Qual è l’origine dell’acqua sulla Terra?

Nella lunga ricerca delle nostre origini, dal Big Bang all’emergere dell’uomo, la questione dell’origine dell’acqua sulla Terra e nel Sistema Solare è una tappa fondamentale perché inseparabile dall’origine della vita. Pertanto, gli studiosi hanno affrontato questa domanda da molte angolazioni.

Ci sono molti studi sull’acqua nei corpi planetari e molte teorie sono state proposte nel contesto della formazione planetaria. teoria Chi ha avuto il sopravvento per lungo tempo vorrebbe che la Terra si fosse formata senz’acqua, all’interno del sistema solare, in un luogo in cui la temperatura fosse abbastanza alta da impedire all’acqua di entrare nelle rocce.

Sarebbe un contributo tardivo di cose ricche d’acqua come le comete o gli asteroidi acquosi che avrebbero portato abbastanza acqua per formare i nostri oceani e le acque nel mantello terrestre.

Un importante predicato per comprendere l’origine dell’acqua nei corpi planetari è la sua composizione isotopica, e in particolare l’idrogeno di cui è composta. In natura esistono elementi in diverse forme chiamate isotopi che differiscono per il numero di neutroni. Avendo lo stesso numero di elettroni e protoni, hanno le stesse proprietà chimiche, quindi in realtà sono gli stessi elementi. D’altra parte, la sua massa, che è concentrata nei nuclei degli atomi, è trasportata da protoni e neutroni. Quindi isotopi diversi di un elemento hanno masse diverse. Alcuni processi in natura scelgono gli isotopi in base alla loro massa. Pertanto, determinare i rapporti dei diversi isotopi arriva a identificare questi processi e tracciare la fonte degli elementi di interesse.

Pertanto, molti studi e modelli si sono concentrati su La struttura isotopica dell’idrogeno che costituisce una molecola d’acqua (per la cronaca, una molecola d’acqua contiene due atomi di idrogeno legati a un atomo di ossigeno), cioè rapporti isotopici di massa 1 (atomi il cui nucleo è costituito da un nucleo e un protone) e isotopi di massa 2 (atomi i cui nuclei sono costituiti da due nuclei, protone + neutrone, chiamati deuterio).

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Studio delle rocce più antiche del sistema solare

Tuttavia, tutto questo lavoro deve affrontare un problema: la composizione isotopica iniziale dell’idrogeno nel sistema solare è rimasta sconosciuta fino ad ora. Quindi gli scienziati hanno dovuto fare ipotesi sul punto di partenza delle loro teorie basate su osservazioni astronomiche della formazione stellare o delle comete che sono state a lungo considerate gli oggetti più antichi del sistema solare. nel nostro lavoroÈ stato recentemente pubblicato sulla rivista scientifica astronomia naturale Abbiamo cercato di determinare la composizione iniziale dell’idrogeno nel Sistema Solare attraverso lo studio in vitro delle più antiche rocce del sistema solare conservate nei meteoriti.

Le stelle ei loro pianeti sono formati dal collasso di una nuvola interstellare su se stessa. Queste ultime sono regioni della galassia in cui si concentrano gas e polvere. Estendendosi per centinaia di anni luce, le stelle si formano nelle loro regioni più dense, chiamate nuclei densi.

Quando il giovane Sole si accende, 4,5 miliardi di anni fa, la materia che collassa gradualmente formerà un disco di polvere e gas in cui si formano i pianeti, e questo è il disco protoplanetario. Le inclusioni termoresistenti ricche di calcio e alluminio dei primi meteoriti sono le rocce più antiche formate nel sistema solare, nei primi 200.000 anni. Prendono il nome dalla loro formazione ad alta temperatura vicino al giovane sole prima di essere inclusi nel meteorite ospite.

Poi era polvere con una propria storia nel disco protoplanetario. La datazione radioattiva mostra che non ci sono rocce antiche nell’intero sistema solare. Si formano all’interno del disco protoplanetario, vicino alla stella, mentre il disco cresce e la materia interstellare continua a scomporsi e ad alimentarsi. Quindi ci danno un record zero del sistema solare.

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Vista al microscopio ottico di un’inclusione termica sulla superficie del meteorite Allende, un meteorite della stessa famiglia del meteorite Efremovka utilizzato in questo lavoro. Questa inclusione termica è quasi identica a quella misurata nel nostro studio. È bianco a causa dell’abbondanza di minerali di calcio e alluminio.
JC Dominic / MNHNE Introduzione dell’autore

Per le nostre misurazioni abbiamo utilizzato un’inclusione termica del meteorite Efremovka la cui storia termica abbiamo già studiato in passato e per la quale abbiamo mostrato All’inizio consiste di due oggetti distinti: un termoclino catturato da un altro elemento termico! Ci siamo concentrati sull’incorporamento dell’interno (chiamato xenolito) perché qualsiasi processo avvenuto prima della cattura si verificava necessariamente nel gas durante il collasso della nuvola interstellare, prima che l’incorporamento fosse incorporato in un oggetto più grande.

