Origen del agua en la Tierra

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El agua cubre ≈75 % de la superficie terrestre.

El origen del agua en la Tierra –o la razón de que en esta claramente haya más agua líquida que en los otros planetas rocosos del sistema solar– no se comprende completamente.

Existen numerosas hipótesis más o menos mutuamente compatibles acerca de cómo el agua se pudo haber acumulado en la superficie terrestre en el transcurso de 4,6 millones de años en cantidad suficiente como para generar océanos.

Posibles razones[editar]

Enfriamiento planetario[editar]

El enfriamiento del mundo primordial, en el transcurso del eón Hádico, habría ocurrido hasta el punto que se desgasificaron los componentes volátiles de una atmósfera dotada de presión suficiente para la estabilización y retención del agua en estado líquido.[1][2]

Fuentes extraplanetarias[editar]

Cometas, objetos transneptunianos o meteoroides dotados de agua abundante (protoplanetas) procedentes de los confines del cinturón de asteroides principal, colisionantes contra la Tierra, habrían podido ser los vectores (portadores) del agua de los futuros océanos. Mediciones de la relación de los isótopos deuterio (D) y protio (P) del hidrógeno (H) «apuntan» hacia asteroides, ya que en aguas oceánicas se encontraron porcentajes similares de impurezas en condritas carbonáceas. Análisis cuantitativos previos de isótopos en cometas y objetos transneptunianos coinciden sólo ligeramente con la de agua actual de la Tierra.[3]

Planetesimales calentados por decaimiento de aluminio[editar]

Un planetesimal (infinitésimo de planeta) es un diminuto cuerpo sólido que en una etapa temprana del desarrollo del sistema solar habría existido en los discos protoplanetarios y que en el transcurso de millones de años generaría algún planeta. Esto podría causar emanación de agua a la superficie.[4]​ En estudios recientes se ha inferido que cuando se originó la Tierra era ya obtenible agua de relación D/H similar, como se evidenció en antiguas eucritas (meteoríticas) procedentes del asteroide Vesta.[5]

Que el agua de la Tierra se haya originado solamente de cometas es debatible. Determinaciones cuantitativas de isótopos de hidrógeno en los cometas Halley, Hyakutake, Hale-Bopp y 67P/Churyumov-Gerasimenko por investigadores como David Jewitt han encontrado que la relación deuterio/protio (o D/H) de los cometas es aproximadamente el doble de la respectiva del agua oceánica. Sin embargo, no es claro que estos cometas sean representativos de la totalidad del cinturón de Kuiper.

Según Alessandro Morbidelli,[6]​ la mayor parte del agua actual proviene de protoplanetas originados en el cinturón exterior de asteroides que se proyectaron hacia la Tierra, como lo indican las proporciones D/H en condritas carbonáceas. El agua contenida en estas condritas revela una relación D/H similar a la del agua oceánica. No obstante, se han propuesto hipótesis de procesos[7]​ tendientes a demostrar que la relación D/H de esta agua se habría podido incrementar significativamente en el transcurso de la historia de la Tierra. Tal proposición es consistente con la posibilidad de que durante la evolución temprana del planeta ya existía una cantidad importante del agua de la Tierra.

De mediciones recientes de la composición química de rocas de la Luna se ha deducido que la Tierra «nació» con agua congénita. En investigaciones en muestras lunares traídas a la Tierra por las misiones Apolo 15 y Apolo 17 se determinó una relación deuterio/hidrógeno coincidente con la relación isotópica en condritas carbonáceas. Esta relación es también similar a la encontrada en agua actual de la Tierra. Los resultados permiten suponer una fuente común de agua en ambos cuerpos siderales.

