Origem da água na Terra – Wikipédia, a enciclopédia livre

A água cobre cerca de 70,9% da superfície terrestre.[1]

A origem da água na terra é estudada por campos como a planetologia, astronomia e astrobiologia. A Terra é única entre os planetas rochosos pois possui oceanos de água líquida em sua superfície.[2] Água líquida, que é necessária para todas as formas de vida, continua a existir na superfície terrestre pois o planeta está longe o suficiente do Sol (na chamada zona habitável) para que ela não se perca, mas não tão longe para que toda a água se congele.

Achava-se que a água na Terra não tenha se originado na região do disco protoplanetário. Foi hipotetizado que a água e outros materiais voláteis tenham chegado à Terra através de asteroides vindos do sistema solar exterior. Porém, pesquisas recentes indicam que o hidrogênio dentro da Terra exerceu um papel na formação dos oceanos.[3] As duas hipóteses não são mutualmente excludentes. Há evidência que a água chegou à Terra através de planetesimais com composição similar ao de asteroides vindos dos pontos mais distantes do cinturão de asteroides.[4]

História da água na Terra[editar | editar código-fonte]

Um dos fatores que é importante para estimar quando a água surgiu na Terra é o fato que ela escapa constantemente para o espaço. As moléculas de H2O na atmosfera são quebradas por fotólise, fazendo que, por vezes, as moléculas de hidrogênio resultantes escapem da força gravitacional terrestre. A água era perdida mais facilmente quando a Terra ainda era jovem e menos maciça. É esperado que elementos mais leves, como o hidrogênio e o hélio, escapem da atmosfera continuamente, mas a razão isótopa de gases nobres na atmosfera atual sugere que até mesmo os elementos mais pesados sofreram perdas significativas.[4] O xenônio em particular é útil para o cálculo de perda de água pelo tempo. Ele é um gás nobre (e, portanto, não escapa da atmosfera através de reações químicas com outros elementos), e comparações com seus nove isótopos estáveis na atmosfera atual mostram que a Terra perdeu ao menos um oceano de água durante sua formação, durante os éons hadeano e arqueano.[5]

Qualquer água que tenha surgido antes do arqueano provavelmente foi perdida pelo impacto que formou a Lua (~4.5 bilhões de anos atrás), que foi responsável pela vaporização da crosta e manto superior terrestres, criando assim uma atmosfera feita de vapores de rochas quando o planeta era jovem.[6][7] O vapor teria condensado em dois mil anos, deixando para trás voláteis quentes que provavelmente resultaram na maior parte do dióxido de carbono da atmosfera, hidrogênio e vapor d'água. Apesar da temperatura da superfície terrestre ser de 230 °C, os oceanos líquidos podem ter se formado por causa da pressão atmosférica do CO2. Com o processo de resfriamento terrestre, o dióxido de carbono escapou da atmosfera através da subdução e dissolução nos oceanos, mas seus níveis oscilaram amplamente por causa da aparição de uma nova superfície e do início dos ciclos da manta.[8]

Este basalto em almofada do Havaí se formou quando o magma foi extrudado debaixo da água. Outras formações de basalto em almofada muito mais antigas evidenciam a existência de grandes quantidades de água no começo da história da Terra.

Evidências geológicas ajudam a restringir o tempo em que a água surgiu na Terra. Uma amostra de basalto em almofada retirada do Cinturão de Rochas Verdes de Isua provê evidência que havia água na Terra 3,8 bilhões de anos atrás.[9] No Cinturão de Rochas Verdes Nuvvuagittuq, rochas datadas de 3,8 bilhões de anos em um estudo[10] e 4,28 bilhões de anos em outro[11] provê evidência que existia água em sua data de formação.[9] Se havia oceanos anteriormente, as evidências geológicas ainda estão para ser descobertas, pois as possíveis evidências podem ter sido destruídas por processos como a reciclagem da crosta. Em agosto de 2020, pesquisadores anunciaram que é possível que o volume de água necessário para encher os oceanos pode estar na Terra desde sua formação.[12][13][14]

