✖


Jump to content

Вода на планетах земной группы Солнечной системы

Присутствие воды на планетах земной группы Солнечной системы ( Меркурий , Венера , Земля , Марс и близкородственная земная Луна ) варьируется в зависимости от каждого планетарного тела, при этом точное происхождение остается неясным. Кроме того, известно, что карликовая планета земного типа Церера имеет на поверхности водяной лед.

Запасы воды

[ редактировать ]

Меркурий

[ редактировать ]
Основная статья: Геология Меркурия § Полярные пятна с высоким альбедо и возможное наличие льда

Из-за близости к Солнцу и отсутствия видимой воды на поверхности Меркурий считался энергонезависимой планетой . Данные, полученные в ходе миссии Mariner 10, обнаружили доказательства наличия водорода (H), гелия (He) и кислорода (O) в экзосфере Меркурия. [ 1 ] Летучие вещества также были обнаружены вблизи полярных регионов. [ 2 ] MESSENGER Однако отправил обратно данные с нескольких бортовых инструментов, которые привели ученых к выводу, что Меркурий богат летучими веществами. [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] Меркурий богат калием (K), который был предложен в качестве показателя истощения летучих веществ на планетарном теле. Это приводит к предположению, что Меркурий мог бы накопить воду на своей поверхности по сравнению с поверхностью Земли, если бы его близость не была так близка к Солнцу. [ 6 ]

Венера

[ редактировать ]
См. Также: Атмосфера Венеры.

Современная атмосфера Венеры содержит всего ~200 мг/кг H 2 O(г), а режим давления и температуры делает воду на ее поверхности нестабильной. O на ранней Венере Тем не менее, если предположить, что H 2 имел соотношение между дейтерием (тяжелым водородом, 2H) и водородом (1H), подобное земному Венскому стандарту средней океанской воды ( VSMOW ) 1,6×10. −4 , [ 7 ] текущее соотношение D/H в атмосфере Венеры составляет 1,9×10. −2 , почти в 120 раз превышающий земной, может указывать на то, что на Венере было гораздо больше запасов H 2 O. [ 8 ] Хотя большая разница между земными и венерианскими соотношениями D/H затрудняет любую оценку геологически древнего водного баланса Венеры, [ 9 ] его масса могла составлять не менее 0,3% гидросферы Земли. [ 8 ] на Венере, Оценки, основанные на уровне дейтерия предполагают, что планета потеряла от 4 метров (13 футов) поверхностной воды до «цены земного океана». [ 10 ]

Земля

[ редактировать ]
См. Также: Распределение воды на Земле.

Гидросфера Земли содержит ~1,46×10 21 кг (3,22×10 21 фунты H 2 O и осадочные породы содержат ~0,21×10 21 кг (4,6×10 20 фунт), при общем объеме земной коры ~1,67×10 21 кг (3,68×10 21 фунт) H 2 O. Запасы мантии слабо ограничены в пределах 0,5×10 21 –4×10 21 кг (1,1×10 21 –8.8×10 21 фунт). Таким образом, общий запас 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

[ редактировать ]
Основная статья: Лунная вода

Недавние наблюдения, сделанные рядом космических аппаратов, подтвердили наличие значительного количества лунной воды . Масс -спектрометр вторичных ионов (SIMS) измерял H 2 O, а также другие возможные летучие вещества в пузырьках лунного вулканического стекла . В этих вулканических стеклах было обнаружено 4-46 частей на миллион по весу (мас.) H 2 O, а затем смоделировано, что до лунных извержений вулканов оно составляло 260-745 частей на миллион по весу. [ 11 ] SIMS также обнаружил лунную воду в образцах горных пород, которые астронавты Аполлона вернули на Землю. Эти образцы горных пород были протестированы тремя разными способами, и все они пришли к одному и тому же выводу, что на Луне есть вода. [ 12 ] [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ]

Существует три основных набора данных о содержании воды на поверхности Луны: горные образцы, образцы KREEP и образцы пирокластического стекла. образцы высокогорья лунного магматического океана содержали 1320-5000 частей на миллион по массе H 2 O. Вначале [ 16 ] Образец urKREEP оценивает содержание H 2 O в 130-240 ppm по массе, что аналогично результатам, полученным в текущих образцах Хайленда (до моделирования). [ 17 ] Бусины образцов пирокластического стекла были использованы для оценки содержания воды в мантийном источнике и объемной силикатной Луне. Мантийный источник оценивался в 110 ppm по массе H 2 O, а основная часть силикатной Луны содержала 100-300 ppm по массе H 2 O. [ 18 ] [ 17 ]

