Water is waterstof en zuurstof. Om een vloeistof te worden die wij kennen, moeten ze worden gecombineerd, en om ervoor te zorgen dat de vloeistof genoeg is voor de hele zee, moeten er veel van deze stoffen zijn. En, nu al, voor de hele oceaan …
In de afgelopen decennia zijn wetenschappers controversieel geweest over waar op aarde de waterstof in de vereiste hoeveelheden vandaan kwam. Met zuurstof is het probleem niet zo acuut, omdat het minder vluchtig is, en waterstof op zo'n afstand van de zon min of meer verrassend is en uitleg nodig heeft.
Een team van geologen van de Arizona State University analyseerde de isotopensamenstelling van terrestrische waterstof en de waarschijnlijke routes voor de accumulatie ervan. De focus lag op twee concurrerende hypothesen, volgens welke waterstof naar de aarde kwam, hetzij van asteroïden, hetzij van kometen. Opgemerkt moet worden dat in die tijd de aarde, of liever wat later met deze naam zal worden genoemd, zelf in het algemeen een asteroïde was, alleen meer.
Natuurlijke waterstof is samengesteld uit twee isotopen. In het meest voorkomende geval bestaat de kern van een atoom uit één proton. In zeldzame gevallen (in de orde van duizendsten) wordt een neutron aan een proton gehecht - deze stof wordt deuterium genoemd en de combinatie met zuurstof wordt zwaar water genoemd. Er is ook een optie met twee neutronen - tritium, het is radioactief, vervalt snel en het is onlogisch om er bij deze berekeningen rekening mee te houden.
De verhouding van het aantal deuteriumatomen (D) tot gewone atomen (H) wordt de D / H-verhouding genoemd en stelt je in staat de bron van waterstof te bepalen. Asteroïdewater heeft bijvoorbeeld een D / H van ongeveer 140 delen per miljoen (ppm), terwijl komeetwater tussen 150 ppm en 300 ppm heeft.
Waterstof op aarde heeft een ongeveer "asteroïde" isotopensamenstelling, maar dit is niet het enige probleem.
Wetenschappers geloven dat de gassen van de nevel waaruit de zon iets eerder is gevormd, een belangrijke rol kunnen spelen bij de accumulatie ervan. Het belangrijkste punt is de concentratie van waterstof in de kern van de aarde met een gelijktijdige toename van de relatieve hoeveelheid deuterium in de mantel.
Tijdens de vorming van onze planeet botsten planetesimalen ter grootte van de maan relatief vaak, waardoor ze zwaardere lichamen vormden, en een aanzienlijk deel van het oppervlak van de toekomstige planeet werd gesmolten door de energie die vrijkwam tijdens de botsingen. Dit leidde tot het feit dat een aanzienlijk deel van moleculaire waterstof uit de protoatmosfeer van de planeet werd opgevangen door zwaardere elementen, vooral ijzer, en daarmee in de darmen "verdronk". Dit beïnvloedde de isotopensamenstelling van waterstof - deuterium lost slechter op in gesmolten ijzer en bleef in deze situatie dichter bij het oppervlak, in de mantel.
Promotie video:
Om deze hypothese te testen, bestudeerden wetenschappers monsters van stollingsgesteenten, die als mantel worden beschouwd, om de isotopensamenstelling van de aanwezige waterstof te verduidelijken.
De analyse toonde aan dat waterstof, dat toen aanwezig was in de gaswolk rond de zon, een belangrijke rol speelde bij de vorming van de aarde. Het, opgelost in de diepten van de aarde, zou in de beginfase van de vorming van de planeet voldoende moeten zijn voor zeven of acht delen van de moderne Wereldoceaan. Nu genoeg voor twee.
Details zijn te zien in een artikel gepubliceerd in de Journal of Geophysical Research.
