Жердегі судың пайда болуына қатысты гипотезалар

Кіріспе

Жер бетіндегі судың болу мүмкіндігі туралы гипотезалар

Жер бетіндегі судың шығу тегі планеталық ғылым, астрономия және астробиология салаларындағы зерттеулердің маңызды тақырыбы болып табылады. Күн жүйесіндегі тасты планеталардың арасында Жер ғана бетінде сұйық су мұхиттарына ие. Барлық белгілі тіршілік нысандарына қажетті сұйық су Жер бетінде қалып отыр, себебі планета Күннен белгілі бір қашықтықта (тұрғылықты аймақ деп аталады) орналасқан, бұл судың жоғалуына жол бермейді, бірақ температура тым төмен болып, планетадағы барлық судың қатуына да себеп болмайды. Бұрын Жердегі су планетаның протопланеталық дискісінде пайда болған жоқ деп есептелді. Оның орнына, су және басқа ұшқыш элементтер Жерге Күн жүйесінің сыртқы бөліктерінен кейінірек жеткізілген болуы керек деген гипотеза болды. Алайда, соңғы зерттеулер Жер ішіндегі сутектің мұхиттардың қалыптасуына әсер еткенін көрсетеді. Бұл екі идея бір-бірінсіз де жарасады, себебі су астероидтар белдеуінің сыртқы жиектеріндегі астероидтарға ұқсас құрамы бар мұзды планеталардың Жерге соқтығысуы нәтижесінде жеткізілген деген дәлелдер де бар. Атап айтқанда, ксенон уақыт өте судың жоғалуын есептеуге пайдалы. Ол асыл газ болғандықтан (сондықтан басқа элементтермен химиялық реакциялар арқылы атмосферадан жоғалып кетпейді), қазіргі атмосферадағы тоғыз тұрақты изотоптарының мөлшерін салыстыру Жер тарихының басында, Гадеан және Археан эондары арасында кем дегенде бір мұхит суын жоғалтқанын көрсетеді. Жердің аккрециясының соңғы кезеңінде Айдың пайда болуынан болған соқтығысу (~4.5 миллиард жыл бұрын) судың бұзылуына себеп болуы мүмкін, бұл Жердің қыртысы мен жоғарғы мантиясының көп бөлігін буландырып, жас планетаның айналасында тау жыныстарының буынан тұратын атмосфераны құрды. Тау жыныстарының буы екі мың жыл ішінде конденсацияланып, ыстық ұшқыш элементтерді қалдырды, бұл сутегі мен су буы бар көмірқышқыл газынан тұратын атмосфераның басым бөлігіне әкелді. Содан кейін, CO2 атмосферасының жоғары қысымының арқасында, жер бетінің температурасына қарамастан, сұйық су мұхиттары болған болуы мүмкін. Салқындау жалғасқан сайын, көмірқышқыл газының көп бөлігі атмосферадан судың суға сіңуі және мұхит суында еруі арқылы алынып тасталды, бірақ жаңа жер беті мен мантия циклдары пайда болған кезде деңгейлер күрт өзгерді. Геологиялық дәлелдер Жерде сұйық судың қашан болғанын анықтауға көмектеседі. Исау Гринстоун белдеуінен жаздық базальттың (су астындағы жарылыс кезінде пайда болған тау жынысының түрі) үлгісі табылды, ол Жерде 3.8 миллиард жыл бұрын су болғанын көрсетеді. Канаданың Квебек штатындағы Нувагиттюк көк тастар белдеуінде бір зерттеу бойынша 3.8 миллиард жыл, ал екіншісі бойынша 4.28 миллиард жыл бұрын пайда болған тау жыныстары осы кезеңдерде судың бар екенін көрсетеді. Тау жыныстарынан айырмашылығы, циркон минералы ауа райы мен геологиялық процестерге өте төзімді, сондықтан ертедегі Жердегі жағдайларды түсіну үшін қолданылады. Цирконнан алынған минералогиялық дәлелдер сұйық су мен атмосфераның 4.404 ± 0.008 миллиард жыл бұрын, Жердің пайда болуынан кейін көп ұзамай пайда болғанын көрсетті. Бұл біршама парадоксалды, себебі ертедегі Жердің салқындау гипотезасы температураның шамамен 4.4 миллиардтан 4.0 миллиард жыл бұрын суды қатыруға жеткілікті төмен болғанын көрсетеді. Австралияның Гадеандық жыныстарында табылған цирконның басқа зерттеулері 4 миллиард жыл бұрын тектоникалық плиталардың бар екенін көрсетеді. Егер бұл рас болса, онда ертедегі Жердің ыстық, балқыған беті мен көмірқышқыл газына толы атмосферасы емес, бүгінгідей (жылу оқшаулауы жағынан) болған. Тектоникалық плиталардың әрекеті CO2 көлемін азайтады, осылайша парниктік эффектті азайтады, жер бетінің температурасын төмендетеді және қатты тау жыныстары мен сұйық судың пайда болуына әкеледі.