Марс

[ редактировать ]
Основная статья: Вода на Марсе

Значительное количество поверхностного водорода было обнаружено во всем мире с помощью GRS Mars Odyssey . [ 19 ] Стехиометрически оцененные массовые доли воды показывают, что - когда она не содержит углекислого газа - ближняя поверхность на полюсах почти полностью состоит из воды, покрытой тонким слоем тонкого материала. [ 19 ] Это подтверждается наблюдениями MARSIS , по оценкам, 1,6 × 10 6 км 3 (3.8 × 10 5 кубических миль) воды в южном полярном регионе с водным эквивалентом глобального слоя (WEG) на глубине 11 метров (36 футов). [ 20 ] Дополнительные наблюдения на обоих полюсах показывают, что общая WEG составляет 30 м (98 футов), в то время как наблюдения Mars Odyssey NS устанавливают нижнюю границу на глубине ~ 14 см (5,5 дюйма). [ 21 ] Геоморфические данные свидетельствуют в пользу значительно большего количества поверхностных вод по сравнению с геологической историей: глубина WEG достигает 500 м (1600 футов). [ 21 ] Нынешний атмосферный резервуар воды, хотя и важен как трубопровод, незначителен по объему: WEG не превышает 10 мкм (0,00039 дюйма). [ 21 ] Поскольку типичное приземное давление нынешней атмосферы (~ 6 гПа (0,087 фунтов на квадратный дюйм) [ 22 ] ) меньше тройной точки H 2 O, жидкая вода нестабильна на поверхности, если она не присутствует в достаточно больших объемах. Более того, средняя глобальная температура составляет ~ 220 К (-53 ° C; -64 ° F), что даже ниже эвтектической точки замерзания большинства рассолов. [ 22 ] Для сравнения, самые высокие суточные температуры поверхности на двух участках MER составляли ~ 290 К (17 ° C; 62 ° F). [ 23 ]

Аккреция воды Землей и Марсом

[ редактировать ]
Основная статья: Происхождение воды на Земле

Изотопное соотношение D/H является основным ограничением источника H 2 O на планетах земной группы. Сравнение планетарных отношений D/H с отношениями углеродистых хондритов и комет позволяет предварительно определить источник H 2 O. Наилучшие ограничения для аккрецированной H 2 O определяются из неатмосферной H 2 O, поскольку соотношение D/H соотношение атмосферного компонента может быть подвержено быстрому изменению из-за преимущественной потери H [ 22 ] если только он не находится в изотопном равновесии с поверхностным H 2 O. Соотношение VSMOW D/H Земли составляет 1,6×10. −4 [ 7 ] и моделирование воздействий показывают, что кометный вклад в воду земной коры составлял менее 10%. Однако большая часть воды могла быть получена из планетарных зародышей размером с Меркурий, которые сформировались в поясе астероидов за пределами 2,5 а.е. [ 24 ] Исходное соотношение D/H Марса, оцененное путем деконволюции атмосферных и магматических компонентов D/H в марсианских метеоритах (например, QUE 94201), составляет ×(1,9+/-0,25) значения VSMOW. [ 24 ] Моделирование более высокого D/H и воздействия (значительно отличающееся от земного из-за меньшей массы Марса) отдают предпочтение модели, в которой Марс аккрецировал в общей сложности от 6% до 27% массы нынешней гидросферы Земли, что соответствует, соответственно, исходному D/H между ×1,6 и ×1,2 значения SMOW. [ 24 ] Первое усиление соответствует примерно равному вкладу астероидов и комет, тогда как второе указывает в основном на астероидный вклад. [ 24 ] Соответствующая WEG будет составлять 0,6–2,7 км (0,37–1,68 миль), что соответствует 50% эффективности дегазации и даст ~ 500 м (1600 футов) WEG поверхностных вод. [ 24 ] Сравнение нынешнего отношения D/H в атмосфере, равного × 5,5 отношения SMOW, с первобытным отношением SMOW × 1,6 позволяет предположить, что ~ 50 м (160 футов) было потеряно в космос из-за удаления солнечного ветра . [ 24 ]

Кометная и астероидная доставка воды на аккрецирующие Землю и Марс имеет существенные оговорки, хотя этому благоприятствует изотопное соотношение D/H. [ 9 ] Ключевые вопросы включают в себя: [ 9 ]

