Původ vody na Zemi - Origin of water on Earth

Voda pokrývá asi 71% zemského povrchu[1]

The původ vody na Zemi je předmětem souboru výzkumů v oblastech planetární věda, astronomie, a astrobiologie. Země je mezi skalnaté planety v Sluneční Soustava v tom, že je to jediná známá planeta oceány kapaliny voda na jeho povrchu.[2] Kapalná voda, která je nezbytná pro život, jak jej známe, nadále existuje na povrchu Země, protože planeta je ve vzdálenosti známé jako obyvatelná zóna, dost daleko od slunce že neztrácí vodu do uprchlý skleníkový efekt, ale ne tak daleko, že nízké teploty způsobí, že veškerá voda na planetě zamrzne.

Dlouho se myslelo, že voda Země nepochází z oblasti planety protoplanetární disk. Místo toho to byla hypotéza o vodě a dalších těkavé látky muselo být dodáno na Zemi z vnější sluneční soustavy později v její historii. Nedávný výzkum však naznačuje, že vodík uvnitř Země hrál roli při formování oceánu.[3] Tyto dvě myšlenky se vzájemně nevylučují, protože existují také důkazy, že voda byla na Zemi dodávána dopady ledového planetesimals složení podobné asteroidy na vnějších okrajích pás asteroidů.[4]

Historie vody na Zemi

Jedním z faktorů při odhadu, kdy se na Zemi objevila voda, je to, že se voda neustále ztrácí do vesmíru. H2O molekuly v atmosféře jsou rozděleny fotolýza a výsledný zdarma vodík atomy mohou někdy uniknout zemské gravitační síle (viz: Atmosférický únik ). Když byla Země mladší a méně masivní, voda by se do vesmíru ztratila snadněji. Lehčí prvky jako vodík a hélium Očekává se, že budou neustále unikat z atmosféry, ale izotopové poměry těžší vzácné plyny v moderní atmosféře naznačují, že i těžší prvky v rané atmosféře byly vystaveny značným ztrátám.[4] Zejména, xenon je užitečné pro výpočty ztráty vody v průběhu času. Nejen, že se jedná o ušlechtilý plyn (a proto se z atmosféry neodstraňuje chemickými reakcemi s jinými prvky), ale srovnání mezi množstvím jeho devíti stabilních izotopů v moderní atmosféře ukazuje, že Země ztratila alespoň jeden oceán vody na začátku roku jeho historie, mezi Hadean a Archean éry.[5]

Jakákoli voda na Zemi během pozdější části jejího narůstání by byla narušena Dopad formování Měsíce (~ Před 4,5 miliardami let), která pravděpodobně vypařila velkou část zemské kůry a horní plášť a vytvořil kolem mladé planety atmosféru horninových par.[6][7] Kamenná pára by kondenzovala během dvou tisíc let a zanechala po sobě horké těkavé látky, což pravděpodobně vedlo k většině oxid uhličitý atmosféra s vodíkem a vodní pára. Poté mohly existovat kapalné vodní oceány i přes povrchovou teplotu 230 ° C (446 ° F) kvůli zvýšenému atmosférickému tlaku CO2 atmosféra. Jak chlazení pokračovalo, většina CO2 byl odstraněn z atmosféry pomocí subdukce a rozpouštění ve vodě oceánu, ale hladiny divoce oscilovaly jako nový povrch a plášť objevily se cykly.[8]

Tento čedičový polštář na mořském dně poblíž Havaje vznikl, když se magma vytlačovalo pod vodou. Jiné, mnohem starší čedičové útvary polštářů poskytují důkazy o velkých vodních útvarech už dávno v historii Země.

Existují také geologické důkazy, které pomáhají omezit časový rámec pro existenci kapalné vody na Zemi. Vzorek čedičového polštáře (druh horniny vytvořené během erupce pod vodou) byl získán z Pás Isua Greenstone a poskytuje důkaz, že voda existovala na Zemi před 3,8 miliardami let.[9] V Nuvvuagittuq Greenstone Belt „Quebec, Kanada, horniny datované jednou studií staré 3,8 miliardy let[10] a starý 4,28 miliardy let[11] ukázat důkazy o přítomnosti vody v těchto věcích.[9] Pokud existovaly oceány dříve, geologické důkazy buď ještě nebyly objeveny, nebo byly od té doby zničeny geologickými procesy, jako je recyklace kůry. V nedávné době, v srpnu 2020, vědci uvedli, že dostatek vody k naplnění oceánů mohl být vždy Země od začátku formace planety.[12][13][14]

