Наличие воды на планетах земной группы в солнечной системе ( Меркурий , Венера , Земля , Марс , и тесно связанный с земной Луной ) изменяется с каждым планетарным телом, причем точное происхождение оставшимся неясным. Кроме того, известно, что земная карликовая планета Церера покрыта водяным льдом.
Водные запасы
Марс
С помощью Mars Odyssey GRS во всем мире было обнаружено значительное количество поверхностного водорода . [1] Стехиометрические оценки массовых долей воды указывают на то, что при отсутствии углекислого газа ближняя поверхность на полюсах почти полностью состоит из воды, покрытой тонким слоем тонкого материала. [1] Это подтверждается наблюдениями MARSIS , согласно которым примерно 1,6 × 10 6 км 3 (3,8 × 10 5 кубических миль) воды в южной полярной области с уровнем воды, эквивалентным глобальному слою (WEG), составляет 11 метров (36 футов). глубокий. [2] Дополнительные наблюдения на обоих полюсах предполагают, что общий WEG составляет 30 м (98 футов), в то время как наблюдения НЗ Mars Odyssey устанавливают нижнюю границу на глубину ~ 14 см (5,5 дюйма). [3] Геоморфологические данные свидетельствуют в пользу значительно большего количества поверхностных вод на протяжении геологической истории, при этом WEG достигает глубины 500 м (1600 футов). [3] Текущий резервуар с водой в атмосфере, хотя и важен как водовод, по объему невелик с WEG не более 10 мкм (0,00039 дюйма). [3] Поскольку типичное поверхностное давление текущей атмосферы (~ 6 гПа (0,087 фунт / кв. Дюйм) [4] ) меньше тройной точки H 2 O, жидкая вода нестабильна на поверхности, если она не присутствует в достаточно больших объемах. Кроме того, средняя глобальная температура составляет ~ 220 К (-53 ° C; -64 ° F), даже ниже эвтектической точки замерзания большинства рассолов. [4] Для сравнения, самые высокие суточные температуры поверхности на двух участках MER были ~ 290 K (17 ° C; 62 ° F). [5]
Меркурий
Из-за близости к Солнцу и отсутствия видимой воды на его поверхности планета Меркурий считалась энергонезависимой . Данные, полученные с миссии Mariner 10, обнаружили доказательства присутствия H , He и O в экзосфере Меркурия. [6] Летучие вещества также были обнаружены вблизи полярных регионов. [7] MESSENGER , однако, отправил обратно данные с нескольких бортовых приборов, которые привели ученых к выводу, что Меркурий был богат летучими веществами. [8] [9] [10] Меркурий богат калием , который был предложен в качестве заместителя летучего истощения на планетарном теле. Это приводит к предположению, что Меркурий мог бы образовать воду на своей поверхности относительно поверхности Земли, если бы его близость не была так близка к Солнцу. [11]
земля
Гидросфера Земли содержит ~ 1,46 × 10 21 кг (3,22 × 10 21 фунта) H 2 O, а осадочные породы содержат ~ 0,21 × 10 21 кг (4,6 × 10 20 фунтов), для общего запаса земной коры ~ 1,67 × 10 21 кг. (3,68 × 10 21 фунт) H 2 O. Запасы мантии плохо ограничиваются диапазоном 0,5 × 10 21 –4 × 10 21 кг (1,1 × 10 21 –8,8 × 10 21 фунт). Следовательно, общий объем H 2 O на Земле можно консервативно оценить как 0,04% массы Земли (~ 2,3 × 10 21 кг (5,1 × 10 21 фунт)).
