Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
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 (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 1,6×106 km³ suyun Küresel katman Su Eşdeğerinin (İng. İngilizce: Water Equivalent to a Global layer (WEG)) 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 hâldeki su, yeterli derecede ve birdenbire büyük hacimlerde yüzeye çıkmaması hâlinde stabil değildir. Ayriyeten ortalama küresel sıcaklık (~220 K (-53 °C; -63,4 °F)), tuzlu suyun ötektik donma noktasının altındadır. Dünya ile kıyaslandığında ortalama sıcaklığın her iki mevkiinde ölçülen en yüksek gündüz yüzey sıcaklığına (~290 K (17 °C; 62,6 °F)) 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 ~1,46×1021 kg H2O, tortul kayaçlar da ~0,21×1010 kg su ihtiva etmekte olduğundan yer kabuğundaki toplam stok ~1,67×1010 kg H2O'dur. Mantonun stoku 0,5×1010–4×1010 kg arasında, fakat kifayetsiz olarak sınırlandırılabilmiştir. Bu yüzden Dünya'daki H2O'nun toplu stoku, muhafazakâr bir şekilde Dünya kütlesinin %0,04'ü (~6×1010 kg) olarak tahmin edilebilir.
Venüs
Şimdiki Venüs atmosferinde sadece ~200 mg/kg H2O(g) vardır ve yüzeyindeki basınç ve sıcaklık düzeni (İng. İngilizce: temperature regime), suyu yüzeyinde kararsız yapmaktadır. Buna rağmen genç Venüs'ün H2O'sunun D/H oranı, Dünya'nın Viyana Standart Ortalama Okyanus Suyu değeri (İng. İngilizce: Vienna Standard Mean Ocean Water (VSMOW)) 1,6×10−4 ile kıyaslandığında Venüs atmosferindeki şimdiki isotopik D/H oranın 1,9×10−2 olduğu, bunun da neredeyse Dünya'nınkinin ×120 olduğu görülür ki bu, Venüs'ün çok daha büyük bir H2O 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. 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 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 hâlinde H'nin öncelikli kaybı ile değişebilmektedir. Dünya'nın VSMOW D/H oranı olan 1,6×10−4 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 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 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 0,6-2,7 km arası olup %50'lik bir gaz çıkışı verimliliği (İng. İngilizce: outgassing efficiency) 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 molekülleri atmosferden uzaya fırlatılmasıyla kaybedildiği anlaşılır (İng. İngilizce: solar wind stripping).
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. İngilizce: Primitive Upper Mantle estimate), 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. İngilizce: physisorption) meydana gelmiş bir birikim (İng. İngilizce: accretion) 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 fizikî tutunmayla toplanma taneleri üzerinde yaklaşık üç Dünya hidrosferi H2O tutmak 500 K (227 °C; 440,6 °F) 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 2,1×10−5'dir. Bu da Dünya'nın VSMOW oranının sekizde biridir. 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
- ^ a b Boynton, W. V. et al. (2007), Concentration of H, Si, Cl, K, Fe, and Th in the low and mid latitude regions of Mars, Journal of Geophysical Research Planets, in press doi 10.1029/2007JE002887
- ^ Bütün su buzunun erimesi ve zeminin de suyu emmemesi hâlinde meydana gelecek teorik küresel su yüksekliği
- ^ Plaut, J. J. et al. (2007), doi 10.1126/science.1139672
- ^ a b c Feldman, W. C. et al. (2004), doi 10.1029/2003JE002160
- ^ a b c Jakosky, B. M. and Phillips, R. J. (2001), doi 10.1038/35084184
- ^ Spanovich, N. et al. (2006), doi 10.1016/j.icarus.2005.09.014
- ^ a b c d e f g Drake, M. J. (2005) Origin of water in the terrestrial planets, Meteoritics and Planetary Science 40 (4), 515-656
- ^ a b c Kulikov, Yu. N. et al. (2006), doi 10.1016/j.pss.2006.04.021
- ^ a b Morbidelli, A. et al. (2000), Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth, Meteoritics and Planetary Science, 35, 1309-1320
- ^ a b National Institute of Standards and Technology (2005), Report of Investigation[]
- ^ Owen, (2007), news.nationalgeographic.com/news/2007/11/071128-venus-earth_2.html 11 Mayıs 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- ^ a b c d e f Lunine, J. I. et al. (2003), doi 10.1016/S0019-1035(03)00172-6