  1. Более высокие отношения D/H в марсианских метеоритах могут быть следствием предвзятого отбора проб, поскольку на Марсе, возможно, никогда не было эффективного переработки коры. процесса
  2. Земли верхней мантии Примитивная оценка 187 Ты/ 188 Изотопное отношение Os превышает 0,129, что значительно больше, чем у углистых хондритов, но аналогично безводным обыкновенным хондритам. Это делает маловероятным, что планетарные зародыши, по составу подобные углистым хондритам, доставляли воду на Землю.
  3. Содержание Ne в атмосфере Земли значительно выше, чем можно было бы ожидать, если бы все редкие газы и H 2 O были аккрецированы из планетарных зародышей с углеродистым хондритическим составом. [ 25 ]

Альтернативой кометной и астероидной доставке H 2 O могла бы стать аккреция путем физисорбции при формировании 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 эквивалента 50 земных гидросфер (самая крайняя оценка). общего содержания H 2 O на Земле) на планету земной группы. [ 9 ] Несмотря на то, что большая часть небулярной H 2 O(g) может быть потеряна из-за высокотемпературной среды аккреционного диска, при физической сорбции H 2 O на аккрецирующихся зернах возможно сохранить почти три земных гидросферы H 2 O при температуре 500°С. Температура K (227 ° C; 440 ° F). [ 9 ] Эта модель адсорбции позволит эффективно избежать 187 Ты/ 188 O , полученном из дистальных источников Проблема несоответствия изотопного соотношения Os в H 2 . Однако на данный момент наилучшая оценка небулярного отношения D/H, спектроскопически оцененная с помощью атмосферного CH 4 Юпитера и Сатурна, составляет всего 2,1×10. −5 , что в 8 раз ниже, чем коэффициент VSMOW на Земле. [ 9 ] Неясно, как могло существовать такое различие, если бы физисорбция действительно была доминирующей формой аккреции H 2 O для Земли в частности и планет земной группы в целом.