Na rozdíl od hornin nazývali minerály zirkony jsou vysoce odolné vůči povětrnostním vlivům a geologickým procesům, a proto se používají k pochopení podmínek na velmi rané Zemi. Mineralogické důkazy ze zirkonů ukázaly, že kapalná voda a atmosféra musely existovat před 4,404 ± 0,008 miliardami let, velmi brzy po vzniku Země.[15][16][17][18] To představuje poněkud paradox, protože chladná raná Země hypotéza naznačuje, že teploty byly dostatečně nízké na to, aby zmrazily vodu před asi 4,4 miliardami až 4,0 miliardami let. Další studie zirkonů nalezené v australské hadejské skále poukazují na existenci tektonika desek již před 4 miliardami let. Pokud je to pravda, znamená to, že spíše než horké, roztavený povrch a atmosféra plná oxidu uhličitého, byl časný povrch Země stejný jako dnes. Působení deskové tektoniky zachycuje obrovské množství CO2, čímž se snižuje skleníkové efekty, což vede k mnohem chladnější povrchové teplotě a tvorbě pevné horniny a kapalné vody.[19]

Inventář vody na Zemi

Zatímco většina zemského povrchu je pokryta oceány, tyto oceány tvoří jen malý zlomek hmotnosti planety. Hmotnost zemských oceánů se odhaduje na 1,37 × 1021 kg, což je 0,023% z celkové hmotnosti Země, 6,0 × 1024 kg. Dalších 0,5 × 1021 Odhaduje se, že kg vody existuje v ledu, jezerech, řekách, podzemní vodě a atmosférické vodní páře.[20] Významné množství vody je také uloženo na Zemi kůra, plášť, a jádro. Na rozdíl od molekulárního H2Ó, který se nachází na povrchu, voda v interiéru existuje primárně v hydratované minerály nebo jako stopová množství vodíku vázaného k kyslík atomy v bezvodých minerálech.[21] Hydratovaný křemičitany na povrchu transportovat vodu do pláště v konvergentní hranice desek kde je oceánská kůra tlumena pod ním Kontinentální kůra. I když je obtížné odhadnout celkový obsah vody v plášti kvůli omezeným vzorkům, mohlo by tam být uloženo přibližně trojnásobek hmotnosti zemských oceánů.[21] Podobně by zemské jádro mohlo obsahovat vodík v hodnotě čtyř až pěti oceánů.[20][22]

Hypotézy o původu zemské vody

Mimoplanetární zdroje

Voda má mnohem nižší teplotu kondenzace než jiné materiály, které tvoří pozemské planety ve sluneční soustavě, jako je železo a křemičitany. Region protoplanetární disk nejblíže ke Slunci bylo na začátku historie sluneční soustavy velmi horké a není možné, aby vodní oceány kondenzovaly se Zemí, jak se formovala. Dále od mladého Slunce, kde byly teploty chladnější, mohla voda kondenzovat a tvořit ledově planetesimals. Hranice oblasti, kde by se v rané sluneční soustavě mohl tvořit led, je známá jako námraza (nebo sněhová čára) a nachází se v moderním pásu asteroidů mezi 2,7 a 3,1 astronomické jednotky (AU) ze Slunce.[23][24] Je proto nutné, aby se předměty tvořící za hranicí mrazu - jako např komety, trans-Neptunian objekty a bohatý na vodu meteoroidy (protoplanety) - dodával vodu na Zemi. Načasování této dodávky je však stále otázkou.

