Vand uden for planeten Jorden , eller i det mindste spor af dens eksistens i fortiden, er objekter af stærk videnskabelig interesse, da de antyder eksistensen af udenjordisk liv .
Jorden , 71% af hvis overflade er dækket af vandhave , er i øjeblikket den eneste kendte planet i solsystemet, der indeholder flydende vand . [1] Der er videnskabeligt bevis for, at på nogle satellitter på de gigantiske planeter ( Jupiter , Saturn , Uranus og Neptun ) kan vandet være under en tyk isskorpe, der dækker himmellegemet. Der er dog i øjeblikket ingen entydige beviser for tilstedeværelsen af flydende vand i solsystemet, undtagen på Jorden. Oceaner og vand kan eksistere i andre stjernesystemer og/eller deres planeter og andre himmellegemer i deres kredsløb. For eksempel blev vanddamp opdaget i 2007 i en protoplanetarisk skive ved 1 AU. e. fra den unge stjerne MWC 480 . [2]
Tidligere mente man, at reservoirer og kanaler med vand kan være placeret på overfladen af Venus og Mars . Med udviklingen af teleskopers opløsning og fremkomsten af andre observationsmetoder blev disse data tilbagevist. Tilstedeværelsen af vand på Mars i en fjern fortid er dog stadig et emne for videnskabelig diskussion.
Thomas Gold , som en del af Deep Hot Biosphere Hypothesis, udtalte, at mange objekter i solsystemet kan indeholde grundvand. [3]
Månehave , der, som det nu er kendt, er enorme basaltsletter, blev tidligere betragtet som vandområder. For første gang blev nogle tvivl om månens "hav" udtrykt af Galileo i hans " Dialog om verdens to systemer ". I betragtning af, at den gigantiske virkningsteori i øjeblikket er dominerende blandt teorier om Månens oprindelse , kan det konkluderes, at Månen aldrig har haft hav eller oceaner.
I juli 2008 fandt en gruppe amerikanske geologer fra Carnegie Institution og Brown University spor af vand i Månens jordprøver, som blev frigivet i store mængder fra satellittens indvolde i de tidlige stadier af dens eksistens. Senere fordampede det meste af dette vand ud i rummet [4] .
Russiske videnskabsmænd har ved hjælp af LEND -enheden, de skabte, installeret på LRO - sonden , identificeret dele af månen, der er rigest på brint. Baseret på disse data valgte NASA stedet for bombardementet af Månen med LCROSS- sonden [5] . Efter eksperimentet rapporterede NASA den 13. november 2009 om opdagelsen af vand i form af is i Cabeo-krateret nær Sydpolen [6] . Ifølge projektleder Anthony Colapreta kunne vand på Månen være kommet fra flere kilder: på grund af samspillet mellem solvindprotoner og ilt i Månens jord, bragt af asteroider eller kometer eller intergalaktiske skyer. [7]
Ifølge data transmitteret af Mini-SAR- radaren installeret på det indiske måneapparat Chandrayaan-1 , blev der fundet mindst 600 millioner tons vand i nordpolområdet , hvoraf det meste er i form af isblokke, der hviler i bunden af månekraterne af evig skygge . Der er fundet vand i over 40 kratere med en diameter på mellem 2 og 15 km. Nu er forskerne ikke længere i tvivl om, at den fundne is netop er vandis [8] .
Før rumfartøjer landede på overfladen af Venus, var der hypoteser om, at oceaner kunne være på overfladen. Men som det viste sig, er Venus for varm til det. Samtidig blev der fundet en lille mængde vanddamp i Venus atmosfære.
