El origen del agua en la Tierra es objeto de una serie de investigaciones en los campos de la ciencia planetaria, la astronomía y la astrobiología. La Tierra es única entre los planetas rocosos del sistema solar porque es el único planeta conocido que tiene océanos de agua líquida en su superficie. El agua líquida, que es esencial para la vida tal como se conoce, continúa existiendo en la superficie de la Tierra porque el planeta está a una distancia, conocida como la zona habitable, lo suficientemente alejada del Sol para que no pierda su agua por el efecto invernadero desbocado, pero no tan lejos como para que las bajas temperaturas hagan que toda el agua del planeta se congele.
Durante mucho tiempo se pensó que el agua de la Tierra no se había originado en la región que originó el planeta en el disco protoplanetario. Se planteaba la hipótesis de que el agua y otros volátiles debían haber llegado a la Tierra desde el sistema solar exterior en algún momento posterior de su historia. Sin embargo, investigaciones recientes indican que el hidrógeno de dentro de la Tierra jugó un papel en la formación del océano. Las dos ideas no son mutuamente excluyentes, ya que también hay evidencia de que el agua llegó a la Tierra por impactos de planetesimales helados de composición similar a a la de los asteroides en los bordes exteriores del cinturón de asteroides.
Un factor para estimar cuándo apareció el agua en la Tierra es que el agua se pierde continuamente en el espacio. Las moléculas de H
2O en la atmósfera se rompen por fotólisis, y los átomos de hidrógeno libres resultantes a veces pueden escapar de la atracción gravitacional de la Tierra (ver: Escape atmosférico). Cuando la Tierra era más joven y menos masiva, el agua se habría perdido en el espacio con mayor facilidad. Se esperaba que los elementos más ligeros como el hidrógeno y el helio se escapasen de la atmósfera continuamente, pero las proporciones isotópicas de los gases nobles más pesados en la atmósfera moderna sugieren que incluso los elementos más pesados en la atmósfera primitiva estuvieron sujetos a pérdidas significativas. En particular, el xenón es útil para calcular la pérdida de agua a lo largo del tiempo. No solo es un gas noble (y, por lo tanto, no se elimina de la atmósfera a través de reacciones químicas con otros elementos), sino que las comparaciones entre las abundancias de sus nueve isótopos estables en la atmósfera moderna revelan que la Tierra perdió al menos un océano de agua a principios de su historia, entre las eras Hadeana y Arcaica.
Cualquier agua sobre la Tierra durante la última parte de su acreción habría sido interrumpida por el impacto de formación de la Luna (hace unos 4500 millones de años), que probablemente vaporizó gran parte de la corteza terrestre y del manto superior y creó una atmósfera de vapor de roca alrededor del joven planeta. El vapor de roca se habría condensado en dos mil años, dejando atrás volátiles calientes que probablemente resultaron en una atmósfera mayoritariamente de dióxido de carbono con hidrógeno y vapor de agua. Posteriormente, pueden haber existido océanos de agua líquida a pesar de que la temperatura superficial de 230 °C, debido al aumento de la presión atmosférica en una pesada atmósfera gaseosa de CO
2. Mientras continuaba el enfriamiento, la mayor parte del CO
2 se eliminó de la atmósfera por subducción y disolución en el agua del océano, pero los niveles variaron enormemente a medida que aparecían nuevos ciclos de superficie y manto.
También hay evidencias geológicas que ayudan a limitar el marco de tiempo para que el agua líquida existiese en la Tierra. Una muestra de almohadillado basáltico (un tipo de roca formada durante una erupción submarina) se recuperó del cinturón de rocas verdes de Isua y proporciona evidencia de que existía agua en la Tierra hace 3800 millones de años. En el cinturón de rocas verdes de Nuvvuagittuq, Quebec, Canadá, rocas fechadas en 3800 Ma por un estudio, y en 4280 Ma por otro, muestran evidencia de la presencia de agua en esas edades. Si existieron océanos antes de esto, aún no se ha descubierto ninguna evidencia geológica o bien desde entonces ha sido destruida por procesos geológicos como el reciclaje de la corteza. Más recientemente, en agosto de 2020, investigadores informaron de que sería posible que siempre hubiera habido suficiente agua en la Tierra para llenar los océanos desde el comienzo de la formación del planeta.