Diferente de rochas, o zircão, mineral que é altamente resistente ao clima e processos geológicos, é usado para entender a formação da Terra primordial. Evidência mineralógica de zircões mostra que água líquida e atmosfera existiam 4,404 ± 0,008 bilhões de anos atrás, muito próximo da formação da Terra.[15][16][17][18] A evidência cria um paradoxo, já que a hipótese da Terra primordial fria sugere que as temperaturas eram frias o suficiente para congelar a água entre 4,4 e 4,0 bilhões de anos atrás. Se realmente houve água durante a formação da Terra, a superfície terrestre seria muito parecida com a atual, ao invés da superfície ser quente e fundida com uma atmosfera cheia de dióxido de carbono. De acordo com a hipótese, a atividade das placas tectônicas aprisionariam grandes quantidades de CO2, processo que reduz o efeito estufa. Assim, a temperatura terrestre seria muito mais fria, capaz de formar rochas sólidas e água líquida.[19]

Quantidade de água na Terra[editar | editar código-fonte]

Apesar da maior parte da Terra ser composta pelos oceanos, eles representam uma pequena fração de sua massa. É estimado que a massa dos oceanos seja de 1.37 × 1021 kg, que equivale a 0.023% da massa total da Terra, 6.0 × 1024 kg. É estimado que a massa da água de gelo, vapor, rios, lagos, água subterrânea e atmosférica seja de 5.0 × 1020 kg.[20] Uma quantidade significativa de água está armazenada no núcleo, manto e crosta terrestre. Diferente das moléculas de H2O presentes na superfície, a água presente dentro da Terra está no formato de hidratação mineral, ou como vestígios de hidrogênio ligados a átomos de oxigênio em minerais anidros.[21] Silicatos hidratados na superfície transportam água para o manto através de placas convergentes, onde a crosta oceânica sofre subdução para debaixo da crosta continental. É difícil de estimar a quantidade de água que está dentro do manto devido a falta de amostras, mas é possível armazenar três vezes a massa dos oceanos.[21] Similarmente, a crosta terrestre contém de quatro a cinco vezes a massa dos oceanos em hidrogênio.[20][22]

Hipóteses da origem de água na Terra[editar | editar código-fonte]

Fontes extraterrestres[editar | editar código-fonte]

A água possui uma temperatura de condensação menor do que outros materiais que formam os planetas do sistema solar, como o ferro e silicatos. A região do disco protoplanetário mais perto do Sol era muito quente no passado, então não é provável que oceanos de água tenham sido condensados durante a formação da Terra. Em lugares mais afastados do jovem Sol, onde as temperaturas são menores, a água poderia se condensar através de planetesimais de gelo. A fronteira da região onde poderia ter gelo é conhecida como linha congelada (ou linha de neve), e está localizada no atual cinturão de asteróides cerca de 2,7 e 3,1 unidades astronômicas do Sol.[23][24] Portanto, seria necessário que a água fosse entregue à Terra através de objetos que tenham se formado além da linha congelada, como cometas, objetos transnetunianos e meteoros ricos em água (protoplanetas).

Uma das hipóteses é que a Terra acresceu planetesimais de gelo cerca de 4,5 bilhões de anos atrás, quando ela tinha de 60% a 90% de sua massa atual.[21] Neste cenário, a Terra foi capaz de reter água por acreção e impactos de objetos extraterrestres. A principal evidência é a similaridade da abundância e da razão isotópica de água nos meteoros de condritos carbonáceos e meteoritos vindos de Vesta, ambos originários do cinturão de asteroides do sistema solar.[25][26] Estudos sobre a razão isotópica de ósmio sugerem que uma quantidade razoável de água veio dos primeiros materiais acrescidos pela Terra.[27][28] Medidas da composição química de amostras lunares coletadas pelas missões Apollo 15 e 17 também indicam que a água já estava presente na Terra antes da formação da Lua.[29]