Луна земли
Недавние наблюдения, проведенные рядом космических аппаратов, подтвердили наличие значительного количества лунной воды . Вторичной ионной масс - спектрометр (SIMS) , измеренная Н 2 О, а также другие возможные летучие вещества в Лунных вулканического стекла пузырьков. В этих вулканических стеклах было обнаружено 4-46 частей на миллион по массе H 2 O, которые затем были смоделированы как 260-745 мас. [12] SIMS также обнаружила лунную воду в образцах горных пород астронавтов Аполлона, возвращенных на Землю. Эти образцы горных пород были протестированы тремя различными способами, и все пришли к одному выводу, что Луна содержит лунную воду. [13] [14] [15] [16]
Существует три основных набора данных об обилии воды на поверхности Луны: образцы Хайленд, образцы KREEP и образцы пирокластического стекла. Образцы высокогорья были оценены для Лунного магматического океана в 1320-5000 частей на миллион по массе H 2 O вначале. [17] urKREEP образец оценивает 130-240 частей на миллион вес Н2О, который похож на выводы в текущих образцах Хайленд (перед моделированием). [18] Образцы бусин из пирокластического стекла были использованы для оценки содержания воды в мантийном источнике и в массивной силикатной Луне. Мантийный источник оценивается в 110 частей на миллион по массе H 2 O, а объемный силикат Moon содержит 100-300 частей на миллион по массе H 2 O. [19] [18]
Венера
В современной атмосфере Венеры содержится всего ~ 200 мг / кг H 2 O (г), а режим давления и температуры делает воду на ее поверхности нестабильной. Тем не менее, если предположить, что H 2 O на ранней Венере имело соотношение между дейтерием (тяжелый водород, 2H) и водород (1H), аналогичное Венскому стандартному среднему значению океанской воды ( VSMOW ) на Земле, равному 1,6 × 10 −4 , [20] текущее значение D / Отношение H в атмосфере Венеры, равное 1,9 × 10 -2 , что составляет почти 120 земных, может указывать на то, что на Венере было гораздо больше H 2 O. [21] Хотя большое расхождение между земными и венерианскими отношениями D / H затрудняет любую оценку геологически древнего водного баланса Венеры, [22] ее масса могла составлять не менее 0,3% гидросферы Земли. [21] Оценки, основанные на уровнях дейтерия на Венере, предполагают, что планета потеряла где-то от 4 метров (13 футов) поверхностной воды до «уровня океана Земли». [23]
Аккреция воды Землей и Марсом
Отношение изотопов D / H является основным ограничением для источника H 2 O планет земной группы. Сравнение планетарных отношений D / H с отношениями D / H углеродистых хондритов и комет позволяет предварительно определить источник H 2 O. Наилучшие ограничения для аккрецированной H 2 O определяются по неатмосферной H 2 O, так как D / H соотношение атмосферного компонента может быстро изменяться из-за преимущественной потери H [4], если только он не находится в изотопном равновесии с поверхностным H 2 O. Отношение VSMOW D / H Земли составляет 1,6 × 10 -4 [20] и моделирование столкновения предполагают, что вклад комет в воду земной коры составлял менее 10%. Однако большая часть воды могла быть получена из планетарных эмбрионов размером с Меркурий, которые сформировались в поясе астероидов за пределами 2,5 а.е. [24] Исходное отношение D / H Марса, оцененное путем деконволюции атмосферных и магматических компонентов D / H в марсианских метеоритах (например, QUE 94201), составляет × (1,9 +/- 0,25) значение VSMOW. [24] Более высокое значение D / H и моделирование столкновения (значительно отличающееся от Земли из-за меньшей массы Марса) отдают предпочтение модели, в которой Марс увеличил в общей сложности от 6% до 27% массы текущей гидросферы Земли, что соответствует, соответственно, исходной D / H от × 1,6 до × 1,2 значение SMOW. [24] Первое усиление согласуется с примерно равным вкладом астероидов и комет, в то время как второе указывает в основном на астероидные вклады. [24] Соответствующий WEG будет составлять 0,6–2,7 км (0,37–1,68 миль), что соответствует 50% эффективности дегазации для получения ~ 500 м (1600 футов) WEG поверхностной воды. [24] Сравнение текущего отношения D / H в атмосфере, равного × 5.5 SMOW, с изначальным × 1.6 SMOW, предполагает, что ~ 50 м (160 футов) было потеряно в космос из-за разрыва солнечного ветра . [24]
Кометная и астероидная доставка воды к аккрецирующей Земле и Марсу имеет серьезные оговорки, хотя этому способствуют изотопные отношения D / H. [22] Ключевые проблемы: [22]
- Более высокие отношения D / H в марсианских метеоритах могут быть следствием смещенной выборки, поскольку на Марсе, возможно, никогда не было эффективного процесса рециркуляции земной коры.
- Примитивная Земли верхней мантия оценка 187 Os / 188 изотопного отношение Os превышает 0,129, что значительно больше , чем у углеродистых хондритов, но похожий на безводные обычные хондриты. Это делает маловероятным, что планетарные зародыши, по составу похожие на углеродистые хондриты, поставляли воду на Землю.
