मंगल ग्रह पर हाइड्रोस्फेरिक ड्यूटेरियम संवर्धन का एक प्रारंभिक वायुमंडलीय मूल

सार

ड्यूटेरियम-टू-हाइड्रोजन (डी/एच या ² एच/ ¹ एच) मार्टिन वायुमंडलीय पानी (∼ 6 × मानक समुद्र के पानी, SMOW) का अनुपात ज्ञात स्रोतों की तुलना में अधिक है, जिसके लिए ग्रह संवर्धन की आवश्यकता होती है। नासा के मार्स साइंस लेबोरेटरी रोवर क्यूरियोसिटी ऑफ़ हेस्पेरियन-एरा (>3 Ga) क्ले द्वारा हाल ही में किए गए एक माप से D/H अनुपात ∼3×SMOW प्राप्त होता है, यह प्रदर्शित करता है कि मंगल ग्रह के इतिहास में अधिकांश संवर्धन जल्दी होता है, जो मंगल ग्रह के उल्कापिंड अध्ययनों के निष्कर्षों को पुष्ट करता है। . शुक्र की तरह, मंगल का डी/एच संवर्धन व्यापक रूप से ^{2 के सापेक्ष 1} एच (प्रोटियम) के अंतरिक्ष में अधिमान्य नुकसान को दर्शाता है।एच (ड्यूटेरियम), लेकिन बड़े और शुरुआती हाइड्रोजन नुकसान के कारण और वैश्विक पर्यावरणीय संदर्भ दोनों का निर्धारण किया जाना बाकी है। यहां, हम मंगल ग्रह के लिए आदिकालीन वातावरण के विकास के एक हालिया मॉडल को लागू करते हैं, अभिवृद्धि युग के मैग्मा महासागर को बाद के जल-महासागर युग से जोड़ते हैं, और देखे गए रिकॉर्ड की तुलना के लिए ड्यूटेरियम के व्यवहार की गणना करते हैं। पहले के कार्यों के विपरीत जो वायुमंडल में मार्टिन डी/एच अंशांकन पर विचार करते हैं जिसमें हाइड्रोजन जलाशय विशेष रूप से एच ₂ ओ या एच ₂ के रूप में मौजूद हैं , यहां हम 2-घटक (एच ₂ ओ-एच ₂ ) पर विचार करते हैं जिसमें दोनों संघनक (एच ₂ ) ओ) और पलायन (एच ₂) घटक – और उनकी सहभागिता – स्पष्ट रूप से गणना की जाती है। हम पाते हैं कि एक ≈2-3× हाइड्रोस्फेरिक ड्यूटेरियम-संवर्धन तेजी से उत्पन्न होता है यदि मंगल ग्रह का मैग्मा महासागर रासायनिक रूप से प्रारंभिक वातावरण के साथ अंतिम संतुलन में कम हो रहा है, जिससे एच _{2 और सीओ प्रारंभिक रूप से प्रमुख प्रजातियां बन जाती हैं, जिनमें एच 2} ओ की मामूली बहुतायत होती है और सीओ ₂ । गैसों को कम करना – विशेष रूप से एच ₂ – पर्याप्त ग्रीनहाउस वार्मिंग का कारण बन सकता है और मैग्मा महासागर युग के तुरंत बाद एक जल महासागर को जमने से रोक सकता है। हम पाते हैं कि प्रशंसनीय H ₂ आविष्कारों (pH=21-102बार्स) सतह के तापमान को पर्याप्त उच्च (टी=एस290-560के) एक जल महासागर को स्थिर करने और प्रारंभिक हाइड्रोलॉजिकल चक्र का निर्माण करने के लिए जिसके माध्यम से सतही जल परिचालित किया जा सकता है। इसके अलावा, दबाव-तापमान की स्थिति गैस-चरण ड्यूटेरियम एक्सचेंज के माध्यम से महासागर-वायुमंडल एच ₂ ओ-एच _{2 समस्थानिक संतुलन} का उत्पादन करने के लिए काफी अधिक है, जैसे कि सतह एच _{2 ओ दृढ़ता से एच 2} के सापेक्ष ड्यूटेरियम को केंद्रित करती है , जो अधिमानतः प्रोटियम लेती है और इससे बच जाती है। आदिम वातावरण। ड्यूटेरियम-समृद्ध (एच ₂ ओ) और ड्यूटेरियम-खराब (एच ₂) संक्षेपण के माध्यम से प्रजाति संतुलन समस्थानिक विभाजन और प्रारंभिक वायुमंडलीय पलायन को आधुनिक क्रस्टल जलाशयों में दर्ज करने की अनुमति देती है। प्राइमर्डियल एच ₂ -सीओ-रिच आउटगैसिंग और एस्केप का प्रस्तावित परिदृश्य मैग्मा महासागर क्रिस्टलीकरण के तुरंत बाद प्रीबायोटिक रसायन विज्ञान के अनुकूल मंगल की सतह पर रासायनिक स्थितियों की महत्वपूर्ण अवधि (> मायर) का सुझाव देता है।

