태양계 지구 행성의 물

Water on terrestrial planets of the Solar System

태양계의 지상 행성(머큐리, 금성, 지구, 화성, 밀접하게 연관된 지구의 달)에 물의 존재는 각 행성체마다 다르며 정확한 기원은 불분명하게 남아 있다. 게다가, 지상의 왜성 Ceres는 표면에 물 얼음이 있는 것으로 알려져 있다.

물 재고

화성

주요 기사: 화성의 물

화성 오디세이 GRS에 의해 전 세계적으로 상당한 양의 표면 수소가 관측되었다.[1] 계량학적으로 추정된 물의 질량 분수는 극지방의 가까운 표면이 거의 전부 미세한 물질의 얇은 베니어판으로 덮인 물로 이루어져 있음을 나타낸다.[1] 이는 MASIS 관측에 의해 강화되며, 수심이 11m(36ft)인 남극 영역의 약 1.6×10km63(3.8×105 cu mi)의 물로 추정된다.[2] 양쪽 극에서 추가 관측을 하면 총 WEG가 30m(98ft)인 반면, Mars Odyssey NS 관측치는 하한을 ~14cm(5.5인치) 깊이로 나타낸다.[3] 지질학적 증거는 지질학적 역사보다 훨씬 더 많은 양의 지표수를 선호하는데, WEG는 500m (1,600ft)의 깊이만큼 깊다.[3] 현재의 대기 중 저수지는 도관으로서 중요하기는 하지만, WEG가 10μm(0.00039인치) 이하인 상태에서 부피가 미미하다.[3] 현재 대기의 대표적인 표면압력(약 6 hPa(0.087 psi))[4]이2 HO의 3중점보다 작기 때문에 액체 상태의 물은 충분히 큰 부피에 존재하지 않는 한 표면에서 불안정하다. 더욱이 지구 평균 온도는 ~220K(-53 °C; -64 °F)로 대부분의 브라인의 상온 동결점 이하도 된다.[4] 비교를 위해, 두 MER 현장의 주간 최고 표면 온도는 ~290 K(17 °C; 62 °F)이었다.[5]

수성.

주요 기사: 수성의 지질학 § 고알베도 극지 및 빙하 존재 가능성

태양에 가깝고 표면에 보이는 물이 없기 때문에 수성은 비휘발성 행성으로 여겨져 왔다. 메리너 10호 임무에서 회수된 데이터는 수성의 외부권에서 H, He, O의 증거를 발견했다.[6] 극지방 근처에서 휘발성 물질도 발견되었다.[7] 그러나 메신저호는 수성이 휘발성 부자라는 결론으로 과학자들을 이끄는 여러 기종에서 나온 자료를 다시 보내왔다.[8][9][10] 수성에는 행성체의 휘발성 고갈의 대용품으로 제시되어 온 K가 풍부하다. 이것은 만약 수성이 태양에 근접하지 않았다면 지구와 비교했을 때 수성의 표면에 물이 축적되었을 수 있다는 가정으로 이어진다.[11]

지구

참고 항목: 지구상 물 분포

지구의 하이드로sphere는 약 1.46×1021 kg(3.22×1021 lb)의 HO를2 포함하고 퇴적암은 약 0.21×1021 kg(4.6×1020 lb)의 HO를2 함유하고 있으며, 총 지각 재고량은 약 1.6721×10 kg(3.6821×10 lb)이다. 맨틀 재고는 0.5×1021–4×1021 kg(1.1×1021–8) 범위에서 제약을 잘 받지 않는다.8×10파운드21). 따라서 지구상의 HO의2 대량 재고는 지구 질량의 0.04%(5.1×10파운드2121)로 보수적으로 추정할 수 있다.

지구의 달

주요 기사: 달수

최근 다수의 우주선에 의한 관측은 상당한 양의 달수를 확인했다. 2차 이온 질량 분광계(SMS)는 달 화산 유리 거품에서 HO와2 기타 가능한 휘발성 물질을 측정했다. 이 화산안경에서, 4-46ppm의 HO가2 발견되었고, 달 화산폭발 전에 260-745ppm으로 모델링되었다.[12] SIMS는 또한 아폴로 우주비행사들이 지구로 돌려보낸 암석 샘플에서 달 물을 발견했다. 이 암석 표본들은 세 가지 다른 방법으로 시험되었고, 모두 달이 달 물을 포함하고 있다는 같은 결론에 도달했다. [13][14][15][16]

달 표면에는 물의 풍부함에 대한 세 가지 주요 데이터 세트가 있다. Highland 샘플, KREEP 샘플 및 화쇄 유리 샘플. 고원 샘플은 초기에 달2 마그마 해양의 경우 HO 1320~5000ppm wt으로 추정되었다.[17] URKREP 샘플은 H2O의 130-240ppm wt를 추정하는데, 이는 현재 Highland 샘플(모델링 전)의 결과와 유사하다.[18] 화쇄 유리 샘플 구슬은 맨틀 선원과 대량 규산염 달의 수분 함량을 추정하는 데 사용되었다. 맨틀 선원은 HO2 110ppm wt, 벌크 규산염 문에는 HO2 100~300ppm wt가 들어 있었다.[19][18]

