水資源目録
金星 現在の金星の大気には約200 mg/kgのH₂O ( g)しか含まれておらず、圧力と温度の体制により、表面の水は不安定です。しかし、初期の金星のH₂Oの重水素 (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に 似ていると仮定すると、[ 7 ] 地球 の約120倍であり、金星にははるかに大きなH₂Oの蓄積があったことを示している可能性があります。 [ 8 ]地球 [ 9 ] [ 8 ] 金星の重水素 レベルに基づく推定では、金星は表面水が4メートル（13 フィート） から「地球の海1つ分」まで失われたとされている。[ 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 が含まれているため、地殻全体の H 2 O の総量は約 1.67×10 21 kg (3.68×10 21 lb)です 。 マントルのH 2 O の量は、0.5×10 21 ～4×10 21 kg (1.1×10 21 ～8.8×10 21 lb)の範囲で制約が不十分です。したがって、地球上の H 2 Oの総量は、地球の質量の 0.04% (約 2.3×10 21 kg (5.1×10 21 lb))と控えめに推定できます。
最近の複数の宇宙船による観測で、月面にかなりの量の水が 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、月の火山ガラスの気泡中の H₂O やその他の揮発性物質を測定しました。これらの火山ガラスでは、4～46重量ppmのH₂Oが 検出され、月面火山噴火前には260～745重量ppmであったと推定されました。[ 11 ] [ 12 ] [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ]
月面の水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つです。高地サンプルは、当初、月のマグマオーシャンのH₂Oを1320～5000 ppm wtと推定しました。[ 16 ] urKREEP 、 H₂O を130～240 ppm wtと推定しており、これは現在の高地サンプル（モデリング前）の結果と似ています。[ 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月の水分含有量を推定するために使用されました。マントル源はH₂O を110 ppm wtと推定され、バルクケイ酸塩月にはH₂O が100～300 ppm wt含まれていました。[ 18 ] [ 17 ]
火星 火星探査機マーズ・オデッセイ GRSにより、地球規模で相当量の地表水素 が観測されている。[ 19 ] 水の質量分率は、 二酸化炭素 がない場合、極付近の地表は微細な物質の薄い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 MARSISの 観測によって裏付けられており、南極域には推定1.6 × 10⁶ km³ (3.8 × 10⁵ cu mi) の水があり、地球規模相当水層 (WEG) の深 さは 11 メートル ( 36 フィート ) で ある 。 [ 20 ]両極 で の 30 メートル (98 フィート) であると示唆されているが、マーズ・オデッセイNSの観測では下限が約14 cm (5.5 インチ) の 深さとなっている。[ 21 ] 地形学的証拠は、地質時代に比べて地表水が はるかに多く存在し、WEG は最大500 m (1,600 ft) の深さであったことを示唆している。[ 21 ] 10 μm (0.00039 in) を超えることはない。[ 21 ] 地表気圧(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 量が存在しない限り、地表では不安定である。さらに、地球の平均気温は約220 K (-53 °C; -64 °F)であり、ほとんどの塩水の共晶 凝固点 よりも低い。[ 22 ] 290 K (17 °C; 62 °F) でした。[ 23 ]
地球と火星による水の集積 D/H同位体比は、地球型惑星のH₂O の起源に対する主要な制約である。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、H₂Oの起源を暫定的に決定することができる。大気 成分のD/H比は、表面のH₂Oと同位体平衡にない限り、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、付着 したH₂Oに対する最良の制約は、非大気 H₂Oから決定される [ 22 ]。 あり 、 衝突 の 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 （例：QUE 94201）の大気およびマグマのD/H成分をデコンボリューションして推定した火星の元のD/H比は、VSMOW値の×(1.9±0.25)です。 [ 24 ] [ 24 ] [ 24 ] 0.6～2.7 km (0.37～1.68 mi) であり、50% の脱ガス効率で表面水の WEG が約500 m (1,600 ft) になるという結果と一致します。[ 24 ] 太陽風剥離によって約 50 m (160 ft) の水が宇宙に失われたことが示唆されます。[ 24 ]
彗星や小惑星による地球や火星への水の供給は、D/H同位体比によって支持されているものの、重大な注意点がある。[ 9 ] [ 9 ]
火星隕石のD/H比が高いのは、火星では効果的な地殻リサイクル プロセスがこれまで存在しなかった可能性があり、サンプリングの偏りの結果である可能性がある。地球の原始上部マントル の187Os / 188Os 同位体比の推定値は0.129を超え、炭素質コンドライトの値より著しく高いが、無水普通コンドライトの値と類似している。このことから、炭素質コンドライトと組成的に類似した惑星胚が地球に水を供給した可能性は低いと考えられる。 地球の大気中のネオン含有量は、すべての希ガスと水が炭素質コンドライト組成の惑星胚から集積されたと仮定した場合に予想されるよりもかなり高い 。[ 25 ] 彗星や小惑星による H 2 O の供給に代わるものとして、 太陽星雲 で地球型惑星が形成される際の物理吸着による集積が考えられます。これは、太陽集積円盤から 3 AU 以内の水蒸気が地球質量の約 2 倍であるという熱力学的推定と一致しており、地球型惑星 1 つあたり、地球水圏 50 個分 (地球の総 H 2 O 含有量の最も極端な推定値) に相当する水の質量を 40 倍上回ります。[ 9 ] 星雲の H 2 O(g)の多くは集積円盤の高温環境により失われる可能性がありますが、集積する粒子への H 2 O の物理吸着により、 500 K (227 °C; 440 °F) の温度で地球水圏のほぼ 3 個分の H 2 Oを保持することが可能です。[ 9 ] 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します。しかし、木星と土星の大気中の CH 4 を用いて分光法で推定された星雲の D/H 比の現在の最良の推定値は 2.1×10 −5 にすぎず、地球の VSMOW 比より 8 分の 1 低い値です。[ 9 ] 2 O 集積の主要な形態であるとすれば、このような差がどのようにして存在するのかは不明です。
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