El agua fuera del planeta Tierra , o al menos los rastros de su existencia en el pasado, son objetos de fuerte interés científico, ya que sugieren la existencia de vida extraterrestre .
La Tierra , el 71% de cuya superficie está cubierta por océanos de agua , es actualmente el único planeta conocido en el sistema solar que contiene agua líquida . [1] Hay evidencia científica de que en algunos satélites de los planetas gigantes ( Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno ) el agua puede estar bajo una gruesa capa de hielo que cubre el cuerpo celeste. Sin embargo, actualmente no hay evidencia inequívoca de la presencia de agua líquida en el sistema solar, excepto en la Tierra. Los océanos y el agua pueden existir en otros sistemas estelares y/o sus planetas y otros cuerpos celestes en su órbita. Por ejemplo, el vapor de agua se descubrió en 2007 en un disco protoplanetario a 1 UA. E. de la joven estrella MWC 480 . [2]
Anteriormente, se creía que se pueden ubicar reservorios y canales con agua en la superficie de Venus y Marte . Con el desarrollo de la resolución de los telescopios y la llegada de otros métodos de observación, estos datos fueron refutados. Sin embargo, la presencia de agua en Marte en el pasado distante sigue siendo un tema de discusión científica.
Thomas Gold , como parte de la Hipótesis de la Biosfera Caliente Profunda, afirmó que muchos objetos en el sistema solar pueden contener agua subterránea. [3]
Los mares lunares , que, como ahora se sabe, son enormes llanuras basálticas, antes se consideraban masas de agua. Por primera vez, Galileo expresó algunas dudas sobre la naturaleza acuosa de los "mares" lunares en su " Diálogo sobre los dos sistemas del mundo ". Teniendo en cuenta que la teoría del impacto gigante es actualmente dominante entre las teorías sobre el origen de la Luna , se puede concluir que la Luna nunca ha tenido mares u océanos.
En julio de 2008, un grupo de geólogos estadounidenses de la Carnegie Institution y la Universidad de Brown encontraron rastros de agua en las muestras de suelo de la Luna, que fueron liberadas en grandes cantidades de las entrañas del satélite en las primeras etapas de su existencia. Más tarde, la mayor parte de esta agua se evaporó en el espacio [4] .
Científicos rusos, utilizando el dispositivo LEND que crearon, instalado en la sonda LRO , han identificado las partes de la luna que son más ricas en hidrógeno. Basándose en estos datos, la NASA eligió el lugar para el bombardeo de la Luna por la sonda LCROSS [5] . Luego del experimento, el 13 de noviembre de 2009, la NASA reportó el descubrimiento de agua en forma de hielo en el cráter Cabeo cerca del Polo Sur [6] . Según el líder del proyecto, Anthony Colapreta, el agua en la Luna podría provenir de varias fuentes: debido a la interacción de los protones del viento solar con el oxígeno en el suelo de la Luna, traído por asteroides o cometas , o nubes intergalácticas. [7]
Según los datos transmitidos por el radar Mini-SAR instalado en el aparato lunar indio Chandrayaan-1 , en la región del polo norte se encontraron al menos 600 millones de toneladas de agua , la mayor parte en forma de bloques de hielo que descansan en el fondo del océano . los cráteres lunares de sombra eterna . Se ha encontrado agua en más de 40 cráteres que varían en diámetro de 2 a 15 km. Ahora los científicos ya no tienen dudas de que el hielo encontrado es precisamente hielo de agua [8] .
Antes de que la nave espacial aterrizara en la superficie de Venus, había hipótesis de que podría haber océanos en su superficie. Pero resultó que Venus es demasiado caliente para eso. Al mismo tiempo, se encontró una pequeña cantidad de vapor de agua en la atmósfera de Venus.
