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Origen del agua en la Tierra

El agua cubre aproximadamente el 71% de la superficie de la Tierra. [1]

El origen del agua en la Tierra es objeto de un conjunto de investigaciones en los campos de la ciencia planetaria , la astronomía y la astrobiología . La Tierra es única entre los planetas rocosos del Sistema Solar al tener océanos de agua líquida en su superficie. [2] El agua líquida, que es necesaria para todas las formas de vida conocidas , sigue existiendo en la superficie de la Tierra porque el planeta está a una distancia lo suficientemente lejana (conocida como zona habitable ) del Sol como para no perder su agua, pero no tan lejos como para que las bajas temperaturas provoquen que toda el agua del planeta se congele.

Durante mucho tiempo se creyó que el agua de la Tierra no se originó en la región del disco protoplanetario del planeta . En cambio, se planteó la hipótesis de que el agua y otros volátiles debieron haber sido traídos a la Tierra desde el Sistema Solar exterior más tarde en su historia. Sin embargo, investigaciones recientes indican que el hidrógeno dentro de la Tierra jugó un papel en la formación del océano. [3] Las dos ideas no son mutuamente excluyentes, ya que también hay evidencia de que el agua fue traída a la Tierra por impactos de planetesimales helados similares en composición a los asteroides en los bordes exteriores del cinturón de asteroides . [4]

Historia del agua en la Tierra

Un factor a tener en cuenta para estimar cuándo apareció el agua en la Tierra es que el agua se pierde continuamente en el espacio. Las moléculas de H 2 O en la atmósfera se rompen por fotólisis , y los átomos de hidrógeno libres resultantes a veces pueden escapar de la atracción gravitatoria de la Tierra. Cuando la Tierra era más joven y menos masiva , el agua se habría perdido en el espacio más fácilmente. Se espera que los elementos más ligeros como el hidrógeno y el helio se escapen de la atmósfera continuamente, pero las proporciones isotópicas de los gases nobles más pesados ​​en la atmósfera moderna sugieren que incluso los elementos más pesados ​​​​en la atmósfera primitiva estaban sujetos a pérdidas significativas. [4] En particular, el xenón es útil para los cálculos de la pérdida de agua a lo largo del tiempo. No solo es un gas noble (y, por lo tanto, no se elimina de la atmósfera a través de reacciones químicas con otros elementos), sino que las comparaciones entre las abundancias de sus nueve isótopos estables en la atmósfera moderna revelan que la Tierra perdió al menos un océano de agua al principio de su historia, entre los eones Hádico y Arcaico . [5] [ aclaración necesaria ]

Cualquier agua en la Tierra durante la última parte de su acreción habría sido alterada por el impacto que formó la Luna (hace unos 4.500 millones de años), que probablemente vaporizó gran parte de la corteza terrestre y el manto superior y creó una atmósfera de vapor de roca alrededor del joven planeta. [6] [7] El vapor de roca se habría condensado en dos mil años, dejando atrás volátiles calientes que probablemente dieron lugar a una atmósfera mayoritariamente de dióxido de carbono con hidrógeno y vapor de agua . Después, es posible que hayan existido océanos de agua líquida a pesar de la temperatura superficial de 230 °C (446 °F) debido al aumento de la presión atmosférica de la atmósfera de CO 2 . A medida que continuó el enfriamiento, la mayor parte del CO 2 se eliminó de la atmósfera por subducción y disolución en el agua del océano, pero los niveles oscilaron enormemente a medida que aparecían nuevos ciclos de la superficie y del manto . [8]

Este basalto almohadillado en el fondo marino cerca de Hawái se formó cuando el magma se expulsó bajo el agua. Otras formaciones de basalto almohadillado mucho más antiguas proporcionan evidencia de grandes masas de agua hace mucho tiempo en la historia de la Tierra.