परिचय

प्रारंभिक मंगल ग्रह का वातावरण प्रमुख रुचि का है। गणनाओं के बावजूद यह संकेत मिलता है कि मार्टिन मैग्मा महासागर (एल्किंस-टैंटन, 2008) से अधिकांश हाइड्रोजन और कार्बन आउटगैस, ऑक्सीजन की उग्रता ( एफ ओ ₂ ) आउटगैसिंग की विशेषता है – और इसलिए परिणामी प्राथमिक वातावरण की रासायनिक संरचना – अप्रतिबंधित है (हिर्शमैन, 2012) विशेष रूप से, प्रारंभिक मंगल (कैनन एट अल।, 2017; सैटो और कुरामोटो, 2018) के लिए हाल ही में ऑक्सीकरण (एच ₂ ओ-सीओ ₂ -समृद्ध) और कम करने वाले (एच _{2 -सीओ-समृद्ध) प्रारंभिक वायुमंडल की वकालत की गई है।} इन अंत-सदस्यीय वायुमंडलों के प्रारंभिक मंगल ग्रह की जलवायु के लिए विपरीत परिणाम हैं। जबकि एक एच ₂ ओ-सीओ ₂-समृद्ध वातावरण बर्फ की परतों में संघनित होगा, एक शुरुआती आइसहाउस (कास्टिंग, 1991; वर्ड्सवर्थ एट अल।, 2013) का निर्माण करेगा, एक एच ₂ -सीओ-समृद्ध वातावरण मंगल ग्रह के तापमान पर संघनित नहीं होगा और ग्रीनहाउस वार्मिंग उत्पन्न करेगा और इसके खिलाफ एक महासागर को स्थिर करेगा। जमना। एक H2-CO-समृद्ध मंगल ग्रह का वातावरण H2 थकावट से पहले बचने के माध्यम से रहने योग्य सतह की स्थिति पैदा करेगा , एक संभावना युवा _{एक्सोप्लैनेट्स ( पियरेहंबर्ट} और गैडोस, 2011; वर्ड्सवर्थ, 2012) के लिए भी प्रस्तावित है। इन नाटकीय रूप से अलग शुरुआती वातावरण और संबंधित वातावरण के बारे में दशकों की बहस के बावजूद, यह स्पष्ट रूप से स्थापित होना बाकी है कि क्या मंगल पर कभी एच ₂ -समृद्ध वातावरण था (ड्रेबस और वान्के, 1985)।

