NƯỚC TRÊN TRÁI ĐẤT BẮT NGUỒN TỪ ĐÂU?

Một số khoáng vật đầu tiên hình thành trong Hệ Mặt Trời có thể cho chúng ta biết nước trên Trái Đất đến từ đâu.

Các thiên thạch đôi khi chứa đá cổ được gọi là Thể vùi giàu canxi-nhôm (CAI), được hình thành từ các khoáng chất ngưng tụ từ lâu trong tinh vân Mặt Trời nóng, đám mây khí và bụi mà từ đó Mặt Trời và các hành tinh kết hợp với nhau. Khi tinh vân nguội đi, đây là những mảnh đá đầu tiên đông đặc lại, trong 200.000 năm đầu tiên của hệ thống 4,6 tỷ năm tuổi của chúng ta.

Những tàn tích khoáng vật này được bảo tồn bên trong các tiểu hành tinh, kéo lại chúng khi chúng hình thành. Giờ đây, chúng ta vẫn có thể tìm thấy chúng bên trong các vẫn thạch nguyên thủy - và nhìn thoáng qua về môi trường mà chúng hình thành.

Jérôme Aléon (Bảo tàng Lịch sử Tự nhiên Quốc gia, Pháp) và các đồng nghiệp đã điều tra hydro bị mắc kẹt trong một số CAI trong một thiên thạch được tìm thấy ở Liên Xô Kazakhstan vào năm 1962, được gọi là thiên thạch Efremovka. Phép đo này, được báo cáo trên Nature Astronomy, có thể cho chúng ta biết nước trên Trái Đất đến từ đâu.

TRÁI ĐẤT ĐƯỢC SINH RA KHÔ CẰN?

Trong một thời gian dài, các nhà thiên văn học cho rằng các hành tinh đá hình thành quá gần với Mặt Trời sơ sinh để có thể giữ nước. Tinh vân mặt trời trong khu vực này sẽ có nhiệt độ khoảng 2000K (3000° F), quá nóng để hydro hoặc oxy có thể bị mắc kẹt trong đá. Vì vậy, các hành tinh bên trong phải hình thành ở dạng khô, nước của chúng sau đó được hình thành bởi một trận mưa đá “ướt”, chẳng hạn như sao chổi và tiểu hành tinh, từ Hệ Mặt Trời bên ngoài.

Nhưng trong những năm gần đây, các nhà thiên văn học đã nhận ra rằng nước từ bên trong và bên ngoài Hệ Mặt Trời không giống nhau, sự khác biệt nằm ở các nguyên tử hydro trong phân tử nước. Một phần nhỏ trong số các nguyên tử này có thêm một neutron trong cấu trúc của chúng, giữ nguyên các tính chất hóa học của chúng nhưng làm tăng khối lượng phân tử của chúng. Những nguyên tử hydro nặng này được gọi là đơteri hay deuterium. Theo như chúng ta biết, nước được cấu tạo bởi các nguyên tử hydro và oxy, hầu hết các nguyên tử hydro có một proton, nhưng một số rất nhỏ 0.02% có cả proton và neutron, những nguyên tử này được gọi là Deuterium hay đơteri hoặc hydro nặng.

Tỷ lệ deuterium trên hydro (D / H) của nước cho thấy nguồn gốc của nó. Nhiều quá trình làm tăng tỷ lệ D / H theo thời gian vì hydro nhẹ hơn có nhiều khả năng phản ứng hoặc bị bức xạ loại bỏ, trong khi Deuterium nặng hơn có xu hướng ở lại.

Trước sự ngạc nhiên của họ, Aléon và nhóm của ông đã tìm thấy hai tỷ lệ D / H khác biệt trong CAI của Efremovka. Tín hiệu đầu tiên đến từ một khoáng chất nguyên thủy bị mắc kẹt bên trong một CAI lớn hơn, bảo tồn khoáng chất này qua hàng tỉ năm. Khoáng chất này có lượng deuteri cực kỳ thấp, với tỷ lệ D / H thấp hơn nhiều so với nước đại dương trên Trái Đất. Nhóm nghiên cứu cho rằng nó ngưng tụ trực tiếp từ tinh vân Mặt Trời. Lượng deuteri thấp của nó phù hợp với những gì lý thuyết đã dự đoán, nhưng theo Aléon, đây là lần đầu tiên D / H thấp như vậy được đo trong một vẫn thạch.

Họ cũng phân tích các khoáng chất khác có chứa sắt bị oxy hóa và nhận thấy rằng chúng đã tiếp xúc với hơi nước trước khi tiểu hành tinh mẹ bắt được các mảnh vỡ. Chúng cũng được bảo quản bên trong CAI lớn hơn, nhưng tỷ lệ D / H của chúng tương tự như nước đại dương.

Hai kết quả khác nhau chỉ có ý nghĩa nếu các khoáng chất bị mắc kẹt đầu tiên chỉ gặp khí hydro nguyên sinh không có nước và không có Deuterium, trong khi các khoáng chất vẫn tiếp xúc với môi trường sau đó chỉ gặp một khí có nhiều nước hơn và thành phần đồng vị hydro tương tự như của Trái Đất. Nói cách khác, hầu hết các khoáng chất được hình thành từ hơi nước có cùng thành phần đồng vị hydro với nước trên Trái đất.

CAI thường hình thành ở rìa bên trong của đĩa tiền hành tinh. “Đó là nơi các hành tinh hình thành,” Aléon nói. Vì vậy, nếu họ gặp khí giàu Deuterium ở đó, điều đó có nghĩa là bản thân chiếc đĩa đã có hơi nước với thành phần đồng vị hydro của Trái Đất.

Các nhà nghiên cứu cho rằng nước này đến từ môi trường giữa các vì sao (Môi trường liên sao - interstellar), kéo theo khi tinh vân Mặt Trời sụp đổ. Nó vốn đã rất giàu deuterium do các phản ứng hóa học xảy ra trong không gian lạnh giữa các ngôi sao. Thực tế là một số khoáng chất không có nhiều deuterium và những khoáng chất khác thì có cho thấy rằng dòng chảy này đã xảy ra sớm trong lịch sử của Hệ Mặt Trời.

Jesus Martinez-Frias (Hội đồng nghiên cứu khoa học cấp cao, Tây Ban Nha) cho biết: “Đây là một giả thuyết mạch lạc và rất hợp lý khi nhìn thấy kết quả.

“Đó sẽ là một lời giải thích rất đơn giản cho những gì chúng ta thấy,” Aléon nói, “và nó rất phù hợp với các mô hình gần đây nhất về cách mọi thứ diễn ra trong quá trình hình thành đĩa tiền hành tinh.”

Tham khảo:

1. METEORITE EVIDENCE SUGGESTS EARTH’S WATER WAS HERE BEFORE EARTH WAS