Jedna teorie tvrdí, že Země accreted (postupně narůstala akumulací) ledových planetesimálů asi před 4,5 miliardami let, kdy to bylo 60 až 90% její současné velikosti.[21] V tomto scénáři byla Země schopna zadržovat vodu v nějaké formě po celou dobu narůstání a velkých nárazových událostí. Tuto hypotézu podporují podobnosti v hojnosti a izotopových poměrech vody mezi nejstaršími známými uhlíkatý chondrit meteority a meteority z Vesta, oba pocházejí ze sluneční soustavy pás asteroidů.[25][26] Podporují to také studie o osmium poměry izotopů, které naznačují, že v materiálu, který Země akumulovala brzy, bylo obsaženo značné množství vody.[27][28] Měření chemického složení měsíčních vzorků shromážděných Apollo 15 a 17 mise to dále podporují a naznačují, že voda byla na Zemi přítomna již před vznikem Měsíce.[29]

Jeden problém s touto hypotézou je, že ušlechtilý plyn poměry izotopů v zemské atmosféře se liší od poměrů jejího pláště, což naznačuje, že byly vytvořeny z různých zdrojů.[30][31] K vysvětlení tohoto pozorování byla navržena takzvaná teorie „pozdní dýhy“, ve které byla voda dodána mnohem později v historii Země, po dopadu formování Měsíce. Současné chápání formování Země však umožňuje méně než 1% zemského materiálu akumulujícího se po vzniku Měsíce, z čehož vyplývá, že materiál akumulovaný později musel být velmi bohatý na vodu. Modely rané dynamiky sluneční soustavy ukázaly, že ledové asteroidy mohly být během tohoto období dodány do vnitřní sluneční soustavy (včetně Země), pokud by Jupiter migroval blíže ke Slunci.[32]

Ještě třetí hypotéza, podložená důkazy z molybden izotopové poměry naznačují, že Země získala většinu své vody ze stejných meziplanetární srážka který způsobil vznik Měsíce.[33]

Geochemická analýza vody ve sluneční soustavě

Uhlíkaté chondrity, jako je Allende Meteorit (výše), pravděpodobně dodávaly velkou část zemské vody, o čemž svědčí jejich izotopové podobnosti s oceánskou vodou.

Izotopové poměry poskytují jedinečný „chemický otisk prstu“, který se používá k porovnání vody Země s rezervoáry jinde ve sluneční soustavě. Jeden takový izotopový poměr, to deuterium na vodík (D / H), je zvláště užitečný při hledání původu vody na Zemi. Vodík je nejhojnějším prvkem ve vesmíru a jeho těžší izotopové deuterium může někdy nahradit atom vodíku v molekulách jako H2O. Většina deuteria byla vytvořena ve Velkém třesku nebo v supernovách, takže jeho nerovnoměrné rozložení v celém protosolární mlhovina byl účinně „uzamčen“ na počátku formování sluneční soustavy.[34] Studiem různých izotopových poměrů Země a jiných ledových těles ve sluneční soustavě lze zkoumat pravděpodobný původ vody Země.

Země

Poměr deuteria k vodíku pro oceánskou vodu na Zemi je velmi přesně znám (1,5576 ± 0,0005) × 10−4.[35] Tato hodnota představuje směs všech zdrojů, které přispěly k zemským nádržím, a slouží k identifikaci zdroje nebo zdrojů zemské vody. Poměr deuteria k vodíku se během života Země mohl zvýšit, protože je pravděpodobnější, že lehčí izotop unikne do vesmíru v procesy atmosférické ztráty. Není však znám žádný proces, který by mohl časem snížit poměr D / H Země.[36] Tato ztráta lehčího izotopu je jedním z důvodů proč Venuše má tak vysoký poměr D / H, protože voda této planety byla odpařena během uprchlého skleníkového efektu a následně ztratila většinu svého vodíku do vesmíru.[37] Protože se poměr D / H Země v průběhu času významně zvýšil, byl poměr D / H vody původně dodávané na planetu nižší než v současnosti. To odpovídá scénáři, ve kterém byla významná část vody na Zemi přítomna již během raného vývoje planety.[20]

Asteroidy

Kometa Halley podle obrazu Evropské kosmické agentury Giotto sonda v roce 1986. Giotto letěl Halleyovou kometou a pomocí hmotnostního spektrometru analyzoval izotopové hladiny ledu sublimující z povrchu komety.

