WATER WORLDS Vortrag

WATER WORLDS
Vortrag im Rahmen des Astrobiologie
Seminars
Susanne Pollack-Drs
SS 2011
Earth-like planets
-) bis jetzt Erde einzigartig
-) vielversprechende Simulationen
-) Sean Raymond (Universität von
Colorado): 1 aus 3 bekannten
Planetensystemen enthält
erdähnliche Planeten mit möglichen
Lebensformen
-) Entwicklung von
Riesenplanetensystemen außerhalb
unseres Sonnensystems
Schematic view (not to scale)
scale) with our solar system on the upper level and a habitable planetary
system with a "hot Jupiter" on the lower level.
level. Our solar system has four terrestrial planets:
planets:
Mercury, Venus, Earth and Mars. Earth is in the habitable zone,
zone, where water can exist on its
surface.
surface. The lower planetary system contains a hypothetical "hot Earth" a few times larger than the
Earth but very close to the star,
star, a theorized oceanocean-covered planet in the habitable zone,
zone, and
several icy planets in the outer system.
Earth-like planets
-) > 1/3 könnte Planeten enthalten, mit
möglichen Lebensformen, bedeckt mit tiefen
Ozeanen
-) „hot Jupiters“: Studie beschäftigt sich mit
großen Gasplaneten, Masse ähnlich Jupiter,
die eine Umlaufbahn um einen Stern wie
unsere Sonne haben (Umlaufbahn näher als
Merkur – Sonne)
-) Gasplaneten bewegen sich um eine
rotierende Scheibe aus dichtem Gas in deren
Inneren sich ein neuer Stern gebildet hat stört die Bildung des Planetensystems felsige Bestandteile nach draußen, eishältige
Bestandteile nach innen zum Planeten Entstehung von Ozeanen
-) 8-monatige Simulation; Ausgangspunkt:
Storms cover the surface of a water world in
große Gasscheibe + 100rte Planitesimale
this artist's conception. In the distance, a "hot
und Mond-Mars große Planetenstücke
Earth" and "hot Jupiter" appear close to the
setting Sun. New computer simulations suggest -) Planeten in der Größe von Jupiter
such a scenario is plausible.
hineingeschickt – bis zu einem Orbit, der ¼
Photo by Nahks Tr 'Ehnl
des Orbits der Erde-Sonne ausmacht
Earth-like planets
-) Zeitdauer von 200 Millionen Jahren
Ergebnisse:
-) in 2 von 4 Simulationen formte sich ein erdähnlicher Planet innerhalb
des Riesenplaneten-Orbits: „hot Earth“ und ein zweiter in der
Entfernung von ungefähr 1 AU (Erde – Sonne) in der habitablen Zone
-) große Wassermengen auf einem Planeten mit einer Tiefe von mehreren
Metern (Form von Eis und Kometenpartikeln)
GJ – 1214 b
-) Entdeckung eines neuen Planeten in einer
Entfernung von 40 Lichtjahren
-) Charbonneau errichtete 8 idente
Teleskope mit einem Durchmesser von 40
cm (Amateur-Teleskope) – MEarth
genannt
Aufgabe: Suche nach Planeten um rote
Zwergsterne mithilfe der Transitmethode
-) üblicherweise Planeten in Neptun- bzw.
Jupitergröße
Erdähnliche Planeten sind zu klein bzw.
der zugehörige Stern zu groß – rote
Zwerge richtige Größe
-) Kepler- und Corot-Missionen
GJ – 1214b
-) Jeder Stern, dessen Helligkeit für
eine Stunde gedimmt wird, und
dessen Lichtreduktion sich
regelmäßig wiederholt über Tage
und Wochen, hat einen Planeten,
der ihn umrundet
-) Aus dem Betrag der
Helligkeitsreduktion lässt sich auf
die Größe des Planeten schließen.
-) GJ 1214 – reduziert die Helligkeit um 1.3% für 52 Minuten alle 1.6
Tage
-) Planet umrundet GJ 1214 mit einer Umlaufzeit von 1.6 Tagen und
einem Radius, der 12% des Stern-Radius ausmacht
GJ 1214b
-) Planet hat einen Radius von 2,7
Erdradien (einzig bisher weiterer
entdeckter Planet in Erdgröße
Corot 7b mit 1,7 Erdradien)
-) gravitativ mit Stern verbunden,
Geschwindigkeit von 12 m/s
-) 6,6 Erdmassen
-) Dichte: 1,9 g/cm3 (Erddichte ist
um 5,5 g/cm3 höher)
-) chem. Zusammensetzung ist eine
Mischung aus Wasser und
Gestein mit einer kleinen
Atmosphäre aus H und He
GJ 1214b
-) Kann dieser Planet eine stabile
Oberfläche haben um Seen und
Teiche mit organischem Material zu
besitzen?
