Güneş Sistemi'nin yerbenzeri gezegenlerinde su

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla

Suyun yerbenzeri gezegenlerdeki (Venüs, Dünya, Mars) menşeiyle gelişmesi ve Dünya ile yakından ilişkisi olan Ay'da farklı olup ve kesin menşei bilinmemektedir. Buna ilaveten yerbenzeri cüce gezegen Ceres'in yüzeyinde de buzun olduğu bilinmektedir.

Su depoları[değiştir | kaynağı değiştir]

Mars[değiştir | kaynağı değiştir]

Yüzeysel hidrojenin büyük kısmı, küresel olarar Mars Odyssey uzay aracının Gama Işını Spektrometresi (GRS) ile gözlemlenmiştir.[1] Karbondioksitsiz olduğu zaman kutuplara yakın yerlerin neredeyse tamamen ince malzeme ile kaplı buzdan meydana geldiği, stokiyometrik olarak tahmin edilmiş su kütlesi fraksiyonlarından anlaşılmaktadır.[1] Bu tespiti destekleyen MARSIS rasatları, güney kutup bölgesinde tahmin edilen 1,6×106 km³ suyun Küresel katman Su Eşdeğerinin[2] (İng. İngilizceWater Equivalent to a Global layer (WEG)) 11 m derinliğinde olduğu tespit etmiştir.[3] Her iki kutupta ilaveten yapılan rasatlar, toplam WEG'nin 30 m olduğunu tahmin ederken Mars Odyssey NS rasatlarına dayanan tahminlere göre WEG'nin alt sınırı ~14 cm'dir.[4] Jeomorfik deliller, hatırı sayılır derecede fazla miktarda yüzey suyunun jeolojik geçmişte var olduğundan yana olup WEG'yi 500 m olarak gösterir.[4] Atmosferde şimdi mevcut olan su buharı bir iletici olarak önemli olsa da hacim olarak çok azdır ve WEG'si 10 µm'yi aşmaz.[4] Şimdiki atmosferin tipik yüzeysel basıncı (~6 hPa[5]) H2O'nun üçlü noktasından daha düşük olduğundan yüzeyde olabilecek sıvı hâldeki su, yeterli derecede ve birdenbire büyük hacimlerde yüzeye çıkmaması hâlinde stabil değildir. Ayriyeten ortalama küresel sıcaklık (~220 K (-53 °C)), tuzlu suyun ötektik donma noktasının altındadır.[5] Dünya ile kıyaslayandığında ortalama sıcaklığın her iki MER mevkiinde ölçülen en yüksek gündüz yüzey sıcaklığına (~290 K (17 °C)) eşit olduğu görülür.[6]

Merkür, Ay ve Dünya[değiştir | kaynağı değiştir]

Son zamanlarda birkaç uzay aracınca yapılan rasatlara göre hatırı sayılır miktarda Ay suyu tespit etmiştir. Merkür'ün muhtemelen büyük çarpışmalardan dolayı gözlemlenebilir miktarda H2O içermediği görünmektedir.[7] Buna mukabil Dünya'nın hidrosferi ~1,46×1021 kg H2O, tortul kayaçlar da ~0,21×1010 kg su ihtiva etmekte oluduğundan yer kabuğundaki toplam stok ~1,67×1010 kg H2O'dur.[8] Mantonun stoku 0,5×1010–4×1010 kg arasında, fakat kifayetsiz olarak sınırlandırılabilmiştir.[9] Bu yüzden Dünya'daki H2O'nun toplu stoku, muhafazakâr bir şekilde Dünya kütlesinin %0,04'ü (~6×1010 kg) olarak tahmin edilebilir.

