Происхождение воды на Земле: современные гипотезы

Введение

Гипотезы о возможных источниках воды на Земле

Происхождение воды на Земле является предметом обширных исследований в области планетологии, астрономии и астробиологии. Земля уникальна среди каменистых планет Солнечной системы наличием океанов жидкой воды на своей поверхности. Жидкая вода, необходимая для всех известных форм жизни, продолжает существовать на поверхности Земли, поскольку планета находится на достаточном расстоянии (известном как обитаемая зона) от Солнца, чтобы не терять воду, но и не настолько далеко, чтобы низкие температуры приводили к замерзанию всей воды на планете. Долгое время считалось, что вода на Земле не образовалась в регионе протопланетного диска планеты. Вместо этого предполагалось, что вода и другие летучие вещества были доставлены на Землю из внешней Солнечной системы на более поздних этапах ее истории. Однако недавние исследования указывают на то, что водород внутри Земли сыграл роль в формировании океана. Эти две идеи не исключают друг друга, поскольку имеются также свидетельства того, что вода была доставлена на Землю в результате столкновений с ледяными планетезималями, состав которых схож с составом астероидов на внешних границах пояса астероидов. Ксенон особенно полезен для расчетов потери воды с течением времени. Он не только является благородным газом (и поэтому не удаляется из атмосферы в результате химических реакций с другими элементами), но сравнение распространенности его девяти стабильных изотопов в современной атмосфере показывает, что Земля потеряла по крайней мере один океан воды в ранней истории, между эонами Гадеем и Археем. Любая вода, присутствовавшая на Земле в конце ее аккреции, была бы нарушена столкновением с Луной (~4,5 миллиарда лет назад), которое, вероятно, испарило большую часть земной коры и верхней мантии и создало атмосферу из парообразных пород вокруг молодой планеты. Парообразные породы сконденсировались в течение двух тысяч лет, оставив после себя горячие летучие вещества, что, вероятно, привело к формированию атмосферы, состоящей в основном из углекислого газа с водородом и водяным паром. Впоследствии, несмотря на температуру поверхности, могли существовать океаны жидкой воды благодаря повышенному атмосферному давлению CO2-атмосферы. По мере продолжения охлаждения большая часть CO2 была удалена из атмосферы в результате субдукции и растворения в океанической воде, но ее уровни резко колебались с появлением новых циклов поверхности и мантии. Геологические свидетельства также помогают ограничить временные рамки существования жидкой воды на Земле. Образец подушечного базальта (тип породы, образующейся при подводном извержении) был извлечен из пояса Исуа-Гринстоун и свидетельствует о существовании воды на Земле 3,8 миллиарда лет назад. В поясе Нувуагиттук-Гринстоун, Квебек, Канада, породы, возраст которых по одному исследованию составляет 3,8 миллиарда лет, а по другому – 4,28 миллиарда лет, демонстрируют признаки наличия воды в эти периоды. В отличие от пород, минералы, называемые цирконами, обладают высокой устойчивостью к выветриванию и геологическим процессам и поэтому используются для понимания условий на очень ранней Земле. Минералогические данные, полученные из цирконов, показали, что жидкая вода и атмосфера должны были существовать 4,404 ± 0,008 миллиарда лет назад, вскоре после образования Земли. Это представляет собой определенный парадокс, поскольку гипотеза о холодной ранней Земле предполагает, что температура была достаточно низкой для замерзания воды примерно между 4,4 и 4,0 миллиардами лет назад. Другие исследования цирконов, найденных в австралийских гадейских породах, указывают на существование тектоники плит уже 4 миллиарда лет назад. Если это так, то вместо горячей, расплавленной поверхности и атмосферы, насыщенной углекислым газом, поверхность ранней Земли была похожа на современную (с точки зрения теплоизоляции). Действие тектоники плит удерживает огромное количество CO2, тем самым снижая парниковый эффект, что приводит к значительно более низкой температуре поверхности и образованию твердой породы и жидкой воды.

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.