-) Protoplanetaren Scheiben aus Gas
und Staub bestehen aus H, He, C, N
und O
-) feste Staubpartikel aus Fe, Ni,
Silikaten und Eis
bilden Planitesimale – Kern aller
Planeten
-) Häufigkeiten der festen Bestandteile
variieren aus 2 Gründen:
* Die atomaren Häufigkeiten sind von
Stern zu Stern alle gleich für das
feste Material
GJ 1214b
* Hohe negative Gibbs-Energie von CMonoxid und Silikaten schließt soviel
Sauerstoff wie möglich ein, um
Wasser-Eis zu bilden
-) Silikate und Wassereis dominieren das
Massenbudget der festen Bestandteile
in den kühlen Regionen von
Protoplanetaren Scheiben gemeinsam
mit den Fe und Ni Staubkörnern
-) damit die Dichte des Planeten so
gering bleibt, muss ein erheblicher
Betrag an Wasser existieren (50% der
Masse)
GJ 1214 b
-) variabler Faktor: H und He in der
Atmosphäre
-) zusätzliches H und He senkt die
Dichte – kompensiert durch erhöhtes
Fe im Kern
aber alle Planeten mit Fe, Gestein,
H und He haben auch große Mengen
an Wasser
-) vermutlicherweise gibt es einen tiefen
Ozean, der flüssig sein könnte –
Oberflächentemperatur 190° C
-) möglicherweise eine dampfartige
Atmosphäre
Frage: Wenn dieser Planet wirklich aus
50% Wasser besteht, ist er verwandt
mit unserer Erde?
GJ 1214 b
-) oder ähnlich Saturn und Neptun gebildet worden, mit einem Kern
aus Gestein, der große Mengen an Eis und Gas gravitativ gebunden
hat
Im Vergleich: Erde hat nur 0,06% Wasser und wenig H und He Gas
neuer Planet kein Verwandter der Erde
große Erwartungen in zukünftige Missionen: Kepler
Beobachtung von 100 000 Sternen – geringste Helligkeitsänderungen –
mögliche Entdeckung von erdähnlichen Planeten
Erforschung erdähnlicher Planeten
-) Die Suche nach erdähnlichen Planeten ist eine neue wissenschaftliche
und technische Herausforderung
-) die meisten extrasolaren Planeten sind Riesenplaneten in der Nähe
eines Sternes – kurze Umlaufzeiten – große Durchmesser und Masse
– Transitmethode – Beeinflussung der Sternbewegung, damit die
Dopplerverschiebung beobachtet werden kann
200 Planeten entdeckt
*) Rivera et al (2005) entdeckte einen Planeten mit 7,5 facher
Erdmasse
*) Beaulieu et al (2006) entdeckte einen Planeten: OGLE-2005-390-Lb
mittels Gravitationslinsen um einen M Stern – 5,5 fache Erdmasse
Beide umkreisen ihren Stern außerhalb der habitablen Zone (der
erste ist zu nahe (0,02 AU); der zweite ist bei 5 AU
Paper: Mass-radius curve for extrasolar Earth-like planets and ocean
planets (Sotin C, Grasset O., Mocquet A) 2007
-) Beziehung zwischen Radius und Masse für Erdähnliche Planeten bis
zur 15-fachen Erdmasse
-) Masse-Radius Beziehung bei großen Wassermengen (Ocean planets)
-) Beschreibung der Modelle
-) Zusammensetzung und Aufbau der Planeten
-) Dichtemodelle
Ocean planet – Earth-like planet
Fig. 1. Interior model of Earth-like and ocean exoplanets. The description of the
different layers is detailed in the text. The thicknesses of the layers are not to
scale, but their relative sizes between the two planetary families are correct. For a
given mass, an ocean exoplanet has a smaller metallic core and silicate mantles
and a larger radius than an Earth-like planet. In the case of ocean planets, the
upper silicate mantle, composed of olivine and pyroxenes, may not exist if the
amount of H2O is such that the pressure at the ice/silicate interface is larger than
that of the olivine to Mg-perovskite + magnesiowüstite transformation.
