Água em planetas terrestres do Sistema Solar - Water on terrestrial planets of the Solar System
A presença de água nos planetas terrestres do Sistema Solar ( Mercúrio , Vênus , Terra , Marte e da Terra intimamente relacionado Lua ) varia de acordo com cada corpo planetário, com as origens exatas permanecendo incerto. Além disso, o planeta anão terrestre Ceres é conhecido por ter gelo de água em sua superfície.
Inventários de água
Marte
Uma quantidade significativa de hidrogênio superficial foi observada globalmente pelo Mars Odyssey GRS. As frações de massa de água estimadas estequiometricamente indicam que - quando livre de dióxido de carbono - a superfície próxima nos pólos consiste quase inteiramente de água coberta por uma fina camada de material fino. Isso é reforçado por observações do MARSIS , com uma estimativa de 1,6 × 10 6 km 3 (3,8 × 10 5 cu mi) de água na região do pólo sul com Água equivalente a uma camada global (WEG) de 11 metros (36 pés) de profundidade. Observações adicionais em ambos os pólos sugerem que o WEG total é de 30 m (98 pés), enquanto as observações do Mars Odyssey NS colocam o limite inferior em ~ 14 cm (5,5 in) de profundidade. Evidências geomórficas favorecem quantidades significativamente maiores de águas superficiais em relação à história geológica, com WEG em profundidades de até 500 m (1.600 pés). O atual reservatório de água na atmosfera, embora importante como um conduto, é insignificante em volume com o WEG não superior a 10 μm (0,00039 in). Uma vez que a pressão superficial típica da atmosfera atual (~ 6 hPa (0,087 psi)) é menor que o ponto triplo de H 2 O, a água líquida é instável na superfície, a menos que esteja presente em volumes suficientemente grandes . Além disso, a temperatura global média é de ~ 220 K (−53 ° C; −64 ° F), mesmo abaixo do ponto de congelamento eutético da maioria das salmouras. Para comparação, as temperaturas de superfície diurnas mais altas nos dois locais MER foram de ~ 290 K (17 ° C; 62 ° F).
Mercúrio
Devido à sua proximidade com o Sol e à falta de água visível em sua superfície, o planeta Mercúrio era considerado um planeta não volátil . Dados recuperados da missão Mariner 10 encontraram evidências de H , He e O na exosfera de Mercúrio. Voláteis também foram encontrados perto das regiões polares. A MESSENGER , no entanto, enviou dados de vários instrumentos de bordo que levaram os cientistas à conclusão de que Mercúrio era rico em voláteis. Mercúrio é rico em K , que foi sugerido como um substituto para o esgotamento volátil do corpo planetário. Isso leva à suposição de que Mercúrio poderia ter acumulado água em sua superfície, em relação à da Terra, se sua proximidade não fosse tão próxima à do sol.
terra
Hydrosphere da Terra contém ~ 1,46 x 10 21 kg (3,22 x 10 21 lb) de H 2 O e rochas sedimentares contêm ~ 0,21 x 10 21 kg (4,6 × 10 20 libras), para um inventário da crosta total de ~ 1,67 x 10 21 kg (3,68 × 10 21 lb) de H 2 O. O estoque do manto é mal restringido na faixa de 0,5 × 10 21 –4 × 10 21 kg (1,1 × 10 21 –8,8 × 10 21 lb). Portanto, o estoque total de H 2 O na Terra pode ser estimado conservadoramente como 0,04% da massa da Terra (~ 2,3 × 10 21 kg (5,1 × 10 21 lb)).
Lua da terra
Observações recentes feitas por várias naves espaciais confirmaram quantidades significativas de água lunar . O espectrômetro de massa de íons secundários (SIMS) mediu H 2 O, bem como outros possíveis voláteis em bolhas de vidro vulcânico lunar. Nestes vidros vulcânicos, 4-46 ppm em peso de H 2 O foi encontrado e então modelado como tendo sido 260-745 ppm em peso antes das erupções vulcânicas lunares. O SIMS também encontrou água lunar nas amostras de rocha dos astronautas da Apollo devolvidas à Terra. Essas amostras de rocha foram testadas de três maneiras diferentes e todas chegaram à mesma conclusão de que a Lua contém água lunar.
Existem três conjuntos de dados principais para a abundância de água na superfície lunar: amostras das terras altas, amostras KREEP e amostras de vidro piroclástico. Amostras das terras altas foram estimadas para o oceano de magma lunar em 1320-5000 ppm em peso de H 2 O no início. A amostra urKREEP estima um peso de 130-240 ppm de H2O, que é semelhante aos achados nas amostras atuais das Terras Altas (antes da modelagem). Grânulos de amostra de vidro piroclástico foram usados para estimar o conteúdo de água na fonte do manto e na Lua de silicato em massa. A fonte manto foi estimada a 110 ppm em peso de H 2 O e o silicato de grandes quantidades Lua continha 100-300 ppm em peso de H 2 O.