- ^ İlk başta kabul edilen H2O içeriğinin en aşırı tahmini
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Suyun karasal gezegenlerdeki Venus Dunya Mars menseiyle gelismesi ve Dunya ile yakindan iliskisi olan Ay da farkli olup ve kesin mensei bilinmemektedir Buna ilaveten karasal cuce gezegen Ceres in yuzeyinde de buzun oldugu bilinmektedir Su depolariMars Yuzeysel hidrojenin buyuk kismi kuresel olarak Mars Odyssey uzay aracinin GRS ile gozlemlenmistir Karbondioksitsiz oldugu zaman kutuplara yakin yerlerin neredeyse tamamen ince malzeme ile kapli buzdan meydana geldigi stokiyometrik olarak tahmin edilmis su kutlesi fraksiyonlarindan anlasilmaktadir Bu tespiti destekleyen MARSIS rasatlari guney kutup bolgesinde tahmin edilen 1 6 106 km suyun Kuresel katman Su Esdegerinin Ing Ingilizce Water Equivalent to a Global layer WEG 11 m derinliginde oldugu tespit etmistir Her iki kutupta ilaveten yapilan rasatlar toplam WEG nin 30 m oldugunu tahmin ederken Mars Odyssey NS rasatlarina dayanan tahminlere gore WEG nin alt siniri 14 cm dir Jeomorfik deliller hatiri sayilir derecede fazla miktarda yuzey suyunun jeolojik gecmiste var oldugundan yana olup WEG yi 500 m olarak gosterir Atmosferde simdi mevcut olan su buhari bir iletici olarak onemli olsa da hacim olarak cok azdir ve WEG si 10 µm yi asmaz Simdiki atmosferin tipik yuzeysel basinci 6 hPa H2O nun uclu noktasindan daha dusuk oldugundan yuzeyde olabilecek sivi haldeki su yeterli derecede ve birdenbire buyuk hacimlerde yuzeye cikmamasi halinde stabil degildir Ayriyeten ortalama kuresel sicaklik 220 K 53 C 63 4 F tuzlu suyun otektik donma noktasinin altindadir Dunya ile kiyaslandiginda ortalama sicakligin her iki mevkiinde olculen en yuksek gunduz yuzey sicakligina 290 K 17 C 62 6 F esit oldugu gorulur Merkur Ay ve Dunya Son zamanlarda birkac uzay aracinca yapilan rasatlara gore hatiri sayilir miktarda Ay suyu tespit etmistir Merkur un muhtemelen buyuk carpismalardan dolayi gozlemlenebilir miktarda H2O icermedigi gorunmektedir Buna mukabil Dunya nin hidrosferi 1 46 1021 kg H2O tortul kayaclar da 0 21 1010 kg su ihtiva etmekte oldugundan yer kabugundaki toplam stok 1 67 1010 kg H2O dur Mantonun stoku 0 5 1010 4 1010 kg arasinda fakat kifayetsiz olarak sinirlandirilabilmistir Bu yuzden Dunya daki H2O nun toplu stoku muhafazakar bir sekilde Dunya kutlesinin 0 04 u 6 1010 kg olarak tahmin edilebilir Venus Simdiki Venus atmosferinde sadece 200 mg kg H2O g vardir ve yuzeyindeki basinc ve sicaklik duzeni Ing Ingilizce temperature regime suyu yuzeyinde kararsiz yapmaktadir Buna ragmen genc Venus un H2O sunun D H orani Dunya nin Viyana Standart Ortalama Okyanus Suyu degeri Ing Ingilizce Vienna Standard Mean Ocean Water VSMOW 1 6 10 4 ile kiyaslandiginda Venus atmosferindeki simdiki isotopik D H oranin 1 9 10 2 oldugu bunun da neredeyse Dunya ninkinin 120 oldugu gorulur ki bu Venus un cok daha buyuk bir H2O deposu oldugu sonucuna vardirabilir Dunyevi ve Venus D H oranlari arasindaki buyuk fark Venus un eski jeolojik zamanlarda depoladigi suyu tahmin etmeyi zorlastirarak kutlesinin Dunya hidrosferinin en azindan 0 3 u oldugu sonucuna vardirir Venus deki doteryum seviyelerine dayanan tahminlere gore dort metre ila bir Dunya Okyanusu kadar yuzey suyu kaybettigi gorulmektedir Dunya ve Mars ta su birikimiIsotopik D H orani kayasal gezegenlerde H2O kaynaklari icin ilk sinirlamadir Gezegenlerin D H oranlariyla karbonlu kondrit ve kuyruklu yildizlarinkiler kiyaslanarak H2O nun kaynagini gecici olarak tespit etmek mumkundur Birikmis H2O icin en guvenilir sinir atmosfere ait olmayan H2O olculerek tespit edilir Cunku atmosferin D H orani yuzey H2O suyla isotopik dengede olmamasi halinde H nin oncelikli kaybi ile degisebilmektedir Dunya nin VSMOW D H orani olan 1 6 10 4 ve carpma etkilerinin modellenmesiyle kabuktaki suya kuyruklu yildiz katkisinin 10 dan daha az oldugunu gostermektedir Bununla birlikte suyun buyuk bir kismi Asteroit Kusagi nda 2 5 AB otede olusan Merkur boyutundaki gezegen embriyolardan elde edilmis olabilir QUE 94201 gibi magmatik D H oranlarinin dekonvolusyonuyla yapilan tahminler Mars in ilk D H oraninin