Suyun Evrendeki Yolculuğu: Su Nasıl Oluştu?

Evrenin başlangıcından bu yana, hidrojen çok açık arayla en baskın element olagelmiştir. Hidrojenin hemen ardındansa helyum gelir. Şaşırtıcı şekilde, evrendeki üçüncü en baskın elementi oksijendir ve onun arkasından da karbon gelir. Aşağıdaki grafik, atom numarası düşük elementlerin evrendeki yoğunluklarını göstermektedir. Bu grafikte dikey eksenin logaritmik ölçekte olduğuna dikkat edilmelidir. Bu, dikey düzlemde bir birim artışın evrendeki asıl yoğunluk değerinin on katı bir artışı temsil ettiği anlamına gelir.

Know Your H2O

Bu grafikte bazı eğilimler çok barizdir. Bunlardan bir tanesi, testere dişi gibi bir örüntüye neden olan, çift atom numarasına sahip elementlerin komşuları olan tek sayılı elementlere göre kayda değer şekilde daha baskın olduğu gerçeğidir. Bunun nedeni, yıldızlardaki birçok temel füzyon reaksiyonunun, helyum-4 atomlarının çekirdekleri (2 proton + 2 nötron) olan alfa parçacıkları (a) ile yüksek miktarda kinetik enerjinin (çok hızlı hareket ederler) birleşimi olmasıdır. İki alfa parçacığı, birlikte berilyum atomunun çekirdeğini (₄Be⁸) oluşturabilir. Ancak, böyle bir kombinasyon çok kararsızdır ve neredeyse anında yine iki alfa parçacığına ayrılır. (Yarı ömrü 7 x 10^-17 sn'dir.)

Üçlü alfa kombinasyonu ise oldukça kararlıdır. Bu da bize karbonun en baskın izotopu olan ₆C¹²'yi verir. Benzer şekilde, dört alfanın birleşimi ₈O¹⁶, beşi ₁₀Ne²⁰, altısı ₁₂Mg²⁴ ortaya çıkarır ve bu böyle sürer. Tek sayılı elementler daha nadir füzyon reaksiyonları sonucunda ya da kararsız ve görece ağır izotopların bozunmasıyla oluşur. Elementlerin alfa parçacıklarının başarıyla birleşimi sonucu oluşması fikri kısmen basit bir açıklamadır, çünkü kararlı proton ve nötron kombinasyonları, atom numarası daha büyük elementler için nötron sayısının protondan fazla olmasını gerektirir. Yine de testere dişine benzer grafiği oluşturan önemli bir unsurdur.

Göze çarpan bir başka eğilim de atom numarası büyük olan elementlerin evrendeki yoğunluğunun daha az olmasıdır. Bu iki eğilimi birlikte ele almak, grafiğin genel örüntüsünü ortaya koyar. Buna rağmen, bazı ilginç anomaliler mevcuttur: Mesela berilyumun neden şaşırtıcı derecede ender bulunduğu yukarıda ele alınmıştı, ancak demir (Fe) ve kurşun (Pb), grafikteki konumlarına göre beklenmedik düzeyde yüksek yoğunlukta görünüyor.

Oksijende görülen ekstra baskınlık, çok büyük kütleli yıldızların evriminde meydana gelen ve fazladan oksijen üreten bir süreçten kaynaklanır. Bu türden yıldızlar nihayetinde bir süpernova ile oksijenin (ve demir gibi diğer önemli elementlerin) çoğunu, sonraki yıldız jenerasyonlarının ve gezegen sistemlerinin oluşacağı çevrelerine saçarlar.

Buna karşın, evrendeki karbonun büyük kısmı çok daha fazla sayıdaki görece düşük kütleli yıldızlardan oluşan beyaz cücelerde hapsolmuştur. Sonuç olarak oksijen, evrende karbondan daha baskın olmakla kalmayıp, gezegenlerin oluştuğu maddede de çok daha baskındır. Bununla birlikte gezegenlerin karbondan oluştuğu, oksijenden fazla karbon içeren bazı yıldız sistemleri de vardır.

Demir elementi ise evrende görece oldukça yoğundur çünkü fisyon ve füzyon arasındaki denge noktasıdır. Demire kadar olan elementlerin füzyonuyla net bir enerji açığa çıkar. Demirin ötesindeki elementler de füzyona girebilir, ancak bu füzyonla açığa çıkacak olandan daha fazla enerji gerektirir. Bu nedenledir ki çok büyük kütleli yıldızlar, demir cevherini ürettikleri füzyon aşamasına ulaştıklarında sıkışıp süpernova patlaması yaşarlar. Bunun sonucunda bir miktar nikel açığa çıkar.

Demirden sonraki elementlerde gerçekleşen füzyon, enerji kaybına yol açan bir süreç olsa da kimi zaman bir süpernova patlamasında o kadar çok enerji ve nötron ortaya çıkar ki uranyumdan sonraki elementler dahi oluşabilir. Kurşun ve bizmuttan sonra kararlı element olmadığından, bunlardan sonraki tüm elementlerin tüm izotopları bozunarak birçoğu kurşunun birer izotopu haline gelir. Bu da kurşun miktarında beklenmedik bir baskınlığa yol açar. Kurşundan sonra gelen elementlerin birkaç izotopu, tamamen kararsız yapıda olmalarına rağmen çok uzun yarı ömür sürelerine sahiptir. Bunların en önemlileri ₉₂U²³⁸ (yarı ömrü 4,51 milyar yıl) ve ₉₀Th²³²'dir (yarı ömrü 13,9 milyar yıl). Bu ve başka uzun ömürlü izotoplar, gezegenlerin iç katmanlarındaki ısının başlıca kaynaklarıdır.