I øjeblikket er der gode grunde til at tro, at der tidligere har eksisteret vand på Venus. Forskernes meninger adskiller sig kun i forhold til den tilstand, hvor den var på Venus. Så David Grinspoon fra National Museum of Science and Nature i Colorado og George Hashimoto fra University of Kobe mener, at vandet på Venus eksisterede i en flydende tilstand i form af oceaner. De baserer deres konklusioner på indirekte tegn på eksistensen af granitter på Venus, som kun kan dannes med en betydelig tilstedeværelse af vand. Imidlertid gør hypotesen om et udbrud af vulkansk aktivitet på planeten for omkring 500 millioner år siden, som fuldstændig ændrede planetens overflade, det vanskeligt at verificere dataene om eksistensen af et hav af vand på overfladen af Venus i forbi. Svaret kunne gives af en prøve af Venus jord. [9]
Eric Chassefière fra University of Paris-Sud (Université Paris-Sud) og Colin Wilson fra University of Oxford mener, at vand på Venus aldrig har eksisteret i flydende form, men var indeholdt i meget større mængder i Venus atmosfære . [10] [11] I 2009 leverede Venus Express -sonden bevis for, at en stor mængde vand var gået tabt fra Venus atmosfære til rummet på grund af solstråling. [12]
Teleskopiske observationer siden Galileos tid har givet videnskabsmænd mulighed for at antage, at der er flydende vand og liv på Mars . Efterhånden som mængden af data på planeten voksede, viste det sig, at der var en ubetydelig mængde vand i Mars atmosfære , og der blev givet en forklaring på fænomenet Mars-kanalerne .
Man troede tidligere, at før Mars tørrede op, var det mere som Jorden. Opdagelsen af kratere på planetens overflade har rystet denne opfattelse, men efterfølgende opdagelser har vist, at flydende vand kan have været til stede på overfladen af Mars. [14] [15]
Der er en hypotese om eksistensen i fortiden Marshavet dækket med is [16
Der er en række [17] direkte og indirekte beviser for tilstedeværelsen af vand i fortiden på overfladen af Mars eller i dens dybder :
Det er fortsat et åbent spørgsmål, hvor det meste af det flydende vand fra Mars overflade blev af. [21]
Samtidig er vand til stede på Mars i vores tid, og det er i flere former:
Undersøgelser udført i 2013 med Mars Climate Sounder- instrumentet installeret på MRO -rumfartøjet viste, at Mars-atmosfæren indeholder mere vanddamp end tidligere antaget og mere end i Jordens øvre atmosfære. Den er placeret i van-is-skyer beliggende i en højde af 10 til 30 kilometer og koncentreret hovedsageligt på ækvator og observeret næsten hele året. De består af ispartikler og vanddamp. [tredive]
Tilstedeværelsen af underjordiske oceaner antages i mange af de isdækkede måner på de ydre planeter. I nogle tilfælde menes det, at et havlag kan have været til stede i fortiden, men er siden afkølet til fast is.
Det menes i øjeblikket , at kun nogle få af Jupiters galilæiske måner har flydende vand under deres overflade , såsom Europa (flydende vand under den iskolde overflade på grund af tidevandsopvarmning ), og, mindre sandsynligt, Callisto og Ganymedes .
Modeller, der beregner bevarelsen af varme og opvarmning ved radioaktivt henfald i små iskolde legemer, tyder på, at Rhea , Titania , Oberon , Triton , Pluto , Eris , Sedna og Orcus kan have oceaner under et lag af fast is på omkring 100 km dyb. [31] Af særlig interesse i dette tilfælde er, at modeller forudsiger, at væskelagene kan være i direkte kontakt med stenkernen, hvilket forårsager en konstant blanding af mineraler og salte i vandet. Dette er en væsentlig forskel fra de oceaner, der kan være inde i store iskolde satellitter som Ganymedes, Callisto eller Titan, hvor et lag af tæt is højst sandsynligt er placeret under et lag flydende vand [31] .
JupiterJupiters atmosfære har et gaslag, hvor vanddamp på grund af temperatur og tryk, der ligner Jordens, kan kondensere til dråber .
EuropaSatellittens overflade er fuldstændig dækket af et lag vand, formodentlig 100 kilometer tykt, delvist i form af en iskold overfladeskorpe på 10-30 kilometer tyk; del menes at være i form af et flydende hav under overfladen. Der ligger klipper under, og i midten er der formodentlig en lille metalkerne [ 32] Det antages, at havet er dannet på grund af den varme, der genereres af tidevandet [ 33] . Opvarmning på grund af radioaktivt henfald , som er næsten det samme som på Jorden (pr. kg sten), kan ikke give den nødvendige opvarmning af Europas tarme, fordi satellitten er meget mindre. Europas overfladetemperatur er i gennemsnit omkring 110 K (-160 °C; -260 °F) ved ækvator og kun 50 K (-220 °C; -370 °F) ved polerne, hvilket giver overfladeis høj styrke [34]
Undersøgelser udført inden for rammerne af rumprogrammet "Galileo" bekræftede argumenterne for eksistensen af et underjordisk hav [33] . Så på overfladen af Europa er der "kaotiske områder", som nogle videnskabsmænd tolker som områder, hvor det underjordiske hav er synligt gennem den smeltede isskorpe. [35] Samtidig har de fleste planetforskere, der studerer Europa, en tendens til at foretrække en model kaldet "tyk is", hvor havet sjældent (hvis nogensinde) interagerer direkte med den eksisterende overflade [36] . Forskellige modeller giver forskellige skøn over tykkelsen af isskallen, fra flere kilometer til titusinder af kilometer [37] . Det er en hypotese, at havet kan indeholde liv .