लगभग छह गुना ड्यूटेरियम-टू-हाइड्रोजन (D/H या ² H/ ¹ H) मानक औसत समुद्री जल (SMOW, D/H) के सापेक्ष मंगल के जल वाष्प में संवर्धन=1.56×10-4) पहली बार स्पेक्ट्रोस्कोपिक रूप से पाया गया था (ओवेन एट अल।, 1988) और तब से मंगल के वातावरण (वेबस्टर एट अल।, 2013) के इन-सीटू माप द्वारा पुष्टि की गई है। मंगल ग्रह के हाइड्रोजन इतिहास को बाधित करने वाला एक महत्वपूर्ण अवलोकन मंगल के इतिहास के पहले 500 Myr (कुरोकावा एट अल।, 2014) में हाइड्रोजन हानि का बहुत – और शायद सबसे अधिक है। क्योंकि मंगल प्लेट टेक्टोनिक्स और संबद्ध क्रस्टल रीसाइक्लिंग और वाष्पशील सबडक्शन का अनुभव नहीं करता है, आंशिक मेल्ट्स के माध्यम से सैंपल किए गए मेंटल वॉटर को मंगल ग्रह (हॉलिस एट अल।, 2012) के शुरुआती डी / एच पानी को संरक्षित करने के लिए माना जाता है। मार्टियन मेंटल रचना के हालिया निष्कर्ष काफी हद तक कार्बोनेसियस चोंड्रेइट्स या स्थलीय समुद्र के पानी (ग्रीनवुड एट अल।, 2018; हॉलिस एट अल।, 2012; पेसलियर एट अल।, 2019; उसुई एट अल।) के समान डी / एच मूल्यों में परिवर्तित हो गए हैं। 2012)।₂ , CH ₄ , और H ₂ O) 4.5 Ga (Elkins-Tanton, 2008) पर प्रारंभिक वातावरण में निकल गए। इसके विपरीत, हाल ही में हेस्पेरियन-एरा क्ले (∼3.6 Ga) के क्यूरियोसिटी रोवर मापन से हाइड्रोस्फेरिक D/H मान ∼3×SMOW (महाफ़ी एट अल., 2015) प्राप्त होता है, जिससे पता चलता है कि ग्रहों के इतिहास में अधिकांश मार्टियन ड्यूटेरियम संवर्धन जल्दी होता है। ∼ 4 Ga ALH84001 (Boctor et al., 2003; Greenwood et al., 2008) में जलीय परिवर्तन उत्पादों के अध्ययन के निष्कर्ष को पुष्ट करना। मार्टिन हाइड्रोजन समस्थानिक रिकॉर्ड (यूसुई, 2019) के तेजी से व्यापक नमूने के बावजूद, और एच _{2 के महत्व की पहचान}जलवायु इतिहास के लिए (रामिरेज़ एट अल।, 2014; वर्ड्सवर्थ एट अल।, 2017), ग्रहों के इतिहास के पहले ∼ 500 Myr में मार्टिन जलमंडल के ≈2-3 × ड्यूटेरियम-समृद्धि को अभी तक किसी भी मॉडल में समझाया नहीं गया है। इस प्रकार, ड्यूटेरियम (चित्र 1) में शुरुआती मंगल के पानी को समृद्ध करने वाली घटनाओं का क्रम समझा जाना बाकी है।

^{हालांकि 2} एच (ड्यूटेरियम) के सापेक्ष ¹ एच (प्रोटियम) के अंतरिक्ष में अधिमान्य नुकसान को व्यापक रूप से मार्टियन हाइड्रोस्फेरिक ड्यूटेरियम संवर्धन के मूल के रूप में स्वीकार किया जाता है, हाइड्रोजन के बड़े पैमाने पर शुरुआती नुकसान का पर्यावरणीय और विकासवादी संदर्भ निर्धारित किया जाना बाकी है। विशेष रूप से, पानी के फोटोडिसोसिएशन (युंग एट अल।, 1988) के कारण आधुनिक हाइड्रोजन हानि दर परिमाण के कई आदेश हैं जो आइसोटोपिक रूप से उपलब्ध समय के भीतर बड़े पैमाने पर शुरुआती जलमंडल को समृद्ध करने के लिए बहुत कम हैं (स्चेलर एट अल।, 2021)। शुरुआती एच ₂ – समृद्ध वातावरण से हाइड्रोडायनामिक एस्केप बड़ी पलायन दर का उत्पादन कर सकता है जैसे कि एच ₂ /एचडी मास फ्रैक्शनेशन संभावित रूप से वायुमंडलीय एच _{2 को समृद्ध कर सकता है।}ड्यूटेरियम में इन्वेंटरी (ज़ाह्नले एट अल।, 1990)। देखे गए ड्यूटेरियम संवर्धन के लिए एक स्पष्टीकरण के रूप में, हालांकि, इस प्रक्रिया में समस्याएं आती हैं। सबसे पहले, एक पर्याप्त जोरदार एच ₂ हवा नगण्य द्रव्यमान अंशांकन को प्रेरित करती है क्योंकि आणविक टकराव (गेंडा और इकोमा, 2008) के माध्यम से बचने वाले हाइड्रोजन के साथ-साथ ड्यूटेरियम बह जाता है। दूसरा, मार्टिन ड्यूटेरियम संवर्धन के हस्ताक्षर सतह जलीय परिवर्तन उत्पादों (बोक्टर एट अल।, 2003; ग्रीनवुड एट अल।, 2008; महफ़ी एट अल।, 2015) में व्यक्त किए गए हैं, और यह स्पष्ट नहीं है कि वायुमंडलीय एच _{2 का ड्यूटेरियम संवर्धन कैसे होता है। हाइड्रोस्फेरिक एच 2} को प्रेषित किया जाएगाहे और इस प्रकार जलयुक्त खनिजों के लिए, जहां यह देखा जाता है। मार्टियन डी/एच संवर्धन के किसी भी व्यवहार्य परिदृश्य को वायुमंडलीय हाइड्रोजन हानि का उत्पादन करना चाहिए जो पर्याप्त रूप से जोरदार और चयनात्मक आइसोटोपिक रूप से होता है, ड्यूटेरियम संवर्धन हस्ताक्षर सतह जलमंडल में प्रेषित होता है जहां यह खनिज रिकॉर्ड में प्रलेखित होता है। _{मार्टिन ड्यूटेरियम संवर्धन के मौजूदा मॉडल या तो अपर्याप्त हाइड्रोजन हानि दर (युंग एट अल।, 1988) का उत्पादन करते हैं या वायुमंडलीय एच 2} से हाइड्रोस्फेरिक एच ₂ ओ (ज़ाह्नले एट अल।, 1990) में ड्यूटेरियम संवर्धन हस्ताक्षर के संचरण की उपेक्षा करते हैं । इस प्रकार मंगल के देखे गए हाइड्रोजन समस्थानिक रिकॉर्ड की व्याख्या के लिए हाइड्रोस्फेरिक और वायुमंडलीय विकास के एक सुसंगत परिदृश्य की आवश्यकता होती है।

