wasser in planetaren oberflächen: beispiel … allianz, ringvorlesung, möhlmann, 2009 wasser in...

HGF Allianz, Ringvorlesung, Möhlmann, 2009

Wasser in planetaren Oberflächen: Beispiel Marsoberfläche

(Adsorbatwasser, Grenzflächenwasser und Schmelzwasser)D. Möhlmann, DLR Institut für Planetenforschung, Berlin

[email protected]

HGF Allianz, Ringvorlesung 14.5.2009, TU-Berlin


Element NumberFraction

MassFraction

H 0.92 0.71He 0.08 0.27O 7 x 10-4 0.011C 4 x 10-4 0.005Ne 1.2 x 10-4 0.002N 1 x 10-4 0.0015

Mg 4 x10-5 0.001Si 4 x 10-5 0.0011Fe 3 x 10-5 0.0016

Cosmic ( solar) abundances


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Smooth chondrite interplanetary dust particle. Courtesy of E.K. Jessberger, Institut für Planetologie, Münster, Germany, and Don Brownlee, University of Washington, Seattle, under a cc-a-2.5 license


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Interstellar/interplanetarydust:Silicate cores, mantled byfrozen volatiles incl. water ice


benötigt.

Greenberg (1996)

Wasser ist das dritthäufigste Molekül in unserem Universum (nach H2 und CO)Es ist hauptsächlich in Form von Eis im interstellaren „Staub“ zu finden.


Star-birth sites in dense interstellar clouds of waterice-covered dust and gas


Modelling theProtostellar collapse -Tscharnuter, Boss, et al.:


The „snowline“ of the protoplanetary disk



benötigt.


benötigt.

Water vapour and other volatile gases are more abundantin the outer (and cool)protoplanetary disk

Model calculations show:

But how did the water cameinto the regions of Earth and Mars ?


Most of the water on Earth (and similarly on Mars) came in by chondritic asteroids and comets.

Life, very probably, would not have evolved on Earth without the „impacts“ by asteroids and comets.

So, a large part of the molecules in our bodiescomes from asteroids and comets !

Strongly model dependent !Also the reverse is possible


Credit: NASA/MOLA


Image credit: NASA

Die Oberfläche des frühen Mars wurde

auch durch Wasser geformt

Salze und Minerale an der heutigen Marsoberfläche sind

z.T. unter Mitwirkung von Wasser entstanden


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3.8 Gy 3.2 Gy

(after J.-P. Bibring, based on OMEGA-results

The main evolutionary steps of planet Mars

Earlybombardment


The map indicates that the ice cap is is about 1.200 kilometers across, a maximum othick, and cut by canyons and troughs up to 1 km deep. Measurements also indicate tthe cap is composed primarily of water ice with a total volume of 1.6 106 km3.

Credit: MOLA Te a m, MGS Project, NASA Image: Greg Shirah (SVS )



benötigt.

Image credit: NASA/Sharad


Northern polar cap. The permanent ice cap is madwater ice (about 1.6 106 km3). During the winteradditional layer of dry ice (frozen carbon dioxideposited on top of the water ice.

Image credit: NASA/JPL/Malin Space Scien


South pole, as derived from OMEGA infraredspectral images, showing thebright polar cap, rich in carbon dioxide (light pink), surrounded by water-rich ice, free of carbon dioxide(green to blue). (Credits: ESA-OMEGA)


Numerical modeling of the depth of the remaining ice at mid- and low latitudes


Water can notstably exist

on most partsof the surface

of Mars(p 6 mbar)≈


Thermodynamik:

Wasser kann am Mars gegenwärtig stabil nur existieren als

•Wasser-Dampf in der Atmosphäre

• Wasser-Eis in den permanenten Polkapen

• Flüssiges Grenzflächenwasser und Eis im Regolith

• Flüssiges Schmelzwasser unter der Oberfläche von Eis und/oder Schnee

Es gibt an der gegenwärtigen Marsoberfläche keine offenen Wasserflächen


Temporarily,liquid watercould existon Mars at sites

where itcan be

deliveredsubsequently

(sources).Those do not

exist.


(C) ESA/DLR/FU Berlin (G.Neukum)Bildmitte bei -14.17° Breite und 57.52°W Länge. Aufnahmezeitpunkt25.05.2004


Image from Phoenix SSI camera


Atmospheric column of water vapor (précipitable microns)( TES NASA Mars Global Surveyor data, M. Smith)

N Summer Fall Winter Spring Summer


Image credit: NASA/Feldman


•Subsurface temperature profiles depend on:–Solar Heating Flux

•Latitude, slopes, changes in obliquity–Soil thermal and optical properties

•Albedo, thermal inertia (thermal conductivity, specific heat)

• Dessicated insulating layer and/or “tempofrost”regions tend to form above ice table in the thermal skin depth (high latitude exception).

