De oorsprong van water op Aarde is het onderwerp van onderzoek op het gebied van planetologie, astronomie en astrobiologie. Daarnaast is het de vraag waarom er op Aarde meer water voorkomt dan op de andere aardachtige planeten in het zonnestelsel – Mercurius, Venus en Mars – is tot op heden nog niet duidelijk. Toen de Aarde in zijn planetesimale fase zat, was er waarschijnlijk al wel water aanwezig. Dit water en andere lichtgewicht vloeiende eenheden als koolstofdioxide (CO2), methaan (CH4) en stikstof (N2) kwam meestal uit vulkanen of via uitgassen van de Aarde, en vormden een waterdamploze Aardse atmosfeer.
Een deel van het water moet zijn ontstaan door het uitgassen van magma, dat uit het binnenste van de Aarde komt. Een andere factor die voor het water op Aarde zorgde was de inslag van kometen, transneptunische objecten of waterrijke planetoïden (protoplaneten) die van buiten de planetoïdengordels op de Aarde terechtkwamen. Metingen naar de samenstelling van de waterstofisotopen deuterium en protium (D/H-verhouding) duiden daarbij eerder op planetoïden, omdat in de waterverbindingen van koolachtige chondrieten dezelfde verhoudingen werden gevonden als die van het oceanische water, aangezien voorgaande metingen van de isotopen in kometen en transneptunische objecten slechts gedeeltelijk overeenkwamen met het water op Aarde.
Verschillende hypothesen
Daar vroeg in de wordingsgeschiedenis van het zonnestelsel het deel van de protoplanetaire schijf dat zich het dichtst bij de Zon bevond zeer heet was, is het onwaarschijnlijk dat tezamen met de vroegste proto-Aarde grote watermassa's condenseerden wanneer de Aarde door accretie gevormd werd. Water heeft een veel lagere condensatietemperatuur dan andere materie waaruit de Aardse planeten samengesteld zijn, zoals silicaten en ijzer. Op grotere afstand van de jonge Zon heersten echter lagere temperaturen, zodat water daar kon condenseren tot ijshoudende planetesimalen. De grens van het gebied waar zich ijs kon vormen in het vroege zonnestelsel wordt de ijslijn[2] genoemd, en was gesitueerd in het gebied waar zich nu de asteroïdengordel bevindt, tussen 2,7 en 3,1 AE verwijderd van de Zon.[3][4] Daarom waren objecten (planetesimalen) die de proto-Aarde door inslag van water voorzagen, bv. waterrijke meteoroïden (zoals protoplaneten), kometen en transneptunische objecten, objecten die in de asteroïdengordel en mogelijk voorbij de ijslijn gevormd werden. Volgens deze hypothese was de proto-Aarde vanaf ca. 4500 miljoen jaar geleden (Ma) in staat om water in een of andere vorm te behouden door accretie met en inslagen door waterrijke (ijshoudende) planetesimalen.[5] In die periode bedroeg de massa van de proto-Aarde 60 tot 90 % van haar huidige. Deze hypothese wordt ondersteund door overeenkomsten in de abundantie en de isotoopratio's van water tussen de oudst bekende koolstofhoudende chondrieten (de oudste meteorieten in het zonnestelsel) en meteorieten van de asteroïde (planetoïde) Vesta, die alle in de asteroïdengordel van het zonnestelsel hun oorsprong vonden.[6][7] De hypothese wordt verder nog ondersteund door onderzoek naar ratio's van osmiumisotopen die aangeven dat een aanzienlijke hoeveelheid water ingesloten was in de materie dat door accretie door de proto-Aarde opgenomen werd.[8][9] Modellen van de dynamica van het vroege zonnestelsel tonen dat ijshoudende asteroïden aan het binnenste zonnestelsel kunnen toegevoegd zijn, waaronder aan de proto-Aarde, indien Jupiter dichter naar de proto-Zon migreerde.[10] Metingen van de chemische samenstelling van maanmonsters die door de Apollomissies 15 en 17 verzameld werden ondersteunen de hypothese eveneens en tonen aan dat de proto-Aarde reeds water bevatte vóór de vorming van de Maan.[11] Een derde hypothese (Budde et al., 2019), ondersteund door ratio's van molybdeenisotopen, oppert dat de proto-Aarde het meeste van haar watermassa verkreeg ten gevolge van dezelfde interplanetaire impact die de vorming van de Maan veroorzaakte.[12] De bewijsvoering door Budde et al. toont dat de isotopische vingerafdruk[13] van het molybdeen in de aardmantel haar oorsprong vindt in het buitenste zonnestelsel, waar dus het water van de proto-Aarde waarschijnlijk vandaan kwam.