Ocean planet – Earth-like planet
Modell:
Ein Exoplanet besteht aus 5 Schichten:
Kern – untere und obere Mantel – Hochdruck-Eisschicht – Hydrosphäre
Die Silikat-Kruste zählt zum oberen Mantel und ist von der Masse her
vernachlässigbar gegenüber dem Mantel.
Erdähnlicher Planet hat keine Hoch-Druck-Eisschichte, da der
Wassergehalt sehr gering ist.
Ocean-planet hat nicht immer eine obere Silikat-Schichte. Der Druck am
Boden der Eisschichte kann so hoch sein, dass die Nieder-Druck
Minerale im oberen Mantel nicht mehr existieren.
Ocean planet – Earth-like planet
-) Zur Beschreibung der Zusammensetzung der einzelnen Schichten greift
man auf 5 unabhängige Parameter zurück:
Mg/Si – Fe/Si – Mg# - Gesamtmasse – Wasseranteil
-) Temperatur-Profil (Hitzetransport)
Layer 1: Fe-reiche Kern
Annahme: flüssig, aus 87% Fe
Existenz eines „leichten“ Elements – zB Schwefel – kompatibel mit
flüssigem Eisen
Kein Schwefel im Mantel und in der Kruste verglichen mit
Sonnenhäufigkeiten
Schmelzpunkt des Fe-FeS Gemisches ist niedriger als Schmelzpunkt der
Silikate.
Temperatur des Mantels ist nahe der Schmelztemperatur – Hitzetransport
durch Konvektion. Temperatur des Mantels höher als Fe-FeS Gemisch.
(Erde)
Ocean planet – Earth-like planet
Während der Bildung des Kernes entstand während des
Differenziationsprozesses Wärme durch Umwandlung der gravitativen
Energie in Hitze.
Je größer der Planet, umso größer die Temperatur des Kernes – wärmer
als Erde
Erde hat einen kleinen festen Kern aus purem Fe, mit einer Masse kleiner
als 2%.
Layer 2: untere Mantel aus Silikaten
Mantel besteht aus 2 Schichten aufgrund der mineralogischen
Zusammensetzung:
.) Der untere Mantel besteht aus Perovskiten und Magnesiowüstiten.
Ocean planet – Earth-like planet
-) jede Phase für sich ist eine flüssige Form an Fe- und Mg-reichen
Bestandteilen
jeder untere Mantel eines Planeten besteht aus diesen 2 Phasen
Anteile an diesen Phasen können genau berechnet werden
Layer 3: obere Mantel aus Silikaten
-) auf Erde: Olivin, Ortho- und Clinopyroxene, Granat
-) auf Ocean planets: existiert diese Schichte nicht – über einem kritischen
Druck von 23 GPa wandelt sich Olivin in Perovskit und Magnesiowüstit
um – diese Umwandlung liegt in der Eisschicht
Ocean planet – Earth-like planet
Layer 4: Hochdruck Eisschichte
-) Erwartung: große Wassermengen oberhalb
von Silikaten
-) ab einer gewissen Tiefe ist Wasser aber
nicht mehr stabil und wird ersetzt durch
„Hochdruckeis“
zB Eis VI unter 2 GPa
Eis VII – stabilste – von 2,2 bis
36 GPa – Hauptbestandteil
Eis X bis 150 GPa
Layer 5: Hydrosphäre
-) abhängig von der Oberflächentemperatur
und Druck – Wasser entweder in flüssiger
oder fester Form exobiologisch wichtig!