Yazının başında verdiğimiz grafik, yalnızca elementlerin göreli yoğunluklarını betimlemektedir. Ancak, bileşikler oluşturmak üzere birleşen elementlerin göreli baskınlıkları, bileşiklerin göreli baskınlıklarını da ortaya koyabilir. Örnek olarak, kütlesinin yaklaşık 1/3'ünü kaplayan bir demir-nikel çekirdek ile kalan 2/3'üne karşılık gelen bir silikat manto ve kabuktan oluşan Dünya gezegenini ele alalım. Silikat; oksijen, silikon ve daha az miktarda diğer elementlerin bir kombinasyonu olan büyük bir mineraller grubudur. Hem manto hem de kabuk neredeyse tamamen silikat maddeden meydana gelir ancak manto Dünya'nın kütlesinin yaklaşık 2/3'ünü oluştururken kabuk yalnızca kütlenin %0,5'i civarındadır. Peki bu dengesiz kütle dağılımının sebebi ne?

Manto ve kabuk silikattan (oksijen + silikon) meydana gelirken manto demir ve magnezyum silikatlarından oluşur. Kabuk ise neredeyse tamamen alüminyum silikatıdır. Element baskınlığı grafiğine hızlı bir bakış atarak alüminyumdan (tek sayılı bir element) çok daha fazla miktarda magnezyum ve demir (çift sayılı elementler) olduğu görülebilir.

Öyleyse grafiğe bakarak şu soruyu cevaplayalım: H₂ gibi iki atomlu bileşikleri göz ardı edersek, evrendeki en baskın bileşik hangisi olurdu? Hidrojen en baskın element olduğuna göre en baskın bileşik de bir hidrojen bileşiği olmalıdır. Helyum nadiren bileşik oluşturduğundan, en baskın bileşik hidrojen ile üçüncü en baskın element olan oksijenin bir kombinasyonu olmalıdır. Bu da bize H₂O'yu, yani suyu verir.

Güneş Sisteminde Su

Güneş Sistemi'mizde sekiz gezegen bulunur: İç kısımda dört adet, görece küçük, yoğun, karasal (dünya benzeri) gezegen (Merkür, Venüs, Dünya ve Mars) ve dış kısımda da dört dev gezegen. Dev gezegenlerden ikisi büyük gaz devleri (Jüpiter ve Satürn) ve diğer ikisi de daha dış bölgede bulunan, nispeten küçük ama yine de oldukça büyük buz devleridir (Uranüs ve Neptün).

Su, uzay boşluğunda yalnızca gaz (su buharı) ya da katı (buz) olarak bulunabilir; son derece düşük olan basınç nedeniyle sıvı olamaz. Güneşin yeni oluştuğu sıralarda suyun, metan (CH₄) ve amonyak (NH₃) gibi diğer hidrojen bileşikleriyle birlikte buhar formunda olması beklenir. Hidrojen ve helyum ile birlikte bu gaz bileşikler, genç güneşin rüzgarlarıyla, Merkür'den Mars'a uzanan iç Güneş Sistemi dışına itilmiştir. Ana asteroit kuşağı Mars ve Jüpiter yörüngeleri arasında yer alır. Kuşağın ortalarında, gök bilimcilerin kar çizgisi (İng: "snow line") olarak adlandırdığı kısımda sıcaklıklar, su buharının uzayda donarak su buzuna dönüşmesini sağlayacak kadar düşüktür. Kuşağın daha yakın yarısındaki asteroitler H₂O'dan yoksunken uzak yarısındakiler önemli miktarda buz içerir. Metan ve amonyak uzayda daha düşük donma noktalarına sahiptir. Bu nedenle, daha dış kısımlarda donarlar. Su buzuyla birlikte, dış güneş sisteminin üç buzunu oluştururlar.

Jüpiter asteroit kuşağının hemen ötesinde oluşmuştur. İç güneş sisteminden gelen gaz ve buzun çoğu Jüpiter ile çarpışmıştır ve belki de bu nedenle Jüpiter güneş sisteminin en büyük gezegenidir. Jüpiter'den kaçanların büyük kısmı Satürn tarafından yakalanmış, bu da Satürn'ü ikinci büyük gezegen yapmıştır. Jüpiter ve Satürn yüklü miktarda buz içermelerine rağmen, çarpışıp birleştikleri bu maddeler büyük oranda hidrojen ve helyumdan oluştuğu için gaz devleri haline gelmişlerdir. Uranüs ve Neptün, Güneş'ten uzaklıkları itibarı ile büyük oranda ortamda bulunan buzul maddeden oluşarak görece küçük buz devleri olarak gelişmişlerdir. Öte yandan, her iki dev tipi de kayda değer miktarda karasal gezegenlerdekine benzeyen kayaç madde barındırır.

Know Your H2O

Dünya'nın tabakalarından birini kendi başına oluşturmaya yetecek kadar su bulunmazken, Uranüs ve Neptün'de çoğunlukla buzdan oluşan, yüzlerce kilometre kalınlıkta katmanlar vardır. Bu bölgeler çok sıcak olmalarına rağmen inanılmaz basınçlar nedeniyle hemen hemen katı haldedir. Satürn'ün halkalarının neredeyse tamamı, irili ufaklı kayalar halindeki su buzundan oluşur. Dış güneş sistemi uydularının çoğu yarı kaya, yarı su buzundan meydana gelmiştir. Yine dış güneş sisteminde H₂O bir kaya gibi düşünülebilir ancak bazı buzul uydularının iç kesimlerinde eriyerek Dünya'daki magmaya benzer şekilde eriyik "buz" okyanusları oluşturabilir. Bu eriyik "buz" püskürerek kriyovolkanizma (İng: "cryovolcanism") olarak bilinen bir süreçle volkanik özellikler ortaya koyabilir.

Gaz devleri çok miktarda su, metan ve amonyak buzu da barındırırlar ancak kütlelerinin büyük kısmı hidrojen ve helyumdan oluşur. Eğer bir gaz devinin hidrojen ve helyum gazlarını üfleyebilseydiniz geriye buz devine benzer bir gezegen kalırdı. Daha sonra buzu kazıyabilseydiniz bu kez geriye kalan bir karasal gezegen olurdu. Tüm bunların anlamı, güneş sistemindeki H₂O'nun neredeyse tamamının dış güneş sisteminde yer alıyor olmasıdır.

