, David A. Neufeld, Gary J. Melnick, Michael J. Kaufman: ''Thermal Water Vapor Emission from Shocked Regions in Orion.'' In: ''The Astrophysical Journal Letters.'' Nr. 497, 1998, S. L105. [[doi:10.1086/311291]]</ref> ]]An diversen Orten liegen im Weltraum [[Nebel (Astronomie)|interstellare Nebel]]. Eine Sorte der interstellaren Nebel sind die [[Molekülwolke]]n. In ihnen befinden sich nicht-ionisierte Atome, die namensgebenden Moleküle<ref name="dreiatomig_12" /><ref name="Greenberg_56">J. Mayo Greenberg: ''Kosmischer Stauber.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft Dossier.'' Nr. 4, 2003, S. 56 [http://www.spektrum.de/alias/astronomie/kosmischer-staub/827319 (online)]</ref> und viel interstellarer Staub.

Interstellare Staubteilchen entstehen bei Supernovae sowie in den Außenzonen roter Riesensterne und [[Roter Überriese|roter Überriesensterne]].<ref name="MüllerLesch_244">J. Müller, H. Lesch: ''Woher kommt das Wasser der Erde?'' In: ''Chemie in unserer Zeit.'' In: ''Nr.'' 37, 2003, S. 244 [[doi:10.1002/ciuz.200300282]]</ref> Darum sind diese Staubteilchen ebenfalls so lange wie das Ausgangsmaterial des Sterns SMSS J031300.36-670839.3 im Universum vorhanden, also seit 13,6 Milliarden Jahren.<ref name="Keller" /> Außerdem wurde für die Galaxie [[A1689-zD1]] schon fast so viel Staub belegt, wie er heute innerhalb der [[Milchstraße]] vorgefunden wird. Das Licht jener Galaxie weist eine [[Rotverschiebung]] von ungefähr 7,5 auf. Das bedeutet, dass es 13,1 Milliarden Jahre bis zur Erde unterwegs war. Demzufolge konnten Galaxien schon 720 Millionen Jahre nach dem Urknall große Mengen Staub ansammeln.<ref>Darach Watson, Lise Christensen, Kirsten Kraiberg Knudsen, Johan Richard, Anna Gallazzi, Michał Jerzy Michałowski: ''A dusty, normal galaxy in the epoch of reionization.'' In: ''Nature.'' Nr. 519, 2015, S. 327 [[doi:10.1038/nature14164]]</ref> In der Milchstraße liegen die Molekülwolken – die  ''Gas-Staub-Wolken'' – vor allem innerhalb der galaktischen Ebene auf der Innenseite der [[Spiralarm]]e.<ref name="Greenberg_55">J. Mayo Greenberg: ''Kosmischer Stauber.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft Dossier.'' Nr. 4, 2003, S. 55 [http://www.spektrum.de/alias/astronomie/kosmischer-staub/827319 (online)]</ref>

Die Staubteilchen tragen dazu bei, dass sich neutrale Atome und Moleküle bilden können. Obwohl er bloß ein Prozent der Wolkenmasse ausmacht, fungiert der Staub als wirksamer Strahlenschutz. Er schirmt seine Wolke vor einem Großteil des von außen kommenden Sternenlichts ab, inklusive der enthaltenen ultravioletten Strahlung. Die Staubteilchen absorbieren die Strahlung und wandeln sie in langwelliges [[Infrarotstrahlung|Infrarotlicht]]. Infrarotlicht besitzt zu wenig Energie, um ionisieren zu können. Das Infrarotlicht wird nach außen abgegeben. Die Staubteilchen absorbieren auch thermische Energie aus dem Inneren der Wolke und geben sie ebenfalls als Infrarotlicht nach außen ab. Auf diese Weise wirkt der interstellare Staub als wirksame Kühlung.<ref name="Greenberg_55" /> Die Wolke verliert thermische Energie, so dass sie auf eine Temperatur von 5 K abkühlen kann.<ref name="Greenberg_56" /> Dementsprechend wird die [[Brownsche Bewegung|Brown'sche Teilchenbewegung]] der Teilchen innerhalb der Wolke geringer. Dadurch wird die Wolke dichter<ref name="dreiatomig_12" /> und schließlich sogar undurchsichtig.<ref>J. Mayo Greenberg: ''Kosmischer Stauber.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft Dossier.'' Nr. 4, 2003, S. 55, 57 [http://www.spektrum.de/alias/astronomie/kosmischer-staub/827319 (online)]</ref>

Der interstellare Staub generiert ein strahlengeschütztes, kaltes und dichteres Molekülwolkeninneres. Im Wolkeninneren können Wassermoleküle synthetisiert werden. Für die Synthese wurden drei verschiedene Wege vorgeschlagen.