Esto soporta una teoría referente a que, temporalmente, Júpiter irrumpió en el espacio de los planetas interiores del sistema solar, y desestabilizó las órbitas de condritas carbonáceas de agua abundante. En consecuencia, algunos cuerpos habrían podido caer hacia adentro y llegar a ser parte del material primigenio de la Tierra y de sus vecinos.[8]​ El descubrimiento de emisión de vapor de agua en Ceres (hoy considerado planeta enano) provee información relacionada a contenido agua–hielo del cinturón de asteroides.[9]

Actividad volcánica[editar]

Así mismo, el agua terrestre habría podido provenir como consecuencia de uno de los procesos de vulcanismo: vapor de agua expulsado durante erupciones volcánicas posteriormente condensadas y generadoras de lluvia.[10]

Agua durante el desarrollo de la Tierra[editar]

En el material que constituyó la Tierra habría podido existir una cantidad considerable de agua.[11][12]​ Durante su génesis, cuando era menos masiva, moléculas hídricas habrían escapado más fácilmente de la gravedad terrestre. Se presupone que de la atmósfera primigenia hayan ocurrido continuamente «fugas» de hidrógeno y de helio, pero que la carencia de gases nobles más densos en la atmósfera moderna implicaría que a la atmósfera incipiente le haya sucedido algún fenómeno desastroso.

Se elucubra acerca de que una porción del planeta joven haya sido afectada por el impacto que originó a la Luna, lo cual habría causado fusión de una o de dos áreas enormes. La composición litológica actual no se aviene con una fusión completa, ya que es difícil fusionar y mezclar totalmente masas rocosas enormes.[13]​ Sin embargo, tal impacto habría vaporizado una fracción razonable de material y creado una atmósfera de roca–vapor alrededor del joven planeta. En dos mil años se habría condensado esta mixtura roca–vapor, y dejado substancias volátiles calientes que probablemente constituirían una pesada atmósfera de dióxido de carbono con hidrógeno y vapor de agua.

A pesar de la temperatura superficial de 230 °C, existían océanos de agua líquida propiciados por la presión atmosférica de la pesada capa gaseosa de CO2. A medida que continuaba el enfriamiento, en el agua oceánica ocurrían fenómenos de subducción y disolución que removían la mayor parte del CO2 de la atmósfera, pero conforme surgían ciclos de superficie y manto nuevos los niveles oscilaban ampliamente.[14]

El estudio de cristales de circón ha permitido inferir que agua líquida debe haber existido desde hace 4,4 Ga (4400 gigaaños = 4400 millones de años), poco después de la formación de la Tierra.[15][16][17]​ Esto requiere existencia de alguna atmósfera. La teoría de Tierra Joven Fría (Cool Early Earth) comprende un rango de antigüedad de 4,4 Ga a 4,0 Ga.

En un estudio emprendido durante el otoño de 2008 en circones se encontró que minerales contenidos en rocas del eón Hadeico de Australia denotan existencia de placas tectónicas que datan de 4000 millones de años. Si a esto se le atribuye veracidad, las suposiciones previas acerca del eón mencionado distan mucho de ser correctas.

Esto es, más que una superficie caliente, fundida, y una atmósfera pletórica de dióxido de carbono, la superficie de la Tierra habría sido muy parecida a la de hoy. La dinámica de la tectónica de placas atrapa vastas cantidades de dióxido de carbono, lo cual elimina los efectos de invernadero y propicia una temperatura superficial mucho más fría, generación de roca sólida y, posiblemente, aún vida.[18]

Rol de organismos[editar]

El origen de una porción del agua terrestre habría podido ser bioquímico, durante el gran evento de oxigenación, mediante reacciones redox y fotosíntesis.[19]​ En 1931, Cornelius Bernardus van Niel descubrió que bacterias quimiótrofas dependientes de sulfuros (bacterias púrpuras del azufre) fijan carbono y sintetizan agua como subproducto de un medio fotosintético usando ácido sulfhídrico y dióxido de carbono:[20]

CO2 + 2H2S → CH2O + H2O + 2S

Véase también[editar]

Notas[editar]

  • Jörn Müller, Harald Lesch (2003): Woher kommt das Wasser der Erde? - Urgaswolke oder Meteoriten. Chemie in unserer Zeit 37(4), pg. 242 – 246, ISSN 0009-2851
  • La versión inglesa de este artículo contiene partes traducidas del alemán (original article) el 4/3/06.