İç Güneş Sisteminde Su

Başlangıçta, Venüs, Dünya ve Mars yüzeylerinde ya da yakın kesimlerinde önemli miktarda H₂O vardı. Bunların bazıları için durum hala böyle. Dünya'da da suyun büyük kısmı okyanuslarda bulunuyor. Erken Mars'ta, çok yüksek olasılıkla yüzey denizleri vardı. Mars bugün bunların tamamını yitirmiş olsa da yerin altında ve kutup tabakalarında kayda değer miktarda buz barındırıyor. Erken Venüs'te ise yüzey okyanusları bulunmuş olmuş olabilir ancak bu su, gezegenin daha da fazla ısınmasına yol açacak şekilde hızla atmosfere ulaştı ve fotoliz (İng. "photolysis") nedeniyle parçalandı. Bu su, ya gezegen oluştuktan sonra dışarıdan ya da gezegenin iç katmanlarından gelmişti.

Kuyruklu yıldızlar kabaca yarı kaya, yarı buzdan oluştukları için olası birer dış su kaynağı olabilirler. Buzul asteroitler de diğer bir olası kaynaktır. Özellikle daha çok buzul cisimlerin yer aldığı güneş sisteminin erken dönemlerinde, kuyruklu yıldız ve buzul asteroit çarpmaları sonucu gezegen yüzeylerine su taşınmış olabilir. Dünya okyanuslarındaki, kuyruklu yıldızlardaki ve buzul asteroitlerdeki suda döteryumun hidrojene oranı üzerine yapılan çalışmalar, en olası dış kaynağın halen dış asteroit kuşağında da bulunabilen buzul asteroitler olduğunu ortaya koymaktadır.

Tuhaf şekilde Merkür ve hatta Ay, yüzeylerinde ya da yüzeylerine yakın bölgelerde bir miktar buz barındırır. Merkür'ün ekseni eğik değildir, yani dönme ekseni Güneş çevresindeki yörünge düzlemine diktir. Bu, kutuplarındaki kraterlerin suyun donma noktasının çok çok altında bulunan bir gölge içinde olabileceği anlamına gelir. Yani Merkür'e bir çarpışma ile ulaşacak olan buz da çabucak buharlaşacaktır. Eğer bu su buharının bir kısmı kutup kraterlerinden birinin gölgesine geçecek olursa donarak kraterde kalır. Benzer bir süreç, bizim uydumuzda da gerçekleşerek kutup kraterlerinde Ay'da yaşama fikri için büyük önem taşıyabilecek hatırı sayılır buz yatakları oluşturur.

Bu iki su kaynağının göreli önem derecesi hakkında tartışmalar sürmektedir. Ancak güncel olarak, Dünya yüzeyinde ve yüzeyine yakın bölgesindeki suyun büyük oranda gezegenin iç katmanlarından geldiği yönünde bir fikir birliği vardır. Bunun aynı zamanda Venüs ve Mars için de geçerli olduğu düşünülmektedir. Diğer yandan, erken Dünya'nın iç kesimlerinde su nasıl var olmuş olabilir?

Su Kayaç ve Minerallerde Nasıl Hapsoldu?

Güneş Sistemi'nin erken zamanlarında, serbest durumdaki tüm su buharı, güneş rüzgarlarıyla iç Güneş Sistemi'nden dışarıya doğru sürüklenmiş olmalıdır. Yalnızca, karasal gezegenleri meydana getiren kayaç maddelerin içindeki belli başlı minerallerde barınan su, kararlı durumdaydı. Buna güzel bir örnek olan jips (CaSO₄•2H₂O), basit bir hidratlı mineral örneğidir. Doğru koşullar altında, suda çözünen kalsiyum (Ca⁺⁺) ve sülfat (SO₄⁼), mineral jips olarak çökelebilir. Jips tamamen kuru olmasına rağmen formülü mineralin yapısında su bulunduğunu açıkça ortaya koymaktadır. Eğer bu tortul ortam, Kızıl Denizin kıyı civarı gibi alışılmadık bir sıcaklığa sahip ortamlarda oluşursa ya da jips ısıtılırsa su bertaraf edilebilir ve jips anhidrite (sudan yoksun bir hale) dönüşür (CaSO₄). Eğer bir tortul kaya, jips yerine anhidrit içeriyorsa bu iklimin kalsiyum ve sülfatın çökelebileceği yüksek sıcaklıklara ulaştığını gösterir.

Çözünmüş demir yükseltgenip çökeldiğinde de benzer bir örnek görülebilir. Demir, bir dizi yükseltgenme durumunda bulunabilir. Demir kendi başınayken sıfır yükseltgenme durumunda (eşit sayıda proton ve elektron barındıracak halde) olacaktır. İndirgen ortamlarda (çok az elektron alıcısı ve düşük oksijen bulunan ortamlarda), ferro demir olarak da bilinen, demirin +2 yükseltgenme durumuna (Fe⁺⁺) sahip olduğu bileşikler oluşur. Buna güzel bir örnek, piritteki demirdir (FeS₂). Bir bileşikteki yüklerin dengede olması gerektiğinden, toplamları Fe⁺⁺ ile ortaya konan pozitif yükü dengeleyecek şekilde, her bir kükürt -1 yükseltgenme durumundadır. Kükürt atomları arasında bir bağ ve her bir kükürt atomu ile demir arasında birer bağ vardır. Pirit, kömür yataklarında bulunur. Oksijenin sınırlı olduğu su dolu bir yeraltı kömür madeninde, piritteki kükürt yükseltgenip suda sülfat (SO₄⁼) olarak çözünürken demir ise çözünmüş ferro demir (Fe⁺⁺) haline gelir:

$2Fe{S}_2+7O_2+2H_{2}O⟶2F{e}^{++}+4SO4=+4H^{+}$

Madendeki su sıklıkla çözünmüş ferro demir ile doygun hale gelir. Unutulmamalıdır ki, H⁺ suyu asidik hale getirir. Bu da, çözünmüş demir yüklü asidik maden suyuna yol açar.

