Güneş Sistemi'nin karasal gezegenlerinde su

**[[Su]]yun&nbsp;[[karasal gezegen]]lerdeki ([[Venüs]], [[Dünya]], [[Mars]]) menşeiyle gelişmesi** ve Dünya ile yakından ilişkisi olan&nbsp;Ay'da farklı olup ve kesin menşei bilinmemektedir. Buna ilaveten karasal cüce gezegen&nbsp;Ceres'in yüzeyinde de buzun olduğu bilinmektedir.

## Su depoları

### Mars
Yüzeysel&nbsp;hidrojenin büyük kısmı, küresel olarak&nbsp;Mars Odyssey uzay aracının Gama Işını Spektrometresi (GRS) ile gözlemlenmiştir.&nbsp;Karbondioksitsiz olduğu zaman kutuplara yakın yerlerin neredeyse tamamen ince malzeme ile kaplı buzdan meydana geldiği, stokiyometrik olarak tahmin edilmiş&nbsp;su kütlesi&nbsp;fraksiyonlarından anlaşılmaktadır.&nbsp;Bu tespiti destekleyen&nbsp;MARSIS rasatları, güney kutup bölgesinde tahmin edilen&nbsp;1,6×106 km³ suyun Küresel katman Su Eşdeğerinin (İng.&nbsp;**')&nbsp;11 m derinliğinde olduğu tespit etmiştir. Her iki kutupta ilaveten yapılan rasatlar, toplam WEG'nin&nbsp;30 m&nbsp;olduğunu tahmin ederken Mars Odyssey NS rasatlarına dayanan tahminlere göre WEG'nin alt sınırı ~14&nbsp;cm'dir. [[Jeomorfoloji|Jeomorfik]] deliller, hatırı sayılır derecede fazla miktarda yüzey suyunun jeolojik geçmişte var olduğundan yana olup WEG'yi&nbsp;500 m&nbsp;olarak gösterir.&nbsp;Atmosferde şimdi mevcut olan su buharı bir iletici olarak önemli olsa da hacim olarak çok azdır ve WEG'si&nbsp;10&nbsp;µm'yi aşmaz.&nbsp;Şimdiki atmosferin tipik&nbsp;yüzeysel basıncı&nbsp;(~6 hPa) H<sub>2</sub>O'nun [[üçlü nokta]]sından daha düşük olduğundan yüzeyde olabilecek sıvı hâldeki su, yeterli derecede ve birdenbire büyük&nbsp;hacimlerde yüzeye çıkmaması hâlinde stabil değildir. Ayrıca ortalama küresel sıcaklık&nbsp;(~), tuzlu suyun ötektik [[Erime noktası|donma noktası]]nın altındadır. Dünya ile kıyaslandığında ortalama sıcaklığın her iki [[MER]] mevkiinde ölçülen en yüksek gündüz yüzey sıcaklığına (~)&nbsp;eşit olduğu görülür.

=== Merkür, Ay ve Dünya ===
Son zamanlarda birkaç uzay aracınca yapılan rasatlara göre hatırı sayılır miktarda&nbsp;Ay suyu&nbsp;tespit etmiştir.&nbsp;Merkür'ün muhtemelen büyük çarpışmalardan dolayı gözlemlenebilir miktarda H<sub>2</sub>O içermediği görünmektedir. Buna mukabil Dünya'nın hidrosferi ~1,46×10<sup>21</sup> kg H<sub>2</sub>O, [[tortul kayaçlar]]&nbsp;da&nbsp;~0,21×10<sup>10</sup> kg su ihtiva etmekte olduğundan yer kabuğundaki toplam stok ~1,67×10<sup>10</sup> kg H<sub>2</sub>O'dur. Mantonun stoku&nbsp;0,5×10<sup>10</sup>–4×10<sup>10</sup> kg&nbsp;arasında, fakat kifayetsiz olarak sınırlandırılabilmiştir. Bu yüzden Dünya'daki H<sub>2</sub>O'nun toplu stoku, muhafazakâr bir şekilde Dünya kütlesinin %0,04'ü (~6×10<sup>10</sup> kg) olarak tahmin edilebilir.