금성

참고 항목: 금성의 대기

현재 금성 대기권에는 대기 중 약 200mg/kg의2 HO(g)만 있고, 압력 및 온도 체계는 표면의 물을 불안정하게 만든다. Nevertheless, assuming that early Venus's H2O had a ratio between deuterium (heavy hydrogen, 2H) and hydrogen (1H) similar to Earth's Vienna Standard Mean Ocean Water (VSMOW) of 1.6×10−4,[20] the current D/H ratio in the Venusian atmosphere of 1.9×10−2, at nearly ×120 of Earth's, may indicate that Venus had a much larger H2O inventory.[21] 지상 D/H 비율과 금성 D/H 비율의 큰 차이로 인해 금성의 지질학적으로 고대 수자원 예산을 추정하기가 어렵지만,[22] 금성의 질량은 적어도 지구 하이드로sphere의 0.3%를 차지했을 수 있다.[21] 금성의 중수소 수치에 근거한 추정치는 이 행성이 4미터(13피트)의 지표수에서 "지구 해양의 가치"[23]까지 어느 곳에서든 잃었다는 것을 암시한다.

지구와 화성에 의한 물의 응고

주요 기사: 지구의 물의 기원

D/H 동위원소 비율은 지상 행성의 HO2 선원에 대한 일차적 제약조건이다. 행성의 D/H 비율을 카본질 연골과 혜성의 비율과 비교하면 HO의2 근원을 잠정적으로 결정할 수 있다. 대기 구성 요소의2 D/H 비율이 표면 HO와 동위원소 평형 상태에 있지 않는 한 H의 우선적 손실에 의해 급속한 변화를 받을 수 있기 때문에 가산 HO에2 대한 최선의 제약조건은 비대기 HO로부터2 결정된다. 지구의 VSMOW D/H 비 1.6×10과−4[20] 충격 모델링은 지각수에 대한 운임 기여도가 10% 미만이었음을 시사한다. 그러나 화성 운석의 대기 및 매그매틱 D/H 성분(예: CU 94201)을 디콘볼루션하여 추정했을 때 2.5 AU.[24] 화성의 원래 D/H 비율을 초과하여 소행성대에 형성된 수성 크기의 행성 배아에서 많은 물을 얻을 수 있다. VSMOW 값은 ×(1.9+/-0.25)이다.[24] 높은 D/H 및 충격 모델링(화성의 질량이 작기 때문에 지구와 현저히 다름)은 화성이 현재 지구 하이드로sphere의 질량을 총 6%에서 27%까지 획득한 모델을 선호하며, 이는 SMOW 값 ×1.6과 ×1.2 사이에 각각 원래의 D/H에 해당한다.[24] 전자의 증강은 거의 동일한 소행성 및 행성 기여도와 일치하는 반면 후자는 대부분 소행성 기여도를 나타낸다.[24] 해당 WEG는 0.6–2.7 km(0.37–1.68 mi)이며, 지표수의 최대 500 m(1,600 ft) WEG를 산출하는 50%의 초과 소비 효율과 일치한다.[24] 현재 대기 D/H 비율인 ×5.5 SMOW를 원시적 ×1.6 SMOW 비와 비교한 결과 ~50m(160ft)가 태양풍 박리를 통해 우주로 손실되었음을 알 수 있다.[24]

지구와 화성에 도달하는 물의 운명과 소행성 전달은 D/H 동위원소 비율이 선호함에도 불구하고 유의미한 주의를 기울인다.[22] 주요 문제:[22]

  1. 화성 운석의 높은 D/H 비율은 화성이 효과적인 지각 재활용 과정을 거치지 않았을 수 있기 때문에 편향된 표본 추출의 결과일 수 있다.
  2. Os/188Os 동위원소 비율에 대한 지구의 원시 상부 맨틀 추정치는 0.129를 초과하여 탄소질 콘드라이트보다 상당히 크지만 무수 일반 콘드라이트와 유사하다. 이것은 행성 배아가 카본질 콘드라이트와 구성적으로 유사하게 지구에 물을 공급했을 가능성은 희박하게 만든다.
  3. 지구 대기 중 Ne는 모든 희귀 가스와 HO가2 탄소질 연분해 성분으로 행성 배아에서 생성되었을 때 기대했던 것보다 훨씬 더 높다.[25]

HO의2 행성 및 소행성 전달에 대한 대안은 태양 성운에서 지구 행성이 형성되는 동안 물리적인 이질화를 통한 점화일 것이다. 이는 태양계 부착 디스크의 3AU 내에서 지구 수증기 약 2개 질량의 열역학적 추정치와 일치하며, 이는 지구 행성당 50개의 지구 수체(지구 벌크 HO2 함량의 가장 극단적인 추정치)를 계산하는 데 필요한 물의 질량 40을 초과하는 것이다.[22] 응축 디스크의 높은 온도 환경으로 인해 굴곡 HO22(g)의 상당 부분이 손실될 수 있지만, 500K(227°C; 440°F) 온도에서 HO의2 거의 3개의 지구 하이드로스피어를 유지하는 것이 가능하다.[22] 이2 흡착 모델은 Os/188O 동위원소 비율 차이 문제를 효과적으로 피할 수 있다. 그러나 조비안과 토성 대기권4 CH로 분광학적으로 추정된 네블라 D/H 비율의 현재 최선의 추정치는 2.1×10에−5 불과해 지구의 VSMOW 비율보다 8배 낮다.[22] 만약 물리적 이식이 지구와 지구 행성들의 HO2 형성의 지배적인 형태였다면 어떻게 그러한 차이가 존재할 수 있었는지는 불분명하다.

참고 항목

참조

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