Bu maden suyu, deşarj noktasından yüzeye çıkıp açık havaya maruz kaldığında ferro demir çabucak ferri demire (Fe⁺⁺⁺) yükseltgenir. Bu sırada, ferri demir suda çok daha az çözünür olduğundan, anında suyla birleşerek ferri hidroksit (Fe(OH)₃) denilen, kırmızı-sarı-turuncu renkli, jelatin benzeri bir katı oluşturur. Bu madde, bazen akarsu yataklarını kilometrelerce boyayabilir. Aynı durumu, kuyu suyunuz çok fazla ferro demir içeriyorsa lavabo, tuvalet ve çamaşırlarınızda renkli lekeler bıraktığında da gözleyebilirsiniz.

Bu bileşiğin kimyasal formülünde su görülmez; hidroksit (-OH) kısmında gizlidir. Formül Fe(OH)₃ olsa da, Fe₂O₃•3H₂O olarak yeniden yazılabilir. Jipste olduğu gibi, bu şekilde su formülde açıkça görülebilir ancak hiçbir kimyager formülü bu şekilde yazmaz. Kararsız olduğu için, ferri hidroksit bir mineral değildir; aşağıda görülebileceği gibi, atomları zayıf hidrojen bağlarıyla bağlıdır.

Know Your H20

Yukarıdaki görselde su molekülleri haline gelebilecek olan atomlar mavi ile çevrelenmiştir. Bu mavi içine alınmış su moleküllerinden biri ortadan kaldırılırsa geriye iki demir (Fe) arasında kuvvetli bir bağlantı oluşturan bir oksijen köprüsü kalır. Sonuç, genellikle limonit (Fe₂O₃•2H₂O) olarak bilinen bir mineral olur. Tüm su ayrıştırılacak olsa ortaya hematit (Fe₂O₃) çıkar.

Sarımsı-kahverengi limonit ılıman iklimlerde kararlıyken, daha sıcak iklimler onu sudan arındırıp kırmızımsı hematite dönüştürerek geçmiş ve günümüz ikliminin harika bir göstergesini ortaya çıkarır. Pennsylvania'daki toprak, limonit nedeniyle çoğunlukla kahverengiyken daha sıcak olan Georgia'da toprak kırmızıdır. Mauch Chunk oluşumunun (Pennsylvania) kırmızı şisti (İng. "shale") gibi kırmızı kayalar da vardır. Ancak bu oluşum, şiste dönüşen kil, günümüzde Pennsylvania olarak adlandırılan bölge ekvatora çok yakın ve çok sıcak olduğu ve yüz milyonlarca yıl önce çökeldiği için kırmızıdır. Artık, serin bir iklime maruz kaldığı için onlarca yıllık aşınmanın sonucunda kırmızı hematit solarak serin iklimde daha kararlı olan kahverengi limonite dönüşecektir.

Know Your H2O

Sıcak bir iklimde demir, kırmızı hematite (Fe₂O₃) yükseltgenmiş haldedir. Serin bir iklimde ise sarı-kahverengi limonite (Fe₂O₃•2H₂O) yükseltgenmiştir. Serin iklim bölgesindeki Pocono Kumtaşı'ndaki ayrışma kenarı incelendiğinde; kumtaşının ayrışmamış iç kısmının özgün gri renginde olduğu görülür. Daha çok zaman ve ayrışma sonucunda kırmızı renk solacaktır.

İlk iki hidratlı mineral örneği olan jips ve hidratlı demir oksitler, Dünya yüzeyinde ya da yakınlarında bulunabilir. Görece düşük sıcaklıklarda sudan arındırılabilirler. Daha karmaşık mineraller, hidroksitlerine daha sıkı tutunurlar ve sudan arınma için daha yüksek sıcaklıklara gereksinim duyarlar. Buna bir örnek, amfibol olarak bilinen bir mineral grubudur. Bu grubun yaygın bir üyesi olan hornblend (NaCa₂(Mg,Fe,Al)₅(Si,Al)8O₂(OH)₂), granit gibi kıtasal kabuk kayalarında bulunan bir mineraldir.

Formülün oldukça karmaşık olmasının bir nedeni, bazı varyasyonlar içermesidir. Örneğin, ilk parantez formülün bu kısmında magnezyum, demir ya da alüminyum olabileceğini gösterir. Formüle dair önemli bir tartışma noktası, en sonda görülen OH'dir. Doğru koşullarda, yani çok yüksek sıcaklıklarda hornblendin bir tarafındaki OH, diğer tarafındaki OH ile birleşerek bir su molekülünü açığa çıkarabilir ve böylece geride bir oksijen köprüsü bırakabilir.

Bazalt gibi okyanusal kabuk kayalarında bulunan mineraller, daha yüksek sıcaklıklarda kristalleşir. Bir OH grubunu barındırmayacak kadar yüksek olan bu sıcaklıklarda, esasen OH grubundan yoksun bir amfibol olan ve piroksen adı verilen, amfibollerin bir benzeri ortaya çıkar. Okyanusal kabuk kayaları ve üst manto kayaları piroksen bakımından zengindir.

Bununla birlikte, OH gruplarına daha da sıkı tutunan, bridgmanite ve ringwoodite gibi az miktarda OH içeren başka mineraller de vardır. Bu mineraller OH gruplarına o denli sıkı tutunurlar ki, suyu ayırmak için yeterli sıcaklık ve basınç ancak üst mantodan alt mantoya geçişte bulunur. Alt mantoda OH grubu içeren hiçbir mineral yoktur. Daha az viskoz olan üst mantoyu, daha viskoz olan alt mantodan ayıran bir neden de tam olarak bu minerallerin yokluğudur. Üst mantodaki minerallerde bulunan OH gruplarının su eşdeğeri o kadar büyüktür ki, Dünya yüzeyindeki ya da yakınındaki tüm su hacminden kat kat fazladır. Tüm bu manto "suyu", Dünya'nın levha tektoniği açısından da çok önemlidir çünkü manto kayasının erime noktasını düşürerek onu daha az viskoz hale getirir ve jeolojik bir olay olan dalmayı mümkün kılar.