Venüs[değiştir | kaynağı değiştir]

Şimdiki Venüs atmosferinde sadece ~200 mg/kg H2O(g) vardır ve yüzeyindeki basınç ve sıcaklık düzeni (İng. İngilizcetemperature regime), suyu yüzeyinde kararsız yapmaktadır. Buna rağmen genç Venüs'ün H2O'sunun D/H oranı, Dünya'nın Viyana Standart Ortalama Okyanus Suyu değeri (İng. İngilizceVienna Standard Mean Ocean Water (VSMOW)) 1,6×10−4[10] ile kıyaslandığında Venüs atmosferindeki şimdiki isotopik D/H oranın 1,9×10−2 olduğu, bunun da neredeyse Dünya'nınkinin ×120 olduğu görülür ki bu, Venüs'ün çok daha büyük bir H2O deposu olduğu sonucuna vardırabilir.[8] Dünyevî ve Venüs D/H oranları arasındaki büyük fark, Venüs'ün eski jeolojik zamanlarda depoladığı suyu tahmin etmeyi zorlaştırarak[7] kütlesinin Dünya hidrosferinin en azından %0,3'ü olduğu sonucuna vardırır.[8] Venüs'deki döteryum seviyelerine dayanan tahminlere göre dört metre ilâ "bir Dünya okyanusu kadar" yüzey suyu kaybettiği görülmektedir.[11]

Dünya ve Mars'ta su birikimi[değiştir | kaynağı değiştir]

İsotopik D/H oranı, yerbenzeri gezegenlerde H2O kaynakları için ilk sınırlamadır. Gezegenlerin D/H oranlarıyla karbonlu kondrit ve kuyruklu yıldızlarınkiler kıyaslanarak H2O'nun kaynağını geçici olarak tespit etmek mümkündür. Birikmiş H2O için en güvenilir sınır, atmosfere ait olmayan H2O ölçülerek tespit edilir. Çünkü atmosferin D/H oranı, yüzey H2O'suyla isotopik dengede olmaması hâlinde H'nin öncelikli kaybı ile değişebilmektedir.[5] Dünya'nın VSMOW D/H oranı olan 1,6×10−4[10] ve çarpma etkilerinin modellenmesiyle kabuktaki suya kuyruklu yıldız katkısının %10'dan daha az olduğunu göstermektedir. Bununla birlikte suyun büyük bir kısmı Asteroit Kuşağı'nda 2,5 AB ötede oluşan Merkür boyutundaki gezegen embriyolardan elde edilmiş olabilir.[12] QUE 94201 gibi Mars meteorlarındaki magmatik D/H oranlarının dekonvolüsyonuyla yapılan tahminler, Mars'ın ilk D/H oranının VSMOW değerinin ×(1,9+/-0,25) olduğunu göstermiştir.[12] Daha yüksek D/H ve (Mars'ın daha küçük kütlesiyle Dünya'nınkinden hatırı sayılır derecede farklı olan) çarpma modellemeleri, Mars'ın toplamda şimdiki Dünya hidrosferinin %6 ilâ %27'si kadar su topladığı görüşünü ileri sürer. Bu da baştaki D/H'nin SMOW değerinin ×1,6 ve ×1,2 olmasına tekabül eder.[12] Baştaki yoğunlaşmalar, kabaca asteroit ve kuyruklu yıldız katkılarıyla uyuşmakta olmakla birlikte sonraki değer, ekseriya asteroitlerin katkıda bulunduğu sonucuna vardırır.[12] Tekabül eden WEG 0,6-2,7 km arası olup %50'lik bir gaz çıkışı verimliliği (İng. İngilizceoutgassing efficiency) ile uyumludur ve bu da ~500 m'lik bir WEG yüzey suyu eşdeğeri demektir.[12] ×5,5 SMOW olan şimdiki atmosfer D/H oranıyla ilk ×1,6 SMOW oranı kıyasladığında bunun ~50 m'sinin Güneş rüzgârının molekülleri atmosferden uzaya fırlatılmasıyla kaybedildiği anlaşılır (İng. İngilizcesolar wind stripping).[12]

Büyüyen Dünya'ya ve Mars'a kuyruklu yıldızlardan ve asteroitlerden su gelmiş olduğu, izotopik D/H oranları göz önünde bulundurulduğunda tercihe şayan gibi görülse de bu tespitin hatırı sayılır problemleri vardır.[7] Bu bağlamdaki önemli problemler şunlardır:[7]