=== Wassersynthese mit dreiatomigen Wasserstoff-Ionen ===
Ein neutrales Wasserstoffmolekül (H<sub>2</sub>) driftet aus dem Inneren der Molekülwolke an ihren Rand. Dort wird das Wasserstoffmolekül von ionisierender Strahlung naher Sterne (oder von [[Kosmische Gammastrahlung|kosmischer Gammastrahlung]]) getroffen. Infolgedessen wird aus dem Molekül ein Elektron geschlagen. Es entsteht ein einfach ionisiertes Wasserstoffmolekül (H<sub>2</sub><sup>+</sup>). Dieses einfach positiv geladene Wasserstoffmolekül reagiert mit einem neutralen Wasserstoffatom, das H I genannt wird und in Molekülwolken häufig vorkommt.<ref name="Reynolds_46" /> Aus der Reaktion entsteht ein einfach positiv geladenes, dreiatomiges Wasserstoff-Ion (H<sub>3</sub><sup>+</sup>).<ref name="dreiatomig_12" />

Das dreiatomige Wasserstoff-Ion reagiert mit einem neutralen Sauerstoffatom. Es entsteht ein einfach positiv geladenes Oxonium-Ion (H<sub>3</sub>O<sup>+</sup>). Weil am Rand der Molekülwolke laufend Teilchen ionisiert werden, existieren dort viele frei umher fliegende Elektronen. Das Oxonium-Ion fängt ein solches Elektron ein. Es entsteht ein neutrales Rydberg-Radikal (H<sub>3</sub>O). Die Anlagerung des Elektrons ist allerdings ein stark exothermer Vorgang. Das Rydberg-Radikal beginnt so stark zu schwingen, als ob es auf eine Temperatur von 59727 K erhitzt worden wäre. Die hohe Schwingungsenergie lässt das Rydberg-Radikal instabil werden. Es zerfällt praktisch sofort nach seiner Synthese. Der Zerfall des Rydberg-Radikals geschieht auf drei unterschiedlichen Wegen:
* Mit einer Wahrscheinlichkeit von 71 % zerfällt es zu zwei neutralen Wasserstoffatomen (2 H I) und einem [[Hydroxyl-Radikal|Hydroxyl-Teilchen]] (OH).
* Mit einer Wahrscheinlichkeit von 12,5 % zerfällt es zu einem neutralen Wasserstoffmolekül (H<sub>2</sub>) und einem Hydroxyl-Teilchen (OH).
* Mit einer Wahrscheinlichkeit von 16,5 % zerfällt es aber zu einem neutralen Wasserstoffatom (H I) und einem Molekül Wasser (H<sub>2</sub>O).<ref>Henrik Buhr, Julia Stützel, Mario B. Mendes, O. Novotný, Dirk Schwalm, M. H. Berg, Dennis Bing, Manfred Grieser, Oded Heber, Claude Krantz, Sebastian Menk, Steffen Novotny, D. A. Orlov, Annemieke Petrignani, M. L. Rappaport, R. Repnow, D. Zajfman, Andreas Wolf: ''Hot water molecules from dissociative recombination of D<sub>3</sub>O<sup>+</sup> with cold electrons.'' In: ''Physical Review Letters.'' Nr. 105, 2010, S. 103202 [[doi:10.1103/PhysRevLett.105.103202]]</ref>

Falls das Wassermolekül ins strahlengeschützte Innere der Molekülwolke driften sollte, wird es nicht wieder durch ionisierende Strahlung zerfallen. Auf diese Weise kann sich dort allmählich Wasserdampf sammeln.

=== Wassersynthese mit interstellarem Staub ===
[[Datei:Interstellar dust clouds in the constellation of Orion.jpg|mini|Im Orionnebel ist interstellarer Staub an der Wassersynthese beteiligt.]]Obwohl die Teilchendichte im Inneren von Molekülwolken viel höher liegt als im freien Weltraum, ist sie letztlich immer noch sehr gering.<ref>Victoria Louise Frankland: ''Towards understanding the formation of water on interstellar dust grains''. Edinburgh 2011, S. 6 [http://www.ros.hw.ac.uk/bitstream/10399/2468/1/FranklandV_0911_eps.pdf (online)]</ref><ref name="dreiatomig_12" /> Darum wäre auch in den Wolken die Wahrscheinlichkeit nicht sonderlich hoch, dass sich Atome als Reaktionspartner begegnen. Allerdings befindet sich in den Wolken eben auch interstellarer Staub. Dem Staub wächst bei den folgenden beiden Wassersynthesewegen zentrale Bedeutung zu.