Um problema da hipótese é que a razão isotópica de gases nobres na atmosfera terrestre é diferente da razão no manto, sugerindo que eles tenham vindo de fontes diferentes.[30][31] Uma possível explicação é a hipótese do "verniz tardio", onde a água chegou muito mais tarde na história terrestre, após o impacto que formou a Lua. Mas, de acordo com o entendimento atual da formação da Terra, menos de 1% da massa terrestre foi acrescida após o impacto, implicando que essa massa devia ser muito rica em água. Modelos da dinâmica no início do Sistema Solar mostram que asteroides de gelo podem ter chegado ao interior do Sistema (onde a Terra está localizada) no período em que Júpiter migrou para mais perto do Sol.[32]

Uma terceira hipótese sugere que a água chegou na Terra pelo mesmo impacto que criou a Lua. Sua maior evidência é a razão isotópica de molibdênio.[33]

Em 2019, constatou-se pela composição de isótopos de molibdênio que o manto terrestre se originou no Sistema Solar exterior, e provavelmente trouxe água para a Terra. Theia, o planeta da teoria do grande impacto, colidiu com a Terra 4,5 bilhões de anos atrás e formou a Lua, provavelmente trouxe materiais baseados em carbono e água.[33]

Análise geoquímica da água no Sistema Solar[editar | editar código-fonte]

É provável que condritos carbonáceos, como o meteorito Allende (acima), tenham trazido boa parte da água para a Terra. A principal evidência é sua similaridade isotópica com os oceanos.

As razões isotópicas são uma "digital química" única, e são usadas para comparar os reservatórios de água terrestres com outros lugares no Sistema Solar. Uma razão isotópica que é particularmente útil para pesquisar a origem da água na Terra é a proporção de deutério para hidrogênio (proporção D/H). O isótopo do hidrogênio Prótio, é o elemento mais abundante no universo. O isótopo, deutério, que é mais pesado, pode por vezes tomar o lugar do Isótopo Prótio em moléculas como o H2O. A maior parte do deutério foi criado no Big Bang ou em supernovas, então sua distribuição desigual na nebulosa solar foi eficientemente "trancafiada" logo no começo da formação do Sistema Solar.[34] Então, é possível estudar a formação da água na Terra estudando as razões isotópicas terrestres e em outros corpos de gelo do Sistema Solar.

Terra[editar | editar código-fonte]

Sabe-se que a razão de deutério para o hidrogênio nos oceanos terrestres é precisamente (1.5576 ± 0.0005) × 10−4.[35] Este valor representa a mistura de todas as fontes que contribuiram para a formação das reservas de água da Terra, e é usado para investigar a sua origem. É possível que a razão tenha aumentado com o passar do tempo, já que o hidrogênio tende a escapar para o espaço por processos de perda de atmosférica. Porém, não se conhece nenhum processo que possa diminuir a razão.[36] Esta perda de isótopos mais leves é uma das explicações para a razão D/H de Vênus ser tão alta, já que sua água evaporou pelo processo de efeito estufa descontrolado. Consequentemente, muito de seu hidrogênio foi perdido.[37] Já que a razão D/H aumentou significativamente com o tempo, a razão que chegou ao planeta era menor do que nos dias de hoje. Isso é consistente com o cenário onde já havia uma quantidade significativa de água no início da formação do planeta.[20]

Asteróides[editar | editar código-fonte]

O Cometa Halley, conforme imagens da sonda espacial Giotto da Agência Espacial Europeia, em 1986. A Giotto passou perto do cometa e analizou as razões isótopas do gelo sublimado de sua superfície usando um espectrômetro de massa.

