Вода на Земле могла появиться из первичной водородной атмосферы

Рис. 1. Фотография Земли, сделанная 29 июля 2015 года с борта космического аппарата Deep Space Climate Observatory. Фото с сайта ru.wikipedia.org

Водород — главный элемент космоса. Атмосферы многих экзопланет содержат молекулярный водород. Американские ученые разработали оригинальную модель, основанную на предположении, что первичная атмосфера Земли тоже была богата Н₂. Согласно этой модели, вода на Земле появилась в результате взаимодействия водорода атмосферы с океаном силикатной магмы. Параллельно модель объясняет еще две геологические загадки — почему для земных недр характерна окислительная среда и как образовался дефицит плотности в ядре.

Астрономические наблюдения показывают, что протопланетные диски вокруг молодых звезд примерно на 99% состоят из водорода и гелия, а оставшаяся часть приходится на пыль, содержащую другие элементы, такие как кремний, углерод и кислород. Считается, что со временем частицы этой пыли за счет взаимного притяжения собираются в планетезимали — небольшие небесные тела, вращающиеся вокруг протозвезды. Если аккреция материала продолжается, уплотняющееся вещество при увеличении давления и температуры в недрах планетезимали начинает дифференцироваться. В ядре накапливаются более тяжелые, тугоплавкие элементы, а более легкоплавкий материал всплывает к поверхности. С этого момента планетезималь становится протопланетой.

Стандартная теория эволюции Солнечной системы предполагает, что газовый диск вокруг Солнца рассеялся через несколько миллионов лет после образования протопланет, а сами они стали строительными блоками для более крупных тел. Наша планета сформировалась путем объединения нескольких таких блоков, каждый из которых составлял от 1 до 10% массы современной Земли.

Появление воды на Земле до сих пор остается загадкой. Существует несколько гипотез. Первая — вода была занесена из космоса на этапе кометно-метеоритной бомбардировки. Вторая — вода была унаследована из протопланетного облака, а на этапе охлаждения магматического океана — захвачена минералами. Затем, по мере охлаждения планеты, связанная вода постепенно высвобождалась из магматических пород в виде водяного пара. Проблема этой гипотезы заключается в том, что соотношение изотопов благородных газов в атмосфере Земли отличается от такового в мантии, что предполагает, что они имели разные источники. Чтобы объяснить этот факт, был предложен сценарий поздней аккреции, или «позднего покрытия» (Late Veneer hypothesis, см. A. Morbidelli, B. J. Wood, 2015. Late Accretion and the Late Veneer), согласно которому вода была доставлена на Землю после удара, образовавшего Луну.

Однако, и здесь не все увязывается. Существующие модели допускают, что после образования Луны Земля могла аккрецировать лишь небольшое количество космического материала — не более 1% от ее нынешней массы. В таком случае этот материал должен был быть очень богат водой, что весьма сомнительно.

Ученые из Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе и Института Карнеги предложили другой вариант, основанный на наблюдениях за молодыми экзопланетами, многие из которых на ранних этапах своего развития окружены атмосферами, богатыми молекулярным водородом.

Авторы предположили, что Земля в первые несколько десятков миллионов лет ее существования также имела первичную водородную атмосферу, которая позже сменилась вторичной, наполненной другими газами. Основываясь на этой гипотезе, они провели термодинамическое моделирование 18 типов обменных реакций, которые могли происходить в условиях протоземли с участием энстатита (MgSiO₃), оксида магния (MgO), диоксида кремния (SiO₂), ферросилита (FeSiO₃), оксида железа (FeO), метасиликата натрия (Na₂SiO₃), оксида натрия (Na₂O), монооксида углерода (CO) и двуокиси углерода (CO₂) — в силикатных расплавах; железа (Fe), кремния (Si), кислорода (O) и атомарного водорода (H) — в расплавах металлов и H₂, CO, CO₂, метана (CH₄), O₂, H₂O, Fe, магния (Mg), натрия (Na) и монооксида кремния (SiO) — в атмосфере.

В качестве исходной температуры для моделирования приняли 3000 К — температуру равновесия в металл-силикатном расплаве, так как на нее указывает распределение земных элементов при давлении около 40 ГПа. Температура верхней поверхности океана магмы принята за 2350 К, а давление первичной атмосферы — 0,13 ГПа (1338 бар). Два параметра — температура равновесия на границе ядро-мантия и начальная массовая доля Н₂ в атмосфере — были изменяемыми. Еще один параметр — летучесть кислорода — варьировался от земного −2,2 ΔIW (где ΔIW — отношение к летучести кислорода в реакции окисления чистого железа до вюстита (FeO)), до −5,8 ΔIW, характерного для энстатитовых метеоритов (Е-хондритов).

Ученые предполагают, что реакции между водородной атмосферой и магматическими океанами с образованием воды могли протекать еще на протопланетах внутренней части Солнечной системы. Считается, что по составу они примерно соответствовали Е-хондритам. И сегодня большая часть энстатитовых хондритов, достигающих Земли, происходит из внутренней части пояса астероидов. Е-хондриты по своим изотопным характеристикам (азота, кислорода, титана, хрома, никеля и еще в 10 изотопных линиях) очень похожи на земные породы. К тому же, в отличие от других групп хондритов, они содержат достаточно металла, чтобы объяснить массовую долю ядра Земли. Поэтому авторы использовали их состав при построении своей модели.

Результаты показали, что некоторые из моделируемых реакций приводят к переносу большого количества водорода в металлическую фазу с выделением значительных масс Н₂О. Вода при этом является побочным продуктом окислительно-восстановительных реакций с участием водорода и, одновременно, продуктом окисления атмосферы при испарении оксидов силикатного расплава. Новообразованная вода распределяется между атмосферой и расплавом в пропорции, зависящей от термодинамических параметров.