Theia
De hypothetische planeet Theia, vermeld in de impacthypothese volgens dewelke zij 4,5 miljard geleden (4,5 Ga) insloeg in de proto-Aarde, was mogelijk eerder afkomstig van het buitenste dan van het binnenste zonnestelsel, en implementeerde water en koolstofgebaseerde materie.[12] Volgens Monday en Taylor (2019)[14] echter toont hun onderzoek aan dat waterstof in het inwendige van de proto-Aarde een rol speelde in de vorming van water. De beide theorieën, het ontstaan van water door impact van ijshoudende planetesimalen met dezelfde samenstelling als asteroïden uit de buitenranden van de asteroïdengordel, en het ontstaan van water door waterstof, sluiten elkaar niet uit.[15] Veelvuldige geochemische onderzoeken leidden echter tot het besluit dat asteroïden het meest waarschijnlijk de primaire en voornaamste bron zijn van water op Aarde.[16] De isotopenniveaus van koolstofhoudende chondrieten, de oudste meteorieten in het zonnestelsel, hebben de meeste gelijkenis met oceaanwater, meer dan kometen.[17][18] Vooral de CI en CM onderklassen van koolstofhoudende chondrieten[19] hebben waterstof- en stikstofisotopenniveaus die sterke gelijkenis met zeewater vertonen. Het water in deze meteorieten zou de bron van de oceanen op Aarde kunnen zijn.[20] Dit wordt verder ondersteund door halietkristallen in de 4,5 miljard jaar (4,5 Ga) oude meteorieten Zag en Monahans die in 1998 op Aarde gevonden werden en die vloeibaar water bevatten naast een grote diversiteit van deuteriumarmeorganische componenten.[21] De huidige deuterium/waterstof ratio van de Aarde komt ook overeen met die van zeer oude eucriete chondrieten die afkomstig zijn van de Vesta-asteroïde in de buitenste asteroïdengordel.[22]
Eucrieten zijn steenachtige meteorieten die geen chondrules bevatten en waarvan er velen afkomstig zijn van het oppervlak van Vesta. Er wordt aangenomen dat CI- en CM-chondrieten en eucriete chondrieten dezelfde samenstelling van water en isotoopratio's hebben als zeer oude ijshoudende protoplaneten uit de buitenste regionen van de asteroïdengordel, uit de Kuipergordel en uit het gebied van de grote planeten die later door impact en accretie water aan de proto-Aarde toevoegden.[23]
Andere verklaringen
Piani et al., onderzoekers van Washington University in Saint Louis (Missouri, VS) en de American Association for the Advancement of Science rapporteerden in augustus 2020 dat er sinds het begin van de vorming van de planeet mogelijk altijd voldoende water op Aarde aanwezig geweest is om oceanen te vormen.[24][25][26] Wu et al.[27] presenteerden voor het eerst een model voor de oorsprong van water op Aarde dat de bijdrage van de zonnenevel kwantificeert boven op dat van chondrieten, de voornaamste bouwstenen van de planeet. De huidige consensus is dat het meeste water op Aarde afkomstig is van de accretie van koolstofhoudende chondriete materie, in het bijzonder CI-achtige chondrieten[19] afkomstig van buiten de ijslijn[2] in de zonnenevel.[28][29] Het model houdt rekening met oplossing van waterstof afkomstig van de zonnenevel in de magma-oceanen van de proto-Aarde en met de chemische reactie tussen waterstof en ijzerdruppels er binnenin. Zulke processen leverden niet alleen talloze waterstofatomen vanuit de aardmantel naar de aardkern, maar genereerden ook een aannemelijk verschil in de isotopische samenstelling van de waterstof tussen de mantel en de kern (verhouding 2H/1H). Een aan de huidige kennis van waterstof aangepast model geeft de beste combinaties van bijdragen van de zonnenevel en van chondritische meteorieten aan het water op Aarde. Bijna één op de honderd Aardse watermolecules is afkomstig van de zonnenevel. Met vier tot vijf oceanen in de kern en ruwweg twee in de aardmantel, houdt onze planeet het meeste water in haar inwendige.