Diversos estudos geoquímicos conluíram que os asteróides são a principal fonte de água da Terra.[38] Condritos carbonáceos, que são uma subclasse dos meteoritos mais antigos do Sistema Solar, possuem níveis isotrópicos muito parecidos com os dos oceanos.[39][40] As subclasses dos condritos carbonácios CI e CM possuem níveis isótopos de hidrogênio e nitrogênio muito próximos dos da água salgada, sugerindo que estes meteoritos podem ter sido a origem da água nos oceanos.[41] Dois meteoritos de 4,5 bilhões de anos encontrados na Terra tinham água líquida com diversos compostos pobres em deutério.[42] A atual razão de deutério para hidrogênio da Terra também coincide com as antigas condritas eucritas, que se originaram do asteróide Vesta, no limiar do cinturão de asteróides.[43] Acredita-se que CI, CM e as condritas eucritas possuam a mesma água e razões isotrópicas de protoplanetas de gelo no cinturão de asteróides que foram entregues à Terra.[44]

Outro estudo com partículas de meteoritos evidencia que uma grande parte da água terrestre veio de partículas de hidrogênio que foram carregadas pelo vento solar e se combinaram com o oxigênio dos asteróides e chegaram na Terra como poeira espacial. O estudo usou tomografia atômica e encontrou hidróxidos e moléculas de água na superfície de um único grão de uma partícula retirada do 25143 Itokawa pela sonda espacial japonesa Hayabusa.[45][46]

Cometas[editar | editar código-fonte]

Cometas são corpos quilométricos feitos de poeira e gelo que se originam do Cinturão de Kuiper (20-50 UA) e da Nuvem de Oort (>5.000 UA), mas possuem órbitas altamente elípticas, que as propelem até o centro do Sistema Solar. Eles são alvos de medição de razões isótopas de deutério por hidrogênio (D/H) remota ou presencialmente.

É implausível que a água da Terra tenha vindo de cometas. As razões D/H medidas nos cometas Halley, Hyakutake, Hale–Bopp, 2002T7 e Tuttle são o dobro da dos oceanos.[47][48][49][50] Usando estes valores, o modelo prevê que menos de 10% da água da terra tenha vindo de cometas.[51]

Outros cometas com períodos menores (<20 anos), da família Júpiter, provavelmente vieram do Cinturão de Kuiper, mas possuem rotas orbitais que são influenciadas pela interação gravitacional com Júpiter e Netuno.[52] De acordo com as medidas de razões isótopas do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko pela sonda Rosetta, elas são três vezes maiores do que a água salgada terrestre.[53] Já o 103P/Hartley possui a razão consistente com a água marinha, mas não seu nível isótopa de nitrogênio.[50][54]

