Agua en los planetas terrestres del Sistema Solar

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La presencia de agua en los planetas terrestres del Sistema Solar (Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y la Luna, su vecina cercana) varía según el cuerpo planetario, y su origen exacto aún no está claro. Además, se sabe que el planeta enano terrestre Ceres tiene hielo de agua en su superficie.

Inventarios de agua

Mercurio

Debido a su proximidad al Sol y a la ausencia de agua visible en su superficie, se creía que Mercurio era un planeta no volátil. Los datos recuperados de la misión Mariner 10 hallaron evidencia de hidrógeno (H), helio (He) y oxígeno (O) en la exosfera de Mercurio. También se han encontrado volátiles cerca de las regiones polares. Sin embargo, la sonda MESSENGER envió datos de múltiples instrumentos a bordo que llevaron a los científicos a la conclusión de que Mercurio era rico en volátiles. Mercurio es rico en potasio (K), lo cual se ha sugerido como un indicador de la disminución de volátiles en el cuerpo planetario. Esto lleva a suponer que Mercurio podría haber acumulado agua en su superficie, en comparación con la de la Tierra, si su proximidad al Sol no hubiera sido tan cercana.

Venus

La atmósfera actual de Venus contiene tan solo unos 200 mg/kg de H2O(g) en su atmósfera, y el régimen de presión y temperatura hace que el agua sea inestable en su superficie. Sin embargo, suponiendo que el H2O de Venus primitivo tuviera una proporción entre deuterio (hidrógeno pesado, 2H) e hidrógeno (1H) similar a la del Agua Oceánica Media Estándar de Viena (VSMOW) de la Tierra de 1,6 × 10−4, la proporción actual de D/H en la atmósfera de Venus de 1,9 × 10−2, casi 120 veces la de la Tierra, podría indicar que Venus tenía un inventario de H2O mucho mayor. Si bien la gran disparidad entre las relaciones D/H terrestres y venusinas dificulta cualquier estimación del balance hídrico geológicamente antiguo de Venus, su masa podría haber sido al menos el 0,3 % de la hidrosfera terrestre. Estimaciones basadas en los niveles de deuterio de Venus sugieren que el planeta ha perdido desde 4 metros (13 pies) de agua superficial hasta el equivalente a un océano terrestre.

Tierra

La hidrosfera de la Tierra contiene ~1,46×1021 kg (3,22×1021 lb) de H2O y las rocas sedimentarias contienen ~0,21×1021 kg (4,6×1020 lb), para un inventario total de la corteza de ~1,67×1021 kg (3,68×1021 lb) de H2O. El inventario del manto está limitado en un rango de 0,5 × 10⁻¹–4 × 10⁻¹ kg (1,1 × 10⁻¹–8,8 × 10⁻¹ lb). Por lo tanto, el inventario total de H⁻¹O en la Tierra puede estimarse, de forma conservadora, en un 0,04 % de la masa terrestre (~2,3 × 10⁻¹ kg (5,1 × 10⁻¹ lb)).

Luna de la Tierra

Observaciones recientes realizadas por varias sondas espaciales confirmaron la presencia de cantidades significativas de agua lunar. El espectrómetro de masas de iones secundarios (SIMS) midió H₂O, así como otros posibles volátiles, en burbujas de vidrio volcánico lunar. En estos vidrios volcánicos, se encontraron entre 4 y 46 ppm de H₂O en peso, cuyo peso se modeló en 260-745 ppm antes de las erupciones volcánicas lunares. El SIMS también encontró agua lunar en las muestras de roca que los astronautas del Apolo trajeron a la Tierra. Estas muestras de roca se analizaron de tres maneras diferentes y todas llegaron a la misma conclusión: la Luna contiene agua.Existen tres conjuntos de datos principales sobre la abundancia de agua en la superficie lunar: muestras de tierras altas, muestras KREEP y muestras de vidrio piroclástico. Inicialmente, las muestras de tierras altas se estimaron para el océano de magma lunar en 1320-5000 ppm de H₂O. La muestra urKREEP estima un peso de 130-240 ppm de H₂O, similar a los hallazgos en las muestras actuales de tierras altas (antes del modelado). Se utilizaron perlas de vidrio piroclástico para estimar el contenido de agua en la fuente del manto y en el silicato a granel de la Luna. El manto se estimó en 110 ppm de H₂O, mientras que el silicato a granel de la Luna contenía entre 100 y 300 ppm de H₂O.

Marte

El GRS Mars Odyssey ha observado una cantidad significativa de hidrógeno superficial a nivel global. Las fracciones de masa de agua estimadas estequiométricamente indican que, cuando no hay dióxido de carbono, la superficie cercana a los polos está compuesta casi en su totalidad por agua cubierta por una fina capa de material fino. Esto se ve reforzado por las observaciones de MARSIS, con una estimación de 1,6×106 km3 (3,8×105 millas cúbicas) de agua en la región polar sur, con una capa de Agua Equivalente a una Capa Global (WEG) de 11 metros (36 pies) de profundidad. Observaciones adicionales en ambos polos sugieren que el WEG total es de 30 m (98 pies), mientras que las observaciones de Mars Odyssey NS ubican el límite inferior en ~14 cm (5,5 pulgadas) de profundidad. La evidencia geomórfica favorece cantidades significativamente mayores de agua superficial a lo largo de la historia geológica, con WEG de hasta 500 m (1600 pies) de profundidad. El reservorio atmosférico actual de agua, aunque importante como conducto, es insignificante en volumen con el WEG de no más de 10 μm (0,00039 pulgadas). Dado que la presión superficial típica de la atmósfera actual (~6 hPa (0,087 psi)) es menor que el punto triple de H2O, el agua líquida es inestable en la superficie a menos que esté presente en volúmenes suficientemente grandes. Además, la temperatura global promedio es de ~220 K (−53 °C; −64 °F), incluso por debajo del punto de congelación eutéctico de la mayoría de las salmueras. A modo de comparación, las temperaturas superficiales diurnas más altas en los dos sitios MER fueron de ~290 K (17 °C; 62 °F).