The origin of water on Earth is the subject of a body of research in the fields of planetary science, astronomy, and astrobiology. Earth is unique among the rocky planets in the Solar System in having oceans of liquid water on its surface. Liquid water, which is necessary for all known forms of life, continues to exist on the surface of Earth because the planet is at a far enough distance (known as the habitable zone) from the Sun that it does not lose its water, but not so far that low temperatures cause all water on the planet to freeze. It was long thought that Earth's water did not originate from the planet's region of the protoplanetary disk. Instead, it was hypothesized water and other volatiles must have been delivered to Earth from the outer Solar System later in its history. Recent research, however, indicates that hydrogen inside the Earth played a role in the formation of the ocean. The two ideas are not mutually exclusive, as there is also evidence that water was delivered to Earth by impacts from icy planetesimals similar in composition to asteroids in the outer edges of the asteroid belt. In particular, xenon is useful for calculations of water loss over time. Not only is it a noble gas (and therefore is not removed from the atmosphere through chemical reactions with other elements), but comparisons between the abundances of its nine stable isotopes in the modern atmosphere reveal that the Earth lost at least one ocean of water early in its history, between the Hadean and Archean eons. Any water on Earth during the latter part of its accretion would have been disrupted by the Moon forming impact (~4.5 billion years ago), which likely vaporized much of Earth's crust and upper mantle and created a rock vapor atmosphere around the young planet. The rock vapor would have condensed within two thousand years, leaving behind hot volatiles which probably resulted in a majority carbon dioxide atmosphere with hydrogen and water vapor. Afterward, liquid water oceans may have existed despite the surface temperature of due to the increased atmospheric pressure of the CO2 atmosphere. As the cooling continued, most CO2 was removed from the atmosphere by subduction and dissolution in ocean water, but levels oscillated wildly as new surface and mantle cycles appeared. Geological evidence also helps constrain the time frame for liquid water existing on Earth. A sample of pillow basalt (a type of rock formed during an underwater eruption) was recovered from the Isua Greenstone Belt and provides evidence that water existed on Earth 3.8 billion years ago. In the Nuvvuagittuq Greenstone Belt, Quebec, Canada, rocks dated at 3.8 billion years old by one study and 4.28 billion years old by another show evidence of the presence of water at these ages. Unlike rocks, minerals called zircons are highly resistant to weathering and geological processes and so are used to understand conditions on the very early Earth. Mineralogical evidence from zircons has shown that liquid water and an atmosphere must have existed 4.404 ± 0.008 billion years ago, very soon after the formation of Earth. This presents somewhat of a paradox, as the cool early Earth hypothesis suggests temperatures were cold enough to freeze water between about 4.4 billion and 4.0 billion years ago. Other studies of zircons found in Australian Hadean rock point to the existence of plate tectonics as early as 4 billion years ago. If true, that implies that rather than a hot, molten surface and an atmosphere full of carbon dioxide, early Earth's surface was much as it is today (in terms of thermal insulation). The action of plate tectonics traps vast amounts of CO2, thereby reducing greenhouse effects, leading to a much cooler surface temperature and the formation of solid rock and liquid water.

Жер бетіндегі су қоры

Жер бетінің көп бөлігін мұхиттар жауып тұрса да, олар планетаның массасының шағын бөлігін құрайды. Жер мұхиттарының массасы 1,37 × 1021 кг шамасында бағаланады, бұл Жердің жалпы массасының 0,023% құрайды, ал Жердің жалпы массасы 6,0 × 1024 кг. Мұз, көлдер, өзендер, жер асты сулары және атмосфералық су буында қосымша 5,0 × 1020 кг су бар деп есептеледі. Судың маңызды мөлшері Жердің қыртысында, мантиясында және ядросында да сақталады. Жер бетіндегі молекулалық H2O-дан өзгеше, Жердің ішкі бөлігіндегі су көбінесе гидратталған минералдар түрінде немесе сусыз минералдардағы оттек атомдарына байланысқан сутектің азын мөлшерінде кездеседі. Жер бетіндегі гидратталған силикаттар суды конвергентті плита шекараларында мантияға жеткізеді, онда мұхиттық қабық континенттік қабықтың астына батып кіреді. Мантияның жалпы су мөлшерін бағалау қиын, өйткені үлгілердің саны шектеулі, бірақ онда Жер мұхиттарының массасынан шамамен үш есе көп су сақталуы мүмкін.