Několik geochemických studií dospělo k závěru, že asteroidy jsou s největší pravděpodobností primárním zdrojem zemské vody.[38] Uhlíkaté chondrity –Které jsou podtřídou nejstarších meteoritů ve sluneční soustavě - mají izotopové hladiny nejvíce podobné oceánské vodě.[39][40] Podtřídy CI a CM uhlíkatých chondritů konkrétně obsahují vodík a dusík hladiny izotopů, které úzce odpovídají mořské vodě Země, což naznačuje, že voda v těchto meteoritech může být zdrojem oceánů Země.[41] To dále podporují dva 4,5 miliardy let staré meteority nalezené na Zemi, které obsahovaly kapalnou vodu spolu s širokou rozmanitostí organických sloučenin chudých na deuterium.[42] Současný poměr zemského deuteria k vodíku odpovídá starověkému eucrite chondrity, které pocházejí z asteroidu Vesta ve vnějším pásu asteroidů.[43] Předpokládá se, že chondrity CI, CM a eucrite mají stejný obsah vody a poměry izotopů jako staré ledové protoplanety z vnějšího pás asteroidů který později dodával vodu na Zemi.[44]

Komety

Komety jsou kilometry velká těla vyrobená z prachu a ledu, která pocházejí z Kuiperův pás (20-50 AU) a Oortův mrak (> 5 000 AU), ale mají vysoce eliptické dráhy, které je přivádějí do vnitřní sluneční soustavy. Jejich ledové složení a trajektorie, které je přivádějí do vnitřní sluneční soustavy, z nich dělají cíl dálkového a in situ měření D / H poměrů.

Je nepravděpodobné, že by zemská voda pocházela pouze z komet, protože izotopová měření poměru deuteria k vodíku (D / H) v kometách Halley, Hyakutake, Hale – Bopp, 2002T7, a Tuttle, dosahují hodnoty výtěžnosti přibližně dvojnásobku oceánské vody.[45][46][47][48] Pomocí tohoto kometárního poměru D / H modely předpovídají, že méně než 10% zemské vody bylo dodáno z komet.[49]

Jiné komety s kratší periodou (<20 let) nazývané rodinné komety Jupitera pravděpodobně pocházejí z Kuiperova pásu, ale jejich orbitální dráhy byly ovlivněny gravitačními interakcemi s Jupiterem nebo Neptunem.[50] 67P / Churyumov – Gerasimenko je jedna taková kometa, která byla předmětem izotopových měření metodou Rosetta kosmická loď, který zjistil, že kometa má poměr D / H třikrát větší než poměr mořské vody Země.[51] Další rodinná kometa Jupitera, 103P / Hartley 2, má poměr D / H, který je konzistentní s mořskou vodou Země, ale jeho hladiny izotopů dusíku neodpovídají Zemi.[48][52]

Theia

Další důkazy od University of Münster z roku 2019 ukazuje, že izotopové složení molybdenu jádra Země pochází z vnější sluneční soustavy, která pravděpodobně přinesla na Zemi vodu. Jejich vysvětlení je takové Theia, řekla planeta v hypotéza obřího dopadu že se srazil se Zemí před 4,5 miliardami let a vytvořil Měsíc, mohou pocházet spíše z vnější sluneční soustavy než z vnitřní sluneční soustavy, což s sebou přináší vodu a materiály na bázi uhlíku.[33]

Viz také

Poznámky

  • Jörn Müller, Harald Lesch (2003): Woher kommt das Wasser der Erde? - Urgaswolke oder Meteoriten. Chemie v Unserer Zeit 37 (4), str. 242 - 246, ISSN 0009-2851
  • Části tohoto článku byly přeloženy z Původní článek z Německá Wikipedia, 3. 4. 2006