La evidencia geológica también ayuda a limitar el marco temporal de la existencia de agua líquida en la Tierra. Una muestra de basalto almohadillado (un tipo de roca formada durante una erupción submarina) fue recuperada del Cinturón de Piedras Verdes de Isua y proporciona evidencia de que el agua existió en la Tierra hace 3.800 millones de años. [9] En el Cinturón de Piedras Verdes de Nuvvuagittuq , Quebec, Canadá, rocas datadas en 3.800 millones de años por un estudio [10] y 4.280 millones de años por otro [11] muestran evidencia de la presencia de agua en estas edades. [9] Si los océanos existieron antes de esto, aún no se ha descubierto ninguna evidencia geológica (lo que puede deberse a que dicha evidencia potencial ha sido destruida por procesos geológicos como el reciclaje de la corteza ). Más recientemente, en agosto de 2020, los investigadores informaron que es posible que siempre haya habido suficiente agua para llenar los océanos en la Tierra desde el comienzo de la formación del planeta . [12] [13] [14]

A diferencia de las rocas, los minerales llamados circones son altamente resistentes a la intemperie y a los procesos geológicos, por lo que se utilizan para comprender las condiciones en la Tierra primitiva. La evidencia mineralógica de los circones ha demostrado que el agua líquida y una atmósfera deben haber existido hace 4.404 ± 0.008 mil millones de años, muy poco después de la formación de la Tierra. [15] [16] [17] [18] Esto presenta una especie de paradoja, ya que la hipótesis de la Tierra primitiva fría sugiere que las temperaturas eran lo suficientemente frías como para congelar el agua hace entre unos 4.400 y 4.000 millones de años. Otros estudios de circones encontrados en la roca del Hádico australiano apuntan a la existencia de tectónica de placas hace ya 4.000 millones de años. Si es cierto, eso implica que, en lugar de una superficie caliente y fundida y una atmósfera llena de dióxido de carbono, la superficie de la Tierra primitiva era muy parecida a la de hoy (en términos de aislamiento térmico ). La acción de la tectónica de placas atrapa grandes cantidades de CO 2 , reduciendo así el efecto invernadero , lo que conduce a una temperatura superficial mucho más fría y a la formación de roca sólida y agua líquida. [19]

Inventario de agua de la Tierra

Si bien la mayor parte de la superficie de la Tierra está cubierta por océanos, estos representan solo una pequeña fracción de la masa del planeta. Se estima que la masa de los océanos de la Tierra es de 1,37 × 10 21 kg, lo que representa el 0,023 % de la masa total de la Tierra, 6,0 × 10 24 kg. Se estima que existen 5,0 × 10 20 kg adicionales de agua en el hielo, los lagos, los ríos, las aguas subterráneas y el vapor de agua atmosférico. [20] Una cantidad significativa de agua también se almacena en la corteza terrestre , el manto y el núcleo . A diferencia del H 2 O molecular que se encuentra en la superficie, el agua en el interior existe principalmente en minerales hidratados o como trazas de hidrógeno unido a átomos de oxígeno en minerales anhidros. [21] Los silicatos hidratados en la superficie transportan agua al manto en los límites de las placas convergentes , donde la corteza oceánica se subduce debajo de la corteza continental . Si bien es difícil estimar el contenido total de agua del manto debido a las muestras limitadas, aproximadamente tres veces la masa de los océanos de la Tierra podría estar almacenada allí. [21] De manera similar, el núcleo de la Tierra podría contener hidrógeno equivalente a cuatro o cinco océanos. [20] [22]

Hipótesis sobre el origen del agua en la Tierra

Fuentes extraplanetarias

El agua tiene una temperatura de condensación mucho más baja que otros materiales que componen los planetas terrestres del Sistema Solar, como el hierro y los silicatos. La región del disco protoplanetario más cercana al Sol era muy caliente al principio de la historia del Sistema Solar, y no es factible que los océanos de agua se condensaran con la Tierra mientras se formaba. Más lejos del joven Sol, donde las temperaturas eran más bajas, el agua podría condensarse y formar planetesimales helados . El límite de la región donde se podía formar hielo en el Sistema Solar primitivo se conoce como línea de escarcha (o línea de nieve), y se encuentra en el cinturón de asteroides moderno, entre aproximadamente 2,7 y 3,1 unidades astronómicas (UA) del Sol. [23] [24] Por lo tanto, es necesario que los objetos que se forman más allá de la línea de escarcha, como los cometas , los objetos transneptunianos y los meteoroides ricos en agua (protoplanetas), entregaran agua a la Tierra. Sin embargo, el momento de esta entrega aún está en duda.