Referencias[editar]

  1. J. Arturo Gómez-Caballero, Jerjes Pantoja-Alor. El origen de la vida desde un punto de vista geológico. http://boletinsgm.igeolcu.unam.mx/bsgm/index.php/component/content/article/191-sitio/articulos/tercera-epoca/5601/869-5601-5-gomez
  2. Juan Luis Benedetto. El continente de Gondwana a través del tiempo, capítulo 2. El tiempo profundo: El eón Arqueano. http://www.librogondwana.com.ar/
  3. K. Altwegg1, H. Balsiger, A. Bar-Nun, J. J. Berthelier, A. Bieler, P. Bochsler, C. Briois, U. Calmonte, M. Combi, J. De Keyser, P. Eberhardt, B. Fiethe, S. Fuselier, S. Gasc, T. I. Gombosi, K. C. Hansen, M. Hässig, A. Jäckel, E. Kopp, A. Korth, L. LeRoy, U. Mall, B. Marty, O. Mousis, E. Neefs, T. Owen, H. Rème, M. Rubin, T. Sémon, C.-Y. Tzou, H. Waite, P. Wurz. 67P/Churyumov-Gerasimenko, a Jupiter family comet with a high D/H ratio, en http://www.sciencemag.org/content/347/6220/1261952
  4. Alvin Powell. How Earth was watered, en http://phys.org/news/2014-02-earth.html#jCp
  5. Adam R. Sarafian, Sune G. Nielsen1, Horst R. Marschall, Francis M. McCubbin, Brian D. Monteleone. Early accretion of water in the inner solar system from a carbonaceous chondrite–like source, en http://www.sciencemag.org/content/346/6209/623
  6. Alessandro Morbidelli et al. Meteoritics & Planetary Science 35, 2000, S. 1309–1329
  7. H. Genda, M. Ikoma, Origin of the Ocean on the Earth: Early Evolution of Water D/H in a Hydrogen-rich Atmosphere. Accessible at http://arxiv.org/abs/0709.2025
  8. Cowen, Ron (9 de mayo de 2013). «Common source for Earth and Moon water». Nature. doi:10.1038/nature.2013.12963. 
  9. «Herschel discovers water vapour around dwarf planet Ceres». European Space Agency. Consultado el 10 de febrero de 2014. 
  10. http://live.huffingtonpost.com/r/highlight/scientists-discover-where-earths-water-originated/564ba93d99ec6d09c3000126?source=gravityRR&cps=gravity_5060_-7528146454370360511
  11. Drake, Michael J. (abril de 2005). «Origin of water in the terrestrial planets». Meteoritics & Planetary Science (John Wiley & Sons) 40 (4): 519-527. Bibcode:2005M&PS...40..519D. doi:10.1111/j.1945-5100.2005.tb00960.x. 
  12. Drake, Michael J.; Humberto, Campins (August 2005). «Origin of water in the terrestrial planets». Asteroids, Comets, and Meteors (IAU S229). 229th Symposium of the International Astronomical Union. 1. Búzios, Rio de Janeiro, Brazil: Cambridge University Press. pp. 381–394. doi:10.1017/S1743921305006861. ISBN 978-0521852005. Bibcode2006IAUS..229..381D. 
  13. «Solar System Exploration: Science & Technology: Science Features: View Feature». Solarsystem.nasa.gov. 26 de abril de 2004. Consultado el 20 de agosto de 2009. 
  14. N. H. Sleep; K. Zahnle & P. S. Neuhoff. «Inaugural Article: Initiation of clement surface conditions on the earliest Earth - Sleep et al. 98 (7): 3666 - Proceedings of the National Academy of Sciences». Pnas.org. Consultado el 20 de agosto de 2009. 
  15. «ANU - Research School of Earth Sciences - ANU College of Science - Harrison». Ses.anu.edu.au. Consultado el 20 de agosto de 2009. 
  16. «ANU - OVC - MEDIA - MEDIA RELEASES - 2005 - NOVEMBER - 181105HARRISONCONTINENTS». Info.anu.edu.au. Consultado el 20 de agosto de 2009. 
  17. «A Cool Early Earth». Geology.wisc.edu. Consultado el 20 de agosto de 2009. 
  18. Chang, Kenneth (2 de diciembre de 2008). «A New Picture of the Early Earth». The New York Times. Consultado el 20 de mayo de 2010. 
  19. «The oxygenation of the atmosphere and oceans», Philosophical Transactions of The Royal Society: Biological Sciences, 29 de junio de 2006 
  20. van Niel, C.B. (1931). «Photosynthesis of bacteria». Arch. Mikrobiol. 3 (1). 

Enlaces externos[editar]