Abbiamo studiato i suoi minerali su un vetrino del meteorite al microscopio elettronico e quindi selezionato 4 regioni di interesse nello xenolito che abbiamo estratto dal vetrino e posizionato su uno stent ultrapuro per l’analisi dell’isotopo di idrogeno (più il quinto prelevato dall’inserto ospite per il confronto ). Lo strumento utilizzato per misurare le proporzioni degli isotopi in un campione è uno spettrometro di massa, che separa gli isotopi in base alla loro massa. Lo spettrometro di massa che abbiamo utilizzato in questo studio è stato progettato per eseguire l’imaging con una risoluzione spaziale di 1 μm (nel nostro caso) o inferiore (fino a 50 nm).

Questo strumento chiamato NanoSIMS è installato presso la nostra sede del Museo Nazionale di Storia Naturale ed è commercializzato dalla società francese Cameca. Abbiamo quindi prodotto mappe isotopiche di regioni di interesse nello xenolito che ci hanno fornito la struttura isotopica dell’idrogeno intrappolato in abbondanza molto bassa nei suoi minerali microscopici.

Visualizza il profilo del sistema NanoSIMS installato al Museo Nazionale di Storia Naturale di Parigi.
J. Allion / MNHNE Introduzione dell’autore

Queste mappe hanno rivelato due diverse composizioni isotopiche. Nel primo gruppo di minerali formato dalla condensazione (transizione diretta da gas a solido) del gas solare, troviamo una composizione isotopica che si sposa bene con l’intrappolamento di un po’ di idrogeno da un gas solare che contiene pochissimo deuterio. Nel secondo gruppo di minerali formati dall’ossidazione del primo gruppo, abbiamo trovato una composizione isotopica molto più ricca nel deuterio i cui rapporti isotopici corrispondono a quelli delle acque terrestri. Cela implica qu’avant la capture du xénolithe ce dernier s’était initialement formé dans un gaz contenant très peu de deutérium puis avait été mis en présence d’un gazaire arricchi en vapeur d’eau, une à vapeur de d’eau ground.

L’acqua esiste dalla formazione della terra

Qual è, allora, l’origine di questi due tipi di gas che coesistevano insieme all’interno del giovane sistema solare? Nelle nubi interstellari all’origine dei sistemi planetari, l’idrogeno è distribuito principalmente tra due componenti. Il primo è il gas H2, diidrogeno (a volte indicato semplicemente come idrogeno, anche se questo può portare a confusione con l’atomo di idrogeno). Molto abbondante, l’H2 contiene quasi tutti gli atomi di idrogeno ma pochissimo deuterio, che è la fonte della maggior parte del gas che componeva il sistema solare, il gas solare. La seconda componente, molto rara, corrisponde ad una piccolissima frazione di idrogeno ed è sotto forma di ghiaccio ed in particolare di ghiaccio d’acqua formato a bassissima temperatura nelle nubi interstellari.

A causa di queste temperature estremamente basse, quest’acqua interstellare è molto ricca di deuterio. Abbiamo quindi suggerito che la composizione terrestre intermedia tra queste due componenti sia causata dall’evaporazione di un eccesso di ghiaccio interstellare portato durante il collasso della nube interstellare originale del sistema solare direttamente nelle calde regioni interne dove si formano impurità refrattarie, dall’inizio della collasso delle nubi e formazione del disco protoplanetario.

Questi risultati indicano che nel gas in cui si sono formati i mattoni dei pianeti tellurici, in particolare quelli sulla Terra, c’era effettivamente vapore acqueo con la corretta composizione isotopica per spiegare l’origine dell’acqua sulla Terra. Poiché gli isotopi consentono di risalire alla fonte degli elementi, i primi piccoli corpi di origine planetaria che chiamiamo planetesimi che si sono formati in questo gas erano perfettamente in grado di incorporare acqua durante la loro formazione. Tardi altrove nel sistema solare.

Questa conclusione si allinea bene con l’osservazione che le acque di molti corpi planetari hanno questa configurazione: molti meteoriti di asteroidi, compresi quelli di Vesta, comprese le condriti enstatite che sono probabilmente resti di mattoni, così come un certo numero di comete e forse il mantello di Marte, anche. Sebbene la storia geologica e l’atmosfera di Marte rendano difficile determinare la composizione primitiva del mantello marziano, esistono numerosi dati che mostrano una composizione isotopica di H simile a quella dell’acqua terrestre.

Se i nostri risultati mostrano la presenza molto precoce di vapore acqueo che potrebbe spiegare l’origine dell’acqua sulla Terra, non danno alcuna restrizione sulla quantità di acqua che è stata incorporata a questo punto nei mattoni della terra. Lo studio di meteoriti e materiali molto antichi nel sistema solare fornisce informazioni sui materiali inizialmente disponibili. C’est plutôt l’étude de la quantité d’eau qui peut être stockée dans les minéraux du manteau profond de la Terre par des expériences à très haute pression qui donnera plus de contraintes sur la quantità d’eau d’eau incorporée aux incorporée in Terra. Sulla base dei meteoriti, si può dire che c’è stato tutto fin dall’inizio della formazione del nostro pianeta.

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