Reference

  1. ^ „The World Factbook“. www.cia.gov. Citováno 2016-03-17.
  2. ^ Americké ministerstvo obchodu, Národní úřad pro oceán a atmosféru. „Jsou na jiných planetách oceány?“. oceanservice.noaa.gov. Citováno 2020-07-16.
  3. ^ Pondělí, Nola Taylor Redd | Publikováno; 1. dubna; 2019. „Odkud pochází voda ze Země?“. Astronomy.com. Citováno 2020-07-16.CS1 maint: číselné názvy: seznam autorů (odkaz)
  4. ^ A b Pepin, Robert O. (červenec 1991). „O původu a časném vývoji atmosféry suchozemských planet a meteoritických těkavých látek“. Icarus. 92 (1): 2–79. Bibcode:1991Icar ... 92 .... 2P. doi:10.1016 / 0019-1035 (91) 90036-s. ISSN  0019-1035.
  5. ^ Zahnle, Kevin J .; Gacesa, Marko; Catling, David C. (leden 2019). „Podivný posel: Nová historie vodíku na Zemi, jak řekl Xenon“. Geochimica et Cosmochimica Acta. 244: 56–85. arXiv:1809.06960. doi:10.1016 / j.gca.2018.09.017. ISSN  0016-7037. S2CID  119079927.
  6. ^ Canup, Robin M .; Asphaug, Erik (srpen 2001). „Původ Měsíce v obrovském nárazu blízko konce formování Země“. Příroda. 412 (6848): 708–712. Bibcode:2001 Natur.412..708C. doi:10.1038/35089010. ISSN  0028-0836. PMID  11507633. S2CID  4413525.
  7. ^ Cuk, M .; Stewart, S. T. (2012-10-17). „Making the Moon from a Fast-Spinning Earth: A Giant Impact Followed by Resonant Despinning“. Věda. 338 (6110): 1047–1052. Bibcode:2012Sci ... 338.1047C. doi:10.1126 / science.1225542. ISSN  0036-8075. PMID  23076099. S2CID  6909122.
  8. ^ Spánek, N.H .; Zahnle, K .; Neuhoff, P. S. (2001). „Zahájení podmínek povrchu klementu na nejbližší Zemi“. Sborník Národní akademie věd. 98 (7): 3666–3672. Bibcode:2001PNAS ... 98.3666S. doi:10.1073 / pnas.071045698. PMC  31109. PMID  11259665.
  9. ^ A b Pinti, Daniele L .; Arndt, Nicholas (2014), „Oceány, původ“, Encyklopedie astrobiologieSpringer Berlin Heidelberg, s. 1–5, doi:10.1007/978-3-642-27833-4_1098-4, ISBN  9783642278334
  10. ^ Cates, N.L .; Mojzsis, S.J. (Březen 2007). „Pre-3750 Ma supracrustal rocks from the Nuvvuagittuq supracrustal belt, northern Québec“. Dopisy o Zemi a planetách. 255 (1–2): 9–21. Bibcode:2007E & PSL.255 .... 9C. doi:10.1016 / j.epsl.2006.11.034. ISSN  0012-821X.
  11. ^ O'Neil, Jonathan; Carlson, Richard W .; Paquette, Jean-Louis; Francis, Don (listopad 2012). "Věk formace a metamorfní historie pásu Nuvvuagittuq Greenstone". Prekambrický výzkum. 220–221: 23–44. Bibcode:2012PreR..220 ... 23O. doi:10.1016 / j.precamres.2012.07.009. ISSN  0301-9268.
  12. ^ Piani, Laurette (28. srpna 2020). „Zemská voda mohla být zděděna z materiálu podobného enstatitovým chondritovým meteoritům“. Věda. 369 (6507): 1110–1113. doi:10.1126 / science.aba1948. PMID  32855337. S2CID  221342529. Citováno 28. srpna 2020.
  13. ^ Washingtonská univerzita v Saint Louis (27. srpna 2020). „Studie meteoritů naznačuje, že Země mohla být od svého vzniku mokrá - enstatitové chondritové meteority, které byly kdysi považovány za„ suché “, obsahovaly dostatek vody k vyplnění oceánů - a pak některé“. EurekAlert!. Citováno 28. srpna 2020.
  14. ^ Americká asociace pro pokrok ve vědě]] (27. srpna 2020). „Neočekávané množství vodíku v meteoritech odhaluje původ vody na Zemi“. EurekAlert!. Citováno 28. srpna 2020.