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Бродфут, Алабама; Шеманский, Д.Э.; Кумар, С. (1976). «Маринер-10: Атмосфера Меркурия». Письма о геофизических исследованиях . 3 (10): 577–580. Бибкод : 1976GeoRL...3..577B . дои : 10.1029/gl003i010p00577 . ISSN   0094-8276 .
  2. ^ Слэйд, Массачусетс; Батлер, Би Джей; Мулеман, DO (23 октября 1992 г.). «Радиолокационная визуализация Меркурия: доказательства наличия полярного льда». Наука . 258 (5082): 635–640. Бибкод : 1992Sci...258..635S . дои : 10.1126/science.258.5082.635 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   17748898 . S2CID   34009087 .
  3. ^ Эванс, Ларри Г.; Пепловски, Патрик Н.; Роудс, Эдгар А.; Лоуренс, Дэвид Дж.; Маккой, Тимоти Дж.; Ниттлер, Ларри Р.; Соломон, Шон К.; Спрэг, Энн Л.; Стокстилл-Кэхилл, Карен Р.; Старр, Ричард Д.; Вейдер, Шошана З. (2 ноября 2012 г.). «Содержание основных элементов на поверхности Меркурия: результаты гамма-спектрометра MESSENGER». Журнал геофизических исследований: Планеты . 117 (E12): н/д. Бибкод : 2012JGRE..117.0L07E . дои : 10.1029/2012je004178 . ISSN   0148-0227 .
  4. ^ Пепловски, Патрик Н.; Лоуренс, Дэвид Дж.; Эванс, Ларри Г.; Клима, Рэйчел Л.; Блюетт, Дэвид Т.; Голдстен, Джон О.; Мурчи, Скотт Л.; Маккой, Тимоти Дж.; Ниттлер, Ларри Р.; Соломон, Шон К.; Старр, Ричард Д. (2015). «Ограничения на содержание углерода в приповерхностных материалах на Меркурии: результаты гамма-спектрометра MESSENGER». Планетарная и космическая наука . 108 : 98–107. Бибкод : 2015P&SS..108...98P . дои : 10.1016/j.pss.2015.01.008 . ISSN   0032-0633 .
  5. ^ Пепловски, Патрик Н.; Клима, Рэйчел Л.; Лоуренс, Дэвид Дж.; Эрнст, Кэролайн М.; Деневи, Бретт В.; Фрэнк, Элизабет А.; Голдстен, Джон О.; Мурчи, Скотт Л.; Ниттлер, Ларри Р.; Соломон, Шон К. (07 марта 2016 г.). «Доказательства дистанционного зондирования древней углеродсодержащей коры Меркурия». Природа Геонауки . 9 (4): 273–276. Бибкод : 2016NatGe...9..273P . дои : 10.1038/ngeo2669 . ISSN   1752-0894 .
  6. ^ Гринвуд, Джеймс П.; Карато, Сюн-итиро; Вандер Кааден, Кэтлин Э.; Пахлеван, Каве; Усуи, Томохиро (26 июля 2018 г.). «Запасы воды и летучих веществ на Меркурии, Венере, Луне и Марсе». Обзоры космической науки . 214 (5):92. Бибкод : 2018ССРв..214...92Г . дои : 10.1007/s11214-018-0526-1 . ISSN   0038-6308 . S2CID   125706287 .
  7. ^ Перейти обратно: а б Национальный институт стандартов и технологий (2005 г.), отчет о расследовании.
  8. ^ Перейти обратно: а б Куликов, Ю. Н.; Ламмер, Х.; Лихтенеггер, HIM; Терада, Н.; Рибас, И.; Колб, К.; Лангмайр, Д.; Лундин, Р.; Гинан, EF; Барабаш, С.; Бирнат, Гонконг (2006). «Атмосфера и потеря воды с ранней Венеры». Планетарная и космическая наука . 54 (13–14): 1425–1444. Бибкод : 2006P&SS...54.1425K . CiteSeerX   10.1.1.538.9059 . дои : 10.1016/j.pss.2006.04.021 .
  9. ^ Перейти обратно: а б с д и ж Дрейк, MJ (2005). «Происхождение воды на планетах земной группы» . Метеоритика и планетология . 40 (4): 519–527. Бибкод : 2005M&PS...40..519D . дои : 10.1111/j.1945-5100.2005.tb00960.x .
  10. ^ Оуэн, (2007), news.nationalgeographic.com/news/2007/11/071128-venus-earth_2.html
  11. ^ Саал, Альберто Э.; Хаури, Эрик Х.; Касио, Мауро Л.; Ван Орман, Джеймс А.; Резерфорд, Малкольм К.; Купер, Рид Ф. (2008). «Летучее содержание лунных вулканических стекол и наличие воды в недрах Луны». Природа . 454 (7201): 192–195. Бибкод : 2008Natur.454..192S . дои : 10.1038/nature07047 . ISSN   0028-0836 . ПМИД   18615079 . S2CID   4394004 .
  12. ^ Бойс, Джереми В.; Лю, Ян; Россман, Джордж Р.; Гуань, Юнбин; Эйлер, Джон М.; Столпер, Эдвард М.; Тейлор, Лоуренс А. (2010). «Лунный апатит с земными летучими содержаниями» (PDF) . Природа . 466 (7305): 466–469. Бибкод : 2010Natur.466..466B . дои : 10.1038/nature09274 . ISSN   0028-0836 . ПМИД   20651686 . S2CID   4405054 .
  13. ^ Гринвуд, Джеймс П.; Ито, Шоичи; Сакамото, Наоя; Уоррен, Пол; Тейлор, Лоуренс; Юримото, Хисаёси (9 января 2011 г.). «Соотношения изотопов водорода в лунных породах указывают на доставку кометной воды на Луну». Природа Геонауки . 4 (2): 79–82. Бибкод : 2011NatGe...4...79G . дои : 10.1038/ngeo1050 . hdl : 2115/46873 . ISSN   1752-0894 .