– verglichen mit Planetengröße eine sehr
dünne Schicht
Ocean planet – Earth-like planet
Bulk composition of the planets
Silikat-Mantel und der Kern bestehen aus:
Si, Mg, Fe, O, Ca, Al, Ni und S
Si, Mg, Fe, O 95% der Masse
Ca, Al, Ni, S 99,9% der Masse – erzeugen eine Vielschichtigkeit
Ni verhält sich wie Fe
S meist im Kern
Al ist gleichmäßig aufgeteilt zw. Mg und Si
Ca und Mg
Um die Zusammensetzung eines Planeten zu fixieren benötigt es noch
folgende Parameter:
1) Menge an H2O im Verhältnis zur Gesamtmasse des Planeten
2) Mg/Si
3) Fe/Si
4) Mg# = Mg(Mg+Fe)
in den Silikaten
Bulk composition of the planets
Mit diesen 4 Parametern kann man die Größe der einzelnen Schichten und
die mineralogische Zusammensetzung des Silikat-Mantels ableiten,
wenn noch zusätzlich 3 Annahmen gemacht werden:
*) Wasser: in Schicht 4 und 5 – Bestimmung der Schnittstelle zwischen
Silikat und Eis
*) Zusammensetzung des Kerns hängt ab von Fe – FeS
*) Mantel wird als chemisch homogen angesehen – Grenze zwischen
unteren und oberen Mantel wird nur mineralogisch gesehen
 Mg 
Mg# = 
= 1− y2 = 1− y3

 Mg + Fe silicates
y2 und y3 – Fe-Gehalt im oberen und unteren Mantel
Bulk composition of the planets
Der untere Mantel wird mit 2 Phasen modelliert: Olivin ([Mg, Fe]2SiO4)
und Pyroxen ([Mg, Fe]2Si2O6).
x3
 Mg 
 Mg 
=
⇔
x
=
1
−
2
 Si 


2

2  S i 3
x2 und x3 sind das Verhältnis Perovskit und Olivin
Mit einem Wert für x2 ist der Gehalt an Fe fixiert mithilfe beider
Gleichungen. Fe/Si Verhältnis verbindet die Masse des Kerns mit x2.
Unter der Annahme, dass die Zusammensetzung eines Planeten mit den
molekularen Häufigkeiten zusammenhängt vom „Ursprungsstern“
aufgrund von Sonnenhäufigkeiten ist der Wert für Fe/Si und Mg/Si
fixiert auf 0.977 und 1.072
Der Anteil an Wasser und Mg# ist variabel.
Wasser: 0 (innere Planeten) bis 50% (eisigen Monden der Riesenplaneten)
der Gesamtmasse.
Bulk composition of the planets
Mg# ist zum Großteil unbekannt. Ausgenommen Erde (~0.9) und Mars
(~0.7)
Der Wert hängt ab vom Differentiationsgrad eines Planeten. Je mehr er
differentiert ist, desto höher ist der Wert für Mg#.
vernachlässigt wurden: Ca, Al, Ni, S ändern den Radius aber nur
geringfügig
den größten Einfluss hat Wasser auf den Radius bei gegebener Masse
Die anderen Parameter: Fe/Si, Mg/Si und Mg# beeinflussen die Größe
des Kerns und den Fe-Anteil des Mantels
Thermal profile within the planets
-) Erde: Wärmetransport durch
Konvektion
Temperatur im Mantel ist um
einige hundert Grad niedriger als
die Schmelztemperatur
-) In großen Planeten wird die
Temperatur des Mantels gesteuert
durch Wärme/Zerfall von
radioaktiven Substanzen und
Kühlung durch Konvektion
Für die Temperatur in den Schichten:
dT
γT
=
dP
ρφ
Modelling the deep interior
Das Verhältnis zwischen der Masse eines Planeten und seiner Größe
kommt aus der Dichteverteilung:
R6
Mp = 4π ∫ r 2ρ(r)dr
0
(R6 ist der Radius des Planeten)
Problem besteht in der Abschätzung des Dichteprofils innerhalb des
Planeten. Die Dichte hängt ab von Druck und Temperatur.
Ausgangspunkt des Models ist eine Anfangsstruktur mit einer
konstanten Dichte in jeder Schichte.
Der Radius des Mantels wird aufgrund der mineralogischen
Umwandlungen gemessen.
Modelling the deep interior
Interne Struktur als Funktion der
Masse.
Für jede Schicht wurde P, T, Dichte
und Größe geplottet.
Für einen Planeten der Größe von 10
Erdmassen ist der Hoch-Druck-EisMantel mehr als 6000 km dick.
Calculations for Solar System bodies
Die Modelle wurden getestet für feste Körper im Sonnensystem.
Als Referenz für die Zusammensetzung wurde Sonnenzusammensetzung
angenommen.
Informationen über die Erde hinsichtlich Dichte und Temperatur stammen
aus seismischen Daten. Der Wert füe den Radius ist nur um 43 km
größer als 6371 km. Auch gute Abschätzungen für die Temperatur
erhalten.
Das selbe Model auch für Venus und Mars angewandt.
Venus: Radius ist nur 5 km größer
Mars: Radius, der 40 kleiner ist als der gemessene
Mg# Gehalt ist kleiner als auf der Erde
Mond und Merkur: passen die Modelle nicht so gut.