तुलना का एक उपयोगी बिंदु स्थलीय जलमंडल का इतिहास है, जिसने पिछले 3.8 गा (पोप एट अल।, 2012) में न्यूनतम डी/एच संवर्धन (<कुछ प्रतिशत) का अनुभव किया है। समय के साथ स्थलीय डी/एच की देखी गई स्थिरता को आधुनिक पृथ्वी की जांच से समझा जा सकता है: ऊपरी क्षोभमंडल में संघनन के कारण समताप मंडल में पीपीएम स्तर तक जल वाष्प कम हो जाता है (∼190-210 K, “शीत-जाल” ”), हाइड्रोजन प्रवाह को ऊपरी वायुमंडल तक सीमित करना जहां से पलायन हो सकता है (हंटन, 1993)। पलायन की आधुनिक दर पर, भूगर्भीय समय में पृथ्वी से खोई हुई हाइड्रोजन की मात्रा में पानी की ∼2 मीटर वैश्विक समतुल्य परत (जीईएल) शामिल है। पृथ्वी के जलमंडल (>3 किमी जीईएल) के द्रव्यमान को देखते हुए, इस तरह की पलायन दर केवल नगण्य डी/एच संवर्धन का कारण बनती है, भले ही पलायन प्रक्रिया के दौरान ड्यूटेरियम पूरी तरह से बरकरार रहे।₄ ) कोल्ड-ट्रैप को बिना किसी बाधा के पार करना और हाइड्रोजन हानि दर को बढ़ाना (कैटलिंग एट अल।, 2001; ज़ह्नले एट अल।, 2019), लेकिन स्थलीय डी / एच स्थानों की सापेक्ष स्थिरता इस अवधि के दौरान इस तरह के कम गैस नुकसान की सीमा को सीमित करती है। आर्कियन (कुरोकावा एट अल।, 2018) और हैडियन (पहलवन एट अल।, 2019) कल्प। मंगल ग्रह के मामले में, बड़े पैमाने पर हाइड्रोजन हानि का संकेत देने वाले हाइड्रोस्फेरिक ड्यूटेरियम संवर्धन को अस्थिर रिकॉर्ड में प्रलेखित किया गया है, लेकिन खराब समझा जाता है। कुछ भौतिक प्रक्रिया स्पष्ट रूप से मंगल ग्रह के जलमंडल में पहचानने योग्य ड्यूटेरियम संवर्द्धन पैदा करती है लेकिन पृथ्वी नहीं।

यहाँ, हम परिकल्पना का प्रस्ताव करते हैं कि मंगल एक रासायनिक रूप से कम करने वाले मैग्मा महासागर के साथ बनता है जो कि क्रिस्टलीकरण पर एक आदिम कम करने वाले (H ₂ -CO-समृद्ध) वातावरण के साथ सह-अस्तित्व रखता है और यह वातावरण जल्द से जल्द मंगल ग्रह की जलवायु, पलायन दर और समस्थानिक विभाजन को निर्धारित करता है। इस तरह का कम करने वाला वातावरण ऑक्सीकरण (एच ₂ ओ-सीओ ₂ – समृद्ध) वातावरण के विपरीत है, जिसे पृथ्वी पर मैग्मा महासागर के प्रकोप की संभावना माना जाता है (आर्मस्ट्रांग एट अल।, 2019; हिर्शमैन, 2012)। ¹

