Var kom jordens globala hav ifrån? Ett team av geoforskare vid Arizona State University under ledning av Peter Buseck, Regents professor vid ASU:s School of Earth and Space Exploration (SESE) och School of Molecular Sciences, har hittat ett svar i en tidigare försummad källa. Teamet har också upptäckt att vår planet innehåller betydligt mer väte, en proxy för vatten, än vad forskare tidigare trodde.

Så var är det? Mestadels nere i vår planets kärna, men mer om det om en minut. Den större frågan är varifrån allt detta kom från från början.

"Kometer innehåller mycket is, och i teorin kunde ha levererat lite vatten, " säger Steven Desch, professor i astrofysik vid SESE och en av forskarna i teamet. Asteroider, han lägger till, är också en källa, inte lika vattenrik men ändå riklig.

"Men det finns ett annat sätt att tänka på vattenkällor i solsystemets uppväxtdagar, " Desch förklarar. "Eftersom vatten är väte plus syre, och syre är rikligt, vilken vätekälla som helst kunde ha tjänat som ursprunget till jordens vatten."

I början

Vätgas var huvudingrediensen i solnebulosan - de gaser och stoft som solen och planeterna bildades ur. Om det rikliga vätet i nebulosan kunde kombineras med jordens steniga material när det bildades, som kan vara det ultimata ursprunget till jordens globala hav.

Jun Wu, huvudförfattaren till tidningen laget har publicerat i Journal of Geophysical Research , är biträdande forskarprofessor i både SESE och School of Molecular Sciences. Han säger, "Solnebulosan har fått minst uppmärksamhet bland existerande teorier, även om det var den dominerande reservoaren av väte i vårt tidiga solsystem."

Men först, visst geokemiskt detektivarbete.

För att skilja mellan vattenkällor, forskare vänder sig till isotopkemi, mäta förhållandet mellan två sorters väte. Nästan alla väteatomer har en kärna som är en enda proton. Men i ungefär en av 7, 000 väteatomer, kärnan har en neutron förutom protonen. Denna isotop kallas "tungt väte, " eller deuterium, symboliserad som D.

Förhållandet mellan antalet D-atomer och vanliga H-atomer kallas D/H-förhållandet, och det fungerar som ett fingeravtryck för var vätet kom ifrån. Till exempel, asteroidalt vatten har ett D/H på cirka 140 miljondelar (ppm), medan kometvatten rinner högre, allt från 150 ppm till så mycket som 300 ppm.

Forskare vet att jorden har ett globalt hav av vatten på sin yta och ytterligare två oceaner av vatten löst i sina mantelbergarter. Det vattnet har ett D/H-förhållande på cirka 150 ppm, gör en asteroidkälla till en bra match.

Kometer? Med sina högre D/H-förhållanden, kometer är oftast inte bra källor. Och vad värre är, D/H för vätgas i solnebulosan var bara 21 ppm, alldeles för låg för att tillföra stora mängder av jordens vatten. Faktiskt, asteroidmaterial är så pass bra att tidigare forskare har räknat bort de andra källorna.

Men, säger Wu och kollegor, andra faktorer och processer har förändrat D/H för jordens väte, med början när planeten först började bildas. Wu säger, "Detta betyder att vi inte bör ignorera den upplösta solnebulosagasen."

Koncentrera väte

Nyckeln ligger i en process som kombinerar fysik och geokemi, som teamet fann verkade för att koncentrera väte i kärnan samtidigt som de höjde den relativa mängden deuterium i jordens mantel.

Processen började ganska tidigt när solens planeter började bildas och växa genom sammanslagning av primitiva byggstenar som kallas planetembryon. Dessa objekt i mån-till-Mars-storlek växte mycket snabbt i det tidiga solsystemet, kolliderar och ansamlas material från solnebulosan.

Inuti embryona, sönderfallande radioaktiva grundämnen smält järn, som grep asteroidalt väte och sjönk för att bilda en kärna. Det största embryot upplevde kollisionsenergi som smälte hela dess yta, gör vad forskare kallar ett magmahav. Smält järn i magman ryckte ut väte ur den utvecklande primitiva atmosfären, som härrörde från solnebulosan. Järnet bar detta väte, tillsammans med väte från andra källor, ner i embryots mantel. Så småningom koncentrerades vätet i embryots kärna.

Samtidigt pågick en annan viktig process mellan smält järn och väte. Deuteriumatomer (D) gillar inte järn lika mycket som deras H-motsvarigheter, vilket orsakar en lätt anrikning av H i det smälta järnet och lämnar relativt mer D kvar i magman. På det här sättet, kärnan utvecklade gradvis ett lägre D/H-förhållande än silikatmanteln, som bildades efter att magmahavet svalnat.

Allt detta var steg ett.

Steg två följde när embryon kolliderade och slogs samman för att bli proto-jorden. Återigen utvecklades ett magmahav på ytan, och ännu en gång, överblivet järn och väte kan ha genomgått liknande processer som i steg ett, därmed fullborda leveransen av de två elementen till kärnan av proto-jorden.

Wu tillägger, "Förutom vätet som embryona fångade, vi förväntar oss att de också fångat lite kol, kväve, och ädelgaser från den tidiga solnebulosan. Dessa borde ha lämnat några isotopspår i kemin hos de djupaste stenarna, som vi kan leta efter."

Teamet modellerade processen och kontrollerade dess förutsägelser mot prover av mantelstenar, som är sällsynta idag på jordens yta.

"Vi beräknade hur mycket väte löst i dessa kroppars mantlar kunde ha hamnat i deras kärnor, ", säger Desch. "Sedan jämförde vi detta med de senaste mätningarna av D/H-förhållandet i prover från jordens djupa mantel." Detta lät teamet sätta gränser för hur mycket väte som finns i jordens kärna och mantel.

"Slutresultatet, säger Desch, "är att jorden sannolikt har bildats med sju eller åtta globala oceaners väte. Majoriteten av detta kom verkligen från asteroidala källor. Men några tiondelar av ett oceans värde av väte kom från solnebulosen."

Lägga ihop kvantiteterna cachade på flera ställen, Wu säger, "Vår planet döljer majoriteten av sitt väte inuti, med ungefär två globala hav i manteln, fyra till fem i kärnan, och naturligtvis, ett globalt hav vid ytan."

Inte bara för vårt solsystem

Det nya fyndet, säger laget, passar väl in i aktuella teorier för hur solen och planeterna bildades. Det har också konsekvenser för beboeliga planeter bortom solsystemet. Astronomer har upptäckt mer än 3, 800 planeter som kretsar runt andra stjärnor, och många verkar vara steniga kroppar som inte skiljer sig mycket från våra egna.

Många av dessa exoplaneter kan ha bildats långt från de zoner där vattenrika asteroider och andra byggstenar kan ha uppstått. Ändå kunde de fortfarande ha samlat vätgas från sina egna stjärnors solnebulosor på det sätt som jorden gjorde.

Teamet avslutar, "Våra resultat tyder på att det sannolikt är oundvikligt att bilda vatten på tillräckligt stora steniga planeter i extrasolära system."