Referências

  1. ↑ «The Physical World» (PDF). World Factbook (em inglês). Outubro de 2022. Consultado em 25 de agosto de 2023. Cópia arquivada (PDF) em 25 de agosto de 2023 
  2. ↑ «Are there oceans on other planets?». National Oceanic and Atmospheric Administration (em inglês). Consultado em 25 de agosto de 2023. Cópia arquivada em 25 de agosto de 2023 
  3. ↑ Nola Taylor Redd (1 de abril de 2019). «Where did Earths water come from». Astronomy Magazine (em inglês). Consultado em 25 de agosto de 2023. Cópia arquivada em 25 de agosto de 2023 
  4. ↑ a b Pepin, Robert O. (1 de julho de 1991). «On the origin and early evolution of terrestrial planet atmospheres and meteoritic volatiles». Icarus (em inglês) (1): 2–79. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/0019-1035(91)90036-S. Consultado em 25 de agosto de 2023 
  5. ↑ Zahnle, Kevin J.; Gacesa, Marko; Catling, David C. (1 de janeiro de 2019). «Strange messenger: A new history of hydrogen on Earth, as told by Xenon». Geochimica et Cosmochimica Acta (em inglês): 56–85. ISSN 0016-7037. doi:10.1016/j.gca.2018.09.017. Consultado em 31 de agosto de 2023 
  6. ↑ Canup, Robin M.; Asphaug, Erik (agosto de 2001). «Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation». Nature (em inglês) (6848): 708–712. ISSN 1476-4687. doi:10.1038/35089010. Consultado em 31 de agosto de 2023 
  7. ↑ Cuk, M.; Stewart, S. T. (23 de novembro de 2012). «Making the Moon from a Fast-Spinning Earth: A Giant Impact Followed by Resonant Despinning». Science (em inglês) (6110): 1047–1052. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1225542. Consultado em 31 de agosto de 2023 
  8. ↑ Sleep, N. H.; Zahnle, K.; Neuhoff, P. S. (27 de março de 2001). «Initiation of clement surface conditions on the earliest Earth». Proceedings of the National Academy of Science (em inglês) (244): 56-85. doi:10.1073/pnas.071045698. Consultado em 31 de agosto de 2023 
  9. ↑ a b Pinti, Daniele L.; Arndt, Nicholas (2014). Amils, Ricardo; Gargaud, Muriel; Cernicharo Quintanilla, José; Cleaves, Henderson James; Irvine, William M.; Pinti, Daniele; Viso, Michel, eds. «Oceans, Origin of». Berlin, Heidelberg: Springer (em inglês): 1–5. ISBN 978-3-642-27833-4. doi:10.1007/978-3-642-27833-4_1098-4. Consultado em 2 de setembro de 2023 
  10. ↑ Cates, N. L.; Mojzsis, S. J. (15 de março de 2007). «Pre-3750 Ma supracrustal rocks from the Nuvvuagittuq supracrustal belt, northern Québec». Earth and Planetary Science Letters (em inglês) (1): 9–21. ISSN 0012-821X. doi:10.1016/j.epsl.2006.11.034. Consultado em 2 de setembro de 2023 
  11. ↑ O’Neil, Jonathan; Carlson, Richard W.; Paquette, Jean-Louis; Francis, Don (1 de novembro de 2012). «Formation age and metamorphic history of the Nuvvuagittuq Greenstone Belt». Precambrian Research (em inglês): 23–44. ISSN 0301-9268. doi:10.1016/j.precamres.2012.07.009. Consultado em 2 de setembro de 2023 
  12. ↑ Piani, Laurette; Marrocchi, Yves; Rigaudier, Thomas; Vacher, Lionel G.; Thomassin, Dorian; Marty, Bernard (28 de agosto de 2020). «Earth's water may have been inherited from material similar to enstatite chondrite meteorites». Science (em inglês) (6507): 1110–1113. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.aba1948. Consultado em 2 de setembro de 2023 
  13. ↑ «Meteorite study suggests Earth may have been wet since it formed». EurekAlert! (em inglês). 27 de agosto de 2020. Consultado em 2 de setembro de 2023. Cópia arquivada em 2 de setembro de 2023 
