El agua es hidrógeno y oxígeno. Para convertirse en un líquido conocido por nosotros, deben combinarse, y para que el líquido sea suficiente para todo el mar, debe haber muchas de estas sustancias. Y, ya, para todo el océano …
En las últimas décadas, los científicos han sido controvertidos sobre de dónde proviene el hidrógeno en las cantidades requeridas en la Tierra. Con el oxígeno, el problema no es tan agudo, ya que es menos volátil, y el hidrógeno a tal distancia del Sol es más o menos sorprendente y requiere una explicación.
Un equipo de geólogos de la Universidad Estatal de Arizona analizó la composición isotópica del hidrógeno terrestre y las posibles vías para su acumulación. La atención se centró en dos hipótesis en competencia, según las cuales el hidrógeno llegaba a la Tierra procedente de asteroides o cometas. Cabe señalar que en aquellos días la Tierra, o más bien lo que luego se llamará con este nombre, era en general un asteroide, solo que más.
El hidrógeno natural está compuesto por dos isótopos. En el caso más común, el núcleo de un átomo consta de un protón. En casos raros (del orden de milésimas), un neutrón se une a un protón; esta sustancia se llama deuterio y su combinación con oxígeno se llama agua pesada. También hay una opción con dos neutrones: el tritio, es radiactivo, se desintegra rápidamente y es ilógico tenerlo en cuenta en estos cálculos.
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La relación entre el número de átomos de deuterio (D) y los átomos ordinarios (H) se denomina relación D / H y le permite determinar la fuente de hidrógeno. Por ejemplo, el agua de los asteroides tiene una D / H de aproximadamente 140 partes por millón (ppm), mientras que el agua de los cometas tiene entre 150 ppm y 300 ppm.
El hidrógeno en la Tierra tiene una composición isotópica aproximadamente de "asteroide", pero este no es el único problema.
Los científicos creen que los gases de la nebulosa a partir de la cual se formó el Sol un poco antes podrían desempeñar un papel importante en su acumulación. El punto clave es la concentración de hidrógeno en el núcleo de la Tierra con un aumento simultáneo de la cantidad relativa de deuterio en el manto.
Durante la formación de nuestro planeta, los planetesimales del tamaño de una luna colisionaron con relativa frecuencia, formando cuerpos más masivos, y una parte significativa de la superficie del futuro planeta se derritió por la energía liberada durante las colisiones. Esto llevó al hecho de que una parte significativa del hidrógeno molecular de la protoatmosfera del planeta fue capturada por elementos más pesados, especialmente el hierro, y, junto con él, se "ahogó" en las entrañas. Esto afectó la composición isotópica del hidrógeno - el deuterio se disuelve peor en el hierro fundido y, en esta situación, permanece más cerca de la superficie, en el manto.
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Para probar esta hipótesis, los científicos estudiaron muestras de rocas ígneas, consideradas manto, con el fin de aclarar la composición isotópica del hidrógeno presente en ellas.
El análisis mostró que el hidrógeno, entonces contenido en la nube de gas que rodeaba al Sol, jugó un papel importante en la formación de la Tierra. Disuelto en las profundidades de la Tierra, en la etapa inicial de la formación del planeta debería haber sido suficiente para siete u ocho volúmenes del Océano Mundial moderno. Suficiente para dos ahora.
Los detalles se pueden ver en un artículo publicado en el Journal of Geophysical Research.
