Mars’ta Neden Bu Kadar Az Su Kaldı?

Mars, karbondioksitin hakim olduğu ve atmosferik kütle ve basıncın çoğunu sağladığı ince atmosferiyle bilinir. Gerçekte basıncı, Dünya’nın 30 km’den daha yüksekteki atmosferin bir tabakası olan stratosfere benzer.

Mars‘taki su şu anda yüzeyde kuzey kutbunda birkaç kilometre kalınlığında bir buz tabakası olarak bulunuyor. Ayrıca yılın en soğuk zamanlarında mevsimsel don olarak, atmosferde ise buhar ve buz olarak ortaya çıkar. Bununla birlikte, Mars atmosferi, yaklaşık 100 kat daha az su ile Dünya’nınkine kıyasla son derece kurudur. Dünya üzerindeki yağışlar birkaç santimetre kalınlığında su katmanlarına neden olurken, Mars’ta çökecek olan su sadece bir milimetreden daha az ince bir tabaka oluşturacaktır.

Yeni veriler artık Mars’ta neden (neredeyse) hiç su kalmadığının daha iyi anlaşılmasını sağlıyor.

Mars atmosferinden su kaçıyor

Kanıtlar, Mars’ın her zaman bugün gözlemlediğimiz soğuk, kurak gezegen olmadığını gösteriyor. Uzak geçmişte – yaklaşık dört milyar yıl önce – Mars’ın yüzeyinde bol miktarda su kanıtı var. O zaman, sıvı su büyük nehirler halinde akıyor ve geçmiş yaşamın izlerini aramak için Perseverance gezgini tarafından keşfedilen Jezero kraterinde olduğu gibi havuzlar veya göller şeklinde durgunlaşıyordu.

Sıvı suyun dolaşması ve bu izleri bırakacak kadar uzun süre yüzeyde kalması için, bugün gördüğümüzden kökten farklı bir iklim olmalı. Mars, Dünya ve Venüs muhtemelen aynı temel malzemelerin kademeli olarak birikmesinden oluşmuştur. Bu da tarihlerinin başlarında büyük benzerliklere sahip olmaları gerektiği anlamına geliyor. Ancak Dünya ve Venüs kalın atmosferlerinin çoğunu korurken, Mars küçük boyutu ve düşük yerçekimi nedeniyle atmosferinin çoğunu kaybetti.

Bu kayıp atmosferde çok yüksek, 200 km’nin üzerinde, moleküllerin zaten atomlara ayrıldığı ve hidrojen gibi en hafif olanların Mars’ın zayıf yerçekiminden kopabileceği yerlerde meydana gelir. Güneş rüzgarının enerjik parçacıklarına maruz kalan Mars’ın ekzosferi (atmosferin üst tabakası), günümüzün yüzlerce atmosferinin eşdeğerinin uzayda kaybolmasına izin verdi.

Yeni veri

Nature Astronomy dergisinde yayınlanan ESA’nın Trace Gas Orbiter misyonundan yeni veriler, uzaya su kaybının arkasındaki ince mekanizmalara ışık tuttu.

Mars suyunun çok özel bir kimyasal bileşimi vardır. Suyun farklı “izotopları” vardır – yarı ağır su HDO’sunda, bir hidrojen atomu bir döteryum atomu (D) ile değiştirilebilir. (Bu, hidrojenden iki kat daha ağırdır, çünkü çekirdeğindeki protona ek olarak bir nötron adı verilen bir parçacık vardır.) 1980’lere kadar uzanan ölçümler, Mars’taki suyun, Dünya’dakinden altı kat daha fazla göreceli bir döteryum konsantrasyonuna sahip olduğunu ortaya koymaktadır. . Bu, hidrojen kaybının sonucu olarak yorumlanır ve yavaş yavaş daha ağır izotopları geride bırakır.

Tahmine göre, Mars’taki başlangıçtaki su miktarı, gezegeni kaplayan yaklaşık 100 metre kalınlığında bir sıvı tabakasına eşdeğer, şimdi olduğundan en az altı kat daha fazla olmalıdır. Bu, yarı ağır su oranının Mars’ın gençliğini anlamak ve bir zamanlar yaşanabilirlik için bir ön koşul olan ılık ve yağışlı bir iklime sahip olduğu hipotezine ışık tutmak için ne kadar önemli olduğunu gösteriyor.

Trace Gas Orbiter’dan elde edilen bu sonuçlar, bize alt atmosferdeki su ve yarı ağır suyun nasıl üst atmosfere ulaştığını ve uzaya kaçabilecek atomlara nasıl ayrıldığını anlatıyor. Özellikle, bize hidrojen ve döteryumun ekzosfere girdiği ara süreçler hakkında daha fazla bilgi verir.

Son 20 yıldır iki teori, hidrojen ve döteryumun düşük atmosferik su moleküllerinde yaptıkları oranlarda ekzosfere ulaşamayacağını öne sürdü. Bununla birlikte, bunu mümkün kılabilecek ara süreçler, Mars su buzu bulutlarını oluşturan yoğunlaşma (su buharının sıvı suya dönüşmesi) ve su molekülünü parçalayan ve UV ışığının etkisi altında bir hidrojen veya döteryum atomunu serbest bırakan fotolizdir.

Yeni bir çalışmada ortaya yoğunlaşma aslında ekzosfere ait döteryum içeriğinde küçük bir rol oynamasıdır. Trace Gas Orbiter’ın Atmospheric Chemistry Suite cihazı ve eş zamanlı H 2 0 ve HDO ölçümleri sayesinde hidrojen ve döteryum atomlarının nereden geldiğini gösterebildik. Yoğunlaşmanın fotolize müdahale etme fırsatının olmadığı Mars’ta yılın bir irtifasında ve zamanında olduğu için bu özellikle önemlidir.

Fotolizin baskın süreç olduğu ortaya çıktı: atomların büyük kısmını üretir ve Mars’ın üst atmosferinden kaçan hidrojen atomlarının izotopik fraksiyonlarını belirler.

Uzaya su kaybına yol açan süreçlerin bu yeni anlayışı, Mars’taki su tarihini izleme girişimlerinde önemli bir kilometre taşıdır. Yalnızca Trace Gas Orbiter uydusu, H 2 0 ve HDO’nun ortak konsantrasyonlarını ortaya çıkarabilir . Ancak NASA uydusu MAVEN , ekzosferdeki hidrojen ve döteryum popülasyonlarını gözlemleyebilir ve karakterize edebilir.

Bu iki misyonun bir arada olması, yeni bir araştırma hattını hayata geçiriyor. Bilim insanlarının, alt atmosferden en üst atmosfere ve uzaya kadar Mars’taki su yolunu tam olarak tanımlamasına izin verebilir. Sadece bu yolun ayrıntılı bir şekilde anlaşılması, bilim insanlarının son birkaç milyar yıldaki su tarihi için güvenilir senaryolar geliştirmesine ve Mars’ın geçmişte yaşanabilirliğini doğrulamasına izin verecektir.

(Bu makale theconversation.com’da Franck Montmessin tarafından hazırlanmıştır.)