  14. ↑ «Unexpected abundance of hydrogen in meteorites reveals the origin of Earth's water». EurekAlert! (em inglês). 27 de agosto de 2020. Consultado em 2 de setembro de 2023. Cópia arquivada em 2 de setembro de 2023 
  15. ↑ Wilde, Simon A.; Valley, John W.; Peck, William H.; Graham, Colin M. (janeiro de 2001). «Evidence from detrital zircons for the existence of continental crust and oceans on the Earth 4.4 Gyr ago». Nature (em inglês) (6817): 175–178. ISSN 1476-4687. doi:10.1038/35051550. Consultado em 2 de setembro de 2023 
  16. ↑ «Hell's milder side». The Australian National University (em inglês). 22 de fevereiro de 2006. Consultado em 2 de setembro de 2023. Arquivado do original em 21 de junho de 2006 
  17. ↑ «There was no such thing as hell on Earth». The Australian National University (em inglês). 18 de novembro de 2005. Consultado em 2 de setembro de 2023. Arquivado do original em 8 de fevereiro de 2006 
  18. ↑ Valley, John W.; Peck, William H.; King, Elizabeth M.; Wilde, Simon A. (2002). «A Cool Early Earth». Universidade de Wisconsin–Madison. Geology. 30 (4): 351-254. doi:10.1130/0091-7613(2002)030<0351:ACEE>2.0.CO;2. Consultado em 2 de setembro de 2023. Arquivado do original em 16 de junho de 2013 
  19. ↑ Chang, Kenneth (1 de dezembro de 2008). «A New Picture of the Early Earth». The New York Times (em inglês). ISSN 0362-4331. Consultado em 2 de setembro de 2023. Cópia arquivada em 2 de setembro de 2023 
  20. ↑ a b c Genda, Hidenori (2016). «Origin of Earth's oceans: An assessment of the total amount, history and supply of water». Geochemical Journal (1): 27–42. doi:10.2343/geochemj.2.0398. Consultado em 2 de setembro de 2023 
  21. ↑ a b c Peslier, Anne H.; Schönbächler, Maria; Busemann, Henner; Karato, Shun-Ichiro (1 de outubro de 2017). «Water in the Earth's Interior: Distribution and Origin». Space Science Reviews (em inglês) (1): 743–810. ISSN 1572-9672. doi:10.1007/s11214-017-0387-z. Consultado em 2 de setembro de 2023 
  22. ↑ Wu, Jun; Desch, Steven J.; Schaefer, Laura; Elkins‐Tanton, Linda T.; Pahlevan, Kaveh; Buseck, Peter R. (outubro de 2018). «Origin of Earth's Water: Chondritic Inheritance Plus Nebular Ingassing and Storage of Hydrogen in the Core». Journal of Geophysical Research: Planets (em inglês) (10): 2691–2712. ISSN 2169-9097. doi:10.1029/2018JE005698. Consultado em 3 de setembro de 2023 
  23. ↑ Gradie, J.; Tedesco, E. (25 de junho de 1982). «Compositional Structure of the Asteroid Belt». Science (em inglês) (4553): 1405–1407. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.216.4553.1405. Consultado em 3 de setembro de 2023 
  24. ↑ Martin, Rebecca G.; Livio, Mario (3 de julho de 2013). «On the evolution of the snow line in protoplanetary discs – II. Analytic approximations». Monthly Notices (em inglês). 434 (1): 633–638. doi:10.1093/mnras/stt1051. Consultado em 4 de setembro de 2023 
  25. ↑ Andrew Fazekas (30 de outubro de 2014). «Mystery of Earth's Water Origin Solved». National Geographic (em inglês). Consultado em 4 de setembro de 2023. Cópia arquivada em 1 de novembro de 2014 
  26. ↑ Sarafian, A. R.; Nielsen, S. G.; Marschall, H. R.; McCubbin, F. M.; Monteleone, B. D. (31 de outubro de 2014). «Early accretion of water in the inner solar system from a carbonaceous chondrite-like source». Science (em inglês) (6209): 623–626. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1256717. Consultado em 4 de setembro de 2023 
  27. ↑ Drake, Michael J. (abril de 2005). «Origin of water in the terrestrial planets». Meteoritics & Planetary Science (em inglês) (4): 519–527. doi:10.1111/j.1945-5100.2005.tb00960.x. Consultado em 10 de setembro de 2023 
