تحقیقات جدید ترکیب شیمیایی عجیب زمین را توضیح می‌دهد!!

شکل 1. برداشت هنری از برافزایش. زمین مذاب که در اثر برخورد سیارک‌های کوچک زیادی به وجود آمده است. اعتبار: آلن براندون/طبیعت

محیط سطح زمین میزبان مخازن بزرگی از هیدروژن (H، عمدتاً به شکل آب، H2O)، نیتروژن (در N2 اتمسفر) و کربن (عمدتاً در سنگهای کربناته) است. H، N و C گاهی اوقات توسط دانشمندان زمین‌شناسی عناصر “فرار” یا به سادگی “فرار” نامیده می‌شوند زیرا بسیاری از ترکیبات ساده‌ای که آنها تشکیل می‌دهند گازهایی در دما و فشار استاندارد هستند. با این حال، توزیع این مواد فرار روی زمین نسبت به فراوانی آنها در موادی صورت می‌گیرد که تصور می‌شود زمین تشکیل داده است. این عناصر فرار اجزای اصلی جو و اقیانوسها و عناصر کلیدی برای حیات هستند. بنابراین، درک منشاء ترکیب فرار زمین برای درک چگونگی ایجاد یک محیط قابل سکونت در زمین بسیار مهم است. یک مطالعه جدید به رهبری هاروکا ساکورابا از موسسه فناوری توکیو و هیرویوکی کوروکاوا از موسسه علوم زمین-حیات (ELSI) در موسسه فناوری توکیو نشان می‌دهد که چگونه رویدادهای شگرف در طول فرآیند شکل‌گیری زمین می‌تواند این مشاهدات را توجیه کند.

شهاب‌سنگ‌های کندریتی جزو اولین مواد جامدی هستند که در اوایل منظومه شمسی شکل گرفتند. معمولاً تصور می‌شود که آنها عناصر فرار زمین را بر اساس تجزیه و تحلیل ایزوتوپ‌های موجود در آنها تحویل داده‌اند. با این حال، فراوانی C، N و H در آنچه دانشمندان «زمین سیلیکات حجیم» یا «BSE» (که شامل جو، اقیانوسها، پوسته و گوشته می‌شود) به طور قابل‌توجهی با فراوانی آنها در کندریت‌ها متفاوت است. علاوه بر این که آنها به سادگی کمتر از این عناصر خاص در BSE هستند، کمبود نیتروژن قابل توجهی نیز وجود دارد. به دلیل این اختلافات، منشأ عناصر فرار اصلی زمین همچنان مرموز است و مطالعات قبلی شهاب‌سنگ‌های غیرکندریتیک و متمایز یا سیارک‌ها را پیشنهاد کرده‌اند.

مطالعه جدید نشان داد که الگوی کاهش C، N و H BSE در واقع می‌تواند ناشی از ریزش مداوم اجسام کندریتی باشد، اگر مواد فرار آنها تحت‌تأثیر فرآیند تشکیل زمین قرار گیرند. اول، این مطالعه پیشنهاد می‌کند که از آنجایی که این سیاره در مراحل اولیه‌اش اساساً یک توپ مذاب سنگ بود، می‌توان مقادیر قابل‌توجهی C را در هسته زمین حذف کرد. بعدها، با سرد شدن و جامد شدن سیاره و تشکیل اقیانوس‌ها، C و H به صورت آب و سنگ‌های کربناته رسوب می‌کردند. در همان زمان، N تا حد زیادی در اتمسفر باقی ماند، جایی که برخورد شهاب‌سنگ‌های انفجاری بعدی، بخشی از آن را به فضا پرتاب کرد.

محققان تکامل فراوانی مواد فرار را در جو، اقیانوس‌ها، پوسته، گوشته و هسته از ابتدایی‌ترین مراحل شکل‌گیری زمین، با در نظر گرفتن همه این عوامل و همچنین محدودیت‌های مربوط به شکل‌گیری زمین، مانند آن، مدل‌سازی کردند. کانی‌شناسی اولیه و توزیع اندازه سیارک‌ها و شهاب‌سنگ‌های ورودی آنها سپس موجودی فرار نهایی را تحت شرایط مختلف با زمین فعلی مقایسه کردند.