Hidrotermal Çözeltiler

Dünya'nın derinliklerindeki su, sürekli kayaçlar içinde hapsolmuş durumda kalmaz. Kayaç, onu eritecek koşullar oluşursa yükselir. Erimiş kayaç (magma, yüzeye ulaşırsa lav olarak adlandırılır) magmada çözülmüş, küçük bir miktar su barındırır. Yükseldikçe soğuyan magma yüzeye ulaşamayabilir. Bu durumda, bazı mineralleri kristalleştirerek, bir tür derinlik kayacı (plütonik) olan granit gibi magmatik kayaçlar meydana getirebilir. Ancak, hikaye burada bitmez. Silikat mineraller kristalleşirken, magmadaki az miktar su, akışkan olarak kalır. Kayda değer basınç altındaki bu çok sıcak su, magma katılaştıktan sonra arda kalan hidrotermal çözeltidir.

Hidrotermal çözelti, çok yüksek basınç altında ve bir o kadar sıcaklıkta Dünya yüzeyinde ya da yakınında, düşük basınç altındaki soğuk sudan çok daha fazla miktarda çözünmüş mineral içerir. Buna bir örnek silikadır (SiO₂).

Kuvars, silikanın büyük, berrak ya da sütlü görünümlü, kristalize halidir. Camın büyük kısmı, silikanın kristal olmayan "katı" bir formudur. Kuvars ya da cam gibi materyallerin suda çözünebilir olduğunu düşünmeyebilirsiniz, ancak musluk suyunda bile çok az miktarda çözünmüş silika bulunabilir. Örneğin Pennsylvania'da musluk suyu, yaklaşık 20 ppm çözünmüş silika içerir ve bu alışılmadık değildir. Hidrotermal çözeltiler ise onlarca kat daha fazla çözünmüş silika içerir.

Hidrotermal çözelti yüzeye doğru yükseldikçe soğur ve basınç kaybeder. Böylelikle, silika gibi maddeleri çözelti halinde tutma kapasitesi düşer. Üstünü kaplayan kayacı eriterek yol alabilen magmanın aksine hidrotermal çözeltiler, kayaçların içindeki çatlaklar ya da geçirgen kayaçlardaki gözenek boşlukları boyunca yükselir. Hidrotermal çözelti, bir noktada silikaya doygun hale gelir. Bu anda, kristalleşerek çatlaklı bir kayaç içinde kuvars damarları oluşturmaya ve böylece çok yaygın görülen kuvars görüntüsünü kazandırmaya başlar.

Eğer hidrotermal çözelti bir miktar çözünmüş altın da içeriyorsa, kuvars damarlarında altın da bulunabilir (ana damar). Birçok başka ekonomik değeri olan mineral yatak da hidrotermal yataklardan gelir. Bunlardan bazıları, Keweenaw Yarımadası'nda (Michigan) bulunan doğal bakır, Potosi'deki (Bolivya) gümüş ve Cornwall'daki (İngiltere) kalay yataklarıdır. Okyanus sırtları ve yükseltilerinde sıklıkla olduğu gibi, bir hidrotermal çözelti okyanus tabanına ulaşırsa çeşitli mineraller çökelerek tabanda dağınık halde bulunabilen manganez nodülleri oluşturabilir. Bu nodüller, manganeze ek olarak birçok önemli metal açısından da zengindir: Demir, kobalt, bakır, nikel ve çinko.

Su ne kadar sıcaksa içinde o kadar çok çözünmüş madde barınabileceği her ne kadar doğru olsa da bazı istisnalar vardır. Tersine ve çok daha mütevazi bir ölçekte, kalsiyumun (Ca⁺⁺) su içindeki çözünürlüğü sıcaklık yükseldikçe azalır. Bu da bazen su ısıtıcılarda ve borularda kireç birikintilerine yol açar.

Hidrotermal çözeltilerin önemi, kayaçla etkileşimleri sonucunda ekonomik açıdan önemli birçok metal ve hatta değerli eser elementleri oluşturabilmeleridir. Bu çözeltiler ve açığa çıktıkları denizaltı bacaları, yaşam için de önem taşıyabilir.

Okyanus derinliklerindeki hidrotermal bacalar, bir ekosistemi (tüp solucanları vb.) sürdürebilmek için gerekli enerji ve besini, güneş enerjisinden bağımsız olarak sağlayabilir. Sürekli artan sayıdaki Güneş Sistemi dışı gök cisimlerinde, hidrotermal baca sistemlerinin bulunabileceği yeraltı okyanusları olduğu gözlenmektedir. Dünya dışı yaşam varsa Jüpiter'in ana uydularından biri olan Europa ve Satürn'ün orta büyüklükte bir uydusu olan Enceladus gibi cisimlerin yeraltı okyanuslarında bulunabilir. Şaşırtıcı şekilde, Plüton ve en büyük asteroid olan Ceres'te de yeraltı okyanusları olabilir.

Venüs, Dünya ve Mars Atmosferlerindeki Su

Venüs, Dünya ve Mars'ın erken dönemdeki atmosferleri, büyük oranda gezegenlerin iç kısımlarından açığa çıkan gazlarla oluştu. Atmosferlerdeki en yoğun gaz su buharından sonra, yanardağ patlamalarıyla açığa çıkan CO₂ idi. Bunu N₂, SO₂ ve daha az miktarlarda diğer gazlar izliyordu. Peki, atmosferi oluşturan en baskın gaz olduğu kesinken, tüm bu su buharına ne oldu? Atmosferde mi kaldı?