GanymedeGanymedes overflade er også dækket af en skorpe af vandis 900-950 kilometer tyk [38] [39] . Vandis er placeret næsten på hele overfladen, og dens massefraktion varierer inden for 50-90% [38]
Ganymedes har polare iskapper, der menes at være lavet af vandfrost. Rimfrost strækker sig til 40° breddegrad [40] . For første gang blev polarhætterne observeret under passagen af Voyager- rumfartøjet . Formodentlig blev Ganymedes polarkapper dannet på grund af vandvandringen til højere breddegrader og bombardementet af is med plasma. [41]
Ganymedes har højst sandsynligt også et underjordisk hav mellem lag af is under overfladen, der strækker sig omkring 200 kilometer dybt og potentielt har forudsætninger for eksistensen af liv [42]
CallistoSpektroskopi afslørede vandis på overfladen af Callisto , hvis massefraktion varierer fra 25 til 50%. [38]
Overfladelaget af Callisto hviler på en kold og stiv iskolt lithosfære , hvis tykkelse ifølge forskellige skøn varierer fra 80 til 150 km [43] [44] .
Undersøgelser lavet med hjælp fra rumfartøjet Galileo tyder på tilstedeværelsen af et salt hav af flydende vand 50-200 km dybt under isskorpen, hvori liv er muligt [38] [43] [44] [45] [46] .
Det blev fundet, at Jupiters magnetfelt ikke kan trænge ind i det indre af satellitten, hvilket indebærer tilstedeværelsen af et helt lag elektrisk ledende væske med en tykkelse på mindst 10 km [46] . Havets eksistens bliver mere sandsynligt, hvis vi antager tilstedeværelsen i det af små doser af ammoniak eller andet frostvæske med en massefraktion på 5 % af den samlede væskemasse [44] . I dette tilfælde kan havets dybde nå op til 250-300 km [43] . Litosfæren, der hviler over havet, kan også være meget tykkere, end man tror, og dens tykkelse kan nå op på 300 km.
EnceladusEnceladus er overvejende sammensat af vandis og har den reneste iskolde overflade i solsystemet . [47]
Den automatiske Cassini -station, som nåede Saturn-systemet i 2004, registrerede mange hundrede kilometer høje fontæner af vand , der slog fra fire sprækker placeret i området af planetens sydpol. [48] Det kunne dog bare være is. [49] Vand kan opvarmes af enten tidevands- eller geotermiske kræfter . Udbrud af vand fra dybet af Enceladus, tilsyneladende involveret i dannelsen af Saturns E-ring. [halvtreds]
Der er fremsat en hypotese om tilstedeværelsen af salte underjordiske oceaner på Enceladus, hvilket er en forudsætning for livets fremkomst . [51] [52]
Overført af "Cassini" i 2005 gav billeder af gejsere, der slog fra "tigerstriberne" til en højde på 250 km, grund til at tale om den mulige tilstedeværelse af et fuldgyldigt hav af flydende vand under Enceladus isskorpe. Gejsere er dog ikke i sig selv bevis for tilstedeværelsen af flydende vand, men indikerer primært tilstedeværelsen af tektoniske kræfter, der fører til isforskydning og dannelse af flydende vandudledninger som følge af friktion.