Планетадан тыс көздер

Судың конденсациялық температурасы Күн жүйесіндегі жер планеталарын құрайтын басқа материалдарға қарағанда, мысалы темір мен силикаттар сияқты, әлдеқайда төмен. Күн жүйесі тарихының басында Күнге ең жақын протопланеталық дискінің аймағы өте ыстық болды, сондықтан Жер пайда болған кезде су мұхиттарының конденсациялануы мүмкін емес. Жас Күннен алыста, температура төмен болған жерде су конденсацияланып, мұзды планеталар пайда болуы мүмкін. Күн жүйесінің ерте кезеңінде мұз қалыптаса алатын аймақтың шекарасы мұз сызығы (немесе қар сызығы) деп аталады және қазіргі астероид белдеуінде, Күннен шамамен 2,7 және 3,1 астрономиялық бірлік (АБ) аралығында орналасқан. Сондықтан мұз сызығынан тыс жерде пайда болған объектілер – кометалар, транс-нептуниандық объектілер және суға бай метеориттер (протопланеталар) Жерге су әкелуі қажет. Алайда, бұл жеткізудің уақыты әлі күнге дейін күмәнді. Бір гипотеза бойынша, Жер 4,5 миллиард жыл бұрын, қазіргі көлемінің 60-90% -ы болғанда, мұзды планеталар жинақталып (кеме-кеме өсті). Бұл теорияны осмий изотоптарының қатынасын зерттеу де растайды, бұл Жердің ерте пайда болған материалда судың едәуір мөлшері бар екенін көрсетеді. Аполлон 15 және 17 миссиялары жинаған Ай үлгілерінің химиялық құрамының өлшеулері бұған қосымша қолдау көрсетеді және Ай пайда болғанға дейін Жерде су бар екенін көрсетеді. Бұл гипотезаның бір проблемасы – Жер атмосферасының асыл газ изотоптарының қатынастары оның мантиясынан өзгеше, бұл олардың әртүрлі көздерден пайда болғанын білдіреді. Бұл байқауды түсіндіру үшін "соңы қаптама" теориясы ұсынылды, онда су Жер тарихында Айдың әсерінен кейін көп уақыттан кейін жеткізілді. Алайда, Жердің қалыптасуы туралы қазіргі түсінік Ай пайда болғаннан кейін Жердің 1% -дан аз материалының жинақталуына мүмкіндік береді, бұл кейінірек жинақталған материал өте суға бай болуы керек дегенді білдіреді. Күн жүйесінің ертедегі динамикасының модельдері, егер Юпитер Күнге жақындаса, осы кезеңде ішкі Күн жүйесіне (Жерді қоса алғанда) мұзды астероидтар жеткізілген болуы мүмкін екенін көрсетті. Үшінші гипотеза, молибден изотоптарының қатынастары дәлелдерімен расталған, Жер судың көп бөлігін Айдың пайда болуына себеп болған планетааралық соққыдан алды деп болжайды. 2019 жылғы дәлелдер Жердің мантиясының молибден изотоптық құрамы сыртқы Күн жүйесінен пайда болып, Жерге су әкелгенін көрсетеді. Түсініктеме – бұл 4.5 миллиард жыл бұрын Жермен соқтығысып, Айды құрған ғаламат соққы гипотезасында айтылған Тея планетасы ішкі Күн жүйесінен гөрі сыртқы Күн жүйесінен пайда болып, су мен көміртек негізіндегі материалдарды алып келген болуы мүмкін. Жердің және Күн жүйесіндегі басқа да мұзды денелердің әртүрлі изотоптық қатынастарын зерттеу арқылы Жердегі судың ықтимал шығу тегін зерттеуге болады.