Водный запас Земли

Хотя большая часть поверхности Земли покрыта океанами, эти океаны составляют лишь небольшую долю массы планеты. Масса океанов Земли оценивается в 1,37 × 1021 кг, что составляет 0,023% от общей массы Земли, равной 6,0 × 1024 кг. Дополнительно, по оценкам, 5,0 × 1020 кг воды содержится в льдах, озерах, реках, грунтовых водах и атмосферном водяном паре. Значительное количество воды также запасено в земной коре, мантии и ядре. В отличие от молекулярной воды H2O, присутствующей на поверхности, вода в недрах Земли существует преимущественно в виде гидратированных минералов или в виде незначительных количеств водорода, связанного с атомами кислорода в безводных минералах. Гидратированные силикаты на поверхности транспортируют воду в мантию в зонах сходящихся границ плит, где океаническая кора погружается под континентальную кору. Хотя из-за ограниченного количества образцов сложно оценить общее содержание воды в мантии, там может быть запасено примерно в три раза больше массы, чем во всех океанах Земли.

Внепланетные источники

Вода имеет гораздо более низкую температуру конденсации, чем другие материалы, составляющие земные планеты Солнечной системы, такие как железо и силикаты. Область протопланетного диска, ближайшая к Солнцу, была очень горячей на ранних этапах истории Солнечной системы, и океаны воды не могли конденсироваться вместе с формирующейся Землей. Дальше от молодого Солнца, где температуры были ниже, вода могла конденсироваться и образовывать ледяные планетезимали. Граница области, где лед мог формироваться в ранней Солнечной системе, известна как линия замерзания (или линия снега) и находится в современном поясе астероидов, примерно в 2,7–3,1 астрономической единице (а.е.) от Солнца. Следовательно, вода на Землю должна была быть доставлена объектами, сформировавшимися за линией замерзания – такими как кометы, транснептуновые объекты и богатые водой метеориты (протопланеты). Однако сроки этой доставки остаются неясными. Одна из гипотез предполагает, что Земля аккрецировала (постепенно росла за счет накопления) ледяные планетезимали около 4,5 миллиардов лет назад, когда достигла 60–90% от своего нынешнего размера. Это подтверждается исследованиями соотношений изотопов осмия, указывающими на то, что значительное количество воды содержалось в материале, который Земля аккрецировала на ранних этапах. Измерения химического состава лунных образцов, собранных в ходе миссий "Аполлон-15" и "Аполлон-17", также это подтверждают и свидетельствуют о том, что вода присутствовала на Земле еще до формирования Луны. Однако одна из проблем этой гипотезы заключается в том, что соотношение изотопов благородных газов в атмосфере Земли отличается от соотношения изотопов в ее мантии, что говорит о разных источниках их происхождения. Для объяснения этого наблюдения была предложена теория так называемого "позднего добавления", согласно которой вода была доставлена гораздо позже в истории Земли, после столкновения, приведшего к образованию Луны. Однако современное понимание формирования Земли предполагает, что после образования Луны могло аккрецировать менее 1% земного материала, что означает, что материал, аккрецированный позднее, должен был быть очень богат водой. Модели динамики ранней Солнечной системы показывают, что ледяные астероиды могли быть доставлены во внутреннюю Солнечную систему (включая Землю) в этот период, если Юпитер мигрировал ближе к Солнцу. Третья гипотеза, подтвержденная данными об изотопных соотношениях молибдена, предполагает, что Земля получила большую часть своей воды в результате того же межпланетного столкновения, которое привело к образованию Луны. Данные, полученные в 2019 году, свидетельствуют о том, что изотопный состав молибдена в мантии Земли имеет внесолнечное происхождение и, вероятно, принес воду на Землю. Объяснение заключается в том, что Тейя, планета, которая, согласно гипотезе гигантского столкновения, столкнулась с Землей 4,5 миллиарда лет назад, образовав Луну, могла возникнуть во внешней Солнечной системе, а не во внутренней, принеся с собой воду и углеродсодержащие материалы. Изучая различные изотопные соотношения Земли и других ледяных тел Солнечной системы, можно исследовать вероятное происхождение воды на Земле.

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.