A diferencia de las rocas, los minerales llamados circones son muy resistentes a la intemperie y a los procesos geológicos, por lo que se utilizan para comprender las condiciones en la Tierra primitiva. La evidencia mineralógica de los circones ha demostrado que debe haber existido agua líquida y una atmósfera hace 4404 ± 8 Ma, muy poco después de la formación de la Tierra. Esto presenta una especie de paradoja, ya que la hipótesis de la Tierra Joven Fría (Cool Early Earth) sugiere que las temperaturas eran lo suficientemente frías como para congelar el agua hace entre 4400 y 4000 Ma. Otros estudios de circones encontrados en la roca hadeana australiana apuntan a la existencia de tectónica de placas ya hace 4000 millones de años. Si fuera cierto, eso implicaría que en lugar de una superficie caliente y fundida y una atmósfera llena de dióxido de carbono, la superficie de la Tierra primitiva era muy parecida a la actual. La acción de la tectónica de placas atraparía grandes cantidades de CO
2, lo que reduciría los efectos de invernadero y conduciría a una temperatura de la superficie mucho más fría y a la formación de roca sólida y agua líquida.
Si bien la mayor parte de la superficie de la Tierra está cubierta por océanos, esos océanos constituyen solo una pequeña fracción de la masa del planeta. La masa de los océanos de la Tierra se estima en 1,37×1021 kg, que es el 0,023% de la masa total de la Tierra, 6,0×1024 kg. Se estima que existen 5,0×1020 kg de agua adicionales en el hielo, lagos, ríos, aguas subterráneas y vapor de agua atmosférico. También se almacena una cantidad significativa de agua en la corteza, el manto y el núcleo de la Tierra. A diferencia del H
2O molecular que se encuentra en la superficie, el agua en el interior existe principalmente en minerales hidratados o como trazas de hidrógeno enlazado a átomos de oxígeno en minerales anhidros. Los silicatos hidratados en la superficie transportan agua al manto en los límites de las placas convergentes, donde la corteza oceánica se subduce debajo de la corteza continental. Si bien es difícil estimar el contenido total de agua del manto debido a las muestras limitadas, aproximadamente tres veces la masa de los océanos de la Tierra podría almacenarse allí. De manera similar, el núcleo de la Tierra podría contener de cuatro a cinco océanos de hidrógeno.
Se han considerado a lo largo del tiempo varios tipos de 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, presente principalmente en sus océanos (donde lo ha estado durante miles de millones de años). Incluso hoy en día, los científicos no son unánimes sobre el origen de ese agua, con evidencias que amparan que el agua es de procedencia extraplanetaria y otras que podría aparecer por los sucesos acaecidos en su historia, e incluso de ambos orígenes parcialmente. Los océanos se habrían individualizado hace 4400 millones de años. El estudio de circonitas muy antiguas muestra que estuvieron en contacto con agua líquida, es decir que existía agua líquida en la superficie de la Tierra joven hace 4404±8 Ma. Estos estudios destacan la presencia de una hidrosfera joven pero también la existencia de un ambiente caracterizado por temperaturas que permitirían la existencia de agua líquida (teoría de la «Tierra temprana fría»). Algunos estudios sobre muestras de rocas lunares y terrestres concluyen que las entradas externas de agua, y en particular por el impacto de Theia, estarían limitadas a entre un 5 y un 30%, aunque otros consideran que la mayor parte del agua provendría de ese impactador.
El agua tiene una temperatura de condensación mucho más baja que otros materiales que componen los planetas terrestres del sistema solar, como el hierro y los silicatos. La región del disco protoplanetario más cercana al Sol estaba muy caliente al principio de la historia del sistema solar, y no es factible que se condensaran océanos de agua con la Tierra cuando se formó. Más lejos del Sol joven, donde las temperaturas eran más frías, el agua podría condensarse y formar planetesimales helados. El límite de la región donde se pudo formar el hielo en los inicios del sistema solar se conoce como línea de congelamiento (o línea de nieve) y se encuentra en el cinturón de asteroides moderno, aproximadamente entre 2,7 y 3,1 unidades astronómicas (UA) del Sol. Por lo tanto, sería necesario que los objetos que se formaron más allá de la línea de congelación, como los cometas, los objetos transneptunianos y los meteoroides (protoplanetas) ricos en agua, liberasen ese agua en la Tierra. Sin embargo, el momento de esa entrega aún está en duda.