In tegenstelling tot gesteenten zijn zirkoonmineralen hoog resistent tegen verwering en andere geologische processen en worden daarom gebruikt om de omstandigheden op de vroege proto-Aarde te begrijpen. Ze leveren het mineralogische bewijs dat 4404 ± 0,008 miljoen jaar geleden (4404 ± 0,008 Ma) een atmosfeer en vloeibaar water moeten bestaan hebben.[30]Kussenlava, een basaltisch of andesitischuitvloeiingsgesteente dat tijdens een onderwater eruptie gevormd wordt, afkomstig van de Isua Greenstone Belt (Zuidwest-Groenland) levert ook geologisch bewijs dat minstens al 3,8 miljard jaar geleden (eraEoarcheïcum) op de proto-Aarde water aanwezig was.[31] Cates en Mojzsis (2007) dateerden zeldzame felsische intrusies in de uit mafisch en ultramafischmetamorfe supracrustale gesteenten,[32] geassocieerd met sedimentair gesteente, bestaande Nuvvuagittuq Greenstone Belt (Noord-Quebec, Canada) eveneens op ongeveer 3,8 miljard jaar.[33] O'Neil et al. dateerden de dominant mafische Ujaraalukunit van de Nuvvuagittuq Greenstone Belt op ca. 4,28 (4313 +41 −69 Ma.) miljard jaar (eonHadeïcum).[31][34] Indien oceanen vroeger dan deze tijdstippen bestonden, dan moet ofwel het geologische bewijs hiervoor nog gevonden worden of werd het in de loop van de miljarden jaren door tektonische processen zoals crustal recycling[35] vernietigd. Voor het berekenen van het verlies aan water in de loop van miljoenen jaren is het scheikundig elementxenon nuttig. Omdat het een edelgas is wordt het niet verwijderd uit de atmosfeer ten gevolge van chemische reacties met andere elementen. Vergelijkingen tussen de abundantie (de hoeveelheidsverhouding van de chemische elementen in een bepaalde omgeving) van de negen stabiele isotopen van xenon in de huidige atmosfeer onthullen dat de Aarde vroeg in haar geschiedenis minstens één oceaan verloor (op de overgang tussen het Hadeïcum en het Archeïcum).[36]
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
Referenties
↑(en) The World Factbook. www.cia.gov. Gearchiveerd op 5 januari 2010. Geraadpleegd op 17 maart 2016.
↑Gradie, J. Tedesco, E. (1982). "Compositional Structure of the Asteroid Belt". Science. 216 (4553): 1405–1407. doi:10.1126/science.216.4553.1405 [1] (1982-06-25).
↑Martin, R.G., Livio, M. (2013). "On the evolution of the snow line in protoplanetary discs – II. Analytic approximations". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 434 (1): 633–638. doi:10.1093/mnras/stt1051 [2] (2013-07-03).
↑Peslier, A.H., Schönbächler, M., Busemann, H., Karato, S-I (2017). "Water in the Earth's Interior: Distribution and Origin". Space Science Reviews. 212 (1–2): 743–810. doi:10.1007/s11214-017-0387-z [3] (2017-08-09).
↑Fazekas, A. (2014). Mystery of Earth's Water Origin Solved, Nationalgeographic.com, 30 October 2014 [4].
↑Sarafian, A.R., Nielsen, S.G., Marschall, H.R., McCubbin, F.M., Monteleone, B.D. (2014). "Early accretion of water in the inner solar system from a carbonaceous chondrite-like source". Science. 346 (6209): 623–626. doi:10.1126/science.1256717 [5] (2014-10-30).
