mini|hochkant=0.9|Über dem Stern Beteigeuze wird Wasser synthetisiert.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 Unter den Bedingungen des Weltraums 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 Weltraum entdeckt. Als feine Eispartikel oder als Wasserdampf werden sie im 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 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 Sternwinden 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 chemischen Element des Universums.Andreas Wolf: Dreiatomiger Wasserstoff in interstellaren Wolken und auf der Erde. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 07, 2012, S. 12 (online) Wasserstoff formte sich im Zuge des Urknalls.Jörn Müller, Harald Lesch: Woher kommt das Wasser der Erde? In: Chemie in unserer Zeit. Nr. 37, 2003, S. 243, doi:10.1002/ciuz.200300282Michele 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 Sauerstoff entstand erst während bestimmter Nukleosynthesen im Inneren von Sternen. Später wurde er durch starke Sternwinde von roten RiesensternenAuflackern eines sterbenden Sterns. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 04, 2013, S. 9 (online) und von SupernovaeDonald Goldsmith: Die ferne Zukunft der Sterne. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 06, 2012, S. 43 (online) in den Weltraum geschleudert. Dort vermischte er sich mit der übrigen interstellaren Materie.Douglas N.C. Lin: Die chaotische Geburt der Planeten. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 06, 2008, S. 26 (online)
siehe Wasserstoffvorkommen im Weltraum siehe 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-Weltraumteleskops vor 13,82 Milliarden Jahren stattgefunden hat.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 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.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 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 Hochvakuum auf mit einer Dichte von einem Teilchen pro cm³.Roald Hoffmann: Heute kochen wir Elemente-Suppe! In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 04, 2014, S. 84 (online) 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 Knallgasreaktion – der Reaktion von atomarem Sauerstoff mit Wasserstoffmolekülen zu Wasserdampf – 491 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.
Jedoch könnten beide Atomsorten ohnehin nicht miteinander reagieren. Es würden ihnen nämlich die nötigen Valenzelektronen fehlen. Dies liegt an den 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.Jacob Dunningham, Vlatko Vedral: Introductory Quantum Physics and Relativity. Imperial College Press, London 2011, ISBN 978-1-84816-514-4, S. 93. Damit liegt Wasserstoff im freien Weltraum häufig ionisiert vor und kann deshalb nicht für chemische Reaktionen herangezogen werden.Ronald J. Reynolds: Das Gas zwischen den Sternen. In: Spektrum der Wissenschaft Dossier. Nr. 4, 2003, S. 46.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
Wassersynthese in Molekülwolken mini|In der Region BN-KL innerhalb des Orionnebels wird Wasser synthetisiert (Infrarot-Aufnahme).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 An diversen Orten liegen im Weltraum interstellare Nebel. Eine Sorte der interstellaren Nebel sind die Molekülwolken. In ihnen befinden sich nicht-ionisierte Atome, die namensgebenden MoleküleJ. Mayo Greenberg: Kosmischer Stauber. In: Spektrum der Wissenschaft Dossier. Nr. 4, 2003, S. 56 (online) und viel interstellarer Staub.
Interstellare Staubteilchen entstehen bei Supernovae sowie in den Außenzonen roter Riesensterne und roter Überriesensterne.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 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. 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.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 In der Milchstraße liegen die Molekülwolken – die Gas-Staub-Wolken – vor allem innerhalb der galaktischen Ebene auf der Innenseite der Spiralarme.J. Mayo Greenberg: Kosmischer Stauber. In: Spektrum der Wissenschaft Dossier. Nr. 4, 2003, S. 55 (online)
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 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. Die Wolke verliert thermische Energie, so dass sie auf eine Temperatur von 5 K abkühlen kann. Dementsprechend wird die Brown’sche Teilchenbewegung der Teilchen innerhalb der Wolke geringer. Dadurch wird die Wolke dichter und schließlich sogar undurchsichtig.J. Mayo Greenberg: Kosmischer Stauber. In: Spektrum der Wissenschaft Dossier. Nr. 4, 2003, S. 55, 57 (online)
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 (H2) driftet aus dem Inneren der Molekülwolke an ihren Rand. Dort wird das Wasserstoffmolekül von ionisierender Strahlung naher Sterne (oder von kosmischer Gammastrahlung) getroffen. Infolgedessen wird aus dem Molekül ein Elektron geschlagen. Es entsteht ein einfach ionisiertes Wasserstoffmolekül (H2+). Dieses einfach positiv geladene Wasserstoffmolekül reagiert mit einem neutralen Wasserstoffatom, das H I genannt wird und in Molekülwolken häufig vorkommt. Aus der Reaktion entsteht ein einfach positiv geladenes, dreiatomiges Wasserstoff-Ion (H3+).
Das dreiatomige Wasserstoff-Ion reagiert mit einem neutralen Sauerstoffatom. Es entsteht ein einfach positiv geladenes Oxonium-Ion (H3O+). 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 (H3O). 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-Teilchen (OH). Mit einer Wahrscheinlichkeit von 12,5 % zerfällt es zu einem neutralen Wasserstoffmolekül (H2) und einem Hydroxyl-Teilchen (OH). Mit einer Wahrscheinlichkeit von 16,5 % zerfällt es aber zu einem neutralen Wasserstoffatom (H I) und einem Molekül Wasser (H2O).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 D3O+ with cold electrons. In: Physical Review Letters. Nr. 105, 2010, S. 103202, doi:10.1103/PhysRevLett.105.103202