==== Wassersynthese mit vorübergehender Lagerung an interstellaren Staub ====
Während der Drift durch die Molekülwolke sammelt ein interstellares Staubteilchen allmählich andere Teilchen ein. Das liegt daran, dass an seiner kalten Oberfläche Atome und Moleküle haften bleiben. Auch vorbeidriftende, neutrale Wasserstoffatome frieren dort an.

Auf der Staubteilchenoberfläche reagieren zwei Wasserstoffatome zu einem neutralen Wasserstoffmolekül. Die Reaktion verläuft exotherm. Die thermische Energie löst das Wasserstoffmolekül von der Staubteilchenoberfläche. Das Wasserstoffmolekül verdriftet in die Molekülwolke. Dort kann es mit einem Sauerstoffatom in einer exothermen Reaktion zu einem Wassermolekül reagieren.<ref name="MüllerLesch_244" />

Falls das neue Wassermolekül anschließend an ein anderes Teilchen der Molekülwolke stößt, kann es seine hohe Schwingungsenergie<ref name="Hoffmann" /> weitergeben. Dann zerfällt es nicht sofort wieder. Es verbleibt als intaktes Wassermolekül frei in der Molekülwolke. Zusammen mit anderen Wassermolekülen bildet es dünnen Wasserdampf. Die meisten Wassermoleküle frieren aber irgendwann erneut an Staubteilchen fest. Sie werden Teil der Eisschichten, die Staubteilchen ummanteln.<ref name="MüllerLesch_244" /><ref>J. Mayo Greenberg: ''Kosmischer Stauber.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft Dossier.'' Nr. 4, 2003, S. 56–57, 59 [http://www.spektrum.de/alias/astronomie/kosmischer-staub/827319 (online)]</ref>

==== Wassersynthese mit ständiger Lagerung an interstellaren Staub ====
Auch bei diesem Syntheseweg bleiben vorbeidriftende Atome an den kalten Oberflächen der interstellaren Staubteilchen haften. Mit der Zeit sammeln sich Wasserstoffatome an, aber auch Sauerstoffatome frieren fest. Auf der Staubteilchenoberfläche reagieren zwei Wasserstoffatome mit einem Sauerstoffatom zu einem Wassermolekül.<ref>Victoria Louise Frankland: ''Towards understanding the formation of water on interstellar dust grains''. Edinburgh 2011, S. II u. 337 [http://www.ros.hw.ac.uk/bitstream/10399/2468/1/FranklandV_0911_eps.pdf (online)]</ref>

Wie immer läuft die Reaktion der Wassersynthese exotherm ab. In der Regel sollte die frei werdende thermische Energie aber nicht ausreichen, um das neue Wassermolekül in die freie Molekülwolke driften zu lassen. Stattdessen wird die Energie einfach vom Staubteilchen absorbiert. Darum bleiben die entstandenen Wassermoleküle häufig an der Oberfläche des Staubteilchens haften. Dort bilden sie mit der Zeit den Wassereismantel.<ref>Victoria Louise Frankland: ''Towards understanding the formation of water on interstellar dust grains''. Edinburgh 2011, S. II u. 25 [http://www.ros.hw.ac.uk/bitstream/10399/2468/1/FranklandV_0911_eps.pdf (online)]</ref>

Im Vergleich zu den beiden anderen vorgestellten Möglichkeiten verläuft dieser dritte Wassersyntheseweg am effektivsten.<ref>Victoria Louise Frankland: ''Towards understanding the formation of water on interstellar dust grains''. Edinburgh 2011, S. 25 [http://www.ros.hw.ac.uk/bitstream/10399/2468/1/FranklandV_0911_eps.pdf (online)]</ref> Zum [[#Wassersynthese mit dreiatomigen Wasserstoff-Ionen|einen]] beträgt die Chance, dass sich Wassermoleküle bilden, nicht nur 16,5 %. Zum [[#Wassersynthese mit vorübergehender Lagerung an interstellaren Staub|anderen]] sind die Wassermoleküle nicht vom sofortigen Zerfall bedroht, weil sie ihre Schwingungsenergie nicht bloß mit geringer Wahrscheinlichkeit weitergeben können.

