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、そして密接に関係する地球の月）における水の存在は各惑星によって異なり、その正確な起源は不明です。さらに、地球型準惑星ケレスは表面に水の氷があることが知られています。

水星は太陽に近く、表面に目に見える水がないため、非揮発性の惑星であると考えられてきました。マリナー10号ミッションから取得されたデータにより、水星の外気圏に水素(H)、ヘリウム(He)、酸素(O) の証拠が見つかりました。^[1]揮発性物質は極地付近でも発見されています。^[2] しかし、メッセンジャーは複数の搭載機器からのデータを送信し、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、これは惑星体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、水星が太陽にそれほど近づかなかった場合、地球と比較して水が表面に集積していた可能性があるという仮説が導かれます。^[6]

現在の金星の大気には約200 mg/kg H ₂ O(g)しか含まれておらず、圧力と温度の状況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H ₂ O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洋水（VSMOW）の1.6×10 ⁻⁴と同程度であったと仮定すると、^[7]現在の金星大気のD/H比は1.9×10 ^{−2で、地球の約120倍であり、金星のH} ₂ O在庫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比の大きな不一致により、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]金星の重水素レベルに基づく推定では、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」の表面水を失っていると示唆されている。^[10]

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、堆積岩には約 0.21×10 ²¹ kg (4.6×10 ²⁰ lb) の H 2 O が含まれるため、地殻全体のH _{2 O 含有量は約 1.67×10} ²¹ kg (3.68×10 ²¹ lb)になります。マントル含有量は 0.5×10 ²¹ –4×10 ²¹ kg (1.1×10 ²¹ –8.8×10 ^{21 lb) の範囲にあまり限定されていません。したがって、地球上の H} ₂ Oの総含有量は、地球の質量の 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。

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とその他の揮発性物質を測定した。これらの火山ガラスには、重量比で4～46 ppmのH ₂ Oが含まれていたが、月の火山噴火前は260～745 ppmであったとモデル化された。^[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た。これらの岩石サンプルは3つの異なる方法でテストされ、すべて月に水が含まれているという同じ結論に達した。^{[12] [13] [14] [15]}

月面の水の存在量に関する主なデータセットは、高地サンプル、KREEPサンプル、火砕ガラスサンプルの3つである。高地サンプルでは、​​当初、月のマグマオーシャンのH _{2 Oの重量は1320～5000 ppmと推定されていた。} ^[16] urKREEPサンプルでは、 ​​H ₂ Oの重量は130～240 ppm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）の結果と似ている。^[17]火砕ガラスサンプルビーズは、マントル源とバルクケイ酸塩の月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H _{2 Oの重量が110 ppmと推定され、バルクケイ酸塩の月にはH 2} Oの重量が100～300 ppmであった。^{[18] [17]}

火星オデッセイのGRSにより、地球全体で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、極地の地表付近は、薄い微細物質の層で覆われたほぼ完全な水で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、 南極地域の水は1.6 × 10 ⁶  km ³ (3.8 × 10 ^{5 cu mi) と推定され、地球全体の水層（WEG）の深さは11メートル（36フィート）である。 [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、下限は深さ約14センチメートル（5.5インチ）となっている。^[21]地形学的証拠は、地質学的歴史を通じて地表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 500 メートル (1,600 フィート) にも達します。 ^[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 10 μm (0.00039 インチ) 以下であるため、量としては重要ではありません。 ^[21]現在の大気の典型的な表面圧力(約 6 hPa (0.087 psi) ^{[22] ) は H} ₂ Oの三重点よりも低いため、液体の水は十分な量でなければ表面上で不安定です。さらに、地球の平均気温は約 220 K (-53 °C、-64 °F) 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 サイトでの最高日表面温度は約 290 K (17 °C、62 °F) でした。^[23]

D/H 同位体比は、地球型惑星の H _{2 O の起源に関する主要な制約条件である。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、表面の 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]、集積した H} ₂ O に関する最良の制約条件は、大気以外の H ₂ O から決定される。地球の VSMOW D/H 比は 1.6×10 ^{−4 [7]であり、衝突のモデル化により、彗星が地殻の水に寄与したのは 10% 未満であることが示唆されている。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している可能性がある。^[24]火星隕石（例：QUE 94201）の大気とマグマのD/H成分を分解して推定される火星の元々のD/H比は、VSMOW値の×（1.9+/- 0.25）です。 ^[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ります）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に相当します。^[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ますが、後者は主に小惑星の寄与を示しています。^[24]対応するWEGは0.6～2.7 km（0.37～1.68マイル）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比の×5.5 SMOW比と原始的な×1.6 SMOW比を比較すると、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]

彗星や小惑星による地球や火星への水の供給は、D/H同位体比から見て有利であるにもかかわらず、重大な注意点がある。^[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リサイクル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. 地球の原始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、炭素質コンドライトの同位体比よりかなり大きいが、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似ている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H ₂ Oが集積されていたと仮定した場合の予想よりも大幅に高い。 ^[25]

彗星や小惑星による H _{2 O の供給の代替案としては、}原始太陽系星雲内での地球型惑星の形成中に物理吸着によって集積されることがある。これは、太陽系付加体円盤の 3AU 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一致するが、これは地球の質量の 50 倍の水球 (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 倍も超える量である。^{[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) の温度で地球の質量}の約 3 倍の水球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同位体比の不一致の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、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ならば、なぜそのような差が存在するのかは不明である。

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