Por el momento, hay buenas razones para creer que existió agua en Venus en el pasado. Las opiniones de los científicos difieren solo en relación con el estado en que se encontraba en Venus. Entonces, David Grinspoon del Museo Nacional de Ciencia y Naturaleza en Colorado y George Hashimoto de la Universidad de Kobe creen que el agua en Venus existía en estado líquido en forma de océanos. Basan sus conclusiones en indicios indirectos de la existencia de granitos en Venus, que solo pueden formarse con una presencia significativa de agua. Sin embargo, la hipótesis de un brote de actividad volcánica en el planeta hace unos 500 millones de años, que cambió por completo la superficie del planeta, dificulta la verificación de los datos sobre la existencia de un océano de agua en la superficie de Venus en el pasado. La respuesta podría estar dada por una muestra del suelo de Venus. [9]
Eric Chassefière de la Universidad de París-Sur (Université Paris-Sud) y Colin Wilson de la Universidad de Oxford , creen que el agua en Venus nunca existió en forma líquida, sino que estaba contenida en cantidades mucho mayores en la atmósfera de Venus . [10] [11] En 2009, la sonda Venus Express proporcionó evidencia de que una gran cantidad de agua se había perdido de la atmósfera de Venus al espacio debido a la radiación solar. [12]
Las observaciones telescópicas desde la época de Galileo han dado a los científicos la oportunidad de suponer que hay agua líquida y vida en Marte . A medida que crecía la cantidad de datos sobre el planeta, resultó que había una cantidad insignificante de agua en la atmósfera de Marte , y se dio una explicación al fenómeno de los canales marcianos .
Anteriormente se pensaba que antes de que Marte se secara, se parecía más a la Tierra. El descubrimiento de cráteres en la superficie del planeta ha sacudido esta opinión, pero descubrimientos posteriores han demostrado que pudo haber agua líquida en la superficie de Marte. [14] [15]
océano marciano cubierto de hielo [16
Hay una serie [17] de pruebas directas e indirectas de la presencia de agua en el pasado en la superficie de Marte o en sus profundidades :
Sigue siendo una pregunta abierta adónde fue la mayor parte del agua líquida de la superficie de Marte. [21]
Al mismo tiempo, el agua está presente en Marte en nuestro tiempo y se encuentra en varias formas:
Los estudios realizados en 2013 utilizando el instrumento Mars Climate Sounder instalado en la nave espacial MRO mostraron que la atmósfera marciana contiene más vapor de agua de lo que se pensaba anteriormente y más que en la atmósfera superior de la Tierra. Se encuentra en nubes de hielo de agua ubicadas a una altitud de 10 a 30 kilómetros y se concentra principalmente en el ecuador y se observa casi todo el año. Están formados por partículas de hielo y vapor de agua. [treinta]
Se supone la presencia de océanos subterráneos en muchas de las lunas cubiertas de hielo de los planetas exteriores. En algunos casos, se cree que una capa oceánica pudo haber estado presente en el pasado, pero desde entonces se ha enfriado hasta convertirse en hielo sólido.
Actualmente se cree que solo unas pocas lunas galileanas de Júpiter tienen agua líquida debajo de su superficie , como Europa (agua líquida debajo de la superficie helada debido al calentamiento de las mareas ) y, menos probablemente, Calisto y Ganímedes .
Los modelos que calculan la conservación del calor y el calentamiento por desintegración radiactiva en pequeños cuerpos helados sugieren que Rhea , Titania , Oberón , Tritón , Plutón , Eris , Sedna y Orcus pueden tener océanos bajo una capa de hielo sólido de unos 100 km de profundidad. [31] De particular interés en este caso es que los modelos predicen que las capas líquidas pueden estar en contacto directo con el núcleo de roca, provocando una mezcla constante de minerales y sales en el agua. Esta es una diferencia significativa con los océanos que pueden estar dentro de grandes satélites helados como Ganímedes, Calisto o Titán, donde lo más probable es que una capa de hielo denso se encuentre debajo de una capa de agua líquida [31] .
JúpiterLa atmósfera de Júpiter tiene una capa de gas en la que, debido a una temperatura y una presión similares a las de la Tierra, el vapor de agua puede condensarse en gotitas .
EuropaLa superficie del satélite está completamente cubierta por una capa de agua, presumiblemente de 100 kilómetros de espesor, en parte en forma de una corteza superficial helada de 10 a 30 kilómetros de espesor; se cree que una parte tiene la forma de un océano líquido bajo la superficie. Las rocas se encuentran debajo, y en el centro, presumiblemente, hay un pequeño núcleo de metal [32] Se supone que el océano se formó debido al calor generado por las mareas [ 33] . El calentamiento debido a la desintegración radiactiva , que es casi el mismo que en la Tierra (por kg de roca), no puede proporcionar el calentamiento necesario de las entrañas de Europa, porque el satélite es mucho más pequeño. La temperatura de la superficie de Europa promedia alrededor de 110 K (-160 °C; -260 °F) en el ecuador y solo 50 K (-220 °C; -370 °F) en los polos, lo que le da al hielo superficial una gran resistencia [34]
Los estudios realizados en el marco del programa espacial "Galileo" , confirmaron los argumentos a favor de la existencia de un océano subterráneo [33] . Entonces, en la superficie de Europa hay "regiones caóticas", que algunos científicos interpretan como áreas donde el océano subterráneo es visible a través de la corteza de hielo derretida. [35] Al mismo tiempo, la mayoría de los científicos planetarios que estudian Europa tienden a favorecer un modelo llamado "hielo espeso", en el que el océano rara vez (o nunca) interactúa directamente con la superficie existente [36] . Varios modelos dan diferentes estimaciones del grosor de la capa de hielo, desde varios kilómetros hasta decenas de kilómetros [37] . Se supone que el océano puede contener vida .
