Origen del agua en la Tierra

El origen del agua en la Tierra es objeto de un cuerpo de investigación en los campos de la ciencia planetaria, la astronomía y la astrobiología. La Tierra es única entre los planetas rocosos del Sistema Solar en que es el único planeta conocido que tiene océanos de agua líquida en su superficie. El agua líquida, que es necesaria para la vida tal como la conocemos, continúa existiendo en la superficie de la Tierra porque el planeta está a una distancia, conocida como zona habitable, lo suficientemente lejos del Sol como para que no pierda su agua, pero no hasta el momento que las bajas temperaturas hacen 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 deben 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 desempeñó un papel en la formación del océano. Las dos ideas no son mutuamente excluyentes, ya que también hay evidencia de que el agua llegó a la Tierra por impactos de planetesimales helados de composición similar a los asteroides en los bordes exteriores del cinturón de asteroides.

Historia del agua en la Tierra

Un factor 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 (ver: Escape atmosférico). 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 livianos 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 ​​de la atmósfera primitiva estaban sujetos a pérdidas significativas.En particular, el xenón es útil para calcular 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 a principios de su historia, entre las eras Hadeana y Arcaica.

Cualquier agua en la Tierra durante la última parte de su acreción habría sido interrumpida por el impacto de formación de la Luna (hace ~4.500 millones de años), que probablemente vaporizó gran parte de la corteza y el manto superior de la Tierra y creó una atmósfera de vapor de roca alrededor del joven planeta.. El vapor de roca se habría condensado en dos mil años, dejando volátiles calientes que probablemente resultaron en una atmósfera mayoritaria de dióxido de carbono con hidrógeno y vapor de agua. Posteriormente, los océanos de agua líquida pueden haber existido 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 continuaba el enfriamiento, la mayor parte del CO ₂fue eliminado de la atmósfera por 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.

También hay evidencia geológica que ayuda a limitar el marco de tiempo para el agua líquida que existe en la Tierra. Se recuperó una muestra de basalto almohadillado (un tipo de roca formada durante una erupción submarina) del Isua Greenstone Belt y proporciona evidencia de que existió agua en la Tierra hace 3.800 millones de años. En el Nuvvuagittuq Greenstone Belt, Quebec, Canadá, las rocas que datan de 3.800 millones de años según un estudio y 4.280 millones de años según otro muestran evidencia de la presencia de agua a estas edades.Si los océanos existieron antes de esto, aún no se ha descubierto ninguna evidencia geológica o 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 en la Tierra para llenar los océanos desde el comienzo de la formación del planeta.

A diferencia de las rocas, los minerales llamados circones son altamente resistentes a la intemperie y 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.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 4.400 y 4.000 millones de años. Otros estudios de circones encontrados en roca hadeana australiana apuntan a la existencia de tectónica de placas desde hace 4 mil 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 actual. La acción de la tectónica de placas atrapa grandes cantidades de CO ₂, lo que reduce el efecto invernadero y conduce a una temperatura superficial mucho más fría ya la formación de roca sólida y agua líquida.

Inventario de agua de la tierra

Si bien la mayor parte de la superficie de la Tierra está cubierta por océanos, esos océanos constituyen 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 kg, que es el 0,023 % de la masa total de la Tierra, 6,0 × 10 kg. Se estima que existen 5,0 × 10 kg adicionales de agua en el hielo, lagos, ríos, aguas subterráneas y vapor de agua atmosférico. 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 unido a átomos de oxígeno en minerales anhidros.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 las limitadas muestras, podría almacenarse allí aproximadamente tres veces la masa de los océanos de la Tierra. Del mismo modo, el núcleo de la Tierra podría contener cuatro o cinco océanos de hidrógeno.

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 estuvo 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 frías, el agua podía condensarse y formar planetesimales helados. El límite de la región donde se pudo formar hielo en el Sistema Solar primitivo se conoce como la 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.Por lo tanto, es necesario que los objetos que se forman más allá de la línea de congelación, como los cometas, los objetos transneptunianos y los meteoritos 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 acrecentó (creció gradualmente por la acumulación de) planetesimales helados hace unos 4.500 millones de años, cuando tenía del 60 al 90% de su tamaño actual. En este escenario, la Tierra pudo retener agua de alguna forma durante la acumulación y los eventos de impacto importante. Esta hipótesis está respaldada por similitudes en la abundancia y las proporciones de isótopos de agua entre los meteoritos de condrita carbonácea más antiguos conocidos y los meteoritos de Vesta, los cuales se originan en el cinturón de asteroides del Sistema Solar. 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 acumuló desde el principio.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.