↑Drake, M.J. (2005). "Origin of water in the terrestrial planets". Meteoritics & Planetary Science. 40 (4): 519–527. doi:10.1111/j.1945-5100.2005.tb00960.x [6].
↑Drake, M.J. et al. (2005). "Origin of water in the terrestrial planets". Asteroids, Comets, and Meteors (IAU S229). 229th Symposium of the International Astronomical Union. Vol. 1. Búzios, Rio de Janeiro, Brazil: Cambridge University Press. pp. 381–394. doi:10.1017/S1743921305006861 [7] (August 2005).
↑Gomes, R., Levison, H.F., Tsiganis, K., Morbidelli, A. (2005). "Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets". Nature. 435 (7041): 466–469. doi:10.1038/nature03676 [8].
↑Cowen, R. (2013). "Common source for Earth and Moon water". Nature. doi:10.1038/nature.2013.12963 [9] (9 May 2013).
↑ abBudde, G., Burkhardt, Chr., Kleine, T. (2019). "Molybdenum isotopic evidence for the late accretion of outer Solar System material to Earth". Nature Astronomy. 3 (8): 736–741. doi:10.1038/s41550-019-0779-y [10] (20 May 2019).
↑Een 'isotopische vingerafdruk' (of 'isotopische handtekening') is een verhouding van stabiele radiogene (ioniserende straling veroorzakend) isotopen, niet-radiogene stabiele isotopen of onstabiele radioactieve isotopen van bepaalde elementen in een onderzochte materie.
↑Monday, N., Taylor, R. (2019). "Where did Earths water come from". Astronomy.com. [11].
↑Pepin, Robert O. (July 1991). "On the origin and early evolution of terrestrial planet atmospheres and meteoritic volatiles". Icarus. 92 (1): 2–79. doi:10.1016/0019-1035(91)90036-s [12].
↑Q. Choi, Ch. (2014). "Most of Earth's Water Came from Asteroids, Not Comets". Space.com. [13] (2014-12-10).
↑Daly, R.T., Schultz, P.H. (2018). "The delivery of water by impacts from planetary accretion to present". Science Advances. 4 (4) doi:10.1126/sciadv.aar2632 [14](25 April 2018).
↑Gorman, J. (2018). "How Asteroids May Have Brought Water to Earth". The New York Times (15 May 2018).
↑ abCI-chondrieten (Ivuna type) bevatten geen chondrules en resistente insluitsels en zijn bijna uitsluitend samengesteld uit fijnkorrelige materie dat op de ouderasteroïde een hoge graad van wijziging in de watersamenstelling onderging (isotopen en moleculaire structuur). Het zijn sterk geoxideerdesamengestelde gesteenten die overvloedig magnetiet en sulfate mineralen bevatten. Metallisch ijzer is niet aanwezig. De chemische samenstelling van CI-chondrieten lijkt sterk op die van de fotosfeer van de Zon, waterstof en helium buiten beschouwing gelaten, hebben dus van alle metorieten de meest primitieve samenstelling en worden dikwijls gebruikt als een standaard voor de vaststelling van de graad van chemische fractionering van materie gevormd in het zonnestelsel. CM-chondrieten zijn voor ongeveer 70 % samengesteld uit fijnkorrelige materie. De meeste ondergingen diepgaande wijziging in de watersamenstelling (isotopen en moleculaire structuur).
↑Alexander, Conel M. O'D. (2017). "The origin of inner Solar System water". Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. doi:10.1098/rsta.2015.0384 [15] (2017-04-17).
↑Chan, Queenie H.S., Zolensky, M.E., Kebukawa, Y., Fries, M., Ito, M., Steele, A., Rahman, Z., Nakato, A., Kilcoyne, A.L.D., Mase, K., Suga, H., Takahashi, Y., Takeichi, Y. (2018). "Organic matter in extraterrestrial water-bearing salt crystals". Science Advances. 4. doi:10.1126/sciadv.aao3521 [16] (10 January 2018).