شکل 2. الف: زمین در مرحله برافزایش اصلی خود، زمانی که توسط یک اقیانوس ماگما پوشیده شده بود. ب: زمین در مرحله برافزایش اواخر خود، زمانی که اقیانوسها از قبل وجود داشته‌اند. اعتبار: ساکورابا و همکاران (2021) گزارش‌های علمی

یکی از اعضای تیم کوروکاوا می‌گوید: “منشا محیط زیست قابل سکونت زمین و چگونگی پیدایش حیات بدون شک سوالات هیجان‌انگیزی هستند. این واقعیت که زمین قابل سکونت است فقط به این دلیل نیست که آب مایع روی سطحش وجود دارد، اگرچه این امر مهم می‌باشد، بلکه به دلیل جو آن است. C و N به گرم نگه داشتن سطح زمین به اندازه کافی برای حفظ آب مایع کمک می‌کند. فراوانی این عناصر فرار اصلی مهم است؛ اگر فراوانی آنها را حتی چند برابر کنیم، ممکن است زمین یک سیاره خشک یا کاملاً خشک باشد. آب و هوای پوشیده از اقیانوس، یا آب و هوای آن ممکن است بسیار گرم یا سرد بوده باشد.»

 کوروکاوا همچنین توضیح می‌دهد که دانشمندان برای چند سال به منطقه‌ای در اطراف ستارگان علاقه‌مند بوده‌اند که آنها را “منطقه قابل سکونت” یا HZ می‌نامند، که فاصله‌ای است که در آن یک سیاره انرژی کافی از نور خورشید دریافت می‌کند تا سطح سیاره را به اندازه کافی سرد نگه دارد تا بتواند آب را حفظ کند. اما آنقدر گرم است که آب را به صورت مایع نگه دارد. وجود سیاره‌ای در HZ به جرم و ترکیب شیمیایی سیاره نیز بستگی دارد، زیرا سیارات کوچک و کم جرم به راحتی مواد فرار را به دلیل فرار گرانشی از دست می‌دهند و جو سیاره‌ها می‌توانند با به دام انداختن تابش فروسرخ خروجی سیاره‌ها به گرم شدن سیارات کمک کنند. – که گرم شدن گلخانه‌ای نامیده می‌شود.

این مطالعه فراوانی عناصر فرار اصلی زمین را توضیح می‌دهد و نشان می‌دهد که ترکیب فرار زمین نتیجه طبیعی تشکیل سیاره‌ای به اندازه زمین در HZ است. در مقابل، محققان پیشنهاد می‌کنند که زهره (که نزدیکتر از HZ پیشنهادی به خورشید شکل گرفته است) و مریخ (که ده برابر کوچک‌تر از زمین است) باید دارای فراوانی‌های مواد فرار متفاوتی باشند.

نویسندگان فکر می‌کنند این نتایج می‌تواند به پیش‌بینی این امر کمک کند که کدام سیارات فراخورشیدی در HZ ستاره‌های میزبانشان واقعاً قابل سکونت هستند. ستاره‌شناسان قبلاً سیاراتی به اندازه زمین پیدا کرده‌اند که در HZs اطراف ستارگان دیگر قرار دارند، اگرچه محیط سطح آنها تا کنون قابل مشاهده نیست. این مطالعه پیش‌بینی می‌کند که اگر چنین سیاراتی مشابه زمین شکل گرفته باشند، واقعاً سیاراتی شبیه زمین هستند و ممکن است انبوهی از عناصر فرار اصلی مشابه زمین داشته باشد و بنابراین احتمالاً مانند زمین تکامل می‌یابد و بنابراین نامزدهای خوبی برای جستجوی حیات فراتر از زمین است.