Земля

Отношение дейтерия к водороду в океанской воде Земли известно с высокой точностью и составляет (1,5576 ± 0,0005) × 10−4. Это значение представляет собой смесь всех источников, внесших вклад в земные резервуары воды, и используется для определения источника или источников земной воды. За время существования Земли отношение дейтерия к водороду увеличилось в 2–9 раз по сравнению с изначальным значением, поскольку более легкий изотоп с большей вероятностью теряется в космос в процессах атмосферных потерь. Считается, что водород, находящийся под земной корой, имеет отношение D/H, более точно отражающее первоначальное отношение D/H при формировании Земли, поскольку он в меньшей степени подвержен этим процессам. Анализ подповерхностного водорода, содержащегося в недавно изверженной лаве, показал, что в первобытной Земле отношение D/H было на 218‰ выше, чем современное. Неизвестно ни одного процесса, способного уменьшить отношение D/H Земли с течением времени. Эта потеря более легкого изотопа является одним из объяснений высокого отношения D/H на Венере, поскольку вода на этой планете испарилась в результате неуправляемого парникового эффекта и впоследствии потеряла большую часть своего водорода в космос. Поскольку отношение D/H на Земле значительно увеличилось с течением времени, отношение D/H воды, первоначально доставленной на планету, было ниже, чем в настоящее время. Это согласуется со сценарием, в котором значительная часть воды на Земле присутствовала уже на ранних этапах эволюции планеты. Углеродистые хондриты – подкласс старейших метеоритов в Солнечной системе – имеют изотопные характеристики, наиболее близкие к океанской воде. В частности, подклассы CI и CM углеродистых хондритов демонстрируют уровни изотопов водорода и азота, которые тесно соответствуют изотопному составу морской воды Земли, что позволяет предположить, что вода в этих метеоритах могла быть источником земных океанов. Это подтверждается обнаружением двух метеоритов возрастом 4,5 миллиарда лет, найденных на Земле и содержащих жидкую воду наряду с разнообразными органическими соединениями, обедненными дейтерием. Современное отношение дейтерия к водороду на Земле также соответствует древним эукритовым хондритам, происходящим с астероида Веста во внешнем поясе астероидов. Предполагается, что CI, CM и эукритовые хондриты имеют такое же содержание воды и изотопные соотношения, как и древние ледяные протопланеты из внешнего пояса астероидов, которые впоследствии доставили воду на Землю. Дальнейшее исследование частиц астероидов подтвердило теорию о том, что значительная часть воды на Земле происходит от атомов водорода, переносимых частицами солнечного ветра, которые соединяются с кислородом на астероидах и затем достигают Земли в составе космической пыли. С использованием атомно-зондовой томографии в исследовании были обнаружены молекулы гидроксида и воды на поверхности одного зерна из частиц, извлеченных с астероида 25143 Итокава японским космическим аппаратом "Хаябуса".

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.

Кометы

Кометы – это тела размером в километры, состоящие из пыли и льда, которые формируются в поясе Койпера (20–50 а.е.) и облаке Оорта (>5000 а.е.), но имеют сильно вытянутые орбиты, приводящие их во внутреннюю Солнечную систему. Их ледяной состав и траектории, приближающие их к внутренней Солнечной системе, делают их объектами для дистанционных и непосредственных измерений отношения дейтерия к водороду (D/H). Маловероятно, что вода на Земле произошла исключительно от комет, поскольку изотопные измерения отношения D/H в кометах Галлея, Хьякутаке, Хейла-Боппа, 2002T7 и Таттла дают значения примерно вдвое превышающие таковые в океанической воде. Используя это кометное отношение D/H, модели предсказывают, что менее 10% воды на Земле было доставлено кометами. Другие кометы с коротким периодом обращения (<20 лет), называемые кометами семейства Юпитера, вероятно, формируются в поясе Койпера, но их орбиты испытывают влияние гравитационного взаимодействия с Юпитером или Нептуном. 67P/Чурюмова-Герасименко – одна из таких комет, которая была исследована космическим аппаратом «Розетта» в ходе изотопных измерений, показавших, что отношение D/H в этой комете в три раза выше, чем в морской воде Земли. Другая комета семейства Юпитера, 103P/Хартли 2, имеет отношение D/H, согласующееся с морской водой Земли, однако уровни её изотопов азота не соответствуют земным.