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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 por tener océanos de agua líquida en su superficie. [2] El agua líquida, que es necesaria para todas las formas de vida conocidas , continúa existiendo en la superficie de la Tierra porque el planeta está a una distancia suficiente (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 pensó que el agua de la Tierra no se originaba en la región del disco protoplanetario del planeta . En cambio, se planteó la hipótesis de que el agua y otros volátiles debieron haber sido entregados a la Tierra desde el Sistema Solar exterior más adelante 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 llegó a la Tierra mediante 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 para estimar cuándo apareció el agua en la Tierra es que continuamente se pierde agua en el espacio. Las moléculas de H 2 O en la atmósfera se rompen mediante fotólisis y los átomos de hidrógeno libres resultantes a veces pueden escapar de la atracción gravitacional de la Tierra. Cuando la Tierra era más joven y menos masiva , el agua se habría perdido en el espacio con mayor facilidad. Se espera que elementos más ligeros como el hidrógeno y el helio se escapen continuamente de la atmósfera, pero las proporciones isotópicas de los gases nobles más pesados ​​en la atmósfera moderna sugieren que incluso los elementos más pesados ​​de la atmósfera primitiva estaban sujetos a pérdidas significativas. [4] En particular, el xenón es útil para calcular la pérdida de agua a lo largo del tiempo. No sólo es un gas noble (y por lo tanto no se elimina de la atmósfera mediante 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 temprano. en su historia, entre los eones Hadeano y Arcaico . [5] [ se necesita aclaración ]

Cualquier agua en la Tierra durante la última parte de su acreción habría sido perturbada por el impacto que formó la Luna (hace ~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 como resultado una atmósfera mayoritaria de dióxido de carbono con hidrógeno y vapor de agua . Posteriormente, es posible que existieran océanos de agua líquida a pesar de la temperatura superficial de 230 °C debido al aumento de la presión atmosférica de la atmósfera de CO 2 . A medida que continuaba el enfriamiento, la mayor parte del CO 2 fue eliminado de la atmósfera mediante subducción y disolución en el agua del océano, pero los niveles oscilaron enormemente a medida que aparecían nuevos ciclos en la superficie y el manto . [8]

Esta almohada de basalto en el fondo marino cerca de Hawaii se formó cuando el magma se extruyó bajo el agua. Otras formaciones de basalto tipo almohada, mucho más antiguas, proporcionan evidencia de la existencia 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. Se recuperó una muestra de basalto tipo almohada (un tipo de roca formada durante una erupción submarina) del cinturón de piedras verdes de Isua y proporciona evidencia de que existía agua en la Tierra hace 3.800 millones de años. [9] En el cinturón de piedras verdes de Nuvvuagittuq , Quebec, Canadá, rocas fechadas en 3.800 millones de años según un estudio [10] y 4.280 millones de años según otro [11] muestran evidencia de la presencia de agua en estas edades. [9] Si los océanos existieron antes, 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 terrestre ). 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 muy resistentes a la erosión y a los procesos geológicos y, por lo tanto, se utilizan para comprender las condiciones de la Tierra primitiva. La evidencia mineralógica de los circones ha demostrado que el agua líquida y la atmósfera debieron existir 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 temprana y fría sugiere que las temperaturas eran lo suficientemente frías como para congelar el agua hace aproximadamente 4,4 mil millones y 4,0 mil millones de años. Otros estudios sobre circones encontrados en rocas del Hadeano australiano apuntan a la existencia de placas tectónicas hace ya 4 mil millones de años. De ser 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 actual (en términos de aislamiento térmico ). La acción de la tectónica de placas atrapa grandes cantidades de CO 2 , reduciendo así los efectos de 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, esos océanos constituyen sólo 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, que es 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, lagos, ríos, aguas subterráneas y vapor de agua atmosférico. [20] Una cantidad significativa de agua también se almacena en la corteza , el manto y el núcleo de la Tierra . 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 unidas a átomos de oxígeno en minerales anhidros. [21] Los silicatos hidratados en la superficie transportan agua hacia el 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 la escasez de muestras, allí se podría almacenar aproximadamente tres veces la masa de los océanos de la Tierra. [21] De manera similar, el núcleo de la Tierra podría contener hidrógeno equivalente a cuatro o cinco océanos. [20] [22]

Hipótesis sobre los orígenes del agua de 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 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 podría formarse hielo en el Sistema Solar temprano 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 (AU) 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), entreguen agua a la Tierra. Sin embargo, el momento de esta entrega aún está en duda.