  1. Mars meteorlarında daha yüksek olan D/H oranları, önyargılı bir örneklemenin sonucunda olmuş olabilir. Çünkü Mars'ta muhtemelen hiçbir zaman verimli bir kabuk geri dönüşüm süreci olmamıştır.
  2. Dünya'daki 187Os/188Os isotop oranının Basit Üst Manto tahmini (İng. İngilizcePrimitive Upper Mantle estimate), 0,129'u aşmaktadır. Bu, gezegen embriyolara benzer bileşimdeki karbon kondiritlerin Dünya'ya su tedariki yapmış olmasını pek muhtemel yapmaz.
  3. Dünya atmosferindeki Neon gazı miktarı, bütün ender gazlar ve H2O, karbonlu kondrit benzeri bileşimleri olan gezegen embriyolardan gelmiş olması hâlinde beklenenden daha yüksektir.[9]

Kuyruklu yıldız ve asteroitlerden H2O'nun gelmesi teorisine bir alternatif, yerbenzeri gezegenlerin Güneş bulutu'nda fizikî tutunmayla (İng. İngilizcephysisorption) meydana gelmiş bir birikim (İng. İngilizceaccretion) olmasıdır ki bu, Güneş birikim diskinin 3 AB dahilinde takriben iki Dünya kütlesi su buharı olduğuna dair yapılmış termodinamik tahminle uyuşmaktadır. Bu da yerbenzeri bir gezegenin başta 50 Dünya hidrosferi kütlesi kadar suyu[13] bir araya getirebilmek için lazım olanın 40 katıdır.[7] Bulutsu H2O(g)'nin çoğu toplanma diskinin yüksek sıcaklık ortamından dolayı kaybolması muhtemelse de fizikî tutunmayla toplanma taneleri üzerinde yaklaşık üç Dünya hidrosferi H2O tutmak 500 K (227 °C) sıcaklıkta mümkündür.[7] Bu adsorpsiyon modeli, distal kaynaklı H2O'daki 187Os/188Os izotop oranı eşitsizliği sorunundan etkilenmez. Jüpiter ve Satürn'ün atmosferlerindeki CH4 ile spektroskopik olarak şimdiye kadarki en iyi D/H oranı 2,1×10−5'dir. Bu da Dünya'nın VSMOW oranının sekizde biridir.[7] Eğer genel olarak yerbenzeri gezegenlerde ve özel olarak Dünya'da H2O birikmesinin dominant şekli fizikî tutunma ise bu farkın nasıl mevcut olabildiği anlaşılmış değildir.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b Boynton, W. V. et al. (2007), Concentration of H, Si, Cl, K, Fe, and Th in the low and mid latitude regions of Mars, Journal of Geophysical Research Planets, in press doi 10.1029/2007JE002887
  2. ^ Bütün su buzunun erimesi ve zeminin de suyu emmemesi hâlinde meydana gelecek teorik küresel su yüksekliği
  3. ^ Plaut, J. J. et al. (2007), doi 10.1126/science.1139672
  4. ^ a b c Feldman, W. C. et al. (2004), doi 10.1029/2003JE002160
  5. ^ a b c Jakosky, B. M. and Phillips, R. J. (2001), doi 10.1038/35084184
  6. ^ Spanovich, N. et al. (2006), doi 10.1016/j.icarus.2005.09.014
  7. ^ a b c d e f g Drake, M. J. (2005) Origin of water in the terrestrial planets, Meteoritics and Planetary Science 40 (4), 515-656
  8. ^ a b c Kulikov, Yu. N. et al. (2006), doi 10.1016/j.pss.2006.04.021
  9. ^ a b Morbidelli, A. et al. (2000), Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth, Meteoritics and Planetary Science, 35, 1309-1320
  10. ^ a b National Institute of Standards and Technology (2005), Report of Investigation[ölü/kırık bağlantı]
  11. ^ Owen, (2007), news.nationalgeographic.com/news/2007/11/071128-venus-earth_2.html
  12. ^ a b c d e f Lunine, J. I. et al. (2003), doi 10.1016/S0019-1035(03)00172-6
  13. ^ İlk başta kabul edilen H2O içeriğinin en aşırı tahmini