Una hipótesis afirma que la Tierra acreció (creció gradualmente) por acumulación de planetesimales helados hace unos 4500 millones de años, cuando tenía entre el 60 y el 90% de su tamaño actual. En ese escenario, la Tierra pudo retener el agua de alguna forma durante los eventos de acreción e impacto mayor. Esta hipótesis está respaldada por similitudes en la abundancia y las proporciones de los isótopos de agua entre los meteoritos de condrita carbonosa más antiguos conocidos y los meteoritos de Vesta, los cuales se originan en el cinturón de asteroides del sistema solar. También está respaldado por estudios de las proporciones de isótopos de osmio, que sugieren que una cantidad considerable de agua estaba contenida en el material que la Tierra acumuló desde el principio. Las mediciones de la composición química de las muestras lunares recolectadas por las misiones Apolo 15 y Apolo 17 apoyan aún más esto, e indican que el agua ya estaba presente en la Tierra antes de que se formara la Luna.
Un problema con esta hipótesis es que las proporciones de isótopos de gases nobles de la atmósfera de la Tierra son diferentes de las de su manto, lo que sugiere que se debieron formar a partir de diferentes fuentes. Para explicar esta observación, se ha propuesto una teoría llamada «revestimiento tardío» (late veneer) en la que el agua se entregó mucho más tarde en la historia de la Tierra, después del impacto de la formación de la Luna. Sin embargo, la comprensión actual de la formación de la Tierra permite que menos del 1% del material de la Tierra se acumulase después de la formación de la Luna, lo que implicaría que el material acumulado más tarde debería haber sido muy rico en agua.
El agua también podría provenir directamente de la nebulosa protosolar, luego haber sido almacenada en el interior durante la formación del planeta y luego liberada por desgasificación de los magmas (que contienen agua unida a los silicatos de minerales hidratados y de gases atrapados, incluidos hidrógeno y oxígeno). Desde 2014, se ha apuntado principalmente a un área de rocas formada principalmente por ringwoodita, entre 525 y 660 km de profundidad, que podría contener varias veces el volumen de los océanos actuales.
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.
Asimismo, el agua terrestre habría podido provenir como consecuencia de procesos de vulcanismo: vapor de agua expulsado durante erupciones volcánicas posteriormente condensado y creador de lluvia.
El origen de una porción del agua terrestre habría podido ser bioquímico, durante la Gran Oxidación, mediante reacciones redox y fotosíntesis.
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 según la reacción:
Las modelizaciones de la dinámica temprana del sistema solar han mostrado que asteroides helados podrían haber sido enviados al sistema solar interior (incluida la Tierra) durante ese período si Júpiter hubiera migrado temporalmentemás cerca del Sol, irrumpiendo en el espacio de los planetas interiores del sistema solar, y desestabilizando 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. El descubrimiento de emisión de vapor de agua en Ceres (hoy considerado planeta enano) provee información relacionada con contenido agua–hielo del cinturón de asteroides.
Las proporciones isotópicas proporcionan una «huella química» única que se utiliza para comparar el agua de la Tierra con los yacimientos de agua de otras partes del sistema solar. Una de esas proporciones isotópicas, la de deuterio a hidrógeno (D/H), es particularmente útil en la búsqueda del origen del agua en la Tierra. El hidrógeno es el elemento más abundante en el universo, y su isótopo más pesado, el deuterio, a veces puede reemplazar a un átomo de hidrógeno en moléculas como el H
2O. La mayor parte del deuterio se creó en el Big Bang o en supernovas, por lo que la desigual distribución a lo largo de la nebulosa protosolar fue efectivamente «encerrada» temprano en la formación del sistema solar. Al estudiar las diferentes proporciones isotópicas de la Tierra y de otros cuerpos helados del sistema solar, se pueden investigar los orígenes probables del agua de la Tierra.