Water has a much lower condensation temperature than other materials that compose the terrestrial planets in the Solar System, such as iron and silicates. The region of the protoplanetary disk closest to the Sun was very hot early in the history of the Solar System, and it is not feasible that oceans of water condensed with the Earth as it formed. Further from the young Sun where temperatures were lower, water could condense and form icy planetesimals. The boundary of the region where ice could form in the early Solar System is known as the frost line (or snow line), and is located in the modern asteroid belt, between about 2.7 and 3.1 astronomical units (AU) from the Sun. It is therefore necessary that objects forming beyond the frost line–such as comets, trans Neptunian objects, and water rich meteoroids (protoplanets)–delivered water to Earth. However, the timing of this delivery is still in question. One hypothesis claims that Earth accreted (gradually grew by accumulation of) icy planetesimals about 4.5 billion years ago, when it was 60 to 90% of its current size. It is also supported by studies of osmium isotope ratios, which suggest that a sizeable quantity of water was contained in the material that Earth accreted early on. Measurements of the chemical composition of lunar samples collected by the Apollo 15 and 17 missions further support this, and indicate that water was already present on Earth before the Moon was formed. One problem with this hypothesis is that the noble gas isotope ratios of Earth's atmosphere are different from those of its mantle, which suggests they were formed from different sources. To explain this observation, a so called "late veneer" theory has been proposed in which water was delivered much later in Earth's history, after the Moon forming impact. However, the current understanding of Earth's formation allows for less than 1% of Earth's material accreting after the Moon formed, implying that the material accreted later must have been very water rich. Models of early Solar System dynamics have shown that icy asteroids could have been delivered to the inner Solar System (including Earth) during this period if Jupiter migrated closer to the Sun. Yet a third hypothesis, supported by evidence from molybdenum isotope ratios, suggests that the Earth gained most of its water from the same interplanetary collision that caused the formation of the Moon. The evidence from 2019 shows that the molybdenum isotopic composition of the Earth's mantle originates from the outer Solar System, likely having brought water to Earth. The explanation is that Theia, the planet said in the giant impact hypothesis to have collided with Earth 4.5 billion years ago forming the Moon, may have originated in the outer Solar System rather than in the inner Solar System, bringing water and carbon based materials with it. By studying the different isotopic ratios of Earth and of other icy bodies in the Solar System, the likely origins of Earth's water can be researched.

Жер

Жердегі мұхит суының дейтерий мен сутегінің арақатынасы (1,5576 ± 0,0005) × 10−4 деп өте дәл белгілі. Бұл мән Жердің су резервуарларына үлес қосқан барлық көздердің қоспасын көрсетеді және Жер суының көзін немесе көздерін анықтау үшін қолданылады. Жердің өмір сүру кезеңінде дейтерий мен сутегінің арақатынасы Жердің пайда болу кезеңіндегі арақатынастан 2-ден 9 есеге дейін артқан, себебі жеңіл изотоп атмосфералық жоғалу процестерінде ғарышқа шығуға бейім. Жер қыртысының астындағы сутегінің D/H арақатынасы Жердің пайда болуы кезіндегі бастапқы D/H арақатынасын жақсы көрсетеді, өйткені ол бұл процестерге аз тәуелді. Жақында лавадан бөлінген жер асты сутегінің талдауы, бастапқы Жерде қазіргі арақатынасқа қарағанда 218‰ жоғары D/H арақатынасы болғанын көрсетті. Жердің D/H арақатынасын уақыт өте келе төмендетуге қабілетті ешқандай процесс белгілі емес. Жеңіл изотоптың жоғалуы – Венераның жоғары D/H арақатынасының бір себебі, себебі планетадағы су парниктік эффект кезінде буланды және одан кейін сутегінің көп бөлігін ғарышқа жоғалтты. Жердің D/H арақатынасы уақыт өте келе айтарлықтай өскендіктен, планетаға бастапқыда жеткізілген судың D/H арақатынасы қазіргіден төмен болды. Бұл Жердегі судың маңызды бөлігі планетаның ерте эволюциясы кезінде болған сценариймен сәйкес келеді. Күн жүйесіндегі ең көне метеориттердің бір түрі – көміртекті хондриттер, мұхит суына ең ұқсас изотоптық деңгейге ие. CI және CM топтарына жататын көміртекті хондриттердегі сутегі мен азот изотоптарының деңгейі Жердің теңіз суына жақын, бұл осы метеориттердегі су Жер мұхиттарының көзі болуы мүмкін екенін көрсетеді. Жер бетінде табылған екі 4,5 миллиард жылдық метеорит сұйық суды және дейтерийге кедей әртүрлі органикалық қосылыстарды қамтиды, бұл осы теорияны қолдайды. Жердегі дейтерий мен сутегінің арақатынасы ежелгі эукрит хондриттерімен де сәйкес келеді, олар сыртқы астероид белдеуіндегі Веста астероидынан пайда болған. CI, CM және эукрит хондриттерінің су мөлшері мен изотоптық арақатынасы сыртқы астероид белдеуінен кейін Жерге су жеткізген ежелгі мұзды протопланеталарға ұқсас деп есептеледі. Астероид бөлшектерін зерттеудің қосымша нәтижесі Жер суының үлкен бөлігін күн желдеріндегі бөлшектермен бірге тасымалданған сутек атомдарынан құралғанын растады, олар астероидтердегі оттегімен бірігіп, содан кейін ғарыш шаңы арқылы Жерге жеткен. Атомдық зондтық томографияны қолдану арқылы зерттеу, жапондық "Хаябуса" ғарыш кемесі 25143 Итокава астероидінен алған бөлшектерден алынған бір түйірдің бетінде гидроксид және су молекулаларын тапты.