εσ T04(t) + H Z(t) = Sc(t) (1 - A) - λ ∂ T(z,t)

∂ z Z(T0(t)) = (a e-

HkT0 (t) - N(t) k T0(t))2 π mH 2O k T0(t)

ρi c∂ T(z,t)

∂ t - ∂

∂ zλ ∂

∂ zT(z,t) = Sc(t)(1 - A)

Labs

e-

zLabs


Depth of�Ice Table

Pores filled�with ice

Pores filled�with ŅairÓ

Regolith�porous�media

Martian Atmosphere containing water vapor

Typical�diffusion path air

Ice will stably form only for continous T < TF


Below Phoenix : ice exposed by landing thrusters


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Photo:NASA/HiRise


Credit: NASA/JPL/University of Arizona

Seepages at slopes of defrosting polar dunes with dark spots at the lower end

Rheologische Processes am Mars - Folge von Grenzflächenwasser ?


Spring at thesouthernpolar ice-cap

of Mars

Movement of a slope streakin an unnamedcrater at68 S , 1 E (image credit: HiRISE)


Spuren gegenwärtiger rheologischer Prozesse

am Mars(credit: Kereszturi et al.,

HiRISE imaging)


Zusammenfassung (Mars)Wasser ist an der dem Marsoberfläche nur in Form von Eis und Dampf stabil.

Flüssiges Wasser kann an der Marsoberfläche nicht stabil existieren,wohl aber als Grenzflächen- und Adsorbatwasser in Oberflächenschichten

oder aber als Schmelzwasser unter Eisoberflächen, wo es physikalisch (z.B. rheologisch), chemisch und vielleicht auch biologisch

(Transport von Nahrung und Abfall) relevant sein könnte.Wasser ist auf dem Mars als Eis mindestens in Mengen von ca. 3 106 km3

(entspr. ca. 3 1018 kg) vorhanden (entspr. der Menge an Grönlandeis bzw. ca1/10 des Antarktiseises)... + noch unbekannte Mengen an Permafrost-Eis unter der Oberfläche und noch unbekanntes Wasser im Marsmantel.Der atmosphärische Wassergehalt beträgt ca. 1013 kg.

Aktuelle Herausforderungen* Gegenwärtig werden zunehmend rezente wasserunterstützte Prozesse auf dem Mars erkennbar (Gullies und andere rheologische Phänomene).* Eine „wasserunterstützte“ Chemie, insbesondere photochemische Prozesse scheinen ebenfalls möglich (z.B. im Zusammenhang mit dem am Mars beobachteten Methan).* Flüssigwasser unterhalb der Marsoberfläche könnte dort biologische Prozesse ermöglichen.* Die (lokal variable) „Tiefe“ des Eishorizontes in mittleren und niedern Breiten ist noch unbekannt.


Water can notstably exist

on most partsof the surface

of Mars(p 6 mbar)≈


T < TTripelpunkt: Wasserphasen Eis und WasserdampfZugehöriges Phasenübergang: Sublimation <-> Gefrieren (Resublimation)

Mars

Dampfdruck über Eis (im Gleichgewicht) - einfache Darstellung:

pH2O(T) = a e- H

k TH - Sublimationsenthalpie pro Molekül

= 8.4657 10-20 Ws/Molekül

a = 3.4435 1012 Pa

k = 1.380658 10-23 Ws K-1 Boltzmann-Konstante)

pH2O (Mars) ≈ 3 10-4 ptot

ptot ≈ 6 mbar = 600 Pa

pH2O(Mars) ≈ 0.18 Pa


Ideales Gas: p = N k T = a exp{-H/(k T)}: N(T) = a e- H

k T

k T

Frostpunkttemperatur:

20° N, 22.5° W, N-Frühling oben, N - Herbst, unten(Punkte: Tagesgang der Bodentemperatur)

Tagesgang der Bodentemperatur bei Phoenix: rot (46. Missionstag)

Tagesgang der feuchteabhängigen Frostpunkttemperatur (grün)Zu dieser Zeit war die Phoenix-Umgebung

„sublimations-dominiert“

In Lösungen : N k T = aW psat ("aW - water activity").Beispiel FeIIISulfat (Fe2(SO4 )3) : 48 b.w. %, Teutect = 205 K, aW = 0.55


Kapillaren in porösem Boden

ρSqTm - T

Tm

≈ γ SL κ

ρSqTm - T

Tm

≈ γ SL κ + A6π d3 + (pL - pm ) 1 - ρS

ρL

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

Verallgemeinerte Clapeyron-Gleichung:

ΔT[K] = 2γ SL Tm

ρS q r ≈ 50

r[nm]

κ = 1 r1

+ 1r2

≈ 2r

, γSL ≈ 0.03 N m-1 (temperaturabhängig)

Krümmungseffekte spielen also erst bei Porenradien ab ca. 50 nm eine Rolle,die van der Waals - Adsorption schon im nm-Bereich.

