Güneş Sistemi'nin karasal gezegenlerinde su

Suyun karasal gezegenlerdeki (Venüs, Dünya, Mars) menşeiyle gelişmesi ve Dünya ile yakından ilişkisi olan Ay'da farklı olup ve kesin menşei bilinmemektedir. Buna ilaveten karasal cüce gezegen Ceres'in yüzeyinde de buzun olduğu bilinmektedir.
Su depoları
Mars
Yüzeysel hidrojenin büyük kısmı, küresel olarak Mars Odyssey uzay aracının Gama Işını Spektrometresi (GRS) ile gözlemlenmiştir. Karbondioksitsiz olduğu zaman kutuplara yakın yerlerin neredeyse tamamen ince malzeme ile kaplı buzdan meydana geldiği, stokiyometrik olarak tahmin edilmiş su kütlesi fraksiyonlarından anlaşılmaktadır. Bu tespiti destekleyen MARSIS rasatları, güney kutup bölgesinde tahmin edilen 1,6106 km3 suyun Küresel katman Su Eşdeğerinin (İng. ) 11 m derinliğinde olduğu tespit etmiştir. 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. Jeomorfik deliller, hatırı sayılır derecede fazla miktarda yüzey suyunun jeolojik geçmişte var olduğundan yana olup WEG'yi 500 m olarak gösterir. Atmosferde şimdi mevcut olan su buharı bir iletici olarak önemli olsa da hacim olarak çok azdır ve WEG'si 10 μm'yi aşmaz. Şimdiki atmosferin tipik yüzeysel basıncı (~6 hPa) H2O'nun üçlü noktasından daha düşük olduğundan yüzeyde olabilecek sıvı haldeki su, yeterli derecede ve birdenbire büyük hacimlerde yüzeye çıkmaması halinde stabil değildir. Ayriyeten ortalama küresel sıcaklık (~), tuzlu suyun ötektik donma noktasının altındadır. Dünya ile kıyaslandığında ortalama sıcaklığın her iki MER mevkiinde ölçülen en yüksek gündüz yüzey sıcaklığına (~) eşit olduğu görülür.
Merkür, Ay ve Dünya
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. Buna mukabil Dünya'nın hidrosferi ~1,461021 kg H2O, tortul kayaçlar da ~0,211010 kg su ihtiva etmekte olduğundan yer kabuğundaki toplam stok ~1,671010 kg H2O'dur. Mantonun stoku 0,5101041010 kg arasında, fakat kifayetsiz olarak sınırlandırılabilmiştir. Bu yüzden Dünya'daki H2O'nun toplu stoku, muhafazakar bir şekilde Dünya kütlesinin %0,04'ü (~61010 kg) olarak tahmin edilebilir.
Venüs
Şimdiki Venüs atmosferinde sadece ~200 mg/kg H2O(g) vardır ve yüzeyindeki basınç ve sıcaklık düzeni (İng. ), suyu yüzeyinde kararsız yapmaktadır. Buna rağmen genç Venüs'ün H2O'sunun D/H oranı, Dünya'nın Viyana Standart Ortalama Okyanus Suyu değeri (İng. ) 1,610−4 ile kıyaslandığında Venüs atmosferindeki şimdiki isotopik D/H oranın 1,910−2 olduğu, bunun da neredeyse Dünya'nınkinin 120 olduğu görülür ki bu, Venüs'ün çok daha büyük bir H2O deposu olduğu sonucuna vardırabilir. Dünyevi 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. Venüs'deki döteryum seviyelerine dayanan tahminlere göre dört metre ila "bir Dünya Okyanusu kadar" yüzey suyu kaybettiği görülmektedir.
Dünya ve Mars'ta su birikimi
İsotopik D/H oranı, kayasal 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 halinde H'nin öncelikli kaybı ile değişebilmektedir. Dünya'nın VSMOW D/H oranı olan 1,610−4 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. 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. 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 ila %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 0,6-2,7 km 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 rüzgarının 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 süreci olmamıştır.
Dünya'daki 187Os/188Os 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 halinde beklenenden daha yüksektir.
Kuyruklu yıldız ve asteroitlerden H2O'nun gelmesi teorisine bir alternatif, yerbenzeri gezegenlerin Güneş bulutu'nda fiziki tutunmayla (İng. ) meydana gelmiş bir birikim (İng. ) olmasıdır ki bu, Güneş birikim diskinin 3 AB dahilinde takriben iki Dünya kütlesi su buharı 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 fiziki tutunmayla toplanma taneleri üzerinde yaklaşık üç Dünya hidrosferi H2O tutmak sıcaklıkta mümkündür. 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 2,110−5'dir. Bu da Dünya'nın VSMOW oranının sekizde biridir. Eğer genel olarak kayasal gezegenlerde ve özel olarak Dünya'da H2O birikmesinin dominant şekli fiziki tutunma ise bu farkın nasıl mevcut olabildiği anlaşılmış değildir.