GanímedesLa superficie de Ganímedes también está cubierta por una costra de hielo de agua de 900-950 kilómetros de espesor [38] [39] . El hielo de agua se encuentra casi en toda la superficie y su fracción de masa varía entre 50 y 90% [38]
Ganímedes tiene casquetes polares que se cree que están hechos de agua helada. La escarcha se extiende hasta los 40° de latitud [40] . Por primera vez se observaron los casquetes polares durante el paso de la nave espacial Voyager . Presumiblemente, los casquetes polares de Ganímedes se formaron debido a la migración de agua a latitudes más altas y al bombardeo de hielo por plasma. [41]
Es muy probable que Ganímedes también tenga un océano subterráneo entre capas de hielo debajo de la superficie, que se extiende unos 200 kilómetros de profundidad y que potencialmente tiene requisitos previos para la existencia de vida [42]
CalistoLa espectroscopia reveló hielo de agua en la superficie de Calisto , cuya fracción de masa oscila entre el 25 y el 50%. [38]
La capa superficial de Calisto descansa sobre una litosfera helada, fría y rígida , cuyo espesor, según diversas estimaciones, oscila entre 80 y 150 km [43] [44] .
Los estudios realizados con la ayuda de la nave espacial Galileo sugieren la presencia de un océano salado de agua líquida a 50-200 km de profundidad bajo la corteza de hielo, en el que es posible la vida [38] [43] [44] [45] [46] .
Se constató que el campo magnético de Júpiter no puede penetrar en el interior del satélite, lo que implica la presencia de toda una capa de líquido eléctricamente conductor con un espesor de al menos 10 km [46] . La existencia del océano se vuelve más probable si asumimos la presencia en él de pequeñas dosis de amoníaco u otro anticongelante con una fracción de masa del 5% de la masa total del líquido [44] . En este caso, la profundidad del océano puede alcanzar hasta 250–300 km [43] . La litosfera que descansa sobre el océano también puede ser mucho más gruesa de lo que se cree, y su espesor puede alcanzar los 300 km.
EnceladoEnceladus se compone predominantemente de hielo de agua y tiene la superficie helada más limpia del sistema solar . [47]
La estación automática Cassini , que llegó al sistema de Saturno en 2004, registró manantiales de agua de varios cientos de kilómetros de altura, latiendo desde cuatro grietas ubicadas en la región del polo sur del planeta. [48] Sin embargo, podría ser solo hielo. [49] El agua puede calentarse por las fuerzas de las mareas o geotérmicas . Erupción de agua de las profundidades de Encelado, aparentemente involucrada en la formación del anillo E de Saturno. [cincuenta]
Se ha propuesto una hipótesis sobre la presencia de océanos subterráneos salados en Encelado, que es un requisito previo para el surgimiento de la vida . [51] [52]
Transmitidas por "Cassini" en 2005, las imágenes de géiseres, latiendo desde las "rayas de tigre" hasta una altura de 250 km, dieron motivos para hablar sobre la posible presencia de un océano de agua líquida en toda regla bajo la corteza de hielo de Encelado. Sin embargo, los géiseres en sí mismos no son prueba de la presencia de agua líquida, sino que principalmente indican la presencia de fuerzas tectónicas que conducen al desplazamiento del hielo y la formación de emisiones de agua líquida como resultado de la fricción.