Vênus
A atual atmosfera venusiana tem apenas ~ 200 mg / kg de H 2 O (g) em sua atmosfera e o regime de pressão e temperatura torna a água instável em sua superfície. No entanto, assumindo que o H 2 O de Vênus inicial tinha uma razão entre deutério (hidrogênio pesado, 2H) e hidrogênio (1H) semelhante à Água média do oceano padrão de Viena da Terra ( VSMOW ) de 1,6 × 10 −4 , a razão D / H atual em a atmosfera venusiana de 1,9 × 10 −2 , a quase × 120 da da Terra, pode indicar que Vênus tinha um estoque de H 2 O muito maior . Embora a grande disparidade entre as razões D / H terrestre e venusiana torne difícil qualquer estimativa do balanço hídrico geologicamente antigo de Vênus, sua massa pode ter sido de pelo menos 0,3% da hidrosfera da Terra. Estimativas baseadas nos níveis de deutério de Vênus sugerem que o planeta perdeu desde 4 metros (13 pés) de água superficial até "o valor de um oceano da Terra".
Acreção de água pela Terra e Marte
A razão isotópica D / H é uma restrição primária na fonte de H 2 O dos planetas terrestres. A comparação das razões D / H planetárias com as dos condritos e cometas carbonáceos permite uma tentativa de determinação da fonte de H 2 O. As melhores restrições para H 2 O agregado são determinadas a partir de H 2 O não atmosférico , como o D / H a relação do componente atmosférico pode estar sujeita a uma alteração rápida pela perda preferencial de H, a menos que esteja em equilíbrio isotópico com a superfície H 2 O. A relação VSMOW D / H da Terra de 1,6 × 10 −4 e a modelagem dos impactos sugerem que a contribuição cometária para a água da crosta foi inferior a 10%. No entanto, grande parte da água pode ser derivada de embriões planetários do tamanho de Mercúrio que se formaram no cinturão de asteróides além de 2,5 UA. A razão D / H original de Marte, estimada pela desconvolução dos componentes D / H atmosféricos e magmáticos em meteoritos marcianos (por exemplo, QUE 94201), é × (1,9 +/- 0,25) o valor VSMOW. O D / H mais alto e modelagem de impacto (significativamente diferente da Terra devido à menor massa de Marte) favorecem um modelo onde Marte agregou um total de 6% a 27% da massa da hidrosfera terrestre atual, correspondendo respectivamente a um D / H original entre × 1,6 e × 1,2 o valor SMOW. O primeiro aprimoramento é consistente com contribuições asteroidais e cometárias aproximadamente iguais, enquanto o último indicaria contribuições principalmente asteroidais. O WEG correspondente seria de 0,6–2,7 km (0,37–1,68 mi), consistente com uma eficiência de liberação de gás de 50% para produzir aproximadamente 500 m (1.600 pés) de WEG de água superficial. Comparando a razão D / H atmosférica atual de razão de × 5,5 SMOW com a razão primordial de × 1,6 SMOW sugere que ~ 50 m (160 pés) de foi perdido para o espaço através da remoção do vento solar .
A entrega cometária e asteroidal de água para a acumulação da Terra e de Marte tem ressalvas significativas, embora seja favorecida por razões isotópicas D / H. Os principais problemas incluem:
- As razões D / H mais elevadas em meteoritos marcianos podem ser uma consequência da amostragem enviesada, uma vez que Marte pode nunca ter tido um processo de reciclagem crustal eficaz
- A estimativa do manto superior primitivo da Terra da razão isotópica de 187 Os / 188 Os excede 0,129, significativamente maior do que a dos condritos carbonáceos, mas semelhante aos condritos comuns anidros. Isso torna improvável que embriões planetários de composição semelhante aos condritos carbonáceos forneçam água para a Terra
- O conteúdo atmosférico de Ne da Terra é significativamente mais alto do que seria esperado se todos os gases raros e H 2 O tivessem sido agregados a partir de embriões planetários com composições condríticas carbonosas.
Uma alternativa para a entrega cometária e asteroidal de H 2 O seria o acréscimo via fisissorção durante a formação dos planetas terrestres na nebulosa solar . Isso seria consistente com a estimativa termodinâmica de cerca de duas massas terrestres de vapor de água dentro de 3AU do disco de acumulação solar, que excederia por um fator de 40 a massa de água necessária para acumular o equivalente a 50 hidrosferas terrestres (a estimativa mais extrema do conteúdo em massa de H 2 O da Terra ) por planeta terrestre. Mesmo que muito do H 2 O (g) nebular possa ser perdido devido ao ambiente de alta temperatura do disco de acreção, é possível que a fisissorção de H 2 O em grãos de acreção retenha quase três hidrosferas terrestres de H 2 O a 500 Temperaturas K (227 ° C; 440 ° F). Este modelo de adsorção evitaria efetivamente o problema de disparidade de razão isotópica de 187 Os / 188 Os de H 2 O de origem distal . No entanto, a melhor estimativa atual da razão nebular D / H espectroscopicamente estimada com CH 4 atmosférico de Júpiter e Saturno é de apenas 2,1 × 10 −5 , um fator de 8 menor do que a razão VSMOW da Terra. Não está claro como tal diferença poderia existir, se a fisiossorção fosse de fato a forma dominante de acreção de H 2 O para a Terra em particular e os planetas terrestres em geral.