  15. ^ Wilde S.A., Valley J.W., Peck W.H. a Graham C.M. (2001). „Důkazy z detritických zirkonů o existenci kontinentální kůry a oceánů na Zemi před 4,4 Gyr“ (PDF). Příroda. 409 (6817): 175–8. Bibcode:2001 Natur.409..175 W.. doi:10.1038/35051550. PMID  11196637. S2CID  4319774.CS1 maint: více jmen: seznam autorů (odkaz)
  16. ^ „ANU - Výzkumná škola věd o Zemi - Vysoká škola přírodních věd ANU - Harrison“. Ses.anu.edu.au. Archivovány od originál dne 2006-06-21. Citováno 2009-08-20.
  17. ^ „ANU - OVC - MÉDIA - ZPRÁVY O MÉDIÍ - 2005 - LISTOPAD - 181105HARRISONCONTINENTS“. Info.anu.edu.au. Citováno 2009-08-20.
  18. ^ „Skvělá raná Země“. Geology.wisc.edu. Citováno 2009-08-20.
  19. ^ Chang, Kenneth (02.12.2008). „Nový obraz rané Země“. The New York Times. Citováno 2010-05-20.
  20. ^ A b C Genda, Hidenori (2016). „Původ zemských oceánů: Posouzení celkového množství, historie a zásob vody“. Geochemický deník. 50 (1): 27–42. Bibcode:2016GeocJ..50 ... 27G. doi:10,2343 / geochemj.2.0398. ISSN  0016-7002.
  21. ^ A b C Peslier, Anne H .; Schönbächler, Maria; Busemann, Henner; Karato, Shun-Ichiro (09.08.2017). „Voda ve vnitřku Země: distribuce a původ“. Recenze vesmírných věd. 212 (1–2): 743–810. Bibcode:2017SSRv..212..743P. doi:10.1007 / s11214-017-0387-z. ISSN  0038-6308. S2CID  125860164.
  22. ^ Wu, červen; Desch, Steven J .; Schaefer, Laura; Elkins-Tanton, Linda T .; Pahlevan, Kaveh; Buseck, Peter R. (říjen 2018). „Původ zemské vody: chondritická dědičnost plus nebulární nashromáždění a skladování vodíku v jádru“. Journal of Geophysical Research: Planets. 123 (10): 2691–2712. Bibcode:2018JGRE..123,2691W. doi:10.1029 / 2018je005698. ISSN  2169-9097.
  23. ^ GRADIE, J .; TEDESCO, E. (1982-06-25). "Kompoziční struktura pásu asteroidů". Věda. 216 (4553): 1405–1407. Bibcode:1982Sci ... 216.1405G. doi:10.1126 / science.216.4553.1405. ISSN  0036-8075. PMID  17798362. S2CID  32447726.
  24. ^ Martin, Rebecca G .; Livio, Mario (03.07.2013). „O vývoji hranice sněhu v protoplanetárních discích - II. Analytické aproximace“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 434 (1): 633–638. arXiv:1207.4284. Bibcode:2013MNRAS.434..633M. doi:10.1093 / mnras / stt1051. ISSN  0035-8711. S2CID  118419642.
  25. ^ Andrew Fazekas, Tajemství původu vody Země vyřešeno, Nationalgeographic.com, 30. října 2014
  26. ^ Sarafian, A. R.; Nielsen, S. G .; Marschall, H. R .; McCubbin, F. M .; Monteleone, B. D. (2014-10-30). „Včasné narůstání vody ve vnitřní sluneční soustavě ze zdroje podobného uhlíkatému chondritu“. Věda. 346 (6209): 623–626. Bibcode:2014Sci ... 346..623S. doi:10.1126 / science.1256717. ISSN  0036-8075. PMID  25359971. S2CID  30471982.
  27. ^ Drake, Michael J (2005). "Původ vody na suchozemských planetách". Meteoritika a planetární věda. 40 (4): 519–527. Bibcode:2005M & PS ... 40..519D. doi:10.1111 / j.1945-5100.2005.tb00960.x.
  28. ^ Drake, Michael J .; et al. (Srpen 2005). „Původ vody na suchozemských planetách“. Asteroidy, komety a meteory (IAU S229). 229. sympozium Mezinárodní astronomické unie. 1. Búzios, Rio de Janeiro, Brazílie: Cambridge University Press. 381–394. Bibcode:2006IAUS..229..381D. doi:10.1017 / S1743921305006861. ISBN  978-0521852005.
