太陽系の地球型惑星の水

太陽系の地球型惑星（水星、金星、地球、火星、そして地球と密接な関係にある月）における水 の存在は惑星ごとに異なり、その正確な起源は未だ解明されていない。さらに、地球型準惑星であるケレスは、表面に水の氷が存在することが知られている。

水資源

水銀

水星は太陽に近く、表面に目に見える水がないため、揮発性の低い惑星だと考えられてきました。マリナー10号ミッションから得られたデータにより、水星の外気圏に水素（H）、ヘリウム（He）、酸素（O）の存在が示唆されました。[1]揮発性物質は極域付近でも発見されています。[2] しかし、メッセンジャーが搭載していた複数の機器からのデータにより、科学者は水星は揮発性物質に富んでいるという結論に至りました。 [3] [4] [5]水星はカリウム（K）に富んでおり、これは水星の揮発性物質の枯渇の指標として示唆されています。このことから、もし水星が太陽にそれほど近くなかったら、地球に比べて表面に水が集積していた可能性があるという仮説が立てられています。[6]

金星

現在の金星の大気には H 2 O(g) が約 200 mg/kg しか含まれておらず、圧力と温度の状態により表面の水は不安定になっています。それでも、初期の金星の水の重水素 ( 2H ) と水素 (1H) の比率が地球のウィーン標準平均海水 ( VSMOW ) の 1.6×10 −4と同程度だったと仮定すると、[7]現在の金星大気の D/H 比が 1.9×10 −2で地球の約 120 倍であることは、金星の水の蓄えがはるかに多かったことを示している可能性があります。[8]地球と金星の D/H 比に大きな差があるため、金星の地質学的に古い時代の水収支を推定することは困難ですが、[9]その質量は地球の水圏の少なくとも 0.3% であった可能性があります。[8]金星の重水素濃度に基づく推定では、金星は4メートル（13フィート）から「地球の海に相当する量」の表層水を失っていると示唆されている。[10]

地球

地球の水圏には約1.46×10 21 kg（3.22×10 21 lb）のH 2 Oが含まれており、堆積岩には約0.21×10 21 kg（4.6×10 20 lb）のH 2 Oが含まれており、地殻全体のH 2 O含有量は約1.67×10 21 kg（3.68×10 21 lb）です。マントルのH 2 O含有量は0.5×10 21 kg（1.1×10 21 kg） ～4×10 21 kg（1.1×10 21 kg～8.8×10 21 lb）の範囲に限定されています。したがって、地球上のH 2 Oの総含有量は、地球質量の0.04%（約2.3×10 21 kg（5.1×10 21 lb）） と控えめに見積もることができます。

地球の月

複数の宇宙船による最近の観測で、月には相当量の水が存在することが確認されました。二次イオン質量分析計（SIMS）は、月の火山ガラスの泡に含まれるH 2 Oに加え、その他の揮発性物質も測定しました。これらの火山ガラスには、重量比で4～46 ppmのH 2 Oが含まれていました。その後、月面火山噴火前のH 2 O含有量は260～745 ppmであったとモデル化されました。[11] SIMSは、アポロ宇宙飛行士が地球に持ち帰った岩石サンプルにも月の水が含まれていることを発見しました。これらの岩石サンプルは3つの異なる方法で検査されましたが、いずれも月には水が含まれているという結論に至りました。[12] [13] [14] [15]

月面の水の存在量に関する主要なデータセットは、高地サンプル、KREEPサンプル、そして火砕ガラスサンプルの3つである。高地サンプルは、当初月のマグマオーシャンのH2O含有量が1320～5000 ppm wtと推定された。[ 16] urKREEPサンプルはH2O含有量が130～240 ppm wtと推定されており、これは現在の高地サンプル（モデリング前）の知見とほぼ一致している。[17]火砕ガラスサンプルビーズは、マントル源と月の全体ケイ酸塩の水分含有量を推定するために使用された。マントル源はH2O含有量が110 ppm wt、月全体ケイ酸塩はH2O含有量が100～300 ppm wtと推定された。[ 18 ] [ 17 ]