Представленная модель не только объясняет происхождение воды, но и дает интерпретацию некоторым другим геологическим особенностям Земли, которые раньше не находили объяснения. Речь идет об общем окисленном состоянии мантийных пород, дефиците водорода в мантии и так называемой проблеме плотности ядра, которая на 5–10% меньше, чем плотность железоникелевых сплавов, которые считаются главными компонентами ядра. Авторы предполагают, что в ходе реакций с атмосферой шло также образование соединений железа с кремнием и водородом, которые затем, в результате гравитационной дифференциации оказались в ядре, понизив его плотность (рис. 2).

Рис. 2. Три стадии развития Земли в соответствии с «водородной» моделью: 1) эмбриональная — стадия горячего магматического океана; 2) появление водородной атмосферы; гравитационная дифференциация, расслоение на силикатную мантию и металлическое ядро; реакции между водородом атмосферы и оксидами мантии, которые привели к образованию воды; 3) современная Земля с вторичной атмосферой, окисленной мантией и дефицитом плотности в ядре. Рисунок с сайта eurekalert.org

По результатам моделирования, расчетный состав ядра выглядит как: 94,9% Fe, 3,8% Si, 0,8% O и 0,5% H, а дефицит массы (относительно чистого Fe-Ni сплава) — 8%.

Для примера исследователи взяли протопланету вдвое меньше Земли по массе, покрытую сплошным магматическим океаном и окруженную плотной водородной атмосферой. Согласно расчетам, газообразный водород вступает в реакции с расплавом до его застывания, погружается в мантию, где способствует образованию оксидов железа, а потом — и в металлическое ядро. В последующем испарение оксидов на границе литосферы и атмосферы приводит к окислению водорода и образованию большого количества воды — в два-три раза больше, чем содержат все океаны Земли.

Авторы отмечают, что «водородная» модель работает в широком диапазоне начальных условий. Главное ограничение — размер планетного тела. Лучше всего она подходит для планет, масса которых больше Земли, но меньше Нептуна. Это наиболее распространенный размер среди экзопланет. Те из них, которые имеют водородную атмосферу, относят к классу мининептунов, а такие же по размеру, но без атмосферы или с тонкой атмосферой, состоящей из метана и монооксида углерода, — к классу суперземель. Предполагается, что в первые несколько миллионов лет они представляли единую протопланетную популяцию и у всех была атмосфера, богатая водородом и гелием. Но затем, в результате фотоиспарения (photoevaporation) или внутреннего нагрева за счет выделения энергии ядра, часть протопланет ее потеряла.

В какую из двух групп попадет протопланета, зависит от температуры ее поверхности и массы. Первоначально все они находятся в состоянии безатмосферных «эмбрионов», полностью покрытых океаном магмы. При понижении температуры ниже пороговой для испарения молекул водорода, газ начинает накапливаться, образуя оптически плотный приповерхностный слой. Если протопланета обладает значительной массой для гравитационного удержания первичной атмосферы, толщина последней со временем увеличивается. Поверхность планеты при этом охлаждается ускоренными темпами, так как испарение происходит уже только с верхней границы атмосферы.

Планеты с массой, на 20–30% превышающей земную, согласно расчетам авторов, могут удерживать водородную атмосферу в течение длительного времени, достаточного для образования водных океанов (конечно, при условии, что планета находится в зоне существования жидкой воды относительно своей материнской звезды). На планетах, которые значительно меньше Земли (например, на Марсе), водородная атмосфера скорее всего существовала очень недолго. А вода, которая там образовалась в небольшом количестве, была быстро утеряна в результате распада под действием солнечного излучения и метеоритной бомбардировки.

Марс был не в состоянии удерживать богатую Н₂ атмосферу при температурах поверхности, соответствующим температурам плавления поверхностных пород, что необходимо для эффективного обмена веществом между атмосферой и литосферой. Расчеты показывают, что тело массой с Марс (примерно 10% массы Земли) может начать накапливать водород только после того, как его поверхность остынет до 700 К, а это значительно ниже линии солидуса силикатных пород (около 1500 К). Для начала аккреции H₂ из протопланетного диска пороговая масса протопланеты с температурой поверхности выше силикатного солидуса должна составлять не менее 0,2 массы Земли (рис. 3).

Рис. 3. Диаграмма температуры поверхности (по вертикали) и массы протопланет по отношению к массе Земли (по горизонтали). Область, где возможна первичная водородная атмосфера, закрашена серым. Горизонтальная линия — солидус силикатного расплава. Внизу слева — положение Марса в период существования на его поверхности магматического океана. Рисунок из обсуждаемой статьи в Nature

В качестве ограничений своей модели авторы отмечают исключение из расчетов серы, углерода и азота, которые со своей стороны могут влиять на протекание реакций с атмосферным водородом. Но главный вывод, по их мнению, от этого не меняется: на самых ранних этапах формирования Земли определяющими были окислительно-восстановительные реакции, основанные на взаимодействиях между атмосферным водородом и магматическим океаном, которые привели к накоплению легких примесей в ядре, общему сдвигу обстановки в атмосфере и мантии от восстановительной к окислительной и образованию огромных количеств свободной воды.

Источник: Edward D. Young, Anat Shahar, Hilke E. Schlichting. Earth shaped by primordial H₂ atmospheres // Nature. 2023. DOI: 10.1038/s41586-023-05823-0.

Владислав Стрекопытов