El 4 de abril de 2014, la revista Science publicó [53] los resultados de la investigación de un grupo internacional, según los cuales existe un océano subterráneo en Encelado. Esta conclusión se basó en estudios del campo gravitatorio del satélite, realizados durante tres sobrevuelos cercanos (a menos de 500 km sobre la superficie) de Cassini sobre Encelado en 2010-2012. Los datos obtenidos permitieron a los científicos afirmar con seguridad que bajo el polo sur del satélite se encuentra un océano de agua líquida. El tamaño de la masa de agua es comparable al del Lago Superior norteamericano , el área es de unos 80 mil km² (10% del área de Encelado); el océano se encuentra a una profundidad de 30 a 40 km , se extiende hasta los 50 grados de latitud sur (aproximadamente a la mitad de la distancia al ecuador) y tiene una profundidad de 8 a 10 km. El fondo, presumiblemente, es piedra, que consiste en compuestos de silicio. La presencia de agua en el polo norte de Encelado sigue sin estar clara. [53] [54] La presencia de agua en el polo sur se explica por las peculiaridades del calentamiento de las mareas del satélite por la influencia gravitatoria de Saturno, lo que asegura la existencia de agua en forma líquida, a pesar de que la temperatura superficial media de Encelado está a unos -180 °C.
titaniaEl satélite supuestamente está compuesto por un 50% de hielo de agua . [55] Utilizando espectroscopia infrarroja , realizada en 2001-2005, se confirmó la presencia de hielo de agua en la superficie del satélite [56]
Según un modelo, Titania consta de un núcleo rocoso rodeado por un manto de hielo [55] . El estado actual del manto helado sigue sin estar claro. Si el hielo contiene suficiente amoníaco o cualquier otro anticongelante , entonces Titania puede tener una capa de océano líquido en la interfaz manto-núcleo. El espesor de este océano, si existe, puede llegar hasta los 50 kilómetros, y su temperatura rondará los 190 K [55] .
ReaLa baja densidad media de Rhea (1233 kg/m³) indica que las rocas constituyen menos de un tercio de la masa de la luna, siendo el resto agua helada. [57] . El hemisferio posterior del satélite, además de las áreas oscuras, tiene una red de rayas finas y brillantes, que presumiblemente no se forman como resultado de la eyección de agua o hielo a la superficie (por ejemplo, como resultado del criovulcanismo ), pero son simplemente crestas de hielo y acantilados, como en el satélite de Dione . Además, Rhea está cubierta por una atmósfera enrarecida en forma de una fina capa que contiene oxígeno y dióxido de carbono . El poderoso campo magnético de Saturno rompe el hielo de agua y repone la atmósfera con oxígeno. La masa potencial total de oxígeno en el hielo de Rhea se estima en 40.000 toneladas. [58] [59] .
TitanioDurante la exploración de Titán por la Voyager , se descubrieron en él mares y lagos de metano líquido . Los estudios durante la misión Cassini-Huygens inicialmente, durante el aterrizaje de la sonda Huygens en la superficie de Titán, revelaron solo rastros de la presencia de líquido en el planeta, como los canales de ríos secos, pero imágenes de radar posteriores realizadas por el La nave espacial Cassini mostró la presencia de lagos de hidrocarburos cerca del polo norte. [60]
Según los cálculos, Titán tiene un núcleo sólido, formado por rocas, con un diámetro de unos 3400 km, que está rodeado por varias capas de hielo de agua. [61] La capa exterior del manto se compone de hielo de agua e hidrato de metano , mientras que la capa interior se compone de hielo comprimido muy denso.
Además, no se excluye que Titán tenga un océano subterráneo de agua bajo una fina corteza formada por una mezcla de hielo e hidrocarburos. [62] [63] [64] La poderosa acción de las mareas de Saturno podría calentar el núcleo y mantener una temperatura lo suficientemente alta como para que exista agua líquida [65] .
Una comparación de las imágenes de Cassini de 2005 y 2007 mostró que los detalles del paisaje se habían desplazado unos 30 km. Dado que Titán siempre gira hacia Saturno por un lado, tal cambio puede explicarse por el hecho de que la corteza helada está separada de la masa principal del satélite por una capa líquida global [65] .
Se supone que el agua contiene una cantidad importante de amoníaco (alrededor del 10%), que actúa sobre el agua como anticongelante [66] , es decir, reduce su punto de congelación. En combinación con la alta presión ejercida por la corteza del satélite, esto puede ser una condición adicional para la existencia de un océano subterráneo [67] [68] .