Den 4. april 2014 offentliggjorde tidsskriftet Science [53] resultaterne af forskning fra en international gruppe, ifølge hvilke der er et underjordisk hav på Enceladus. Denne konklusion var baseret på undersøgelser af satellittens gravitationsfelt, foretaget under tre tætte (mindre end 500 km over overfladen) Cassini forbiflyvninger over Enceladus i 2010-2012. De opnåede data gjorde det muligt for videnskabsmænd med selvtillid at hævde, at der under satellittens sydpol ligger et hav af flydende vand. Størrelsen af vandmassen er sammenlignelig med den nordamerikanske Lake Superior , området er omkring 80 tusinde km² (10% af Enceladus-arealet); havet ligger i en dybde på 30-40 km , strækker sig op til 50 grader sydlig bredde (ca. til midten af afstanden til ækvator) og har en dybde på 8-10 km. Bunden er formentlig sten, bestående af siliciumforbindelser. Tilstedeværelsen af vand på nordpolen af Enceladus er stadig uklar. [53] [54] Tilstedeværelsen af vand på sydpolen forklares af de særlige forhold ved tidevandsopvarmningen af satellitten ved Saturns gravitationspåvirkning, som sikrer eksistensen af vand i flydende form, selvom den gennemsnitlige overfladetemperatur på Enceladus er omkring -180 °C.
TitaniaSatellitten er angiveligt sammensat af 50% vandis . [55] Ved hjælp af infrarød spektroskopi , lavet i 2001-2005, blev tilstedeværelsen af vandis på overfladen af satellitten bekræftet [56]
Ifølge en model består Titania af en stenet kerne omgivet af en iskold kappe [55] . Den nuværende tilstand af den iskolde kappe er stadig uklar. Hvis isen indeholder nok ammoniak eller ethvert andet frostvæske , kan Titania have et lag af flydende hav ved kappe-kerne-grænsefladen. Tykkelsen af dette hav, hvis det findes, kan nå op til 50 kilometer, og dets temperatur vil være omkring 190 K [55] .
RheaRheas lave gennemsnitlige tæthed (1233 kg/m³) indikerer, at klipper udgør mindre end en tredjedel af månens masse, mens resten er vandis. [57] . Satellittens bagerste halvkugle har udover mørke områder et netværk af lyse tynde striber, som formodentlig ikke er dannet som følge af udstødning af vand eller is til overfladen (f.eks. som følge af kryovulkanisme ), men er simpelthen isrygge og klipper, som på Diones satellit . Derudover er Rhea dækket af en forsælnet atmosfære i form af en tynd skal indeholdende ilt og kuldioxid . Vandis brydes op af Saturns kraftige magnetfelt og fylder atmosfæren op med ilt. Den samlede potentielle iltmasse i Rhea-isen anslås til 40.000 tons. [58] [59] .
TitaniumUnder udforskningen af Titan af Voyager blev hav og søer af flydende metan opdaget på den . Undersøgelser under Cassini-Huygens- missionen afslørede oprindeligt, under landingen af Huygens-sonden på Titans overflade, kun spor af tilstedeværelsen af væske på planeten, såsom kanalerne i udtørrede floder, men senere radarbilleder lavet af Cassini-rumfartøjet viste tilstedeværelsen af kulbrintesøer nær nordpolen. [60]
Titan har ifølge beregninger en fast kerne, bestående af sten, med en diameter på omkring 3400 km, som er omgivet af flere lag vandis. [61] Kappens ydre lag består af vandis og methanhydrat , mens det indre lag består af komprimeret, meget tæt is.
Derudover er det ikke udelukket, at Titan har et underjordisk hav af vand under en tynd skorpe bestående af en blanding af is og kulbrinter. [62] [63] [64] Saturns kraftfulde tidevandsvirkning kunne varme kernen op og holde en temperatur høj nok til at flydende vand eksisterer [65] .
En sammenligning af Cassini-billederne fra 2005 og 2007 viste, at landskabsdetaljerne var forskudt med omkring 30 km. Da Titan altid er vendt mod Saturn på den ene side, kan et sådant skift forklares ved, at den iskolde skorpe er adskilt fra satellittens hovedmasse af et globalt væskelag [65] .
Det antages, at vandet indeholder en betydelig mængde ammoniak (ca. 10%), som virker på vandet som frostvæske [66] , det vil sige sænker dets frysepunkt. I kombination med det høje tryk, som satellittens skorpe udøver, kan dette være en yderligere betingelse for eksistensen af et underjordisk hav [67] [68] .