Una hipótesis afirma que la Tierra acumuló (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 de alguna forma durante la acreción y los eventos de impacto importantes. Esta hipótesis está respaldada por similitudes en la abundancia y las proporciones de isótopos del agua entre los meteoritos de condritas carbonosas más antiguos conocidos y los meteoritos de Vesta , los cuales se originan en el cinturón de asteroides del Sistema Solar . [25] [26] También está respaldado por estudios de proporciones de isótopos de osmio , que sugieren que una cantidad considerable de agua estaba contenida en el material que la Tierra acrecentó desde el principio. [27] [28] Las mediciones de la composición química de las muestras lunares recolectadas por las misiones Apolo 15 y 17 respaldan aún más esto 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 de las de su manto, lo que sugiere que se formaron a partir de fuentes diferentes. [30] [31] Para explicar esta observación, se ha propuesto la teoría del "barniz tardío" según la cual el agua llegó mucho más tarde en la historia de la Tierra, después del impacto de formación de la Luna. Sin embargo, la comprensión actual de la formación de la Tierra permite que menos del 1% del material de la Tierra se acumule después de que se formó la Luna, lo que implica que el material acretado posteriormente debe haber sido muy rico en agua. Los modelos de la dinámica temprana del Sistema Solar han demostrado que los asteroides helados podrían haber sido transportados al Sistema Solar interior (incluida la Tierra) durante este período si Júpiter hubiera migrado más cerca del Sol. [32]

Sin embargo, una tercera hipótesis, respaldada por 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 terrestre se origina en el Sistema Solar exterior, y probablemente haya 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 agua y carbono. materiales con él. [33]

Análisis geoquímico del agua en el Sistema Solar

Las condritas carbonosas como el Meteorito Allende (arriba) probablemente transportaron gran parte del agua de la Tierra, como lo demuestran 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 depósitos de otras partes del Sistema Solar. Una de esas proporciones isotópicas, la de deuterio a 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 H 2 O. La mayor parte del deuterio se creó en el Big Bang o en supernovas, por lo que su distribución desigual en todo el universo protosolar La nebulosa quedó efectivamente "bloqueada" temprano en 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 proporción deuterio a hidrógeno en el agua del océano en la Tierra es (1,5576 ± 0,0005) × 10 −4 . [35] Este valor representa una combinación de todas las fuentes que contribuyeron a los depósitos de la Tierra y se utiliza para identificar la fuente o fuentes de agua de la Tierra. La proporción de deuterio a hidrógeno puede haber aumentado a lo largo de la vida de la Tierra, ya que es más probable que el isótopo más ligero se filtre al espacio en procesos de pérdida atmosférica . Sin embargo, no se conoce ningún proceso que pueda disminuir la relación D/H de la Tierra con el tiempo. [36] 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 desbocado y posteriormente perdió gran parte de su hidrógeno en el espacio. [37] 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 consistente con un escenario en el que una proporción significativa del agua de 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 voló junto al cometa Halley y analizó los niveles isotópicos de hielo que se sublimaba desde la superficie del cometa utilizando un espectrómetro de masas.

Múltiples estudios geoquímicos han concluido que los asteroides son muy probablemente la fuente principal de agua de la Tierra. [38] Las condritas carbonosas , que son una subclase de los meteoritos más antiguos del Sistema Solar, tienen niveles isotópicos muy similares al agua del océano. [39] [40] Las subclases CI y CM de condritas carbonosas 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 de estos meteoritos podría ser la fuente de los océanos de la Tierra. [41] 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 esta afirmación. [42] La proporción actual de deuterio a hidrógeno de la Tierra también coincide con las antiguas condritas eucritas , que se originan en el asteroide Vesta en el cinturón de asteroides exterior. [43] Se cree que las condritas CI, CM y eucrita tienen el mismo contenido de agua y proporciones de isótopos que los antiguos protoplanetas helados del cinturón exterior de asteroides que luego transportaron agua a la Tierra. [44]

Otro estudio de partículas de asteroides apoyó 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 en los asteroides y luego llegan a la Tierra en forma de polvo espacial. Utilizando tomografía con 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 . [45] [46]

cometas

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

Es inverosímil 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 que los del agua oceánica. [47] [48] [49] [50] Usando esta relación D/H cometaria, los modelos predicen que menos del 10% del agua de la Tierra fue suministrada por cometas. [51]

Otros cometas de período más corto (<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. [52] 67P/Churyumov–Gerasimenko es uno de esos cometas que fue objeto de mediciones isotópicas por parte de 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. [53] Otro cometa de la familia de 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. [50] [54]

Ver también

Notas

Referencias

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