- Содержание Ne в атмосфере Земли значительно выше, чем можно было бы ожидать, если бы все инертные газы и H 2 O были аккрецированы из планетарных зародышей с углеродисто-хондритовым составом. [25]
Альтернативой доставке H 2 O через кометы и астероиды могла бы быть аккреция посредством физической сорбции во время образования планет земной группы в солнечной туманности . Это согласуется с термодинамической оценкой примерно двух земных масс водяного пара в пределах 3 а.е. от солнечного аккреционного диска, что в 40 раз превышает массу воды, необходимую для аккреции, эквивалентную 50 земным гидросферам (самая крайняя оценка содержания H 2 O на Земле) на планету земного типа. [22] Несмотря на то, что большая часть туманности H 2 O (g) может быть потеряна из-за высокотемпературной среды аккреционного диска, физическая адсорбция H 2 O на аккреционных зернах может удерживать почти три земных гидросферы H 2. O при температуре 500 К (227 ° C; 440 ° F). [22] Эта модель адсорбции позволила бы эффективно избежать проблемы несоответствия изотопного отношения 187 Os / 188 Os для H 2 O из дистальных источников. Однако текущая наилучшая оценка отношения D / H в туманностях, спектроскопически оцененная с использованием CH 4 в атмосфере Юпитера и Сатурна : всего 2,1 × 10 −5 , что в 8 раз ниже, чем отношение VSMOW Земли. [22] Неясно, как такая разница могла существовать, если физисорбция действительно была доминирующей формой аккреции H 2 O для Земли в частности и планет земной группы в целом.
Смотрите также
- Внеземная жидкая вода # Жидкая вода в Солнечной системе
- Планета океана
Рекомендации
- ^ а б Бойнтон, Западная Вирджиния; и другие. (2007). «Концентрация H, Si, Cl, K, Fe и Th в низких и средних широтах Марса» . Журнал геофизических исследований . 112 (E12): E12S99. Bibcode : 2007JGRE..11212S99B . DOI : 10.1029 / 2007JE002887 .
- ^ Plaut, JJ; и другие. (2007). «Подповерхностное радиолокационное зондирование южнополярных слоистых отложений Марса». Наука . 316 (5821): 92–95. Bibcode : 2007Sci ... 316 ... 92P . DOI : 10.1126 / science.1139672 . PMID 17363628 . S2CID 23336149 .
- ^ а б в Фельдман, WC (2004). «Глобальное распределение приповерхностного водорода на Марсе» . Журнал геофизических исследований . 109 (E9): E09006. Bibcode : 2004JGRE..109.9006F . DOI : 10.1029 / 2003JE002160 .
- ^ а б в Якоски, БМ; Филлипс, Р.Дж. (2001). «Летучая и климатическая история Марса» . Природа . 412 (6843): 237–244. Bibcode : 2001Natur.412..237J . DOI : 10.1038 / 35084184 . PMID 11449285 .
- ^ Спанович, Н .; Смит, доктор медицины; Смит, PH; Вольф, MJ; Кристенсен, PR; Squyres, SW (2006). «Температура приземной и приповерхностной атмосферы для мест посадки марсохода Mars Exploration Rover». Икар . 180 (2): 314–320. Bibcode : 2006Icar..180..314S . DOI : 10.1016 / j.icarus.2005.09.014 .
- ^ Broadfoot, AL; Шеманский, ДЭ; Кумар, С. (1976). «Маринер 10: атмосфера Меркурия». Письма о геофизических исследованиях . 3 (10): 577–580. Bibcode : 1976GeoRL ... 3..577B . DOI : 10,1029 / gl003i010p00577 . ISSN 0094-8276 .
- ^ Слэйд, Массачусетс; Батлер, Би Джей; Мухлеман, Д. О. (1992-10-23). «Радиолокационное изображение Меркурия: свидетельство полярного льда». Наука . 258 (5082): 635–640. Bibcode : 1992Sci ... 258..635S . DOI : 10.1126 / science.258.5082.635 . ISSN 0036-8075 . PMID 17748898 . S2CID 34009087 .