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

== Dünya ve Mars'ta su birikimi ==
İsotopik D/H oranı, kayasal gezegenlerde H<sub>2</sub>O kaynakları için ilk sınırlamadır. Gezegenlerin D/H oranlarıyla karbonlu kondrit ve kuyruklu yıldızlarınkiler kıyaslanarak H<sub>2</sub>O'nun kaynağını geçici olarak tespit etmek mümkündür.&nbsp;Birikmiş H<sub>2</sub>O için en güvenilir sınır, atmosfere ait olmayan H<sub>2</sub>O ölçülerek tespit edilir. Çünkü atmosferin D/H oranı, yüzey H<sub>2</sub>O'suyla isotopik dengede olmaması hâlinde [[Hidrojen|H]]'nin öncelikli kaybı ile değişebilmektedir. Dünya'nın VSMOW D/H oranı olan&nbsp;1,6×10<sup>−4</sup>&nbsp;ve çarpma etkilerinin modellenmesiyle kabuktaki suya [[kuyruklu yıldız]] katkısının %10'dan daha az olduğunu göstermektedir.&nbsp;Bununla birlikte suyun büyük bir kısmı [[Asteroit kuşağı|Asteroit Kuşağı]]'nda 2,5 AB ötede oluşan Merkür boyutundaki gezegen embriyolardan elde edilmiş olabilir. QUE 94201 gibi&nbsp;[[Mars meteoru|Mars meteorları]]ndaki magmatik D/H oranlarının&nbsp;dekonvolüsyonuyla yapılan tahminler,&nbsp;Mars'ın ilk D/H oranının VSMOW değerinin&nbsp;×(1,9+/-0,25) olduğunu göstermiştir.&nbsp;Daha yüksek&nbsp;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. Baştaki yoğunlaşmalar, kabaca asteroit ve kuyruklu yıldız katkılarıyla uyuşmakta olmakla birlikte sonraki değer, ekseriya asteroitlerin katkıda bulunduğu sonucuna vardırır. Tekabül eden WEG&nbsp;0,6-2,7&nbsp;km&nbsp;arası olup %50'lik bir [[gaz çıkışı]] verimliliği (İng. **') ile uyumludur ve bu da ~500 m'lik bir WEG yüzey suyu eşdeğeri demektir. ×5,5 SMOW olan şimdiki atmosfer D/H oranıyla ilk ×1,6 SMOW oranı kıyasladığında bunun ~50 m'sinin Güneş rüzgârının&nbsp;molekülleri atmosferden uzaya fırlatılmasıyla kaybedildiği anlaşılır (İng. **').

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. Bu bağlamdaki önemli problemler şunlardır:
# 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&nbsp;süreci olmamıştır.
# Dünya'daki <sup>187</sup>Os/<sup>188</sup>Os isotop oranının Basit Üst Manto tahmini (İng. **'), 0,129'u aşmaktadır. Bu, gezegen embriyolara benzer bileşimdeki karbon kondiritlerin  Dünya'ya su tedariki yapmış olmasını pek muhtemel yapmaz.
# Dünya atmosferindeki Neon gazı miktarı, bütün ender gazlar ve H2O, karbonlu kondrit benzeri bileşimleri olan gezegen embriyolardan gelmiş olması hâlinde beklenenden daha yüksektir.
Kuyruklu yıldız ve asteroitlerden H2O'nun gelmesi teorisine bir alternatif, yerbenzeri gezegenlerin Güneş bulutu'nda fizikî tutunmayla (İng. **') meydana gelmiş bir birikim (İng. **') olmasıdır ki bu, Güneş birikim diskinin 3 AB dahilinde takriben iki Dünya kütlesi su buharı&nbsp;olduğuna dair yapılmış termodinamik tahminle uyuşmaktadır. Bu da kayasal bir gezegenin başta 50 Dünya hidrosferi kütlesi kadar suyu bir araya getirebilmek için lazım olanın 40 katıdır. 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&nbsp; sıcaklıkta mümkündür. Bu adsorpsiyon modeli, distal kaynaklı H2O'daki 187Os/188Os izotop oranı eşitsizliği sorunundan etkilenmez. Jüpiter ve Satürn'ün atmosferlerindeki&nbsp;CH<sub>4</sub>&nbsp;ile spektroskopik olarak şimdiye kadarki en iyi D/H oranı 2,1×10−5'dir. Bu da Dünya'nın VSMOW oranının sekizde biridir.&nbsp;Eğer genel olarak kayasal gezegenlerde ve özel olarak Dünya'da H2O birikmesinin dominant şekli fizikî tutunma ise bu farkın nasıl mevcut olabildiği anlaşılmış değildir.

## Kaynakça