Se sabe con mucha precisión que la relación deuterio a hidrógeno del agua de los océanos en la Tierra es (1.5576 ± 0.0005)×10−4. Este valor representa una mezcla de todas las fuentes que contribuyeron a los reservorios de la Tierra y se usa para identificar la fuente o fuentes del agua de la Tierra. La proporción de deuterio a hidrógeno puede haber aumentado a lo largo de la vida de la Tierra, ya que es más probable que el isótopo más ligero se filtrase al espacio en los procesos de pérdida atmosférica. Sin embargo, no se conoce ningún proceso que pueda disminuir la relación D/H de la Tierra con el tiempo. Esta pérdida del isótopo más ligero es una explicación de por qué Venus tiene una relación D/H tan alta, ya que el agua de ese planeta se vaporizó durante el efecto invernadero desbocado y posteriormente perdió gran parte de su hidrógeno en el espacio. Debido a que la relación D/H de la Tierra ha aumentado significativamente con el tiempo, la relación D/H del agua entregada originalmente al planeta era más baja que en la actualidad. Esto es consistente con un escenario en el que una proporción significativa del agua en la Tierra ya estaba presente durante la evolución temprana del planeta.
Múltiples estudios geoquímicos han concluido que los asteroides son probablemente la principal fuente de agua de la Tierra. Las condritas carbonáceas —que son una subclase de los meteoritos más antiguos del sistema solar— tienen niveles isotópicos muy similares al agua del océano. Las subclases de condritas carbonáceas CI y CM tienen específicamente niveles de isótopos de hidrógeno y nitrógeno que se asemejan mucho al agua de mar de la Tierra, lo que sugiere que el agua de esos meteoritos podría ser la fuente de los océanos de la Tierra. Dos meteoritos de 4500 millones de años encontrados en la Tierra que contenían agua líquida junto con una amplia diversidad de compuestos orgánicos pobres en deuterio respaldan aún más esta afirmación. La relación actual de deuterio a hidrógeno de la Tierra también coincide con las antiguas condritas eucritas, que se originan en el asteroide Vesta en el cinturón de asteroides exterior. Se cree que las condritas CI, CM y eucrita tienen el mismo contenido de agua y proporciones de isótopos que los antiguos protoplanetas helados del cinturón de asteroides exterior que luego entregaron agua a la Tierra.
Los cometas son cuerpos del tamaño de un kilómetro hechos de polvo y hielo que se originan en el cinturón de Kuiper (20-50 UA) y la nube de Oort (> 5000 UA), pero tienen órbitas altamente elípticas que los llevan al interior del sistema solar. Su composición helada y sus trayectorias que los llevan al interior del sistema solar los convierten en un objetivo para mediciones remotas e in situ de las relaciones D/H. Es inverosímil que el agua de la Tierra se haya originado únicamente en los cometas, ya que las mediciones de isótopos de la relación deuterio a hidrógeno (D/H) en los cometas Halley, Hyakutake, Hale-Bopp, 2002T7 y Tuttle, arrojan valores aproximadamente del doble de los del agua oceánica. Utilizando esta relación D/H de los cometas, los modelos predicen que menos del 10% del agua de la Tierra provendría de los cometas.
Otros cometas de período más corto (<20 años), llamados cometas de la familia Júpiter probablemente se originan en el cinturón de Kuiper, aunque sus trayectorias orbitales han sido influenciadas por interacciones gravitacionales con Júpiter o Neptuno. 67P/Churyumov-Gerasimenko es uno de esos cometas que fue objeto de mediciones isotópicas por la sonda espacial Rosetta, que encontró que el cometa tiene una relación D/H tres veces mayor que la del agua de mar de la Tierra. Otro cometa de la familia de Júpiter, 103P/Hartley 2, tiene una relación D/H que es consistente con el agua de mar de la Tierra, pero sus niveles de isótopos de nitrógeno no coinciden con los de la Tierra.
Evidencias adicionales de la Universidad de Münster de 2019 muestran que la composición isotópica del molibdeno del manto de la Tierra se originó en el sistema solar exterior, probablemente habiendo traído agua a la Tierra. Su explicación es que Theia, el planeta que según la hipótesis del impacto gigante chocó con la Tierra hace 4500 millones de años formando la Luna, puede haberse originado en el sistema solar exterior en lugar del sistema solar interior, trayendo materiales con agua y carbono con él.
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