- ^ Эванс, Ларри Дж .; Пепловски, Патрик Н .; Родос, Эдгар А .; Лоуренс, Дэвид Дж .; Маккой, Тимоти Дж .; Ниттлер, Ларри Р .; Соломон, Шон С.; Sprague, Ann L .; Stockstill-Cahill, Karen R .; Старр, Ричард Д .; Вейдер, Шошана З. (02.11.2012). «Содержание основных элементов на поверхности Меркурия: результаты гамма-спектрометра MESSENGER». Журнал геофизических исследований: планеты . 117 (E12): н / д. Bibcode : 2012JGRE..117.0L07E . DOI : 10.1029 / 2012je004178 . ISSN 0148-0227 .
- ^ Пепловски, Патрик Н .; Лоуренс, Дэвид Дж .; Эванс, Ларри Дж .; Клима, Рэйчел Л .; Blewett, Дэвид Т .; Голдстен, Джон О.; Murchie, Scott L .; Маккой, Тимоти Дж .; Ниттлер, Ларри Р .; Соломон, Шон С.; Старр, Ричард Д. (2015). «Ограничения на содержание углерода в приповерхностных материалах на ртути: результаты гамма-спектрометра MESSENGER». Планетарная и космическая наука . 108 : 98–107. Bibcode : 2015P & SS..108 ... 98P . DOI : 10.1016 / j.pss.2015.01.008 . ISSN 0032-0633 .
- ^ Пепловски, Патрик Н .; Клима, Рэйчел Л .; Лоуренс, Дэвид Дж .; Эрнст, Кэролайн М .; Деневи, Бретт У .; Франк, Элизабет А .; Голдстен, Джон О.; Murchie, Scott L .; Ниттлер, Ларри Р .; Соломон, Шон С. (07.03.2016). «Данные дистанционного зондирования древней углеродсодержащей коры на Меркурии». Природа Геонауки . 9 (4): 273–276. Bibcode : 2016NatGe ... 9..273P . DOI : 10.1038 / ngeo2669 . ISSN 1752-0894 .
- ^ Гринвуд, Джеймс П .; Карато, Сюн-ичиро; Vander Kaaden, Kathleen E .; Пахлеван, Кавех; Усуи, Томохиро (26.07.2018). «Запасы воды и летучих веществ Меркурия, Венеры, Луны и Марса». Обзоры космической науки . 214 (5): 92. Bibcode : 2018SSRv..214 ... 92G . DOI : 10.1007 / s11214-018-0526-1 . ISSN 0038-6308 . S2CID 125706287 .
- ^ Зааль, Альберто Э .; Хаури, Эрик Х .; Cascio, Mauro L .; Ван Орман, Джеймс А .; Резерфорд, Малкольм С.; Купер, Рид Ф. (2008). «Летучий состав лунных вулканических стекол и наличие воды в недрах Луны». Природа . 454 (7201): 192–195. Bibcode : 2008Natur.454..192S . DOI : 10,1038 / природа07047 . ISSN 0028-0836 . PMID 18615079 . S2CID 4394004 .
- ^ Бойс, Джереми У .; Лю, Ян; Россман, Джордж Р .; Гуань, Юньбинь; Эйлер, Джон М .; Столпер, Эдвард М .; Тейлор, Лоуренс А. (2010). «Лунный апатит с наземными летучими обилиями» (PDF) . Природа . 466 (7305): 466–469. Bibcode : 2010Natur.466..466B . DOI : 10,1038 / природа09274 . ISSN 0028-0836 . PMID 20651686 . S2CID 4405054 .
- ^ Гринвуд, Джеймс П .; Ито, Шоичи; Сакамото, Наоя; Уоррен, Пол; Тейлор, Лоуренс; Юримото, Хисайоши (09.01.2011). «Соотношение изотопов водорода в лунных породах указывает на доставку кометной воды на Луну». Природа Геонауки . 4 (2): 79–82. Bibcode : 2011NatGe ... 4 ... 79G . DOI : 10.1038 / ngeo1050 . hdl : 2115/46873 . ISSN 1752-0894 .
- ^ McCubbin, Francis M .; Vander Kaaden, Kathleen E .; Тартез, Ромен; Клима, Рэйчел Л .; Лю, Ян; Мортимер, Джеймс; Барнс, Джессика Дж .; Ширер, Чарльз К .; Treiman, Allan H .; Лоуренс, Дэвид Дж .; Элардо, Стивен М. (2015a). «Летучие магматические вещества (H, C, N, F, S, Cl) в лунной мантии, коре и реголите: изобилие, распределение, процессы и резервуары» . Американский минералог . 100 (8–9): 1668–1707. Bibcode : 2015AmMin.100.1668M . DOI : 10,2138 / ч 2015-4934ccbyncnd . ISSN 0003-004X .