Una hipótesis afirma que la Tierra acrecentó (creció gradualmente por acumulación de) planetesimales helados hace unos 4.500 millones de años, cuando tenía entre el 60 y el 90% de su tamaño actual. [21] En este escenario, la Tierra pudo retener agua en alguna forma durante la acreción y los grandes eventos de impacto. Esta hipótesis está respaldada por similitudes en la abundancia y las proporciones isotópicas del agua entre los meteoritos de condrita carbonácea conocidos más antiguos y los meteoritos de Vesta , ambos originarios del cinturón de asteroides del Sistema Solar . [25] [26] También está respaldada por estudios de proporciones isotópicas de osmio , que sugieren que una cantidad considerable de agua estaba contenida en el material que la Tierra acrecentó en sus inicios. [27] [28] Las mediciones de la composición química de las muestras lunares recogidas por las misiones Apolo 15 y 17 respaldan aún más esta hipótesis e indican que el agua ya estaba presente en la Tierra antes de que se formara la Luna. [29]

Un problema con esta hipótesis es que las proporciones de isótopos de gases nobles de la atmósfera de la Tierra son diferentes a las de su manto, lo que sugiere que se formaron a partir de fuentes diferentes. [30] [31] Para explicar esta observación, se ha propuesto una teoría llamada de "capa tardía" en la que el agua llegó mucho más tarde en la historia de la Tierra, después del impacto que formó la Luna. Sin embargo, el conocimiento actual de la formación de la Tierra permite que menos del 1% del material de la Tierra se acrecentara después de la formación de la Luna, lo que implica que el material acumulado más tarde debe haber sido muy rico en agua. Los modelos de la dinámica del Sistema Solar temprano han demostrado que los asteroides helados podrían haber llegado al Sistema Solar interior (incluida la Tierra) durante este período si Júpiter migró más cerca del Sol. [32]

Una tercera hipótesis, apoyada por la evidencia de las proporciones de isótopos de molibdeno , sugiere que la Tierra obtuvo la mayor parte de su agua de la misma colisión interplanetaria que causó la formación de la Luna. [33]

La evidencia de 2019 muestra que la composición isotópica de molibdeno del manto de la Tierra se origina en el Sistema Solar exterior, probablemente habiendo traído agua a la Tierra. La explicación es que Theia , el planeta que según la hipótesis del impacto gigante chocó con la Tierra hace 4.500 millones de años formando la Luna , puede haberse originado en el Sistema Solar exterior en lugar de en el Sistema Solar interior, trayendo consigo agua y materiales a base de carbono. [33]

Análisis geoquímico del agua en el Sistema Solar

Las condritas carbonáceas como el meteorito Allende (arriba) probablemente aportaron gran parte del agua de la Tierra, como lo evidencian sus similitudes isotópicas con el agua del océano.

Las proporciones isotópicas proporcionan una "huella química" única que se utiliza para comparar el agua de la Tierra con los depósitos de otras partes del Sistema Solar. Una de estas proporciones isotópicas, la de deuterio /hidrógeno (D/H), es particularmente útil en la búsqueda del origen del agua en la Tierra. El hidrógeno es el elemento más abundante en el universo, y su isótopo más pesado, el deuterio, a veces puede ocupar el lugar de un átomo de hidrógeno en moléculas como el H2O . La mayor parte del deuterio se creó en el Big Bang o en supernovas, por lo que su distribución desigual a lo largo de la nebulosa protosolar quedó efectivamente "bloqueada" al principio de la formación del Sistema Solar. [34] Al estudiar las diferentes proporciones isotópicas de la Tierra y de otros cuerpos helados del Sistema Solar, se pueden investigar los orígenes probables del agua de la Tierra.

Tierra

Se sabe con mucha precisión que la relación deuterio-hidrógeno del agua del océano en la Tierra es (1,5576 ± 0,0005) × 10 −4 . [35] Este valor representa una mezcla de todas las fuentes que contribuyeron a los reservorios de la Tierra y se utiliza para identificar la fuente o las fuentes del agua de la Tierra. La relación deuterio-hidrógeno ha aumentado a lo largo de la vida de la Tierra entre 2 y 9 veces la relación en el origen de la Tierra, porque el isótopo más ligero tiene más probabilidades de filtrarse al espacio en los procesos de pérdida atmosférica . [36] Se cree que el hidrógeno debajo de la corteza terrestre tiene una relación D/H más representativa de la relación D/H original en el momento de la formación de la Tierra, porque se ve menos afectado por esos procesos. Se ha estimado que el análisis del hidrógeno del subsuelo contenido en la lava liberada recientemente muestra que había una relación D/H 218 ‰ más alta en la Tierra primigenia en comparación con la relación actual. [37] No se conoce ningún proceso que pueda reducir la relación D/H de la Tierra con el tiempo. [38] Esta pérdida del isótopo más ligero es una explicación de por qué Venus tiene una relación D/H tan alta, ya que el agua de ese planeta se vaporizó durante el efecto invernadero descontrolado y posteriormente perdió gran parte de su hidrógeno en el espacio. [39] Debido a que la relación D/H de la Tierra ha aumentado significativamente con el tiempo, la relación D/H del agua entregada originalmente al planeta era menor que en la actualidad. Esto es coherente con un escenario en el que una proporción significativa del agua en la Tierra ya estaba presente durante la evolución temprana del planeta. [20]