Merkur hat eine hohe Dichte. Der Radius für Merkur war um 12%
größer, für den Mond 8% kleiner.
Calculations for Solar System bodies
Modelle auch für die eisigen Monde verwendet.
Mit Ausnahme von Europa, der weniger Wasser hat als alle anderen,
wurde H2O mit 50% berechnet für Ganymed, Callisto und Titan.
Modell auch angewandt für Uranus und Neptun – eine große H-reiche
Schichte
Zusammenfassend lässt sich sagen, dass die Algorithmen zur Bestimmung
des Radius von erdähnlichen Planeten und großen eisigen „Satelliten“
sehr gut ist. – anwenden auf Exoplaneten
Ocean planets haben einen größeren Radius als terrestrische Planeten.
vgl. Erdmasse Radius 8000 km
Radius ist um 26% größer als ein terrestr. Exoplanet mit derselben Masse
Die Oberflächenschwerkraft ist geringer; P, T und Dichte des Kerns sind
geringer
Calculations for Solar System bodies
Die Dicke der Wasser-Schichte variiert von 3000 bis 6000 km.
Wie tief ist der Ozean? – Temperaturabhängig
The interior dynamics of water planets (Fu et al, 2010)
Entdeckung von Planetensystemen um andere Sterne
„Super Erden“ – 2 bis 10 Erdmassen, erdähnlich
Hauptparameter ist die Masse – schon einige solcher Planeten entdeckt
- aber kein Aufschluss über die Zusammensetzung, Aufbau
(Wasser,…)
Hoffnung in die Missionen mit Corot und Kepler
Definition: Ein „water planet“ ist ein Planet mit 2 bis 10 Erdmassen, mit
> 10% Wasser um einen Silikat-Metall Kern und ohne signifikante
Gasschicht.
Hydrostatische Modelle – Phasenübergänge zwischen Eis
9 Ocean planets modelliert mit einem Wasseranteil von 0,02% bis 50%
The interior dynamics of water planets
-) Ersetzen von 25% des Mg durch
Fe Dichteerhöhung um 2,5%
-) 2 thermische Modelle:
* oberflächennah
* Konvektion – oberer Mantel
-) Eis X Schichte liegt am „Boden“
der H2O Schichte der 25% und
50% H2O Planeten
-) Wenn ein Wassergehalt ähnlich
der Erde vorliegt dann gibt es
entweder Eis Ih oder flüssiges
Wasser – abh. von der
Oberflächentemperatur
4 dynam. Zonen
-) Wenn es eine gefrorene
Oberfläche gibt Einfluss der
Kruste auf die beobachtbaren
Strukturen
-) Verhalten der Kruste – abh. von
Oberflächentemperatur und
Wärmefluss
-) Zonen sind durch die
Oberflächentemperatur
bestimmt
-) Flüssiges Wasser gibt es in den Zonen
I und II
-) In Zone I liegt die Eis Ih Schichte auf
einem Ozean aus fl. Wasser – Dicke
zu gering für Konvektion
-) Zone II: Die Temp.kurve schneidet die
Schmelzkurve – fl. Ozean – konvektiv
instabil
-) Zone 3: Umkehrpunkt in der
Temp.kurve –
Wärmeleitung/Konvektion kein fl.
Wasser
kleine Konvektionszelle unter der
Kruste – reicht bis zu Silikat-Eis
Grenze
-) Zone 4: dicke Kruste - Konvektion
-) Planeten mit Kruste im Bereich 3 und 4
– Anzeichen einer Atmosphäre - mit
allen Elementen, die aus dem SilikatMetall Kern stammen
-) Die Atmosphäre von Planeten aus Zone I und II kann angereichert
werden durch Entgasungsphänomene (zB. Cryovulkanismus)
-) Die Spannweite der Elemente, die die Oberfläche erreichen, ist durch die
Anwesenheit des fl. Ozeans beeinflusst, da dieser das „Material“
auswählt (gelöste und nicht gelöste Substanzen)
The first metazoa living in permanently anoxic conditions
-) Mehr als 90% der Bisophäre der Meere ist tief (3850 m) und
unerforscht.