  28. ↑ Drake, Michael J.; Campins, Humberto (agosto de 2005). «Origin of water on the terrestial planets». Proceedings of the International Astronomical Union (em inglês) (S229): 381–394. ISSN 1743-9221. doi:10.1017/S1743921305006861. Consultado em 10 de setembro de 2023 
  29. ↑ Cowen, Ron (9 de maio de 2013). «Common source for Earth and Moon water». Nature (em inglês). ISSN 1476-4687. doi:10.1038/nature.2013.12963. Consultado em 10 de setembro de 2023 
  30. ↑ Dauphas, Nicolas (1 de outubro de 2003). «The dual origin of the terrestrial atmosphere». Icarus (2): 326–339. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/S0019-1035(03)00198-2. Consultado em 10 de setembro de 2023 
  31. ↑ Owen, Tobias; Bar-Nun, Akiva; Kleinfeld, Idit (julho de 1992). «Possible cometary origin of heavy noble gases in the atmospheres of Venus, Earth and Mars». Nature (em inglês) (6381): 43–46. ISSN 1476-4687. doi:10.1038/358043a0. Consultado em 10 de setembro de 2023 
  32. ↑ Gomes, R.; Levison, H. F.; Tsiganis, K.; Morbidelli, A. (maio de 2005). «Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets». Nature (em inglês) (7041): 466–469. ISSN 1476-4687. doi:10.1038/nature03676. Consultado em 10 de setembro de 2023 
  33. ↑ a b Budde, Gerrit; Burkhardt, Christoph; Kleine, Thorsten (agosto de 2019). «Molybdenum isotopic evidence for the late accretion of outer Solar System material to Earth». Nature Astronomy (em inglês) (8): 736–741. ISSN 2397-3366. doi:10.1038/s41550-019-0779-y. Consultado em 10 de setembro de 2023 
  34. ↑ Yang, J.; Turner, M. S.; Steigman, G.; Schramm, D. N.; Olive, K. A. (1 de junho de 1984). «Primordial nucleosynthesis : a critical comparison of theory and observation.». The Astrophysical Journal: 493–511. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/162123. Consultado em 12 de setembro de 2023 
  35. ↑ Hagemann, R.; Nief, G.; Roth, E. (1 de janeiro de 1970). «Absolute isotopic scale for deuterium analysis of natural waters. Absolute D/H ratio for SMOW1» (em inglês) (6). 712 páginas. doi:10.3402/tellusa.v22i6.10278. Consultado em 17 de setembro de 2023 
  36. ↑ Catling, David C.; Kasting, James F. (2017). Atmospheric Evolution on Inhabited and Lifeless Worlds. Cambridge: Cambridge University Press. p. 180. ISBN 9781139020558. OCLC 982451455 
  37. ↑ Donahue, T. M.; Hoffman, J. H.; Hodges, R. R.; Watson, A. J. (7 de maio de 1982). «Venus Was Wet: A Measurement of the Ratio of Deuterium to Hydrogen». Science (em inglês) (4546): 630–633. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.216.4546.630. Consultado em 17 de setembro de 2023 
  38. ↑ Charles Q. Choi (10 de dezembro de 2014). «Most of Earth's Water Came from Asteroids, Not Comets». Space.com (em inglês). Consultado em 17 de setembro de 2023. Cópia arquivada em 17 de setembro de 2023 
  39. ↑ Daly, R. Terik; Schultz, Peter H. (6 de abril de 2018). «The delivery of water by impacts from planetary accretion to present». Science Advances (em inglês) (4). ISSN 2375-2548. PMC 5916508Acessível livremente. PMID 29707636. doi:10.1126/sciadv.aar2632. Consultado em 17 de setembro de 2023 
  40. ↑ James Gorman (15 de maio de 2018). «How Asteroids May Have Brought Water to Earth». The New York Times (em inglês). ISSN 0362-4331. Consultado em 17 de setembro de 2023. Cópia arquivada em 17 de setembro de 2023 
