Voda na pozemských planetách sluneční soustavy - Water on terrestrial planets of the Solar System
Přítomnost vody na terestrické planety ze sluneční soustavy ( Merkur , Venuše , Země , Mars , a blízce příbuzného zemského Moon ) se mění s každým planetárního těla s tím, že přesný původ zůstávají nejasné. Navíc je známo , že pozemská trpasličí planeta Ceres má na svém povrchu vodní led.
Zásoby vody
Mars
Zařízení Mars Odyssey GRS globálně pozorovalo významné množství povrchového vodíku . Stechiometricky odhadované frakce hmotnosti vody ukazují, že - bez oxidu uhličitého - blízký povrch na pólech se skládá téměř výhradně z vody pokryté tenkou dýhou z jemného materiálu. To je posíleno pozorováním MARSIS , s odhadovanými 1,6 × 10 6 km 3 (3,8 × 10 5 cu mi) vody v jižní polární oblasti s vodou ekvivalentní globální vrstvě (WEG) hluboké 11 metrů (36 ft). Další pozorování na obou pólech naznačují, že celkový WEG je 30 m (98 ft), zatímco pozorování Mars Odyssey NS umísťuje spodní hranici v hloubce ~ 14 cm (5,5 palce). Geomorfní důkazy upřednostňují podstatně větší množství povrchových vod oproti geologické historii, přičemž WEG je hluboký až 500 m (1600 ft). Současný atmosférický rezervoár vody, přestože je důležitý jako potrubí, má nevýznamný objem s WEG ne více než 10 μm (0,00039 in). Vzhledem k tomu, typické povrchového tlaku aktuální atmosféry (~ 6 hPa (0,087 psi)), je menší než trojného bodu H 2 O, kapalná voda je nestabilní na povrchu, ledaže přítomné v dostatečně velkých objemech. Kromě toho je průměrná globální teplota ~ 220 K (-53 ° C; -64 ° F), dokonce pod eutektickým bodem mrazu většiny solanek. Pro srovnání, nejvyšší denní povrchové teploty na dvou místech MER byly ~ 290 K (17 ° C; 62 ° F).
Rtuť
Díky své blízkosti ke Slunci a nedostatku viditelné vody na jeho povrchu byla planeta Merkur považována za netěkavou planetu. Data získaná z mise Mariner 10 nalezla důkazy o H , He a O v Merkurově exosféře. V blízkosti polárních oblastí byly také nalezeny těkavé látky. MESSENGER však poslal data z několika palubních přístrojů, které vedly vědce k závěru, že Merkur je těkavý. Merkur je bohatý na K , který byl navržen jako zástupce těkavého vyčerpání planetárního těla. To vede k předpokladu, že by Merkur mohl na svém povrchu nashromáždit vodu ve srovnání se Zemí, pokud by jeho blízkost nebyla tak blízko Slunce.
Země
Zemská hydrosféra obsahuje ~ 1,46 × 10 21 kg (3,22 × 10 21 lb) H 2 O a sedimentární horniny obsahují ~ 0,21 × 10 21 kg (4,6 × 10 20 lb), což odpovídá celkovému inventáři kůry ~ 1,67 × 10 21 kg (3,68 × 10 21 lb) H 2 O. Inventář pláště je špatně omezen v rozmezí 0,5 × 10 21 –4 × 10 21 kg (1,1 × 10 21 –8,8 × 10 21 lb). Hromadný inventář H 2 O na Zemi lze proto konzervativně odhadnout na 0,04% hmotnosti Země (~ 2,3 × 10 21 kg (5,1 × 10 21 lb)).
Pozemský měsíc
Nedávné pozorování provedené řadou kosmických lodí potvrdilo značné množství měsíční vody . Sekundární Ion Mass Spectrometer (SIMS), měřená H 2 O, jakož i další případné těkavé látky v měsíčních vulkanického skla bubliny. V těchto vulkanických skel, 4-46 ppm hmotn H 2, bylo zjištěno, O a poté modelována k byli 260-745 ppm hmot před měsíčních sopečných výbuchů. SIMS také našel měsíční vodu ve vzorcích hornin astronautů Apollo vrácených na Zemi. Tyto vzorky hornin byly testovány třemi různými způsoby a všechny došly ke stejnému závěru, že Měsíc obsahuje měsíční vodu.
Existují tři hlavní soubory dat o množství vody na lunárním povrchu: vzorky z Vysočiny, vzorky KREEP a vzorky pyroklastického skla. Vzorky vysočiny byly na počátku odhadovány pro lunární magmatický oceán na 1320–5 000 ppm hmotnostních H 2 O. UrKREEP vzorek odhaduje 130-240 ppm hmotnostních H2O, která je podobná zjištění v současných vzorcích Highland (před modelování). Kuličky vzorku pyroklastického skla byly použity k odhadu obsahu vody ve zdroji pláště a sypkém křemičitanovém Měsíci. Plášť zdroje byla odhadnuta na 110 ppm hmotn H 2 O a křemičitanu hromadné Měsíc obsahoval 100-300 ppm hmotnostních H 2 O.