Gefrierpunktserniedrigung(en)


Ice

Liquid like water

Mineral surface

van derWaals force

Ice

Liquid like water

Mineral surface

dvan der Waals force

FvdW

S = A132

6π d3

A132 ist die Hamaker Konstante fürdie Wechselwirkung der Substanzen“1” und “2” im Beisein des Mediums “3”.

„1“

„3“

„2“

Das „Sandwich-Model“ für Grenzflächenwasser(dargestellt am Beispiel von van der Waals Grenzflächen-Wechselwirkungen)

Flüssiges Grenzflächenwasserinfolge druckverursachterSchmelzpunkterniedrigung


benötigt.

Analog bei Eis: „Premelting“

HGF Allianz, Ringvorlesung, Möhlmann, 2009mineral surface

liquid-like mono-layers of water

water ice

mineral surface

Water vapour

mineral surface

Water vapour

Water vapour

Water vapour

1 nm

Adsorption, freezing, interfacial water

1. Cold mineral surface, exposed to water vapour

2. Freezing of(adsorbed)water

Water ice

3. Liquid interfacialwaterforms at theice surfaces

Premelting of ice


The content of liquid interfacial water of porous soil

Li-, Na-, Ca-, and K-Montmorillonites(exp.: thick lines,theor: Thin lines)

T = Tm 1 - A6πqρS d3

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

ρS q Tm - TTm

= A6πd3

am (T,d) = MH2O(T,d)

mdry

= ρH2O SMd = SM ρH2OA Tm

6πqρS ΔT⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

1/ 3


Translucent ice

Insolationabsorbingsurface

Cooling byIR re-radiationand sublimation

Heat flow

Insolation

Dark substrate

Potential melting zone

Schmelzende Eisschichten unterhalb Eisoberflächen(infolge des solid-state greenhouse Effektes)

Modell mit ExponentiellerAbsorption


Frost deposit at the Viking-2 Lander site48° N, 226° W, Photo: NASA


d =(100-600)μm

Frost (left image part) on the surface from the MER-B “Opportunity”, at October 13, 2004 (morning of MER-B sol 257, short after aphelion, southern winter, LS =100.5). Local time: left image at 6:15 - just after sunrise -, right image at 9:22. The height of the frost layer seems to beless than 1 mm. Note that the surface of Mars (in the background) is not covered by frost. Source: Landis et al., 2007.

Adsorption and freezing on present Mars


Salzlösungen können bis weit unterhalb von 0° C

flüssig bleibenz.B. Fe2(SO4)3 bis 205 K

(bei 48 Gew.%)

Erstes Bild einesFlüssigkeitstropfens

an der Marsoberfläche- Phoenix-Mission -

Nilton Renno et al., (2009)

Phoenix-Bild, NASA


Salzlösungen (brines) an und in der Marsoberfläche(als Beispiel einer planetaren Oberfläche)

Salzlösungen können Wasserdampf aus der Atmosphäre aufnehmen, solange der atmosphärische Wasserdampf pW größer ist als der Dampfdruck pL der Lösung

Gleichgewicht bei einer Salzkonzentration „c“ und eineratmosphärischen Wasserdampf-Molekülanzahldichte N:

p = N k Te = aW 611.213 e- 4781.299545 + 17.5053 Te

Te - 31.95

Phoenix: Bodentemperatur (rot)Te (türkis) - aW = 0.55

Falls am Phoenix-Holmwachsende Tropfen auftraten,

muss die Temperatur desHolmes (im Schatten) umca. 210 K gelegen haben


Zusammenfassung

Reines flüssiges Wasser ist an der gegenwärtigen Marsoberfläche nicht stabil, es kann aber unter der Oberfläche zeitweilig oder dauerhaft vorhanden sein.

Unterkühltes flüssiges Grenzflächenwasser kann in der Marsoberfläche auch gegenwärtig vorhanden sein (in Nanometer-Skalen aber mit makroskopischen Mengen bis zu 10%-Bereich)

Flüssiges Wasser kann (als Lösungsmittel) an und in der Marsoberfläche auch gegenwärtig in Salzlösungen zeitweilig oder dauerhaft vorhanden sein

Schmelzwasser kann im Eis der Polkappen unter der Oberfläche zeitweilig oder längerfristig Auftreten (Folge des „solid state greenhouse effect“)

Physikalische Konsequenzen des flüssigen Wassers in der Marsoberfläche: z.B. rheologische Prozesse ?

Chemische Konsequenzen des flüssigen Wassers in der Marsoberfläche: z.B. Photosynthese von Methan ?

Gibt es biologische Konsequenzen der Existenz flüssigen Wassers im Marsboden ???

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