  14. ^ МакКаббин, Фрэнсис М.; Вандер Кааден, Кэтлин Э.; Тартез, Ромен; Клима, Рэйчел Л.; Лю, Ян; Мортимер, Джеймс; Барнс, Джессика Дж.; Ширер, Чарльз К.; Трейман, Аллан Х.; Лоуренс, Дэвид Дж.; Элардо, Стивен М. (2015a). «Магматические летучие вещества (H, C, N, F, S, Cl) в лунной мантии, коре и реголите: содержание, распределение, процессы и резервуары» . Американский минералог . 100 (8–9): 1668–1707. Бибкод : 2015AmMin.100.1668M . doi : 10.2138/am-2015-4934ccbyncnd . ISSN   0003-004X .
  15. ^ МакКаббин, Фрэнсис М.; Вандер Кааден, Кэтлин Э.; Тартез, Ромен; Бойс, Джереми В.; Михаил, Сами; Уитсон, Эрик С.; Белл, Аарон С.; Ананд, Махеш; Франки, Ян А.; 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. Бибкод : 2015AmMin.100.1790M . дои : 10.2138/am-2015-5233 . ISSN   0003-004X . S2CID   100688307 .
  16. ^ Хуэй, Хэцзю; Гуань, Юнбин; Чен, Ян; Пелье, Энн Х.; Чжан, Юсюэ; Лю, Ян; Флемминг, Роберта Л.; Россман, Джордж Р.; Эйлер, Джон М.; Нил, Клайв Р.; Осинский, Гордон Р. (01 сентября 2017 г.). «Гетерогенная внутренняя часть Луны по изотопам водорода, выявленная образцами лунного высокогорья» . Письма о Земле и планетологии . 473 : 14–23. Бибкод : 2017E&PSL.473...14H . дои : 10.1016/j.epsl.2017.05.029 . ISSN   0012-821X .
  17. ^ Перейти обратно: а б Хаури, Эрик Х.; Саал, Альберто Э.; Резерфорд, Малкольм Дж.; Ван Орман, Джеймс А. (2015). «Вода в недрах Луны: правда и последствия» . Письма о Земле и планетологии . 409 : 252–264. Бибкод : 2015E&PSL.409..252H . дои : 10.1016/j.epsl.2014.10.053 . ISSN   0012-821X .
  18. ^ Чен, Ян; Чжан, Юсюэ; Лю, Ян; Гуань, Юнбин; Эйлер, Джон; Столпер, Эдвард М. (2015). «Концентрация воды, фтора и серы в лунной мантии» (PDF) . Письма о Земле и планетологии . 427 : 37–46. Бибкод : 2015E&PSL.427...37C . дои : 10.1016/j.epsl.2015.06.046 . ISSN   0012-821X .
  19. ^ Перейти обратно: а б Бойнтон, Западная Вирджиния; и др. (2007). «Концентрация H, Si, Cl, K, Fe и Th в регионах низких и средних широт Марса» . Журнал геофизических исследований . 112 (Е12): Е12С99. Бибкод : 2007JGRE..11212S99B . дои : 10.1029/2007JE002887 .
  20. ^ Плаут, Джей Джей; и др. (2007). «Подповерхностное радиолокационное зондирование южнополярных слоистых отложений Марса» . Наука . 316 (5821): 92–95. Бибкод : 2007Sci...316...92P . дои : 10.1126/science.1139672 . ПМИД   17363628 . S2CID   23336149 .
  21. ^ Перейти обратно: а б с Фельдман, WC (2004). «Глобальное распространение приповерхностного водорода на Марсе» . Журнал геофизических исследований . 109 (Е9): E09006. Бибкод : 2004JGRE..109.9006F . дои : 10.1029/2003JE002160 .
  22. ^ Перейти обратно: а б с Якоски, Б.М.; Филлипс, Р.Дж. (2001). «История нестабильности и климата Марса». Природа . 412 (6843): 237–244. Бибкод : 2001Natur.412..237J . дои : 10.1038/35084184 . ПМИД   11449285 .
  23. ^ Спанович, Н.; Смит, доктор медицины; Смит, PH; Вольф, MJ; Кристенсен, PR; Сквайрс, Юго-Запад (2006). «Поверхностные и приземные температуры атмосферы для посадочных площадок марсохода». Икар . 180 (2): 314–320. Бибкод : 2006Icar..180..314S . дои : 10.1016/j.icarus.2005.09.014 .
  24. ^ Перейти обратно: а б с д и ж Лунин, Джонатан И.; Чемберс, Дж.; Морбиделли, А.; Лешин, Л.А. (2003). «Происхождение воды на Марсе». Икар . 165 (1): 1–8. Бибкод : 2003Icar..165....1L . дои : 10.1016/S0019-1035(03)00172-6 .
  25. ^ Морбиделли, А.; Чемберс, Дж.; Лунин, Джонатан И.; Пети, Дж. М.; Роберт, Ф.; Вальсекки, Великобритания; Сир, К.Э. (2000). «Регионы-источники и сроки доставки воды на Землю» . Метеоритика и планетология . 35 (6): 1309–1320. Бибкод : 2000M&PS...35.1309M . дои : 10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Water_on_terrestrial_planets_of_the_Solar_System&oldid=1231879970"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: ec4adfe3a09b07d5d372c270afc57756__1719765720
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/ec/56/ec4adfe3a09b07d5d372c270afc57756.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Water on terrestrial planets of the Solar System - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)