火星

火星オデッセイのGRSにより、全球的に相当量の地表水素が観測されている。 [19]化学量論的に推定された水の質量分率は、二酸化炭素がない場合、極地の近地表は薄い微細物質の層で覆われた水でほぼ完全に構成されていることを示している。[19]これはMARSISの観測によって裏付けられており、 南極地域では1.6 × 10 6  km 3 (3.8 × 10 5 cu mi)の水があり、水が全球相当層（WEG）の深さ11メートル（36フィート）にあると推定されている。 [20]両極での追加観測ではWEGの合計は30メートル（98フィート）であると示唆されているが、火星オデッセイNSの観測では下限が約14センチメートル（5.5インチ）の深さとなっている。[21]地形学的証拠は、地質学的歴史を通じて表層水の量が大幅に多かったことを裏付けており、WEGの深さは最大500メートル（1,600フィート）に達します。 [21]現在の大気中の水の貯留層は、導管としては重要ですが、WEGの深さが10μm（0.00039インチ）以下であるため、その量はわずかです。[21]現在の大気の典型的な表面圧力（約6hPa（0.087psi）[22] ）はH2Oの三重点よりも低いため、十分な量が存在しない限り、液体の水は表面上で不安定です。さらに、地球の平均気温は約220K（-53℃、-64℉）で、ほとんどの塩水の共晶凝固点よりも低いです。[22]比較すると、2つのMERサイトでの最高の日周表面温度は約290K（17℃、62℉）でした。[23]

地球と火星の水の集積

D/H同位体比は、地球型惑星のH 2 Oの起源を制約する主要な要素である。惑星のD/H比を炭素質コンドライトや彗星のD/H比と比較することで、H 2 Oの起源を暫定的に特定することができる。大気成分のD/H比は、表面H 2 Oと同位体平衡状態にない限り、Hの選択的損失によって急速に変化する可能性があるため[22]、集積H 2 Oに関する最良の制約は、大気以外のH 2 Oから決定される。地球のVSMOW D/H比1.6×10 −4 [7]と衝突モデルは、地殻の水に対する彗星の寄与は10%未満であることを示唆している。しかし、水の多くは、2.5 AUを超える小惑星帯で形成された水星サイズの惑星胚に由来する可能性がある。[24]火星隕石（QUE 94201など）の大気とマグマのD/H成分を逆畳み込みして推定される火星の元々のD/H比は、VSMOW値の×(1.9+/-0.25)である。 [24]より高いD/Hと衝突モデル（火星の質量が小さいため地球とは大きく異なる）は、火星が現在の地球水圏の質量の6%から27%を集積したというモデルを支持しており、それぞれ元々のD/HがSMOW値の×1.6から×1.2に相当する。[24]前者の増大は、小惑星と彗星の寄与がほぼ同数であることと一致しているが、後者は主に小惑星の寄与を示している。[24]対応するWEGは0.6～2.7 km（0.37～1.68 mi）で、50%のガス放出効率で約500 m（1,600フィート）のWEGの表層水が得られることと一致している。[24]現在の大気中のD/H比がSMOW比の5.5倍であるのと原始的なSMOW比の1.6倍であるのを比較すると、約50 m（160フィート）が太陽風の剥離によって宇宙に失われたことが示唆される。[24]

彗星や小惑星が集積する地球や火星に水を運ぶことは、D/H同位体比から見て有利であるにもかかわらず、重要な注意点がある。[9]主な問題点は以下の通りである。 [9]

  1. 火星隕石のD/H比が高いのは、火星には効果的な地殻循環プロセスがなかった可能性があるため、偏ったサンプル採取の結果である可能性がある。
  2. 地球の始原上部マントルにおける187 Os/ 188 Os同位体比の推定値は0.129を超えており、これは炭素質コンドライトの同位体比よりも大幅に高いものの、無水の普通コンドライトと同程度である。このことから、炭素質コンドライトと組成が類似した惑星の胚が地球に水を供給した可能性は低い。
  3. 地球の大気中のNe含有量は、炭素質コンドライト組成の惑星胚からすべての希ガスとH2Oが集積されていたと予想されるよりも大幅に高い。[25]

彗星や小惑星による H 2 O の供給の代替として、原始太陽系星雲内で地球型惑星が形成される過程で物理吸着によって H 2 O が集積される可能性がある。これは、太陽系付加体円盤から 3 AU 以内に地球の質量の約 2 倍の水蒸気が存在するという熱力学的推定と整合するが、これは地球水球 50 個分（地球全体の H 2 O 含有量の最も極端な推定値）に相当する質量を 40 倍も超えることになる。[9]星雲の H 2 O(g)の多くは付加体円盤の高温環境のために失われる可能性があるが、集積粒子への H 2 O の物理吸着によって500 K (227 °C、440 °F) の温度で地球水球 3 個分近くの H 2 O を保持することが可能である。[9]この吸着モデルは、遠方起源のH 2 Oの187 Os/ 188 Os同位体比の不一致問題を効果的に回避するだろう。しかし、木星と土星の大気中のCH 4を用いて分光学的に推定された星雲D/H比の現在の最良の推定値はわずか2.1×10 −5であり、地球のVSMOW比の8分の1である。[9]物理吸着が実際に地球、そして一般的に地球型惑星における H 2 O集積の主な形態であるとすれば、なぜこのような差が存在するのかは不明である。

参照

参考文献

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