== Wassersynthese mit interplanetarem Staub ==
[[Datei:Porous chondriteIDP.jpg|mini|Sternwinde können in interplanetaren Staubteilchen Wasser synthetisieren lassen ([[Elektronenmikroskop|EM-Aufnahme]]).]]Interplanetare Staubteilchen können ebenfalls an der Wassersynthese beteiligt sein. Dies geschieht, wenn Staubteilchen von Sternwinden getroffen werden. Sternwinde bestehen weit überwiegend aus Wasserstoff-Atomkernen. Interplanetarer Staub besteht andererseits vor allem aus [[Silicate|Silikaten]]. Die Wasserstoff-Atomkerne der Sternwinde zerlegen die Mineralgitter der Silikate. Infolgedessen werden Sauerstoffatome frei. Ein Sauerstoffatom kann anschließend mit Wasserstoff zu einem Wassermolekül reagieren. Die Wassermoleküle sammeln sich in den Rinden der interplanetaren Staubteilchen.<ref>John P. Bradley, Hope A. Ishii, Jeffrey J. Gillis-Davis, James Ciston, Michael H. Nielsen, Hans A. Bechtel, Michael C. Martin: ''Detection of solar wind-produced water in irradiated rims on silicate minerals.'' In: ''Proceedings of the National Academy of Sciences.'' Nr. 111, 2014, S. 1732 [[doi:10.1073/pnas.1320115111]]</ref>

Durch den gleichen Mechanismus kann Wasser auch an der Oberfläche von Himmelskörpern entstehen, die keine oder nur extrem dünne Atmosphären besitzen. So wird beispielsweise auch der [[Mond#Regolith|Regolith]] des Erdmonds mit [[Mond#Wasser|Wasser]] angereichert.<ref>Carle M. Pieters, Jitendra N. Goswami, Roger N. Clark, M. Annadurai, J. Boardman, B. Buratti, J. P. Combe, M. D. Dyar, R. Green, J. W. Head, C. Hibbitts, M. Hicks, P. Isaacson, R. Klima, G. Kramer, S. Kumar, E. Livo, S. Lundeen, E. Malaret, T. McCord, J. Mustard, J. Nettles, N. Petro, C. Runyon, M. Staid, J. Sunshine, L. A. Taylor, S. Tompkins, P. Varanasi: ''Character and Spatial Distribution of OH/H<sub>2</sub>O on the Surface of the Moon Seen by M3 on Chandrayaan-1.'' In: ''Science.'' Nr. 326, 2009, S. 568 [[doi:10.1126/science.1178658]]</ref><ref>Martin Wieser, Stas Barabash, Yoshifumi Futaana, Mats Holmström, Anil Bhardwaj, R. Sridharan, M. B. Dhanya, Peter Wurz, Audrey Schaufelberger, Kazushi Asamura: ''Extremely high reflection of solar wind protons as neutral hydrogen atoms from regolith in space.'' In: ''Planetary and Space Science.'' Nr. 57, 2009, S. 2132 [[doi:10.1016/j.pss.2009.09.012]]</ref><ref>Yang Liu, Yunbin Guan, Youxue Zhang, George R. Rossman, John M. Eiler, Lawrence A. Taylor: ''Direct measurement of hydroxyl in the lunar regolith and the origin of lunar surface water.'' In: ''Nature Geoscience.'' Nr. 05, 2012, S. 779 [[doi:10.1038/ngeo1601]]</ref>

