Origen del agua en la Tierra
La Tierra es singular entre los planetas rocosos del sistema solar por ser el único, que se sepa, en tener océanos de agua líquida en su superficie.
Esta distancia es conocida como la zona de habitabilidad del sistema solar.
Se planteaba la hipótesis de que el agua y otros volátiles debían haber llegado a la Tierra desde el sistema solar exterior en algún momento posterior de su historia.
Se suponía que los elementos más ligeros como el hidrógeno y el helio se escapaban 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 estuvieron sujetos a pérdidas significativas.
[4] En particular, el xenón es útil para calcular la pérdida de agua a lo largo del tiempo.
Mientras continuaba el enfriamiento, la mayor parte del CO2 se eliminó de la atmósfera por subducción y disolución en el agua del océano, pero los niveles variaron enormemente a medida que aparecían nuevos ciclos de superficie y manto.
[15][16][17][18] Esto presenta una especie de paradoja, ya que la hipótesis de la Tierra Joven Fría (Cool Early Earth) sugiere que las temperaturas eran lo suficientemente frías como para congelar el agua hace entre 4400 y 4000 Ma.
A diferencia del H2O molecular que se encuentra en la superficie, el agua en el interior existe principalmente en minerales hidratados o como trazas de hidrógeno enlazado a átomos de oxígeno en minerales anhidros.
[28] 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 estaba muy caliente al principio de la historia del sistema solar, y no es factible que se condensaran océanos de agua con la Tierra cuando se formó.
[29][30] Por lo tanto, sería necesario que los objetos que se formaron más allá de la línea de congelación, como los cometas, los objetos transneptunianos y los meteoroides (protoplanetas) ricos en agua, liberasen esa agua en la Tierra.
Sin embargo, el momento de esa entrega aún está en duda.
[45] El origen de una porción del agua terrestre habría podido ser bioquímico, durante la Gran Oxidación, mediante reacciones redox y fotosíntesis.
La mayor parte del deuterio se creó en el Big Bang o en supernovas, por lo que la desigual distribución a lo largo de la nebulosa protosolar fue efectivamente «encerrada» tempranamente en la formación del sistema solar.
Se sabe con mucha precisión que la relación deuterio a hidrógeno del agua de los océanos en la Tierra es (1.5576 ± 0.0005)×10−4.
Sin embargo, no se conoce ningún proceso que pueda disminuir la relación D/H de la Tierra con el tiempo.
[60] 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.
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.