Aşağıda, Venüs, Dünya ve Mars ile birlikte, Satürn'ün büyük bir uydusu olan Titan'ın güncel atmosfer bileşimleri görülmektedir. Titan, tüm güneş sistemi içinde, dikkate değer bir atmosfere sahip tek uydudur. Atmosferi Dünya'nınkinden önemli ölçüde daha kalındır. Dünya gibi, ancak güneş sistemindeki herhangi bir diğer cisimden farklı olarak, azot gazının baskın olduğu bir atmosfere sahiptir.

Know Your H2O

Her durumda, su buharı, atmosferlerin oldukça küçük bir kısmını oluşturmaktadır. Bunun da bir açıklaması olmalıdır.

Fotoliz ve Atmosfer Evrimi ile Su Buharının Ortadan Kalkması

Güneş, bronzlaşan birinin deneyimleyeceği gibi, ışığa ek olarak morötesi (UV) ışınlar da üretir. Diğer etkilerinin yanında, UV ışınımı atmosferdeki gaz hidrojen bileşiklerindeki zayıf bağlı hidrojeni koparabilir (Buna fotoliz adı verilir). Metan (CH₄), amonyak (NH₃) ve su buharı (H₂O) bu bileşikler arasındadır. Ayrılan hidrojen gazı uzaya kaçar. Su buharı oksijen gazına (O₂), amonyak ise azot gazına (N₂) dönüşür. Metandaki karbon ise oksijenle birleşerek karbondioksiti (CO₂) oluşturur. Bu ürünlerin hiçbiri hidrojen bileşiği olmadığından UV ışınlarından etkilenmez.

Venüs, çok az bir miktarı dışında tüm su buharını fotolizle yitirmiştir. Böylece, ikinci sıradaki CO_2, Dünya standartlarına göre yine de çok kalın olmakla birlikte incelen atmosferde ilk sıraya yükselmiştir. Su buharı bir sera gazı olduğundan bugün hala çok sıcak (~ 450 °C) olan Venüs, kalın CO₂ atmosferi nedeniyle havasında su buharının bol bulunduğu döneme kıyasla kayda değer oranda soğumuştur.

Dünya'ya göre güneşten daha uzak (227 milyon kilometre) olan Mars, her zaman daha soğuktu ve atmosferinde az miktarda su buharı vardı. Bu az miktar da fotolizle yok olmaya mahkumdu. Ancak, H₂O'nun büyük bölümü erken dönem denizlerinde geniş buz tabakalarında olmalıdır. Venüs'te olduğu gibi, ikinci sıradaki CO₂ gazı suyun ortadan kalkmasıyla ilk sıraya yerleşmiştir. Mars ve Venüs atmosferlerinin bileşimleri benzer olsa da atmosfer miktarı oldukça farklıdır; Venüs atmosferi, Mars atmosferinden on binlerce kat daha kalındır.

Mars atmosferindeki suyun kaybı, onu güneş rüzgarlarıyla soyulmaktan (püskürtülmekten) koruyacak olan küresel manyetik alan yoksunluğuna bağlanır (Elbette bu duruma katkıda bulunan başka süreçler de vardır). Mars, erken dönemlerinde bir manyetik alana sahip olsa da onu kısa sürede yitirmiştir. Özetle Mars, Dünya ve Venüs'ten ciddi oranda küçüktür ve küçük nesneler daha çabuk donarlar.

Mars'ın manyetik alanını oluşturan eriyik çekirdek donup katılaşarak manyetik dinamoyu durdurmuştur. Ardından Mars atmosferi, güneş rüzgarlarının yüklü parçacıklarına karşı kırılgan hale gelmiş ve büyük bir kısmı aşama aşama soyulmuştur. Diğer yandan, yine koruyucu bir manyetik alandan yoksun olan Venüs, Mars'tan çok daha kütleli olduğundan atmosferinin daha büyük bir kısmını tutabilmiştir.

Mars atmosferinin büyük oranda püskürtülmesi sonucu azalan CO₂, sera etkisini zayıflatmıştır. Bir noktada Mars o kadar soğumuş ve atmosferi o denli incelmiştir ki, su Mars yüzeyinde ancak buz halinde var olabilmiştir. Bu soğuk aynı zamanda atmosferdeki CO₂'nin donarak çökmesine de neden olmuştur. Bugün, Mars kutup buzullarının hemen hemen yarısı su buzu, yarısı da donmuş karbondioksit buzudur.

Bizim ayımız, herhangi bir atmosfer bulundurmak için güneşe fazla yakındır. Jüpiter'in dört büyük uydusu (Io, Europa, Ganymede ve Callisto) ise su buharı için çok soğuktur ve güneş rüzgarlarına karşı zayıf durumdadır. Bizimki de dahil, yedi büyük uydudan biri olan Titan bir atmosfere sahip olan yegane uydudur; ancak su buharı barındıramayacak kadar soğuktur. Titan, atmosfer açısından Goldilocks bölgesindedir; su buharı ve karbondioksit için çok soğuk ancak metan gazı için yeterince sıcaktır. Metan, aynı zamanda sıvı ve katı halde de bulunabilir. Öte yandan, atmosferinin büyük kısmı, amonyağın fotoliziyle oluşması muhtemel olan azot gazından ibarettir. Halen güneş rüzgarı kaynaklı atmosfer kaybına uğramaktadır ancak Jüpiter'in manyetik alanı tarafından korunabilir. Bu alan aynı zamanda Titan'ın atmosferik unsurlarından bazılarını püskürtebilir. Diğer yandan, Titan iç kısımlarından açığa çıkan metan ve amonyak ile atmosferik kayıplarını telafi ediyor olabilir. Neptün'ün büyük uydusu Triton ise azot gazının dahi donarak çökmesine neden olacak kadar soğuktur.