شکل 3. تکامل زمانی مقدار کربن، نیتروژن و آب (هیدروژن) به دست آمده از شبیه‌سازی‌ها. هر خط نشان دهنده زمانی است که زمین به درصدی از جرم فعلی خود رسیده است. منطقه سبز فراوانی عنصری زمین فعلی است (به استثنای هسته). الف: مرحله برافزایش اصلی. ب: مرحله برافزایش دیررس. اعتبار: ساکورابا و همکاران (2021) گزارش‌های علمی

نویسندگان خاطرنشان می‌کنند که در برخی از پارامترهایی که مدل‌سازی کرده‌اند، عدم قطعیت وجود دارد. هر پارامتر درجه متفاوتی از عدم قطعیت دارد. به عنوان مثال، نحوه تقسیم عناصر بین ماگمای سیلیکات و فلز تشکیل دهنده هسته معمولاً دارای مرتبه عدم قطعیت است. ترکیب همه این فرآیندهای مختلف در یک مدل واحد به روشی ساده و تعیین کمیت تأثیر عدم قطعیت آنها مستلزم اجرای چندین بار مدل آنها با پارامترهای مختلف است.

کوروکاوا می‌گوید: “ما به این موضوع علاقه‌مندیم که چگونه محیطهای قابل سکونتی که می‌توانند حیات را حفظ کنند، می‌توانند در زمین و سیارات دیگر توسعه یابند و در نتیجه، این سوال که “آیا زمین خاص یا معمولی است؟”. محیط سطح زمین نه تنها با فاصله آن از خورشید و وجود آب و همچنین موجودی آن از عناصر فرار اصلی مانند C، N و H کنترل می‌شود.”

تلاش‌های قبلی برای توضیح فراوانی عناصر فرار زمین بر توجه محدود به تأثیر متقابل فرآیندهای تشکیل سیاره متمرکز بود. این مطالعه اولین مطالعه‌ای است که مدلسازی می‌کند که چگونه فراوانی عناصر فرار اصلی ممکن است در طول برافزایش زمین تغییر کرده باشد و چگونه می‌توانیم ترکیب مشاهده شده را بازتولید کنیم.

کوروکاوا می‌افزاید: «یکی از سؤالات جدیدی که این کار مطرح می‌کند این است که چگونه توزیع عناصر فرار اصلی در اوایل تاریخ زمین تعیین شده است». “مدل ما پیش‌بینی می‌کند که این مواد فرار عمدتاً بلافاصله پس از شکل‌گیری زمین در سطح میزبانی می‌شوند. در مقابل، بزرگترین مخزن آن‌ها امروزه گوشته است. تکتونیک صفحه‌ای باید مسئول این تغییر باشد. با این حال، چه زمانی و چگونه این مواد فرار به گوشته زمین منتقل شدند. سوالی است که هنوز حل نشده است. این نیز به پیدایش و تکامل حیات روی زمین مربوط می‌شود؛ N گاهی اوقات عامل محدود کننده فعالیت بیولوژیکی است و چرخه N امروزی عمدتاً تحت سلطه حیات است.

سوال آینده‌ای که تیم قصد دارد به آن بپردازد این است که آیا همان سناریوی تشکیل سیاره می‌تواند فراوانی فرار سایر سیارات زمینی از جمله زهره، مریخ و سیارات زمینی فراخورشیدی را توضیح دهد یا خیر. سطح زهره، از جمله جو، توسط ماموریت‌های آتی توسط ناسا (DAVINCI+، VERITUS) و ESA (EnVision) کاوش خواهد شد. اگرچه داده‌های کمی یا هیچ داده‌ای درباره ترکیبات فرار در فضای داخلی آن سیارات در دسترس نیست، برخی اطلاعات از تجزیه و تحلیل شهاب‌سنگ‌های مریخ و اندازه‌گیری‌های لرزه‌شناختی مأموریت اینسایت مریخ در دسترس است. این تیم معتقد است که پیش‌بینی‌های قابل آزمایش برای این سیارات را می‌توان از این مطالعه بدست آورد.

ترجمه: سارا سیدحاتمی

منبع:

New research explains Earth’s peculiar chemical composition

by Tokyo Institute of Technology

https://phys.org/news/2021-12-earth-peculiar-chemical-composition.html