-) Der Ozean beherbergt aber Leben in allen Tiefen und unter
extremen Umweltbedingungen (Temperatur, Salzgehalt, Sauerstoff,
Druck,…) – viele unentdeckte Lebensformen
-) Tiefsee Ökosystem enthält auch die größte Biosphäre unter
Bedingungen von geringem bis gar keinem Sauerstoff
-) Die Bereiche mit geringem Sauerstoffanteil sind weit verbreitet in
Tiefen von 200 m bis 1500 m. (umfassen ca. 1 150 000 km2)
-) hoher Schwefelgehalt in den Bodensedimenten
The first metazoa living in permanently anoxic conditions
Diese Umweltbedingungen sind für marine
Lebensformen ungeeignet, einzigen
Ausnahmen sind Prokaryoten, Protozoen
(Einzeller) und einige Metazoen
(Vielzeller).
Im Meeresboden unter der Oberfläche
existieren ständige anoxische
Bedingungen.
Bisher angenommen, dass diese Bereiche
nur bewohnt werden von Viren, Bakterien
und Archaebakterien.
Einzellige Eukaryoten wurden auch unter
anoxischen Bedingungen gefunden.
The first metazoa living in permanently anoxic conditions
-) Foraminiferen wurden kürzlich
entdeckt im Meeresboden, die gut
angepasst an ein Leben ohne
Sauerstoff waren.
Einzeller, die marine Lebensräume
von der Küste bis in die Tiefsee
bewohnen (nur 50 Arten leben im
Süßwasser), Gehäuse
-) Einige Metazoen können für eine
gewisse Zeit anoxische
Bedingungen tolerieren.
-) keine bekannt, die ihr ganzes Leben
so verbringen
The first metazoa living in permanently anoxic conditions
-) Metazoa – vielzellige Organismen
mit einer Größe von wenigen µm
bis zu 1 mm
-) 60% aller Metazoen auf der Erde
-) leben ihr ganzes Leben im
Sediment – kein Larvenstadium im
Wasser
DHAB: deep hypersaline anoxic
basins
Extreme Lebensräume in einer Tiefe
>3000 m, entstanden im Miozän
durch Überflutung – ohne
Sauerstoff, reich an
Schwefelwasserstoff, viele
angepasste Prokaryoten
The first metazoa living in permanently anoxic conditions
-) neu gefunden: Nematoden,
Arthropoden (Gliederfüßer –
Copepoden (Krebse)), Loricifera
(Korsetttierchen)
The first metazoa living in permanently anoxic conditions
-) nicht nur im Mittelmeer und Atlantik
sondern auch aus dem schwarzen Meer
(als Überreste aus sauerstoffreichen
Schichten interpretiert)
-) mit Färbemittel versehen: von den
Kopffüßern leere Körperhüllen, Nematoden
wiesen eine geringe Färbung auf (vmtl.
tod), Loriciferae intensiv gefärbt
Unterschiede in der Färbung zwischen toten
und lebenden Tieren
Problem: die anoxischen Bedingungen
konservieren sehr gut – schwieriger
Nachweis, ob tatsächlich lebend
Aber: sehr große Häufigkeit dieser Loricifera –
bisher nur 2 im Mittelmeer gefunden in den
letzten 40 Jahren
Hinweis auf Reproduktion - Oocyte
The first metazoa living in permanently anoxic conditions
-) leere Hüllen von Loriciferae gefunden –
Hinweis auf Wachstum
-) extrem gut angepasst
Weitere Experimente zur Lebensfähigkeit:
in einer N2 Atmosphäre, im Dunkeln, 14°C,
101.325 Pa – Injektion eines radioaktiven
Stoffes
Überprüfung von Reproduktion und
Stoffwechsel
All diese Organismen hatten spezielle
Mechanismen entwickelt für:
-) Aushalten eines enormen osmotischen
Druckes
-) Leben ohne Sauerstoff
-) Entgiftung hoch giftiger Substanzen
-) chemische Anpassungsfähigkeit
(Panzer)
-) anderer Zellaufbau (Mitochondrien
ersetzt durch Organellen)
Anpassung ihres Aufbaus und ihres
Metabolismus an anoxische
Bedingungen
Quellen
The first metazoa living in permanently anoxic conditions – Danovaro.
R. DellÁnoo A. et al. (2010)
BMC Biology
The interior dynamics of water planets – Fu R., O´Connell and Sasselov
D. (2010) – Astronomical Journal, 708: 1326 -1334
Water world larger than Earth – Marcy G. (2009) – Nature Vol. 462
Mass-radius curve for extrasolar Earth-like planets and ocean planets –
Sotin C. et al (2007) – Icarus 191: 337-351