The deuterium to hydrogen ratio for ocean water on Earth is known very precisely to be (1.5576 ± 0.0005) × 10−4. This value represents a mixture of all of the sources that contributed to Earth's reservoirs, and is used to identify the source or sources of Earth's water. The ratio of deuterium to hydrogen has increased over the Earth's lifetime between 2 to 9 times the ratio at the Earth's origin, because the lighter isotope is more likely to leak into space in atmospheric loss processes. Hydrogen beneath the Earth's crust is thought to have a D/H ratio more representative of the original D/H ratio upon formation of the Earth, because it is less affected by those processes. Analysis of subsurface hydrogen contained in recently released lava has been estimated to show that there was a 218‰ higher D/H ratio in the primordial Earth compared to the current ratio. No process is known that can decrease Earth's D/H ratio over time. This loss of the lighter isotope is one explanation for why Venus has such a high D/H ratio, as that planet's water was vaporized during the runaway greenhouse effect and subsequently lost much of its hydrogen to space. Because Earth's D/H ratio has increased significantly over time, the D/H ratio of water originally delivered to the planet was lower than at present. This is consistent with a scenario in which a significant proportion of the water on Earth was already present during the planet's early evolution. Carbonaceous chondrites–which are a subclass of the oldest meteorites in the Solar System–have isotopic levels most similar to ocean water. The CI and CM subclasses of carbonaceous chondrites specifically have hydrogen and nitrogen isotope levels that closely match Earth's seawater, which suggests water in these meteorites could be the source of Earth's oceans. Two 4.5 billion year old meteorites found on Earth that contained liquid water alongside a wide diversity of deuterium poor organic compounds further support this. Earth's current deuterium to hydrogen ratio also matches ancient eucrite chondrites, which originate from the asteroid Vesta in the outer asteroid belt. CI, CM, and eucrite chondrites are believed to have the same water content and isotope ratios as ancient icy protoplanets from the outer asteroid belt that later delivered water to Earth. A further asteroid particle study supported the theory that a large source of earth's water has come from hydrogen atoms carried on particles in the solar wind which combine with oxygen on asteroids and then arrive on earth in space dust. Using atom probe tomography the study found hydroxide and water molecules on the surface of a single grain from particles retrieved from the asteroid 25143 Itokawa by the Japanese space probe Hayabusa.

Кометалар

Кометалар – шаң мен мұздан тұратын, диаметрі шамамен километр болатын денелер. Олар Құйпер белдеуінен (20-50 АЕ) және Оорт бұлтынан (>5000 АЕ) пайда болады, бірақ оларды Күн жүйесінің ішкі бөлігіне жақындататын жоғары эксцентриктік орбиталары бар. Олардың мұзды құрамы және траекториялары, оларды D/H қатынасын қашықтықтан және тікелей өлшеуге мүмкіндік береді. Жердегі судың тек кометалардан пайда болғанына сену қиын, себебі Галлей, Хаякутаке, Хейл-Бопп, 2002T7 және Таттл кометаларындағы деутерий мен сутегінің (D/H) изотоптық қатынасының өлшеулері, мұхит суына қарағанда шамамен екі есе жоғары көрсеткіштерді береді. Осы кометалық D/H қатынасын қолданатын модельдер, Жердегі судың 10%-дан азы кометалар арқылы келгенін болжайды. 20 жылдан кем мерзімді, Юпитер отбасылық кометалары деп аталатын кометалар, көбінесе Құйпер белдеуінен шыққан, бірақ олардың орбиталық жолдарына Юпитер немесе Нептунның гравитациялық әсері тиген болуы мүмкін. 67P/Чурюмов-Герасименко – Розетта ғарыш станциясы жүргізген изотоптық өлшеулерге ұшыраған кометалардың бірі. Ол кометаның D/H қатынасы Жердің теңіз суынан үш есе жоғары екенін анықтады. Тағы бір Юпитер отбасылық кометасы – 103P/Хартли 2, D/H қатынасы Жердің теңіз суымен сәйкес келеді, бірақ оның азот изотоптарының деңгейі Жердегілерден өзгеше.