Ifølge de data, der blev frigivet i slutningen af juni 2012 og tidligere indsamlet af Cassini-rumfartøjet, burde der under Titans overflade (i en dybde på omkring 100 km) virkelig være et hav bestående af vand med en mulig lille mængde salte [ 69] . I en ny undersøgelse offentliggjort i 2014, baseret på et gravitationskort over månen bygget ud fra data indsamlet af Cassini , har videnskabsmænd foreslået, at væsken i havet af Saturns måne er karakteriseret ved øget tæthed og ekstrem saltholdighed. Mest sandsynligt er det en saltlage , som inkluderer salte, der indeholder natrium, kalium og svovl. Derudover varierer havets dybde i forskellige dele af satellitten - nogle steder fryser vandet og opbygger en isskorpe, der dækker havet indefra, og væskelaget på disse steder kommunikerer praktisk talt ikke med overfladen af Titan. Det stærke saltholdighed i det underjordiske hav gør det næsten umuligt for liv at eksistere i det . [70]
Uranus og Neptun kan have store oceaner af varmt vand under højt tryk. [71] Selvom den indre struktur af disse planeter i øjeblikket ikke er godt forstået. Nogle astronomer mener, at disse planeter er fundamentalt forskellige fra gasgiganterne Jupiter og Saturn og klassificerer dem som en separat klasse af " isgiganter ". [72]
Dværgplaneten Ceres indeholder en stor mængde vandis [73] og kan have en fortærnet atmosfære. [74] Temperaturen på planeten er for lav til, at vand kan eksistere i flydende form, men hvis der er ammoniak på planeten, som i opløsning med vand virker som frostvæske, er dette muligt. [75] Mere information vil blive tilgængelig i 2015, når Rassvet-rumfartøjet når Ceres.
VildaKometer indeholder en stor procentdel af vandis, men på grund af deres lille størrelse og lange afstand fra Solen anses tilstedeværelsen af flydende vand på dem for usandsynlig. En undersøgelse af støv indsamlet fra Comet Wild har dog afsløret tilstedeværelsen af flydende vand inde i kometen tidligere. [76] Det er endnu ikke klart, hvad der var varmekilden, der fik vandisen inde i kometen til at smelte.
De fleste af de tusindvis af opdagede ekstrasolare planetsystemer er meget forskellige fra vores egne, hvilket giver os mulighed for at betragte vores solsystem som tilhørende en sjælden type. Opgaven for moderne forskning er at opdage en planet på størrelse med Jorden i den beboelige zone af dets planetsystem (Goldilocks Zone). [77] Derudover kan oceaner også findes på store (jordstore) satellitter af gigantiske planeter. Selvom spørgsmålet om eksistensen af så store satellitter i sig selv kan diskuteres, er Kepler-teleskopet følsomt nok til at opdage dem. [78] Det menes, at klippeplaneter, der indeholder vand, er vidt udbredt i hele Mælkevejen . [79]
I 2013 fandt astronomer, der brugte Hubble-rumteleskopet, tegn på vanddamp i atmosfæren på fem exoplaneter. Alle er klassificeret som " hot Jupiters ": WASP-17 b , WASP-19 b , HD 209458 b , WASP-12 b , XO-1 b . [80]
55 Cancer f er en stor planet, der kredser om den beboelige zone af stjernen 55 Cancer . Dens sammensætning er ukendt, men det spekuleres i, at det kan være en svovl- eller vandgigant . Derudover, hvis den har stenede måner, kan flydende vand være til stede på dem. [81] [82] [83]
AA Taurus er en ung stjerne mindre end en million år gammel, der har en protoplanetarisk skive omkring sig . I stjernens protoplanetariske skive opdagede det Spitzer - kredsløbende infrarøde teleskop molekyler som hydrogencyanid , acetylen og kuldioxid samt vanddamp. [84] Hvis der er faste genstande i den protoplanetariske skive i en vis afstand fra stjernen, kan de kondensere vand på deres overflade.
COROT-7b er en exoplanet, der er næsten dobbelt så stor som Jordens diameter, og den kredser meget tæt på sin stjerne . I begyndelsen af 2009 blev det opdaget af COROT -rumteleskopet . Temperaturer på planetens overflade estimeres til at ligge i intervallet 1000-1500 grader Celsius, men da planetens sammensætning er ukendt, kan det antages, at planetens overflade enten er smeltet lava eller indhyllet i et tykt lag af skyer af vanddamp. Planeten kan også være sammensat af vand og sten i næsten lige store mængder. Hvis COROT-7b er rig på vand, kan det være en havplanet . [85]
COROT-9b er en exoplanet på størrelse med Jupiter, der kredser ved 0,36 AU. e. fra dens stjerne . Overfladetemperaturer kan variere fra -20 grader til 160 grader Celsius. [86] COROT 9b er en gaskæmpe, men er ikke en varm Jupiter . Atmosfæren er sammensat af brint og helium , men en planet med en masse på op til 20 jordmasser forventes at indeholde andre komponenter såsom vand og sten ved høje tryk og temperaturer . [86] [87]
Der er tre planeter i Gliese 581-systemet, der kan have flydende vand på deres overflade: de er Gliese 581 c , Gliese 581 d og Gliese 581 g .