De acuerdo con los datos publicados a fines de junio de 2012 y recopilados anteriormente por la nave espacial Cassini, debajo de la superficie de Titán (a una profundidad de unos 100 km) realmente debería haber un océano formado por agua con una posible pequeña cantidad de sales [ 69] . En un nuevo estudio publicado en 2014, basado en un mapa de gravedad de la luna construido a partir de datos recopilados por Cassini , los científicos sugirieron que el líquido en el océano de la luna de Saturno se caracteriza por una mayor densidad y una salinidad extrema. Lo más probable es que sea una salmuera , que incluye sales que contienen sodio, potasio y azufre. Además, en diferentes partes del satélite, la profundidad del océano varía: en algunos lugares, el agua se congela, formando una capa de hielo que cubre el océano desde el interior, y la capa líquida en estos lugares prácticamente no se comunica con la superficie. de Titán. La fuerte salinidad del océano subterráneo hace que sea casi imposible que exista vida en él . [70]
Urano y Neptuno pueden tener grandes océanos de agua caliente y altamente presurizada. [71] Aunque por el momento no se comprende bien la estructura interna de estos planetas. Algunos astrónomos creen que estos planetas son fundamentalmente diferentes de los gigantes gaseosos Júpiter y Saturno y los clasifican como una clase separada de " gigantes de hielo ". [72]
El planeta enano Ceres contiene una gran cantidad de hielo de agua [73] y puede tener una atmósfera enrarecida. [74] La temperatura en el planeta es demasiado baja para que exista agua en forma líquida, pero si hay amoníaco en el planeta, que en solución con agua tiene el efecto de anticongelante, esto es posible. [75] Más información estará disponible en 2015 cuando la nave espacial Rassvet llegue a Ceres.
VildaLos cometas contienen un gran porcentaje de hielo de agua, pero debido a su pequeño tamaño y su gran distancia del Sol, se considera improbable la presencia de agua líquida sobre ellos. Sin embargo, un estudio del polvo recogido del cometa Wild ha revelado la presencia de agua líquida en el interior del cometa en el pasado. [76] Todavía no está claro cuál fue la fuente de calor que causó que el hielo de agua dentro del cometa se derritiera.
La mayoría de los miles de sistemas planetarios extrasolares descubiertos son muy diferentes al nuestro, lo que nos permite considerar nuestro sistema solar como perteneciente a un tipo raro. La tarea de la investigación moderna es detectar un planeta del tamaño de la Tierra en la zona habitable de su sistema planetario (Zona Ricitos de Oro). [77] Además, los océanos también se pueden encontrar en satélites grandes (del tamaño de la Tierra) de planetas gigantes. Aunque la cuestión de la existencia de satélites tan grandes es discutible en sí misma, el telescopio Kepler es lo suficientemente sensible como para detectarlos. [78] Se cree que los planetas rocosos que contienen agua están ampliamente distribuidos a lo largo de la Vía Láctea . [79]
En 2013, los astrónomos que usaron el Telescopio Espacial Hubble encontraron señales de vapor de agua en las atmósferas de cinco exoplanetas. Todos ellos están clasificados como " Júpiter calientes ": WASP-17 b , WASP-19 b , HD 209458 b , WASP-12 b , XO-1 b . [80]
55 Cancer f es un gran planeta que orbita la zona habitable de la estrella 55 Cancer . Se desconoce su composición, pero se especula que puede ser un gigante de azufre o de agua . Además, si tiene lunas rocosas, entonces puede haber agua líquida en ellas. [81] [82] [83]
AA Tauro es una estrella joven de menos de un millón de años que tiene un disco protoplanetario a su alrededor . En el disco protoplanetario de la estrella, el telescopio infrarrojo en órbita Spitzer detectó moléculas como cianuro de hidrógeno , acetileno y dióxido de carbono , así como vapor de agua. [84] Si hay objetos sólidos en el disco protoplanetario a cierta distancia de la estrella, podrían condensar agua en su superficie.
COROT-7b es un exoplaneta de casi el doble del diámetro de la Tierra, que orbita muy cerca de su estrella . A principios de 2009, fue descubierto por el telescopio espacial COROT . Se estima que las temperaturas en la superficie del planeta oscilan entre 1000 y 1500 grados centígrados, pero dado que se desconoce la composición del planeta, se puede suponer que la superficie del planeta es lava fundida o está envuelta en una gruesa capa de nubes de vapor de agua. El planeta también puede estar compuesto de agua y rocas en cantidades casi iguales. En caso de que COROT-7b sea rico en agua, podría tratarse de un planeta oceánico . [85]
COROT-9b es un exoplaneta del tamaño de Júpiter que orbita a 0,36 UA. es decir, de su estrella . Las temperaturas de la superficie pueden oscilar entre -20 grados y 160 grados centígrados. [86] COROT 9b es un gigante gaseoso pero no es un Júpiter caliente . La atmósfera está compuesta de hidrógeno y helio , pero se espera que un planeta con una masa de hasta 20 masas terrestres contenga otros componentes como agua y rocas a altas presiones y temperaturas . [86] [87]
Hay tres planetas en el sistema Gliese 581 que pueden tener agua líquida en su superficie: son Gliese 581 c , Gliese 581 d y Gliese 581 g .