पहले के कार्यों के विपरीत जो वायुमंडल में मार्टिन डी/एच विभाजन पर विचार करते हैं जहां हाइड्रोजन जलाशय विशेष रूप से एच ₂ ओ (युंग एट अल।, 1988) या एच ₂ (ज़ाह्नले एट अल।, 1990) के रूप में मौजूद हैं, यहां हम दो-घटक पर विचार करते हैं। (एच ₂ ओ-एच ₂ ) वातावरण से बाहर निकल गया जिसमें दोनों संघनित (एच ₂ ओ) और पलायन (एच _{2 )}) घटक – और उनकी सहभागिता – स्पष्ट रूप से गणना की जाती है। प्रारंभिक गैस आविष्कारों के बारे में अनिश्चितताओं के बावजूद, संवर्धित वाष्पशील तत्व स्पष्ट रूप से एक मंगल ग्रह के मैग्मा महासागर (एल्किन्स-टैंटन, 2008) के साथ उच्च तापमान प्रसंस्करण के अधीन हैं, एक प्रक्रिया जो संभावित रूप से वाष्पशील प्रजाति को रीसेट करती है। मंगल ग्रह के वायुमंडलीय और जलमंडलीय विकास के लिए प्रारंभिक स्थितियां भाप के वातावरण में उच्च तापमान ऊष्मप्रवैगिकी द्वारा स्थापित होने की संभावना है, जिसकी गणना की जा सकती है। हम प्रस्ताव करते हैं कि एच ₂ ओ और एच _{2 के बीच संतुलन समस्थानिक विभाजन प्रमुख प्रक्रिया है जो मंगल ग्रह के जलमंडल के प्रारंभिक ड्यूटेरियम संवर्धन को निर्धारित करता है, एक संवर्धन जो बहिष्कृत एच 2} / एच ₂ पर निर्भर करता है।ओ अनुपात और इस प्रकार मैग्मा महासागर की सतह पर ऑक्सीजन की उग्रता। इसके द्वारा हम प्रस्ताव करते हैं कि मार्टियन डी/एच रिकॉर्ड प्रारंभिक वातावरण के लिए एक ऑक्सीबैरोमीटर उत्पन्न करता है, और मनाया गया ≈2-3 × प्रारंभिक संवर्धन एक मार्टियन मैग्मा महासागर के साथ अंतिम संतुलन को कम करने वाली स्थितियों को दर्शाता है। हम अभिवृद्धि के दौरान उत्पादित मैग्मा महासागर के तुरंत बाद मंगल ग्रह के इतिहास में एच ₂ -समृद्ध युग की विशेषता के लिए हाइड्रोजन समस्थानिक रिकॉर्ड से जुड़े – और विवश – से जुड़े एक वायुमंडलीय मॉडल का वर्णन करते हैं ।

कागज की रूपरेखा है: §2 – मैग्मा महासागर और प्रारंभिक जल महासागर युगों और संबद्ध डी/एच हस्ताक्षरों के दौरान प्राथमिक वातावरण के विकास का वर्णन करने के लिए उपयोग किए जाने वाले मॉडल का सारांश, §3 – जल्द से जल्द मार्टियन जलवायु और पलायन के चरित्र के परिणाम , साथ ही आदिम वातावरण के हाइड्रोजन समस्थानिक ऑक्सीबैरोमेट्री, §4 – मौलिक वातावरण को हटाने की चर्चा, बाद में डी/एच विकास, और सिलिकेट मंगल के रेडॉक्स राज्य के साथ संबंध, और §5 – सारांश और निष्कर्ष।

धारा के टुकड़े

वातावरण विकास मॉडल

मंगल और इसके प्रारंभिक वातावरण को एक ही प्रक्रिया के माध्यम से बनाने के लिए सह-अस्तित्व माना जाता है: अभिवृद्धि के दौरान प्रोटो-मंगल के साथ ठोस पिंडों का प्रभाव (साइटो और कुरामोटो, 2018)। सिलिकेट सामग्रियों पर किए गए प्रयोगों से पता चलता है कि एक बार प्रोटो-मंगल ∼0.1 मंगल द्रव्यमान (एमएम ₎ तक पहुंच जाता है, अभिवृद्धि सामग्री के शॉक-हीटिंग से प्रभाव के बाद का तापमान काफी अधिक हो जाता है, जो हाइड्रोस सिलिकेट को अस्थिर करने के लिए पर्याप्त होता है, जिससे प्रभावकारकों का क्षरण होता है और आदिम में वाष्पशील का जमाव होता है। वातावरण (टाइबुर्कज़ी एट