Acreción del agua por la Tierra y Marte

La relación isotópica D/H es una limitación fundamental para el origen del H₂O de los planetas terrestres. La comparación de las relaciones D/H planetarias con las de las condritas carbonáceas y los cometas permite una determinación tentativa del origen del H₂O. Las mejores limitaciones para el H₂O acrecentado se determinan a partir del H₂O no atmosférico, ya que la relación D/H del componente atmosférico puede verse sujeta a una rápida alteración por la pérdida preferencial de H, a menos que se encuentre en equilibrio isotópico con el H₂O superficial. La relación D/H VSMOW de la Tierra, de 1,6 × 10⁻⁴, y el modelado de impactos sugieren que la contribución cometaria al agua de la corteza fue inferior al 10 %. Sin embargo, gran parte del agua podría derivar de embriones planetarios del tamaño de Mercurio que se formaron en el cinturón de asteroides más allá de 2,5 UA. La relación D/H original de Marte, estimada mediante la deconvolución de los componentes D/H atmosféricos y magmáticos en meteoritos marcianos (p. ej., QUE 94201), es ×(1,9±0,25) el valor VSMOW. La mayor relación D/H y el modelado de impacto (significativamente diferente de la Tierra debido a la menor masa de Marte) favorecen un modelo en el que Marte acrecentó un total de entre el 6 % y el 27 % de la masa de la hidrosfera terrestre actual, lo que corresponde respectivamente a una relación D/H original entre ×1,6 y ×1,2 el valor SMOW. La primera mejora es coherente con contribuciones asteroidales y cometarias aproximadamente iguales, mientras que la segunda indicaría principalmente contribuciones asteroidales. El WEG correspondiente sería de 0,6 a 2,7 km (0,37 a 1,68 mi), lo que concuerda con una eficiencia de desgasificación del 50 % para producir ~500 m (1600 pies) de WEG de agua superficial. La comparación de la relación D/H atmosférica actual de ×5,5 SMOW con la relación SMOW original de ×1,6 sugiere que ~50 m (160 pies) de WEG se han perdido en el espacio debido a la erosión del viento solar.El aporte de agua por cometas y asteroides a la Tierra y Marte en acreción presenta importantes inconvenientes, a pesar de que se ve favorecido por las proporciones isotópicas D/H. Entre los aspectos clave se incluyen:
  1. Las mayores proporciones D/H en meteoritos marcianos podrían ser consecuencia de muestreo sesgado ya que Marte nunca pudo haber tenido un proceso eficaz de reciclaje de crustal
  2. La estimación del manto superior primitivo de la Tierra 187Os/188La relación isotópica de Os supera 0.129, significativamente mayor que la de los chondritos carbonaceos, pero similar a los anhídridos ordinarios. Esto hace improbable que los embriones planetarios compositivamente similares a los chondritos carbonaceos suministrados agua a la Tierra
  3. Contenido atmosférico de la Tierra Ne es significativamente más alto de lo que se espera tenía todos los gases raros y H2O fue acrecentado de los embriones planetarios con composiciones chondritas carbónicas.
Una alternativa al aporte de H2O por cometas y asteroides sería la acreción por fisisorción durante la formación de los planetas terrestres en la nebulosa solar. Esto concordaría con la estimación termodinámica de aproximadamente dos masas terrestres de vapor de agua a 3 UA del disco de acreción solar, lo que superaría en un factor de 40 la masa de agua necesaria para acrecionar el equivalente a 50 hidrosferas terrestres (la estimación más extrema del contenido de H2O de la Tierra) por planeta terrestre. Si bien gran parte del H2O(g) nebular puede perderse debido a las altas temperaturas del disco de acreción, es posible que la fisisorción de H2O en los granos de acreción retenga casi tres hidrosferas terrestres de H2O a temperaturas de 500 K (227 °C; 440 °F). Este modelo de adsorción evitaría eficazmente el problema de la disparidad en la relación isotópica 187Os/188Os del H2O de origen distal. Sin embargo, la mejor estimación actual de la relación D/H nebular, estimada espectroscópicamente con CH4 atmosférico joviano y saturnino, es de tan solo 2,1 × 10−5, ocho veces menor que la relación VSMOW de la Tierra. No está claro cómo podría existir tal diferencia si la fisisorción fuera, de hecho, la forma dominante de acreción de H2O para la Tierra en particular y los planetas terrestres en general.

Véase también

  • Agua líquida extraterrestre § Agua líquida en el Sistema Solar
  • Mundo del océano

Referencias

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