- ^ McCubbin, Francis M .; Vander Kaaden, Kathleen E .; Тартез, Ромен; Бойс, Джереми У .; Михаил, Сами; Уитсон, Эрик С .; Белл, Аарон С .; Ананд, Махеш; Franchi, Ian A .; Ван, Цзяньхуа; Хаури, Эрик Х. (2015b). «Экспериментальное исследование распределения F, Cl и OH между апатитом и богатым железом базальтовым расплавом при 1.0–1.2 ГПа и 950–1000 ° C». Американский минералог . 100 (8–9): 1790–1802. Bibcode : 2015AmMin.100.1790M . DOI : 10,2138 / ч 2015-5233 . ISSN 0003-004X . S2CID 100688307 .
- ^ Хуэй, Хэцзю; Гуань, Юньбинь; Чен, Ян; Peslier, Anne H .; Чжан, Юсюэ; Лю, Ян; Flemming, Roberta L .; Россман, Джордж Р .; Эйлер, Джон М .; Нил, Клайв Р .; Осинский, Гордон Р. (01.09.2017). «Неоднородные лунные недра для изотопов водорода, обнаруженные на образцах лунных гор» . Письма о Земле и планетах . 473 : 14–23. Bibcode : 2017E & PSL.473 ... 14H . DOI : 10.1016 / j.epsl.2017.05.029 . ISSN 0012-821X .
- ^ а б Хаури, Эрик Х .; Зааль, Альберто Э .; Резерфорд, Малкольм Дж .; Ван Орман, Джеймс А. (2015). «Вода в недрах Луны: правда и последствия» . Письма о Земле и планетах . 409 : 252–264. Bibcode : 2015E и PSL.409..252H . DOI : 10.1016 / j.epsl.2014.10.053 . ISSN 0012-821X .
- ^ Чен, Ян; Чжан, Юсюэ; Лю, Ян; Гуань, Юньбинь; Эйлер, Джон; Столпер, Эдвард М. (2015). «Концентрации воды, фтора и серы в мантии Луны» (PDF) . Письма о Земле и планетах . 427 : 37–46. Bibcode : 2015П & PSL.427 ... 37С . DOI : 10.1016 / j.epsl.2015.06.046 . ISSN 0012-821X .
- ^ a b Национальный институт стандартов и технологий (2005), Отчет о расследовании
- ^ а б Куликов, Ю. N .; Lammer, H .; Лихтенеггер, HIM; Terada, N .; Ribas, I .; Кольб, С .; Langmayr, D .; Lundin, R .; Guinan, EF; Барабаш, С .; Бирнат, Гонконг (2006). «Атмосферные и водные потери от ранней Венеры». Планетарная и космическая наука . 54 (13–14): 1425–1444. Bibcode : 2006P & SS ... 54.1425K . CiteSeerX 10.1.1.538.9059 . DOI : 10.1016 / j.pss.2006.04.021 .
- ^ а б в г д е Дрейк, MJ (2005). «Происхождение воды на планетах земной группы» . Метеоритика и планетология . 40 (4): 519–527. Bibcode : 2005M & PS ... 40..519D . DOI : 10.1111 / j.1945-5100.2005.tb00960.x .
- ^ Оуэн, (2007), news.nationalgeographic.com/news/2007/11/071128-venus-earth_2.html
- ^ а б в г д е Lunine, JI; Chambers, J .; Morbidelli, A .; Лешин, Л.А. (2003). «Происхождение воды на Марсе». Икар . 165 (1): 1–8. Bibcode : 2003Icar..165 .... 1L . DOI : 10.1016 / S0019-1035 (03) 00172-6 .
- ^ Morbidelli, A .; Chambers, J .; Lunine, JI; Petit, JM; Роберт, Ф .; Вальсекки, Великобритания; Cyr, KE (2000). «Источники и сроки доставки воды на Землю» . Метеоритика и планетология . 35 (6): 1309–1320. Bibcode : 2000M и PS ... 35.1309M . DOI : 10.1111 / j.1945-5100.2000.tb01518.x .