Gliese 581 c está en la zona habitable y puede tener agua líquida en su superficie. [88]
Gliese 581 d parece un candidato aún mejor para el agua líquida. El período orbital, que originalmente se estimó en 83 días, se revisó posteriormente a 66 días. [89] En mayo de 2019, se publicaron datos de que el planeta puede tener una atmósfera densa, océanos de agua e incluso rastros de vida. [90]
Durante un tiempo, Gliese 581 g se consideró otro buen candidato para agua líquida. Se suponía que este planeta es de tres a cuatro veces más masivo que la Tierra, pero es demasiado pequeño para ser un gigante gaseoso. Se calculó que su período orbital era de 37 días y, por lo tanto, se creía que estaba en el medio de la zona habitable de su estrella. Sin embargo, los astrónomos del Observatorio Europeo Austral (ESO), al realizar observaciones más precisas utilizando el espectrógrafo HARPS, demostraron que Gliese 581 g no existe, es un error de medición. Sin embargo, posteriormente, en base a datos adicionales, se confirmó la existencia del planeta, y actualmente el planeta ocupa el primer lugar entre los 6 planetas con mayor probabilidad de idoneidad para el desarrollo de la vida (su vecino orbital Gliese 581 d ocupa el quinto lugar en esta lista). ). [91]
GJ 1214 b es tres veces el tamaño de la Tierra y 6,5 veces más masivo. Por masa y radio, se asumió que el planeta consta de 75% de agua y 25% de materiales rocosos por masa , y la atmósfera del planeta contiene hidrógeno y helio y constituye el 0,05% de la masa del planeta. [92] Sin embargo, según los últimos datos de los astrónomos, se encontró que la atmósfera consiste en vapores metálicos, el 10% de la atmósfera es vapor de agua. [93] Según estudios adicionales publicados en febrero de 2012, el agua constituye al menos la mitad de la masa de la atmósfera del planeta. [94]
HD 85512 b fue descubierto en agosto de 2011 . Es más grande que la Tierra, pero lo suficientemente pequeño para ser un mundo rocoso en lugar de un gigante gaseoso. Se encuentra en el borde de la zona habitable de su estrella y puede tener agua líquida en su superficie. [95] [96]
Representa una súper- Tierra que gira alrededor de una enana marrón . Presumiblemente, la superficie del planeta puede estar cubierta por un océano profundo. [97]
Se ha encontrado una gran cantidad de agua en el disco protoplanetario de una estrella joven [98] .
El planeta K2-18b se encuentra a 110 años luz de la Tierra. Fue descubierto en 2015 por el telescopio espacial Kepler . El planeta gira alrededor de la enana roja K2-18 de la constelación de Leo en la "zona habitable". Pertenece al tipo de súper-Tierras : su masa es 8 veces la de la Tierra, y en tamaño es el doble del tamaño de la Tierra. Para estudiar la atmósfera de K2-18b, los científicos utilizaron datos del telescopio Hubble . De 2016 a 2017, ocho tránsitos de este planeta cayeron en sus imágenes . El resultado mostró que la atmósfera de K2-18b contiene vapor de agua, así como moléculas de hidrógeno y helio . Los astrónomos han descubierto que la atmósfera del planeta puede ser más de la mitad de vapor de agua. A partir de 2019, este es el único exoplaneta conocido por los científicos que tiene agua líquida y temperaturas aceptables para el surgimiento de la vida. Los resultados del estudio se describen en la revista científica Nature Astronomy . Pese a ello, Angelos Tsiaras , uno de los autores del estudio, aseguró que las condiciones en su superficie son mucho más duras que en la Tierra y la composición de su atmósfera es diferente. Sin embargo, el planeta K2-18b será objeto de futuras investigaciones que ayudarán a los astrónomos a conocer el clima de los planetas potencialmente habitables, su composición y evolución [99] .