↑Sarafian, A.R., Nielsen, S.G., Marschall, H.R., McCubbin, F.M., Monteleone, B.D. (2014). "Early accretion of water in the inner solar system from a carbonaceous chondrite–like source". Science. 346 doi:10.1126/science.1256717 [17] (2014-10-31).
↑Morbidelli, A., Chambers, J., Lunine, J.I., Petit, J.M., Robert, F., Valsecchi, G.B., Cyr, K.E. (2000). "Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth". Meteoritics & Planetary Science. 35 (6) doi:10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x [18].
↑Piani, L., Marrocchi, Y., Rigaudier T., Vacher, L.G., Thomassin, D. and Marty, B. (2020). "Earth's water may have been inherited from material similar to enstatite chondrite meteorites". Science. 369 (6507): 1110–1113. doi:10.1126/science.aba1948 [19] (28 August 2020).
↑Washington University in Saint Louis (2020). "Meteorite study suggests Earth may have been wet since it formed – Enstatite chondrite meteorites, once considered 'dry,' contain enough water to fill the oceans -- and then some". EurekAlert! [20] (27 August 2020).
↑American Association for the Advancement of Science. (2020). "Unexpected abundance of hydrogen in meteorites reveals the origin of Earth's water". EurekAlert!. [21] (27 August 2020).
↑Wu, J., Desch, S.J., Schaefer, L., Elkins-Tanton, L.T., Pahlevan, K., Buseck, P.R. (2018). Origin of Earth's Water: Chondritic Inheritance Plus Nebular Ingassing and Storage of Hydrogen in the Core. agupubs.onlinelibrary.wiley.com [22].
↑Alexander, C.M.O.'.D., Bowden, R., Fogel, M.L., Howard, K.T., Herd, C.D.K., & Nittler, L.R. (2012). The provenances of asteroids, and their contributions to the volatile inventories of the terrestrial planets. Science, 337(6095), 721–723 [23].
↑Marty, B. (2012). The origins and concentrations of water, carbon, nitrogen and noble gases on Earth. Earth and Planetary Science Letters, 313–314, 56–66. [24].
↑Wilde S.A., Valley J.W., Peck W.H. and Graham C.M. (2001). "Evidence from detrital zircons for the existence of continental crust and oceans on the Earth 4.4 nGyr ago". Nature. 409 (6817): 175–8. doi:10.1038/35051550 [25].
↑ abPinti, D.L., Arndt, N. (2014). "Oceans, Origin of", Encyclopedia of Astrobiology, Springer Berlin Heidelberg, pp. 1–5, doi:10.1007/978-3-642-27833-4_1098-4 [26].
↑'Supracrustaal gesteente' is gesteente dat gevormd werd op een reeds bestaand basisgesteente van de aardkorst.
↑Cates, N.L., Mojzsis, S.J. (2007). "Pre-3750 Ma supracrustal rocks from the Nuvvuagittuq supracrustal belt, northern Québec". Earth and Planetary Science Letters. 255 (1–2): 9–21. doi:10.1016/j.epsl.2006.11.034 (March 2007) [27].
↑O'Neil, J., Carlson, R.W., Paquette, J.-L., Francis, D. (2012). "Formation age and metamorphic history of the Nuvvuagittuq Greenstone Belt". Precambrian Research. 220–221: 23–44. doi:10.1016/j.precamres.2012.07.009 (November 2012) [28].
↑Crustal recycling is een tektonisch proces waarbij oppervlaktegesteente van de lithosfeer door subductie-erosie of delaminatie in de aardmantel herwerkt wordt. 'Subductie-erosie' of tektonische erosie is het verlies van korst van een overheersende tektonische plaat als gevolg van subductie. 'Delaminatie' verwijst naar het zinken en het verlies van de onderste lithosfeer van de tektonische plaat waaraan het vastgehecht was.
↑Zahnle, K.J., Gacesa, M., Catling, D.C. (2019). "Strange messenger:A new history of hydrogen on Earth, as told by Xenon". Geochimica et Cosmochimica Acta. 244: 56–85. doi:10.1016/j.gca.2018.09.017 [29].
