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

El origen del agua en la Tierra es objeto de una serie 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 porque es el único planeta conocido que tiene océanos de agua líquida en su superficie. [2] 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 la zona habitable , lo suficientemente lejos del Sol para que no pierda su agua. haciaefecto invernadero desbocado , pero no tan lejos como para que las bajas temperaturas hagan que toda el agua del planeta se congele.

Durante mucho tiempo se pensó 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 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 fue entregada a la Tierra por impactos de planetesimales helados de composición similar a los asteroides en los bordes exteriores del cinturón de asteroides . [4]

Historia del agua en la Tierra [ editar ]

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 gravitacional de la Tierra (ver: Escape atmosférico ). Cuando la Tierra era más joven y menos masiva , el agua se habría perdido en el espacio con mayor facilidad. 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 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 lasépocas Hadeana y Arcaica . [5]

Cualquier agua en la Tierra durante la última parte de su acreción se habría visto interrumpida por el impacto de la formación de 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 resultaron en una atmósfera mayoritariamente 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 2se 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 superficie y manto . [8]

Esta almohada de basalto en el lecho marino cerca de Hawai se formó cuando el magma se extruyó bajo el agua. Otras formaciones de almohada basáltica mucho más antiguas proporcionan evidencia de grandes masas de agua hace mucho tiempo en la historia de la Tierra.

También hay evidencia geológica que ayuda a limitar el marco de tiempo para el agua líquida existente en la Tierra. Una muestra de almohada basáltica (un tipo de roca formada durante una erupción submarina) se recuperó del Isua Greenstone Belt y proporciona evidencia de que el agua existió en la Tierra hace 3.800 millones de años. [9] En Nuvvuagittuq Greenstone Belt , Quebec, Canadá, rocas fechadas 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, cualquier evidencia geológica aún no se ha descubierto o desde entonces ha sido destruida por procesos geológicos comoReciclaje de la corteza . Más recientemente, en agosto de 2020, los investigadores informaron que es posible que siempre haya estado en la Tierra suficiente agua para llenar los océanos 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 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. [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 4.400 y 4.000 millones de años. Otros estudios de circones encontrados en la roca hadeana australiana apuntan a la existencia de tectónica de placasya 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 los efectos de invernadero y conduce a una temperatura de la superficie mucho más fría y a la formación de roca sólida y agua líquida. [19]

Inventario de agua de la Tierra [ editar ]

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 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 0,5 x 10 21 kg de agua adicionales en el hielo, los lagos, los ríos, las aguas subterráneas y el vapor de agua atmosférico. [20] También se almacena una cantidad significativa de agua 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 enlazado aátomos 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 almacenarse allí. [21] De manera similar, el núcleo de la Tierra podría contener de cuatro a cinco océanos de hidrógeno. [20] [22]

Hipótesis sobre los orígenes del agua de la Tierra [ editar ]

Fuentes extraplanetarias [ editar ]

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 los océanos de agua se condensaran con la Tierra cuando se formó. Más lejos del Sol joven, donde las temperaturas eran más frías, el agua podría condensarse y formar planetesimales helados . El límite de la región donde se pudo formar el hielo en los inicios del Sistema Solar 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 las heladas, como los cometas , los objetos transneptunianos y los meteoroides (protoplanetas) ricos en agua, entreguen agua a la Tierra. Sin embargo, el momento de esta entrega aún está en duda.

Una hipótesis afirma que la Tierra acreció (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 los eventos de acreción e impacto mayor. Esta hipótesis está respaldada por similitudes en la abundancia y las proporciones de isótopos de agua entre los meteoritos de condrita carbonosa 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 osmioproporciones de isótopos, que sugieren que una cantidad considerable de agua estaba contenida en el material que la Tierra acumuló desde el principio. [27] [28] Las mediciones de la composición química de las muestras lunares recolectadas por las misiones Apolo 15 y 17 apoyan 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 diferentes fuentes. [30] [31] Para explicar esta observación, se ha propuesto una teoría llamada "capa tardía" en la que el agua se entregó mucho más tarde en la historia de la Tierra, después del impacto de la 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 la formación de la Luna, lo que implica que el material que se acumuló más tarde debe haber sido muy rico en agua. Los modelos de las primeras dinámicas del Sistema Solar han demostrado que los asteroides helados podrían haber sido enviados al Sistema Solar interior (incluida la Tierra) durante este período si Júpiter migró más cerca del Sol.[32]

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. [33]

Análisis geoquímico del agua en el Sistema Solar [ editar ]

Las condritas carbonáceas como el meteorito Allende (arriba) probablemente entregaron 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 los 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 reemplazar a 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 a lo largo del protosolar La nebulosa fue efectivamente "encerrada" 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 [ editar ]

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 . [35] Este valor representa una mezcla de todas las fuentes que contribuyeron a los reservorios de la Tierra y se usa para identificar la fuente o fuentes del 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 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. [36] Esta pérdida del isótopo más ligero es una explicación de por qué Venustiene 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 más baja que en la actualidad. 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. [20]

Asteroides [ editar ]

El cometa Halley según la imagen de la sonda Giotto de la Agencia Espacial Europea en 1986. Giotto voló por el cometa Halley y analizó los niveles isotópicos de hielo sublimando desde la superficie del cometa utilizando un espectrómetro de masas.

Múltiples estudios geoquímicos han concluido que los asteroides son probablemente la principal fuente de agua de la Tierra. [38] Las condritas carbonáceas, 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 de condritas carbonáceas CI y CM tienen específicamente niveles de isótopos de hidrógeno y nitrógeno que se asemejan mucho al 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 relación 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 de CI, CM y eucrita tienen el mismo contenido de agua y proporciones de isótopos que los antiguos protoplanetas helados del cinturón de asteroides exterior que luego entregaron agua a la Tierra. [44]

Cometas [ editar ]

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 (> 5.000 AU), pero tienen órbitas altamente 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 en 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 aproximadamente el doble que los del agua oceánica. [45] [46] [47] [48] Utilizando esta relación D / H de los cometas, los modelos predicen que menos del 10% del agua de la Tierra proviene de los cometas. [49]

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. [50] 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. [51] 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. [48] [52]

Theia [ editar ]

Evidencia adicional de la Universidad de Münster 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. Su 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 del Sistema Solar interior, trayendo agua y carbono. materiales con él. [33]

Ver también [ editar ]

  • Agua en planetas terrestres del Sistema Solar

Notas [ editar ]

  • Jörn Müller, Harald Lesch (2003): Woher kommt das Wasser der Erde? - Urgaswolke oder Meteoriten. Chemie en unserer Zeit 37 (4), pág. 242 - 246, ISSN 0009-2851
  • Partes de este artículo fueron traducidas del artículo original de la Wikipedia en alemán , el 4/3/06.

Referencias [ editar ]

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Enlaces externos [ editar ]

  • Sitio web de Dr. C's Oceans Online (copia archivada)
  • UniverseToday
  • Naturaleza