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 diferentes fuentes. Para explicar esta observación, se ha propuesto una teoría llamada "recubrimiento tardío" en la que el agua se entregó 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 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 sido entregados al Sistema Solar interior (incluida la Tierra) durante este período si Júpiter migró más cerca del Sol.

Sin embargo, una tercera hipótesis, respaldada 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.

La evidencia de 2019 muestra que la composición isotópica de molibdeno del manto de la Tierra se origina en el Sistema Solar exterior, y probablemente haya traído agua a la Tierra. La explicación es que Theia, el planeta que se dice en la hipótesis del impacto gigante que 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.

Análisis geoquímico del agua en el Sistema Solar

Las proporciones isotópicas proporcionan una "huella digital química" única que se utiliza para comparar el agua de la Tierra con los depósitos en 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 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 protosolar nebula fue efectivamente "bloqueada" al principio de la formación del Sistema Solar. Al estudiar las diferentes proporciones isotópicas de la Tierra y de otros cuerpos helados en el Sistema Solar, se pueden investigar los posibles orígenes del agua de la Tierra.

Tierra

Se sabe con mucha precisión que la proporción de deuterio a hidrógeno para el agua del océano en la Tierra es (1,5576 ± 0,0005) × 10. Este valor representa una mezcla de todas las fuentes que contribuyeron a las reservas de la Tierra y se utiliza para identificar la fuente o fuentes del agua de la Tierra. La proporción de deuterio a hidrógeno puede haber aumentado durante la vida de la Tierra, ya que es más probable que el isótopo más ligero se filtre al espacio en los procesos de pérdida atmosférica. Sin embargo, no se conoce ningún proceso que pueda disminuir la relación D/H de la Tierra con el tiempo, aparte de la descomposición radiactiva del deuterio, que tiene una vida media más corta que el isótopo regular de hidrógeno y, por lo tanto, se descompone y reduce la relación D/H todo el tiempo.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. 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 más baja que la actual. Esto es consistente con un escenario en el que una proporción significativa del agua en la Tierra ya estaba presente durante la evolución temprana del planeta.

Asteroides

Múltiples estudios geoquímicos han concluido que los asteroides son probablemente la principal fuente de agua de la Tierra. Las condritas carbonáceas, que son una subclase de los meteoritos más antiguos del Sistema Solar, tienen niveles isotópicos muy similares al agua del océano. Las subclases CI y CM de condritas carbonáceas tienen específicamente niveles de isótopos de hidrógeno y nitrógeno que se acercan mucho al 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. 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. La proporción actual de deuterio e hidrógeno de la Tierra también coincide con las antiguas condritas de eucrita, que se originan en el asteroide Vesta en el cinturón exterior de asteroides.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 llevaron agua a la Tierra.

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 en partículas en el viento solar que se combinan con oxígeno en los asteroides y luego llegan a la Tierra en forma de polvo espacial. Usando tomografía con sonda atómica, el estudio encontró hidróxido y moléculas de agua en la superficie de un solo grano de partículas recuperadas del asteroide 25143 Itokawa por la sonda espacial japonesa Hayabusa.

Cometas

Los cometas son cuerpos del tamaño de un kilómetro hechos de polvo y hielo que se originan en el Cinturón de Kuiper (20-50 AU) y la Nube de Oort (>5000 AU), pero tienen órbitas muy elípticas que los llevan al interior del sistema solar. Su composición helada y las trayectorias que los llevan al sistema solar interior los convierten en un objetivo para las mediciones remotas e in situ de las relaciones D/H.

Es poco plausible que el agua de la Tierra se haya originado solo a partir de los cometas, ya que las mediciones de isótopos de la relación deuterio a hidrógeno (D/H) en los cometas Halley, Hyakutake, Hale-Bopp, 2002T7 y Tuttle arrojan valores de aproximadamente el doble que los del agua oceánica. Usando esta relación cometaria D/H, los modelos predicen que menos del 10% del agua de la Tierra provino de los cometas.

Otros cometas de período más corto (<20 años) llamados cometas de la familia de Júpiter probablemente se originan en el cinturón de Kuiper, pero sus trayectorias orbitales han sido influenciadas por interacciones gravitacionales con Júpiter o Neptuno. 67P/Churyumov–Gerasimenko es uno de esos cometas que fue objeto de mediciones isotópicas realizadas por la nave espacial Rosetta, que descubrió que el cometa tiene una relación D/H tres veces mayor que la del agua de mar de la Tierra. 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.