VSMOW degerinin 1 9 0 25 oldugunu gostermistir Daha yuksek D H ve Mars in daha kucuk kutlesiyle Dunya ninkinden hatiri sayilir derecede farkli olan carpma modellemeleri Mars in toplamda simdiki Dunya hidrosferinin 6 ila 27 si kadar su topladigi gorusunu ileri surer Bu da bastaki D H nin SMOW degerinin 1 6 ve 1 2 olmasina tekabul eder Bastaki yogunlasmalar kabaca asteroit ve kuyruklu yildiz katkilariyla uyusmakta olmakla birlikte sonraki deger ekseriya asteroitlerin katkida bulundugu sonucuna vardirir Tekabul eden WEG 0 6 2 7 km arasi olup 50 lik bir gaz cikisi verimliligi Ing Ingilizce outgassing efficiency ile uyumludur ve bu da 500 m lik bir WEG yuzey suyu esdegeri demektir 5 5 SMOW olan simdiki atmosfer D H oraniyla ilk 1 6 SMOW orani kiyasladiginda bunun 50 m sinin Gunes ruzgarinin molekulleri atmosferden uzaya firlatilmasiyla kaybedildigi anlasilir Ing Ingilizce solar wind stripping Buyuyen Dunya ya ve Mars a kuyruklu yildizlardan ve asteroitlerden su gelmis oldugu izotopik D H oranlari goz onunde bulunduruldugunda tercihe sayan gibi gorulse de bu tespitin hatiri sayilir problemleri vardir Bu baglamdaki onemli problemler sunlardir Mars meteorlarinda daha yuksek olan D H oranlari onyargili bir orneklemenin sonucunda olmus olabilir Cunku Mars ta muhtemelen hicbir zaman verimli bir kabuk geri donusum sureci olmamistir Dunya daki 187Os 188Os isotop oraninin Basit Ust Manto tahmini Ing Ingilizce Primitive Upper Mantle estimate 0 129 u asmaktadir Bu gezegen embriyolara benzer bilesimdeki karbon kondiritlerin Dunya ya su tedariki yapmis olmasini pek muhtemel yapmaz Dunya atmosferindeki Neon gazi miktari butun ender gazlar ve H2O karbonlu kondrit benzeri bilesimleri olan gezegen embriyolardan gelmis olmasi halinde beklenenden daha yuksektir Kuyruklu yildiz ve asteroitlerden H2O nun gelmesi teorisine bir alternatif yerbenzeri gezegenlerin Gunes bulutu nda fiziki tutunmayla Ing Ingilizce physisorption meydana gelmis bir birikim Ing Ingilizce accretion olmasidir ki bu Gunes birikim diskinin 3 AB dahilinde takriben iki Dunya kutlesi su buhari olduguna dair yapilmis termodinamik tahminle uyusmaktadir Bu da kayasal bir gezegenin basta 50 Dunya hidrosferi kutlesi kadar suyu bir araya getirebilmek icin lazim olanin 40 katidir Bulutsu H2O g nin cogu toplanma diskinin yuksek sicaklik ortamindan dolayi kaybolmasi muhtemelse de fiziki tutunmayla toplanma taneleri uzerinde yaklasik uc Dunya hidrosferi H2O tutmak 500 K 227 C 440 6 F sicaklikta mumkundur Bu adsorpsiyon modeli distal kaynakli H2O daki 187Os 188Os izotop orani esitsizligi sorunundan etkilenmez Jupiter ve Saturn un atmosferlerindeki CH4 ile spektroskopik olarak simdiye kadarki en iyi D H orani 2 1 10 5 dir Bu da Dunya nin VSMOW oraninin sekizde biridir Eger genel olarak kayasal gezegenlerde ve ozel olarak Dunya da H2O birikmesinin dominant sekli fiziki tutunma ise bu farkin nasil mevcut olabildigi anlasilmis degildir Kaynakca a b Boynton W V et al 2007 Concentration of H Si Cl K Fe and Th in the low and mid latitude regions of Mars Journal of Geophysical Research Planets in press doi 10 1029 2007JE002887 Butun su buzunun erimesi ve zeminin de suyu emmemesi halinde meydana gelecek teorik kuresel su yuksekligi Plaut J J et al 2007 doi 10 1126 science 1139672 a b c Feldman W C et al 2004 doi 10 1029 2003JE002160 a b c Jakosky B M and Phillips R J 2001 doi 10 1038 35084184 Spanovich N et al 2006 doi 10 1016 j icarus 2005 09 014 a b c d e f g Drake M J 2005 Origin of water in the terrestrial planets Meteoritics and Planetary Science 40 4 515 656 a b c Kulikov Yu N et al 2006 doi 10 1016 j pss 2006 04 021 a b Morbidelli A et al 2000 Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth Meteoritics and Planetary Science 35 1309 1320 a b National Institute of Standards and Technology 2005 Report of Investigation olu kirik baglanti Owen 2007 news nationalgeographic com news 2007 11 071128 venus earth 2 html 11 Mayis 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde a b c d e f Lunine J I et al 2003 doi 10 1016 S0019 1035 03 00172 6 Ilk basta kabul edilen H2O iceriginin en asiri tahmini