Herkesçe bilindiği üzere, Dünya yüzeyinde açığa çıkan su buharının çok küçük bir kısmı atmosferde kalırken büyük çoğunluğu okyanusları oluşturmuştur. Hatırlarsak, büyük oranda su buharının atmosferde yoğunlaşarak ayrıştığı ya da yok olduğu Mars ve Venüs'te, karbondioksit ilk sırayı almıştır. Bu gezegenlerin aksine, çok daha ince bir atmosferi olmasına rağmen, Dünya daha da ileri gitmiştir. Öyle ki nihayetinde küçük bir miktar atmosferik CO₂ dışında tüm karbondioksiti ortadan kaldırmış ve azot gazını ilk sıraya yerleştirmiştir. Peki neden? Çünkü Dünya, çok erken zamanlarında bile, içinde fotosentez yapabilen yaşam unsurlarının geliştiği okyanuslara sahipti ve halen de sahip.

Fotosentez tepkimesi şu şekilde ifade edilir:

$6H_{2}O+6C{O}_2⟷C_6{H}_{12}{O}_6\text{(Karbonhidrat)}+6O_2$

Tepkimenin iki yönlü olduğuna dikkat edilmelidir; tersi solunumdur. Büyük önem taşıyan ve milyarlarca yıl içinde birikerek sonunda günümüz atmosferinin %21'ini kaplayan serbest oksijen gazının fotosentezle oluşumu heyecan verici bir süreçtir. Bu %21, dinamik bir dengeyi temsil eder; fotosentez havaya O₂ verir ve diğer süreçler de onu ortadan kaldırır. Öyle ki tüm fotosentez aniden sona erseydi, muhtemelen bir ya da iki yüzyıl içerisinde O₂ seviyeleri %1'in altına inerdi. Güneş Sistemi dışında, atmosferlerinde yüksek oranda oksijen bulunan gezegenler keşfedersek, bu fotosentez yapan yaşam formlarının varlığına işaret edecektir.

Atmosferdeki su buharı ve karbondioksitin ortadan kalkmış olması, eşit derecede önemlidir. Milyarlarca yıl içerisinde, atmosferdeki karbondioksit, aşamalı bir şekilde yok olarak günümüzdeki (artmakta olan) 420 ppm seviyesine kadar indi. Bir zamanlar CO₂ içinde bulunan karbon, sedimanter kayaçlar içinde hapsolan kömür, petrol ve doğalgaz şeklinde yoğunlaşmış yataklar haline geldi. Görünürde çok etkileyici olmasa da, şist gibi yaygın sedimanter kayaçlardaki az miktarda organik madde, çok daha fazla miktarda karbon barındırır. Böyle kayaçlarda daha az karbon bulunsa da kömür, petrol ve gazdan çok daha fazla şist vardır ve toplamda önemli miktarlara ulaşabilir. Dünya'nın geçmişinde, okyanusların asiditesinin azaldığı daha sonraki dönemlerde, kireçtaşının (CaCO₃) oluşumu da atmosferik CO₂ kaybına katkıda bulunmuştur. Bunların hiçbiri Venüs ve Mars'ta gerçekleşemezdi. Bu nedenle CO₂'nin baskın olduğu atmosferlerini korudular. Ek olarak fotosentez sürecinde su da tüketilebilir ancak Dünya'da CO₂'den çok daha fazla miktarda su vardır.

Dünya'da atmosferik CO₂'nin ortadan kalkmasıyla, üç numarada yer alan azot gazı ilk sıraya yerleşmiştir. Yoğunlaşarak okyanuslara dönüşen su buharının önemli kısmının yok oluşu ve fotosentezle karbondioksitin elenmesi, atmosferi büyük ölçüde inceltmiştir. Bu nedenle, daha büyük olan Dünya, daha küçük olan Venüs'ten çok daha ince bir atmosfere sahiptir (Belki, ayımızı oluşturan çarpışma da buna önemli katkı sağlamış olabilir). Mars da Venüs benzeri bir atmosfer bileşimini korumuş ancak büyük kısmını güneş rüzgarlarıyla yitirmiştir.

Öte yandan, Venüs su buharının çoğunu fotolizle kaybettiyse, Dünya'da neden böyle olmadı? Venüs'ten soğuk olan Dünya'nın atmosferinde daha az su buharı bulunmalıydı; oysa Venüs'ün aksine, Dünya'daki suyun büyük bölümü okyanuslardaydı ve bu sayede, bir ozon tabakasının yokluğunda bile, büyük oranda fotolizden korundu. Dünya atmosferinin erken evrelerinde bulunan az miktardaki su buharı fotolize karşı savunmasız kalmış olabilirdi ancak okyanuslar sayesinde daha fazlasıyla telafi edilmiş olmalıdır. Bu şekilde tükenmeye de yüz tutmuş olsa bile fotosentez zamanla imdada yetişti denilebilir. Milyarlarca yıl içinde, fotosentezle üretilen serbest oksijen zamanla birikerek stratosferde bir ozon (O₃) tabakası oluşturmaya başladı. Bu tabaka, güneş kaynaklı UV ışınlarının alt atmosferde bulunan su buharına erişimini büyük ölçüde engelledi. Bunun nasıl olduğunu anlamak için Dünya'nın atmosferik yapısı ve içindeki su buharı dağılımı hakkında bilgi sahibi olmak gerekir.

Günümüzde Dünya atmosferi, %78 azot gazı, %21 oksijen gazı, %1 argon gazı ve eser miktarda karbondioksit gibi diğer gazlardan oluşur. Deniz seviyesinde de, atmosferin dış sınırına yakın bölgelerde de bu yüzdeler aynıdır. Rakım yükseldikçe miktarlar düşer ancak oranlar değişmez. Bu, su buharı için geçerli değildir.

