Poreklo vode na Zemlji

Iz Vikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na: navigaciju, pretragu
Voda pokriva oko 70% površine Zemlje

Masa okeana na Zemlji, što odgovara masi sve vode na planeti, je samo mali deo (~0.02%) ukupne mase planete. Ipak, postojanje okeana je dovoljno da da najupečatljiviji opis planeti Zemlji i na taj način je odvaja od ostalih planeta Sunčevog sistema. Ipak, pitanje porekla vode na Zemlji, odnosno zašto na Zemlji postoji mnogo više vode nego na drugim planetama, nije razjašnjeno.

Postojanje dovoljne količine vode u tečnom stanju je ključno za nastanak i evoluciju života. Osnovna pitanja oko porekla vode su: 'Kada su okeani formirani?' i 'Odakle se pojavila tolika količina vode?'.

Vreme formiranja[uredi]

Postoje geološki dokazi koji nam govore o starosti okeana na planeti. Isua supracrusal stene nađene na zapadnom delu Grenlanda (Rubidijum-Stroncijum datiranje na 3.8 milijardi godina) poseduju metasedimente i metavulkanske segmente[1]. Postojanje ovih sedimenata ukazuje da je postojala značajna količina vode (tj. okean) na Zemlji u vreme formiranja ovih stena.

Odnos deuterijuma i vodonika u vodi[uredi]

Osnovna merna veličina kojom se pokušava otkriti više o poreklu vodi na Zemlji jeste D/H odnos, tj. koliko ima deuterijuma u vodi. Poznavanje koliko u vodi ima HDO molekula u odnosu H2O molekula je krucijalni test za većinu teorija o mogućim izvorima okeana na Zemlji, jer se mora slagati sa trenutnom D/H u okeanima danas.

Prva Zemljina atmosfera je bila gusta (značajno gušća od sadašnje) i izuzetno bogata vodonikom i delimično vodom.[2] Tokom vremena atmosferski vodonik reaguje sa oksidima kao što su FeO kojeg je bio dosta u okeanu magme na Zemlji i to je jedan od načina dobijanja veće količine vode.[2] Ali verovatno na taj način nije mogla da nastane potrebna količina vode. U početnom stadijumu D/H odnos je mogao da se menja, odnosno da se voda obogaćuje deuterijumom preko reakcije:[3]

 \mathrm{ HD + H_2O \rightarrow HDO + H_2 }

Dok je atmosfera imala dovoljno visoku temperaturu da sva voda bude u stanju pare, ova jednačina opisuje kako je stvaran D/H odnos. Kada je atmosfera ohladila, vodena para se kondenzovala i formirala okean. Posle toga ova jednačina gubi na značaju, jer je gotovo sav vodonik iz atmosfere potrošen (trenutno vodonika u atmosferi ima jako malo). Često se kaže da ova početna količina vode ima poreklo iz Sunčeve magline, jer je D/H odnos te vode i gasa iz kojeg je nastala atmosfera, naravno ista. Atmosfera je nastala iz gasova planetezimala koji su akrecijom stvorili protoplanetu. Takođe znamo da D/H Sunčeve magline ne odgovara trenutnoj D/H vrednosti, a i jasno je da nije moglo nastati ovoliko vode koliko se sad nalazi u okeanima na gore opisan način. Tako da je potrebno naći druge izvore.

Mogući izvori[uredi]

Mogući donosioci vode su ledeni planetezimali, tj. komete (prva ideja [4]) i stenoviti planetezimali iz asteroidnog pojasa koji takođe sadrže i vodu (recimo ugljenični hondriti).[5] Poznato je da je Zemljina atmosfera konstantno stalno dobijala nov materijal preko udara veoma velikih planetezimala o planetu, onih na samom repu raspodele po veličini. Prvi nagoveštaji o kometskom doprinosu okeanima dobijen je preko poređenja odnosa koncentracije plemenitih gasova argona, kriptona, ksenona u atmosferi Zemlje, Marsa i Venere sa onima u meteoritskom materijalu i u kometskom ledu dobijenom u laboratoriji.[6] U laboratorijskim istraživanjima nađeno je da se odnosi Ar/Kr/Xe u kometskom ledu i zemaljskom ledu razlikuju, što zajedno sa Ar/Kr/Xe odnosima u atmosferama unutrašnjih planeta ukazuje da je deo ovih gasova unesen na Zemlju i Mars kometama koje su se formirale na ~50K, dok je ostatak došao izbijanjem gasova iz unutrašnjosti. Koncentracija Ar/Kr/Xe u kometskom ledu zavisi od temperature formiranja leda. Količina CO zarobljenog u ledu opada eksponencijalno sa temperaturom formiranja. Ne ostaje zarobljen u ledu samo ispod 24K, a H2 ispod 20K.[7] Ovim istraživanjima je ukazano da je deo vode na Zemlju došao preko kometa, ali osnovno pitanje da li su komete osnovni izvor.

D/H vrednosti u različitim mogućim izvorima okeana na Zemlji variraju.[8] Prosečna D/H vrednost u ugljeničnim hondritima je veoma slična onoj u današnjoj morskoj vodi (a time i vrednost u stenovitim planetezimalima). Ovi odnosi kod četiri komete kod kojih imamo ove podatke i kod vodonika u solarnoj maglini su veće za faktor 2, odnosno manje za faktor 7 od vrednosti u tadašnjim okeanima. Na osnovu ovih rezultata, morska voda se verovatno sastoji i delom od vode iz stenovitih planetezimala. Ili jedna mogućnost je odgovarajuća mašavina vode iz kometa, iz solarne magline i iz stenovitih planetezimala. Ipak, utisak je da komete koje bi trebale biti najvažniji izvor okeana (jer sadrže veliku količinu leda i mogu biti obilan izvor vode udarima o Zemlju), ipak imaju veće D/H odnose od pretpostavljenih.

Izvori[uredi]

  1. ^ Appel P.W.U., Fedo C.M., Moorbath S., Myers J.S. 1998. Recognizable primary volcanic and sedimentary features in a low-strain domain of the highly deformed, oldest known (~3.7–3.8 Gyr) Greenstone Belt, Isua, West Greenland. Terra Nova, 10: 57–62.
  2. ^ a b Ikoma M., Genda H. 2006. Constraints on the mass of a habitable planet with water of nebular origin. Astrophysical Journal, 648: 696–706.
  3. ^ Robert F., Gautier D., Dubrulle B. 2000. The Solar System D/H: Observations and theories. Space Science Reviews, 92: 201–224.
  4. ^ Oro J. 1961. Comets and the formation of biochemical compounds on the primitive Earth. Nature, 190: 389–390.
  5. ^ Morbidelli A., Chambers J., Lunine J.I., Petit J.M., Robert F., Valsecchi G.B., Cyr K.E. 2000. Source regions and time scales for the delivery of water to Earth. Meteorit. Planet. Sci., 35: 1309–1320.
  6. ^ Laufer D., Notesco G., Bar-Nun A., Owen T. 1999. From the Interstellar Medium to Earth's Oceans via Comets—An Isotopic Study of HDO/H2O. Icarus., 140: 446-450.
  7. ^ Laufer, D., E. Kochavi, and A. Bar-Nun 1987. Structure and dynamics of amorphous water ice. Physical Review B, 36, 9219–9227.
  8. ^ Ikoma M., Genda H. 2008. Origin of the ocean on the Earth: Early evolution of water D/H in a hydrogen-rich atmosphere. Icarus, 194: 42–52.