  29. ^ Cowen, Ron (9. května 2013). „Společný zdroj pro vodu Země a Měsíce“. Příroda. doi:10.1038 / příroda.2013.12963. S2CID  131174435.
  30. ^ Dauphas, Nicolas (říjen 2003). „Dvojí původ pozemské atmosféry“. Icarus. 165 (2): 326–339. arXiv:astro-ph / 0306605. Bibcode:2003Icar..165..326D. doi:10.1016 / s0019-1035 (03) 00198-2. ISSN  0019-1035. S2CID  14982509.
  31. ^ Owen, Tobias; Bar-Nun, Akiva; Kleinfeld, Idit (červenec 1992). „Možný kometární původ těžkých vzácných plynů v atmosférách Venuše, Země a Marsu“. Příroda. 358 (6381): 43–46. Bibcode:1992 Natur.358 ... 43O. doi:10.1038 / 358043a0. ISSN  0028-0836. PMID  11536499. S2CID  4357750.
  32. ^ Gomes, R .; Levison, H. F .; Tsiganis, K .; Morbidelli, A. (květen 2005). „Původ kataklyzmatického období pozdního těžkého bombardování pozemských planet“. Příroda. 435 (7041): 466–469. Bibcode:2005 Natur.435..466G. doi:10.1038 / nature03676. ISSN  0028-0836. PMID  15917802.
  33. ^ A b Budde, Gerrit; Burkhardt, Christoph; Kleine, Thorsten (20. května 2019). „Izotopový důkaz molybdenu pro pozdní narůstání vnějšího materiálu sluneční soustavy na Zemi“. Přírodní astronomie. 3 (8): 736–741. Bibcode:2019NatAs ... 3..736B. doi:10.1038 / s41550-019-0779-r. ISSN  2397-3366. S2CID  181460133.
  34. ^ Yang, J .; Turner, M. S .; Schramm, D. N .; Steigman, G .; Olive, K. A. (červen 1984). „Prvotní nukleosyntéza - kritické srovnání teorie a pozorování“. Astrofyzikální deník. 281: 493. Bibcode:1984ApJ ... 281..493Y. doi:10.1086/162123. ISSN  0004-637X.
  35. ^ Hagemann, R .; Nief, G .; Roth, E. (leden 1970). „Absolutní izotopová stupnice pro deuteriovou analýzu přírodních vod. Absolutní poměr D / H pro SMOW“. Řekni nám. 22 (6): 712–715. doi:10.3402 / tellusa.v22i6.10278. ISSN  0040-2826.
  36. ^ Catling, David C. (2017). Atmosférická evoluce v obydlených a neživých světech. Cambridge University Press. p. 180. Bibcode:2017aeil.book ..... C. ISBN  9781139020558. OCLC  982451455.
  37. ^ Donahue, T. M .; Hoffman, J. H .; Hodges, R. R .; Watson, A. J. (05.05.1982). „Venuše byla mokrá: Měření poměru deuteria k vodíku“. Věda. 216 (4546): 630–633. Bibcode:1982Sci ... 216..630D. doi:10.1126 / science.216.4546.630. ISSN  0036-8075. PMID  17783310. S2CID  36740141.
  38. ^ Q. Choi, Charles (10.12.2014). „Většina zemské vody pochází z asteroidů, nikoli z komet“. ProfoundSpace.org. Citováno 2020-02-09.
  39. ^ Daly, R. Terik; Schultz, Peter H. (25. dubna 2018). „Dodávka vody dopadem planetárního narůstání do současnosti“. Vědecké zálohy. 4 (4): eaar2632. Bibcode:2018SciA .... 4R2632D. doi:10.1126 / sciadv.aar2632. PMC  5916508. PMID  29707636.
  40. ^ Gorman, James (15. května 2018). „Jak mohou asteroidy přinést Zemi vodu“. The New York Times. Citováno 16. května 2018.
  41. ^ Alexander, Conel M. O'D. (2017-04-17). „Původ vody vnitřní sluneční soustavy“. Filozofické transakce Královské společnosti A: Matematické, fyzikální a technické vědy. 375 (2094): 20150384. Bibcode:2017RSPTA.37550384A. doi:10.1098 / rsta.2015.0384. ISSN  1364-503X. PMC  5394251. PMID  28416723.
  42. ^ Chan, Queenie H. S. a kol. (10. ledna 2018). „Organická hmota v mimozemských krystalech solí nesoucích vodu“. Vědecké zálohy. 4 (1, eaao3521): eaao3521. Bibcode:2018SciA .... 4O3521C. doi:10.1126 / sciadv.aao3521. PMC  5770164. PMID  29349297.CS1 maint: používá parametr autoři (odkaz)