Venuše
Současná atmosféra Venuše má ve své atmosféře pouze ~ 200 mg/kg H 2 O (g) a režim tlaku a teploty činí vodu na jejím povrchu nestabilní. Nicméně za předpokladu, že časná Venušina H 2 O měla poměr mezi deuteriem (těžký vodík, 2H) a vodík (1H) podobný zemské vídeňské standardní střední oceánské vodě ( VSMOW ) 1,6 × 10 −4 , aktuální poměr D/H v atmosféře Venuše 1,9 x 10 -2 , na téměř x 120 Země, může znamenat, že Venuše měl mnohem větší H 2 o zásob. Zatímco velká nerovnost mezi pozemskými a venušskými poměry D/H ztěžuje jakýkoli odhad geologicky starověkého rozpočtu Venuše na vodu, její hmotnost mohla být alespoň 0,3% zemské hydrosféry. Odhady založené na hladinách deuteria Venuše naznačují, že planeta ztratila kdekoli od 4 metrů (13 stop) povrchové vody až po „hodnotu oceánu Země“.
Akrecece vody Zemí a Marsem
Poměr izotopů D/H je primárním omezením zdroje H 2 O pozemských planet. Porovnání planetární D / H poměry s těmi uhlíkatých chondrites a komet umožňuje stanovení pokusný zdroje H 2 O. Nejlepší omezení pro accreted H 2 O se určí z non-atmosférický H 2 O, jako D / H poměr atmosférické složky může podléhat rychlé změně preferenční ztrátou H, pokud není v izotopické rovnováze s povrchem H 2 O. Zemský poměr VSMOW D/H 1,6 × 10 −4 a modelování dopadů naznačuje, že kometární příspěvek do korové vody bylo méně než 10%. Velká část vody však mohla být získána z planetárních embryí velikosti Merkuru, které se vytvořily v pásu asteroidů nad 2,5 AU. Původní poměr D/H Marsu, odhadovaný dekonvolvováním atmosférických a magmatických složek D/H v marťanských meteoritech (např. QUE 94201), je × (1,9 +/- 0,25) hodnota VSMOW. Vyšší modelování D/H a dopadu (výrazně odlišné od Země díky menší hmotnosti Marsu) upřednostňuje model, kde Mars nabral celkem 6% až 27% hmotnosti současné zemské hydrosféry, což odpovídá původnímu D/H mezi × 1,6 a × 1,2 SMOW hodnota. První vylepšení je v souladu se zhruba stejnými asteroidními a kometárními příspěvky, zatímco druhé by naznačovalo většinou asteroidní příspěvky. Odpovídající WEG by bylo 0,6–2,7 km (0,37–1,68 mi), což je v souladu s 50% účinností odplyňování a poskytne ~ 500 m (1600 ft) WEG povrchové vody. Porovnání současného atmosférického poměru D/H × 5,5 SMOW s prvotním poměrem × 1,6 SMOW naznačuje, že ~ 50 m (160 ft) bylo ztraceno do vesmíru odizolováním slunečního větru .
Kometární a asteroidní dodávka vody k akretraci Země a Marsu má významné výhrady, přestože je zvýhodněna izotopickými poměry D/H. Mezi klíčové problémy patří:
- Vyšší poměry D/H v marťanských meteoritech by mohly být důsledkem zkresleného vzorkování, protože Mars možná nikdy neměl účinný proces recyklace kůry
- Odhad primárního horního pláště Země o izotopickém poměru 187 Os/ 188 Os přesahuje 0,129, což je výrazně více než u uhlíkatých chondritů, ale je podobný běžným bezvodým chondritům. To činí nepravděpodobné, že by planetární embrya kompozičně podobná uhlíkatým chondritům dodávala na Zemi vodu
- Atmosférický obsah Ne v Zemi je výrazně vyšší, než by se očekávalo, kdyby byly všechny vzácné plyny a H 2 O akumulovány z planetárních embryí s uhlíkatými chondritickými kompozicemi.
Alternativou ke kometární a asteroidové dodávce H 2 O by bylo narůstání prostřednictvím fyzisorpce během tvorby pozemských planet ve sluneční mlhovině . To by bylo v souladu s termodynamickým odhadem přibližně dvou pozemských hmotností vodní páry do 3 AU od slunečního akrečního disku, což by čtyřicetinásobně překročilo hmotnost vody potřebné k připsání ekvivalentu 50 pozemských hydrosfér (nejextrémnější odhad) objemu H 2 O Země ) na pozemskou planetu. I když může být velká část mlhoviny H 2 O (g) ztracena v důsledku prostředí s vysokou teplotou akrečního disku, je možné, že při fyzisorpci H 2 O na narůstajících zrnech zůstanou téměř 500 pozemské hydrosféry H 2 O při 500 Teploty K (227 ° C; 440 ° F). Tento adsorpční model by účinně zabránit 187 OS / 188 Os izotopový poměr problém disparitu distálně ze zdrojů H 2 O. však aktuální nejlepší odhad / H poměr mlhoviny D spektroskopicky odhaduje se Jovian a Saturnian atmosférickém CH 4, je pouze 2,1 x 10 -5 , faktor 8 nižší než poměr VSMOW Země. Není jasné, jak takový rozdíl mohl existovat, pokud physisorption byly skutečně dominantní forma H 2 O narůstání na Zemi, zejména a terestrických planet obecně.