Asteroides

El cometa Halley fotografiado por la sonda Giotto de la Agencia Espacial Europea en 1986. Giotto sobrevoló el cometa Halley y analizó los niveles isotópicos del hielo que se sublimaba desde la superficie del cometa utilizando un espectrómetro de masas.

Múltiples estudios geoquímicos han concluido que los asteroides son probablemente la fuente principal del agua de la Tierra. [40] Las condritas carbonáceas , que son una subclase de los meteoritos más antiguos del Sistema Solar, tienen niveles isotópicos más similares al agua del océano. [41] [42] Las subclases CI y CM de condritas carbonáceas tienen específicamente niveles de isótopos de hidrógeno y nitrógeno que coinciden estrechamente con el agua de mar de la Tierra, lo que sugiere que el agua en estos meteoritos podría ser la fuente de los océanos de la Tierra. [43] Dos meteoritos de 4.500 millones de años encontrados en la Tierra que contenían agua líquida junto con una amplia diversidad de compuestos orgánicos pobres en deuterio respaldan aún más esto. [44] La relación actual deuterio a hidrógeno de la Tierra también coincide con las antiguas condritas de eucrita , que se originan en el asteroide Vesta en el cinturón de asteroides exterior. [45] Se cree que las condritas de CI, CM y eucrita tienen el mismo contenido de agua y proporciones isotópicas que los antiguos protoplanetas helados del cinturón de asteroides exterior que luego trajeron agua a la Tierra. [46]

Un estudio posterior de partículas de asteroides respaldó la teoría de que una gran fuente de agua de la Tierra proviene de átomos de hidrógeno transportados por partículas en el viento solar que se combinan con el oxígeno de los asteroides y luego llegan a la Tierra en forma de polvo espacial. Mediante tomografía de sonda atómica, el estudio encontró moléculas de hidróxido y agua en la superficie de un solo grano de partículas recuperadas del asteroide 25143 Itokawa por la sonda espacial japonesa Hayabusa . [47] [48]

Cometas

Los cometas son cuerpos kilométricos compuestos de polvo y hielo que se originan en el cinturón de Kuiper (20-50 UA) y la nube de Oort (>5.000 UA), pero tienen órbitas muy elípticas que los llevan al sistema solar interior. Su composición helada y las trayectorias que los llevan al sistema solar interior los convierten en un objetivo para mediciones remotas e in situ de las relaciones D/H.

Es improbable que el agua de la Tierra se haya originado únicamente a partir de cometas, ya que las mediciones isotópicas de la relación deuterio a hidrógeno (D/H) en los cometas Halley , Hyakutake , Hale–Bopp , 2002T7 y Tuttle arrojan valores aproximadamente el doble de los del agua oceánica. [49] [50] [51] [52] Utilizando esta relación D/H cometaria, los modelos predicen que menos del 10% del agua de la Tierra fue suministrada por cometas. [53]

Otros cometas de períodos más cortos (<20 años), llamados cometas de la familia Júpiter, probablemente se originan en el cinturón de Kuiper, pero sus trayectorias orbitales han sido influenciadas por interacciones gravitacionales con Júpiter o Neptuno. [54] 67P/Churyumov–Gerasimenko es uno de esos cometas que fue objeto de mediciones isotópicas por la nave espacial Rosetta , que encontró que el cometa tiene una relación D/H tres veces mayor que la del agua de mar de la Tierra. [55] Otro cometa de la familia Júpiter, 103P/Hartley 2 , tiene una relación D/H que es consistente con el agua de mar de la Tierra, pero sus niveles de isótopos de nitrógeno no coinciden con los de la Tierra. [52] [56]

Véase también

Notas

Referencias

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