आदिम जलवायु

हम पाते हैं कि मल्टी-बार एच ₂ वायुमंडल के साथ ग्रीनहाउस प्रभाव प्रारंभिक मंगल ग्रह पर एक सतह महासागर जलवायु को स्थिर करने के लिए पर्याप्त है। _{पानी के महासागर के साथ सह-अस्तित्व वाले एच 2} मार्टियन ग्रीनहाउस के लिए परिकलित सतह तापमान मुख्य रूप से आणविक हाइड्रोजन इन्वेंट्री (∝pH ₂ ) पर निर्भर करता है, जबकि वायुमंडलीय जल वाष्प का द्रव्यमान निर्धारित किया जाता है – पृथ्वी पर – वाष्प दबाव संतुलन के साथ अंतर्निहित महासागर। शुद्ध एच _{2 के 1-10} ² बार के समतुल्य प्राथमिक आविष्कार a को स्थिर करते हैं

बहस

प्रारंभिक मंगल ग्रह के वातावरण की रासायनिक संरचना को कम करके आंका गया है। विशेष रूप से, ऑक्सीडाइजिंग (एच ₂ ओ-रिच) और रिड्यूसिंग (एच ₂ -रिच) प्राइमर्डियल मार्टियन वायुमंडल की हाल ही में वकालत की गई है (कैनन एट अल।, 2017; सैटो और कुरामोटो, 2018) । हमारा काम उस वातावरण को बाधित करने के लिए एक मार्ग प्रदान करता है, यह पहचानते हुए कि स्थलीय ग्रहीय अभिवृद्धि के संदर्भ में, आदिकालीन वायुमंडल और जलमंडल सहवर्ती हैं, दोनों एक प्रभाव-विहीन “भाप” से उत्पन्न होते हैं।

निष्कर्ष

मंगल की पपड़ी-मेंटल प्रणाली की हाइड्रोजन समस्थानिक संरचना मंगल के प्रारंभिक जलमंडल और वायुमंडल के विकास को बाधित करती है। अनुभवजन्य समस्थानिक साक्ष्य नवगठित मंगल पर अस्थिर-दुर्दम्य तत्व विभाजन की ओर इशारा करते हैं, एक प्रक्रिया जो आमतौर पर मैग्मा महासागर के बहिर्वाह (मार्टी और मार्टी, 2002) से जुड़ी होती है। आमतौर पर मॉडलर्स द्वारा यह सोचा जाता है कि अधिकांश मार्टियन हाइड्रोजन और कार्बन मूल रूप से बाहर निकलते हैं (एल्किन्स-टैंटन, 2008) । क्योंकि मंगल में प्लेट टेक्टोनिक्स, मेंटल का अभाव है

CREDIT ग्रन्थकारिता योगदान बयान

कावे पहलवान: संकल्पना, वित्त पोषण अधिग्रहण, पद्धति, सॉफ्टवेयर, लेखन – मूल मसौदा। लौरा शेफर: जांच, लेखन – समीक्षा और संपादन। लिंडा टी. एल्किंस-टैंटन: अवधारणा, पर्यवेक्षण, लेखन – समीक्षा और संपादन। स्टीवन जे डेस्च: अवधारणा, लेखन – समीक्षा और संपादन। पीटर आर बुसेक: संकल्पना, वित्त पोषण अधिग्रहण, परियोजना प्रशासन, लेखन – समीक्षा और संपादन।

प्रतिस्पर्धी हित की घोषणा

लेखक घोषणा करते हैं कि उनके कोई प्रतिस्पर्धी वित्तीय हित या व्यक्तिगत संबंध नहीं हैं जो इस पत्र में रिपोर्ट किए गए कार्य को प्रभावित करने के लिए प्रतीत हो सकते हैं।

स्वीकृतियाँ

लेखक WM केक फाउंडेशन (PI: पीटर बसेक) और NASA के इमर्जिंग वर्ल्ड्स (80NSSC20K0584) और सोलर सिस्टम वर्किंग्स (80NSSC21K1833) कार्यक्रमों से अनुदान से समर्थन स्वीकार करते हैं। लेखक बेथानी एहल्मन, एडविन काइट और रॉबिन वर्ड्सवर्थ को उन टिप्पणियों के लिए धन्यवाद देते हैं जिन्होंने पांडुलिपि के शुरुआती मसौदे को बेहतर बनाने में मदद की।