  43. ^ Sarafian, Adam R.; Nielsen, Sune G .; Marschall, Horst R .; McCubbin, Francis M .; Monteleone, Brian D. (2014-10-31). „Včasné narůstání vody ve vnitřní sluneční soustavě ze zdroje podobného uhlíkatému chondritu“. Věda. 346 (6209): 623–626. Bibcode:2014Sci ... 346..623S. doi:10.1126 / science.1256717. ISSN  0036-8075. PMID  25359971. S2CID  30471982.
  44. ^ Morbidelli, Alessandro; et al. (2000). "Zdrojové oblasti a časové rámce pro dodávku vody na Zemi". Meteoritika a planetární věda. 35 (6): 1309–1329. doi:10.1111 / j.1945-5100.2000.tb01518.x.
  45. ^ Eberhardt, P .; Dolder, U .; Schulte, W .; Krankowsky, D .; Lämmerzahl, P .; Hoffman, J. H .; Hodges, R. R .; Berthelier, J. J .; Illiano, J. M. (1988), „Poměr D / H ve vodě z komety P / Halley“, Průzkum Halleyovy kometySpringer Berlin Heidelberg, str. 435–437, doi:10.1007/978-3-642-82971-0_79, ISBN  9783642829734
  46. ^ Meier, R. (06.02.1998). „Stanovení poměru HDO / H2O v kometě C / 1995 O1 (Hale-Bopp)“. Věda. 279 (5352): 842–844. Bibcode:1998Sci ... 279..842M. doi:10.1126 / science.279.5352.842. ISSN  0036-8075. PMID  9452379.
  47. ^ Bockelée-Morvan, D .; Gautier, D .; Lis, D.C .; Young, K .; Keene, J .; Phillips, T .; Owen, T .; Crovisier, J .; Goldsmith, P.F. (Květen 1998). „Deuterovaná voda v kometě C / 1996 B2 (Hyakutake) a její důsledky pro původ komet“. Icarus. 133 (1): 147–162. Bibcode:1998Icar..133..147B. doi:10.1006 / icar.1998.5916. hdl:2060/19980035143. ISSN  0019-1035.
  48. ^ A b Hartogh, Paul; Lis, Dariusz C .; Bockelée-Morvan, Dominique; de Val-Borro, Miguel; Biver, Nicolas; Küppers, Michael; Emprechtinger, Martin; Bergin, Edwin A .; Crovisier, Jacques (říjen 2011). „Voda podobná oceánu v kometě rodiny Jupiterů 103P / Hartley 2“. Příroda. 478 (7368): 218–220. Bibcode:2011Natur.478..218H. doi:10.1038 / příroda10519. ISSN  0028-0836. PMID  21976024. S2CID  3139621.
  49. ^ Dauphas, N (prosinec 2000). „Pozdní asteroidní a kometární bombardování Země zaznamenané ve vodním poměru deuterium k protiu“. Icarus. 148 (2): 508–512. Bibcode:2000Icar..148..508D. doi:10.1006 / icar.2000.6489. ISSN  0019-1035.
  50. ^ Duncan, M. J. (1997-06-13). „Disk rozptýlených ledových objektů a původ komet rodiny Jupiterů“. Věda. 276 (5319): 1670–1672. Bibcode:1997Sci ... 276.1670D. doi:10.1126 / science.276.5319.1670. ISSN  0036-8075. PMID  9180070.
  51. ^ Altwegg, K .; Balsiger, H .; Bar-Nun, A .; Berthelier, J. J .; Bieler, A .; Bochsler, P .; Briois, C .; Calmonte, U .; Combi, M. (2015-01-23). „67P / Churyumov-Gerasimenko, rodinná kometa Jupitera s vysokým poměrem D / H“ (PDF). Věda. 347 (6220): 1261952. Bibcode:2015Sci ... 347A.387A. doi:10.1126 / science.1261952. ISSN  0036-8075. PMID  25501976. S2CID  206563296.
  52. ^ Alexander, C. M. O .; Bowden, R .; Fogel, M. L .; Howard, K. T .; Herd, C. D. K .; Nittler, L. R. (2012-07-12). „Provenience asteroidů a jejich příspěvky do těkavých zásob pozemských planet“. Věda. 337 (6095): 721–723. Bibcode:2012Sci ... 337..721A. doi:10.1126 / science.1223474. ISSN  0036-8075. PMID  22798405. S2CID  206542013.

externí odkazy