Gliese 581 c er i den beboelige zone og kan have flydende vand på overfladen. [88]
Gliese 581 d ligner en endnu bedre kandidat til flydende vand. Omløbsperioden, som oprindeligt blev anslået til 83 dage, blev senere revideret til 66 dage. [89] I maj 2019 blev der offentliggjort data om, at planeten kan have en tæt atmosfære, vandhave og endda spor af liv. [90]
I et stykke tid blev Gliese 581 g betragtet som en anden god kandidat til flydende vand. Det blev antaget, at denne planet er tre til fire gange mere massiv end Jorden, men den er for lille til at være en gasgigant. Dens omløbsperiode blev beregnet til at være 37 dage, og derfor mente man, at den var midt i sin stjernes beboelige zone. Imidlertid viste astronomer fra European Southern Observatory (ESO), der lavede mere nøjagtige observationer ved hjælp af HARPS-spektrografen, at Gliese 581 g ikke eksisterer – det er en målefejl. Men senere, baseret på yderligere data, blev eksistensen af planeten bekræftet, og i øjeblikket rangerer planeten først blandt de 6 planeter med den højeste sandsynlighed for egnethed til udvikling af liv (dens orbitale nabo Gliese 581 d er femte på denne liste ). [91]
GJ 1214 b er tre gange så stor som Jorden og 6,5 gange så massiv. Ud fra masse og radius blev det antaget, at planeten består af 75 % vand og 25 % klippematerialer efter masse , og planetens atmosfære indeholder brint og helium og udgør 0,05 % af planetens masse. [92] Men ifølge de seneste data fra astronomer fandt man ud af, at atmosfæren består af metaldampe, 10 % af atmosfæren er vanddamp. [93] Ifølge yderligere undersøgelser offentliggjort i februar 2012 udgør vand mindst halvdelen af massen af planetens atmosfære. [94]
HD 85512 b blev opdaget i august 2011 . Den er større end Jorden, men lille nok til at være en stenet verden snarere end en gasgigant. Den ligger på kanten af sin stjernes beboelige zone og kan have flydende vand på overfladen. [95] [96]
Repræsenterer en superjord , der kredser om en brun dværg . Formentlig kan planetens overflade være dækket af et dybt hav. [97]
Der er fundet en stor mængde vand i en ung stjernes protoplanetariske skive [98] .
Planeten K2-18b ligger 110 lysår fra Jorden. Det blev opdaget i 2015 af Kepler -rumteleskopet . Planeten kredser om den røde dværg K2-18 fra stjernebilledet Løven i den "beboelige zone". Den tilhører typen af superjorder - dens masse er 8 gange Jordens, og i størrelse er den dobbelt så stor som Jorden. For at studere atmosfæren i K2-18b brugte forskere data fra Hubble -teleskopet . Fra 2016 til 2017 faldt otte transitter af denne planet ind i hans billeder . Resultatet viste, at K2-18bs atmosfære indeholder vanddamp samt brint- og heliummolekyler . Astronomer har fundet ud af, at planetens atmosfære kan være mere end halvdelen af vanddamp. Fra 2019 er dette den eneste exoplanet kendt af forskere, der har både flydende vand og acceptable temperaturer for livets fremkomst. Resultaterne af undersøgelsen er beskrevet i det videnskabelige tidsskrift Nature Astronomy . På trods af dette sagde Angelos Tsiaras , en af forfatterne til undersøgelsen, at forholdene på dens overflade er meget hårdere end på Jorden, og sammensætningen af dens atmosfære er anderledes. Imidlertid vil planeten K2-18b være et mål for fremtidig forskning, der vil hjælpe astronomer med at lære om klimaet på potentielt beboelige planeter, deres sammensætning og udvikling [99] .