== Wassersynthese in Sternatmosphären ==
In den [[Sternatmosphäre|Atmosphären]] roter Riesensterne und [[Roter Überriese|roter Überriesensterne]] wird ebenfalls Wasser gebildet. Bei ihnen befindet sich Wasserdampf außerhalb von [[Photosphäre]] und [[Chromosphäre]] in einer Schicht, die [[MOLsphäre]] genannt wird<ref>Takashi Tsuji: ''Water Observed in Red Giant and Supergiant Stars - Manifestation of a Novel Picture of the Stellar Atmosphere or else Evidence against the Classical Model Stellar Photosphere.'' In: ''Proceedings of the Symposium "Exploiting the ISO Data Archive - Infrared Astronomy in the InternetAge".'' 24 - 27 June (2002), S. 4 u. 9. [http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0209495.pdf Link]</ref> und Temperaturen von ungefähr 1500 K besitzt.<ref>T. Tsuji: ''Water in Emission in the Infrared Space Observatory Spectrum of the Early M Supergiant Star <sup>μ</sup> Cephei.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Nr. 540 (200), S. 99 [[doi:10.1086/312879]]</ref> Das Material für die MOLsphäre wird von der Sternoberfläche geliefert und steigt wahrscheinlich durch riesige [[Konvektion]]szellen und [[Plasmawelle|Alfvénwellen]] auf.<ref>P. Kervella, G. Perrin, A. Chiavassa, S. T. Ridgway, J. Cami, X. Haubois, T. Verhoelst: ''The close circumstellar environment of Betelgeuse II. Diffraction-limited spectro-imaging from 7.76 to 19.50 μm with VLT/VISIR.'' In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Nr. 531, 2011, S. A117. [[doi:10.1051/0004-6361/201116962]]</ref> Allerdings bleiben noch immer viele Fragen zum Ursprung und zur Synthese des Wassers in MOLsphären ungeklärt.<ref>Mohsen Farzone, Nils Ryde, Graham Mark Harper, Julien Lambert, E. Josselin, M. J. Richter, K. Eriksson: ''What is the Origin of the Water Vapour Signatures in Red Giant Stars?'' In: ''EAS Publications Series.'' Nr. 60, 2013, S. 155 [[doi:10.1051/eas/1360017]]</ref>

Weiterhin wurde Wasserdampf über [[Roter Zwerg|roten Zwergsternen]] entdeckt. Dort herrschen Temperaturen zwischen 2800 K und 3800 K.<ref>Hugh R. A. Jones, Yakiv Pavlenko, Serena Viti, Jonathan Tennyson: ''Spectral analysis of water vapour in cool stars.'' In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.'' Nr. 330, 2002, S. 675, 683. [[doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05090.x]]</ref> Er findet sich auch über den [[Sonnenfleck]]en der Sonne, wo Temperaturen von ungefähr 3200 K herrschen. Die übrige Oberfläche dieses [[Gelber Zwerg|gelben Zwergsterns]] ist mit etwa 5800 K zu heiß, um Wassermoleküle bestehen zu lassen.<ref>Peter F. Bernath: ''Water in Sunspots and Stars.'' In: ''Highlights of Astronomy.'' Nr. 12, 2002, S. 71–72. [http://adsabs.harvard.edu/full/2002HiA....12...70B (online)]</ref> Außer diesen Temperatur-Messwerten ist wenig über die Synthese von Wasser über Sternen bekannt.

== Siehe auch ==
* [[Eigenschaften des Wassers]]
* [[Wasserkreislauf]]
* [[Herkunft des irdischen Wassers]]
* [[Hydrosphäre]]
* [[Wasservorkommen im Universum]]

== Literatur ==
* Henrik Buhr, Julia Stützel, Mario B. Mendes, O. Novotný, Dirk Schwalm, M. H. Berg, Dennis Bing, Manfred Grieser, Oded Heber, Claude Krantz, Sebastian Menk, Steffen Novotny, D. A. Orlov, Annemieke Petrignani, M. L. Rappaport, R. Repnow, D. Zajfman, Andreas Wolf: ''Hot water molecules from dissociative recombination of D<sub>3</sub>O<sup>+</sup> with cold electrons.'' In: ''Physical Review Letters.'' Nr. 105, 2010, S. 103202. [[doi:10.1103/PhysRevLett.105.103202]]
* Victoria Louise Frankland: ''Towards understanding the formation of water on interstellar dust grains''. Edinburgh 2011. [http://www.ros.hw.ac.uk/bitstream/10399/2468/1/FranklandV_0911_eps.pdf (online)]
* Jörn Müller, Harald Lesch: ''Woher kommt das Wasser der Erde?'' In: ''Chemie in unserer Zeit.'' Nr. 37, 2003, S. 242–246. [[doi:10.1002/ciuz.200300282]]
* Andreas Wolf: ''Dreiatomiger Wasserstoff in interstellaren Wolken und auf der Erde.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft.'' Nr. 07, 2012, S. 12–14. [http://www.spektrum.de/alias/quantenchemie/dreiatomiger-wasserstoff-in-interstellaren-wolken-und-auf-der-erde/1154934 (online)]

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Wasser]]
[[Kategorie:Astrophysik]]
[[Kategorie:Physikalische Chemie]]
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