Dünya yüzeyine yakın su, üçlü nokta (İng. "triple point") olarak bilinen duruma yakındır. Sıcaklık ve basınç öyle seviyededir ki su her üç halde bulunabilir: Katı, sıvı ve gaz. Bu nedenle, atmosferdeki su buharı miktarı, gerek yatay gerek dikey olarak çok büyük farklılıklar gösterebilir. Hava bulutlu ve durgunsa, su buharı yere yakın kalmaya ve su kütleleri civarında daha çok yoğunlaşarak sis ve pus oluşturmaya eğilimlidir.

Bulutlu ve sisli bölgeler dışında Dünya atmosferi, güneşten gelen görünür ışığın geçebileceği şekilde, büyük ölçüde şeffaftır. Bu ışığın bir kısmı yerde soğurulur ve yeryüzünün ısınmasına yol açar. Isınan yer bu enerjiyi kızılötesi ışınım olarak tekrar yayar ve bu da yere yakın havanın ısınmasına yol açar. Isınan hava da genleşip yükselerek konveksiyonu, yani havanın dikey hareketlerini oluşturur. Atmosferin en alt katmanı olan ve Dünya'daki havanın büyük bölümünü barındıran troposfer, bu konveksiyonun yükselebileceği sınırla ifade edilir. Elbette, çevrimin tamamlanması için yükselen havayı dengelemek üzere alçalan hava da olmalıdır. Nihayetinde, yükselen sıcak hava genleşip soğuyacak ve artık çevresindeki havadan daha sıcak olmadığı bir noktada yükselmeyi bırakacaktır. Konveksiyonun bu üst noktası, troposferin tropopoz (İng. "tropopause") adı verilen sınırıdır. Konveksiyon, su buharını tropopoza kadar taşır ve normalde o noktayı geçmez. Tropopozun ötesinde, havanın çok hızlı yatay hareketlerde bulunduğu ancak neredeyse hiçbir dikey harekette bulunmadığı stratosfer vardır. Buradaki hava (yatay) katmanlıdır ve genellikle oldukça kurudur. Stratosferde ozon tabakası yer alır.

Know Your H2O

Dünya ve Venüs Atmosferik Yapılarının Karşılaştırması

Tropopozun yüksekliği, Dünya yüzeyinin ne kadar ısındığına bağlıdır. Kutupların üzerinde 9 kilometre yükseklikteyken ekvatorda 17,7 kilometrede yer alır. Ortalama ozon konsantrasyonu 10 ppm'in altında (yüzeye yakın bölgelerde ~ 0,3 ppm) olan ozon tabakasının irtifası 14,5 ila 35,4 kilometre arasında değişir. Su buharı troposfere hapsolmuş olduğundan çok az bir miktarı ozon tabakasının üzerindedir ve böylece fotolizden korunur. Ozon tabakası mükemmel bir koruyucu değildir ancak fotoliz miktarını önemli ölçüde azaltır.

Üstteki görselde de görüldüğü üzere, UV ışınlarının ozon tarafından soğurulmasıyla açığa çıkan ısı; stratosferde yukarılara çıkıldıkça, esasen hala çok soğuk olan havanın ısınmasına neden olur. Sonuçta, hava katmanlı bir şekilde kalır ve konveksiyon gerçekleşmez. Stratosferdeki bir hava katmanı konveksiyon oluşturacak şekilde yükselemez çünkü üstündeki hava daha sıcaktır. Bir ozon tabakası bulunmayan Venüs'te ise stratosfer yoktur. Troposferi, Dünya'nınkine kıyasla çok daha kalın ve sıcak olduğundan daha yüksek seviyelere kadar genişler. Bir konveksiyondan söz edilebilir ancak su buharından yoksundur. Susuz bulutlar, basıncın hemen hemen Dünya'da su seviyesindekine eşit olduğu 80 kilometre civarı irtifada başlar.

Dünya oluştuktan kısa bir süre sonra, güneşin parlaklığı, günümüzdekinden %40 daha azdı. Milyarlarca yıl içinde güneş, yavaşça daha büyük, daha parlak ve daha soğuk hale geldi. Her yüz milyon yılda bir parlaklığı %1 kadar daha artıyor. Bu böyle devam ettikçe daha fazla güneş radyasyonuna maruz kalan Dünya daha sıcak hale gelecek ve tropopoz, bugün stratosfer olarak bilinen bölgeye doğru yükselecek. Yaklaşık bir milyar yıl içinde, tropopoz ozon tabakasına ulaşıp ötesine geçecek. Böylelikle, fotolize maruz kalan su buharı molekülleri yok olmaya başlayacak. Okyanusların buharlaşmasıyla yok olan su buharının yeri doldurulacak. Birçok yüz milyon yıl sonunda, okyanuslar yok olacak. Bu, daha sıcak bir Dünya nedeniyle değil, ozon tabakasının üstündeki fotolizden ötürü gerçekleşecek. O andan itibaren Dünya, Venüs'e benzemeye başlayacak.

Sera Gazı Olarak Su

Karbondioksitin metan gazı gibi bir sera gazı olduğu herkesçe bilinir. Herkesçe bilinmeyen ise su buharının da muhtemelen diğerlerinden daha önemli bir sera gazı olduğudur. Ancak daha da kötüsü, su buharının pozitif bir geri beslemeye döngüsünde bulunmasıdır. Yani, havada daha çok su buharı olması atmosferin daha fazla ısınmasına ve bu da havanın daha fazla su buharı tutabilmesine yol açar.

Know Your H2O

Yukarıdaki görselde metanın kızılötesi soğurma bantları karbondioksitten daha az gibi görünse de bunun asıl nedeni atmosferde karbondioksite oranla çok daha az metan bulunmasıdır. Metan ve karbondioksit miktarları eşit olsaydı metanın karbondioksitten daha çok kızılötesi soğurduğunu görebilirdiniz. Su buharı için de durum benzerdir. Havadaki %4'e varan su buharı oranı, karbondioksitten yaklaşık 100 kat daha çok su buharı bulunduğu anlamına gelmektedir. Su buharı troposferde hapsolmuştur ancak havanın önemli bölümü de troposferdedir.