  41. ↑ Alexander, Conel M. O'D. (28 de maio de 2017). «The origin of inner Solar System water». Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences (em inglês) (2094). 20150384 páginas. ISSN 1364-503X. PMC 5394251Acessível livremente. PMID 28416723. doi:10.1098/rsta.2015.0384. Consultado em 17 de setembro de 2023 
  42. ↑ Chan, Queenie H. S.; Zolensky, Michael E.; Kebukawa, Yoko; Fries, Marc; Ito, Motoo; Steele, Andrew; Rahman, Zia; Nakato, Aiko; Kilcoyne, A. L. David (5 de janeiro de 2018). «Organic matter in extraterrestrial water-bearing salt crystals». Science Advances (em inglês) (1). ISSN 2375-2548. PMC 5770164Acessível livremente. PMID 29349297. doi:10.1126/sciadv.aao3521. Consultado em 17 de setembro de 2023 
  43. ↑ Sarafian, A. R.; Nielsen, S. G.; Marschall, H. R.; McCubbin, F. M.; Monteleone, B. D. (31 de outubro de 2014). «Early accretion of water in the inner solar system from a carbonaceous chondrite-like source». Science (em inglês) (6209): 623–626. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1256717. Consultado em 17 de setembro de 2023 
  44. ↑ Morbidelli, A.; Chambers, J.; Lunine, J. I.; Petit, J. M.; Robert, F.; Valsecchi, G. B.; Cyr, K. E. (novembro de 2000). «Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth». Meteoritics & Planetary Science (em inglês) (6): 1309–1320. doi:10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x. Consultado em 17 de setembro de 2023 
  45. ↑ Daly, Luke; Lee, Martin R.; Hallis, Lydia J.; Ishii, Hope A.; Bradley, John P.; Bland, Phillip A.; Saxey, David W.; Fougerouse, Denis; Rickard, William D. A. (dezembro de 2021). «Solar wind contributions to Earth's oceans». Nature Astronomy (em inglês) (12): 1275–1285. ISSN 2397-3366. doi:10.1038/s41550-021-01487-w. Consultado em 17 de setembro de 2023 
  46. ↑ Luke Daly, Martin R. Lee, Nick Timms e Phil Bland (30 de novembro de 2021). «Up to half of Earth's water may come from solar wind and space dust». phys.org (em inglês). Consultado em 17 de setembro de 2023. Cópia arquivada em 17 de setembro de 2023 
  47. ↑ Eberhardt, P.; Dolder, U.; Schulte, W.; Krankowsky, D.; Lämmerzahl, P.; Hoffman, J. H.; Hodges, R. R.; Berthelier, J. J.; Illiano, J. M. (1988). Grewing, Michael; Praderie, Françoise; Reinhard, Rüdeger, eds. «The D/H ratio in water from comet P/Halley». Berlin, Heidelberg: Springer (em inglês): 435–437. ISBN 978-3-642-82971-0. doi:10.1007/978-3-642-82971-0_79. Consultado em 18 de setembro de 2023 
  48. ↑ Meier, Roland; Owen, Tobias C.; Matthews, Henry E.; Jewitt, David C.; Bockelée-Morvan, Dominique; Biver, Nicolas; Crovisier, Jacques; Gautier, Daniel (6 de fevereiro de 1998). «A Determination of the HDO/H 2 O Ratio in Comet C/1995 O1 (Hale-Bopp)». Science (em inglês) (5352): 842–844. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.279.5352.842. Consultado em 18 de setembro de 2023 
  49. ↑ Bockelée-Morvan, D.; Gautier, D.; Lis, D. C.; Young, K.; Keene, J.; Phillips, T.; Owen, T.; Crovisier, J.; Goldsmith, P. F. (1 de maio de 1998). «Deuterated Water in Comet C/1996 B2 (Hyakutake) and Its Implications for the Origin of Comets». Icarus (1): 147–162. ISSN 0019-1035. doi:10.1006/icar.1998.5916. Consultado em 18 de setembro de 2023 
  50. ↑ 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 (outubro de 2011). «Ocean-like water in the Jupiter-family comet 103P/Hartley 2». Nature (em inglês) (7368): 218–220. ISSN 1476-4687. doi:10.1038/nature10519. Consultado em 18 de setembro de 2023 
  51. ↑ Dauphas, Nicolas; Robert, François; Marty, Bernard (1 de dezembro de 2000). «The Late Asteroidal and Cometary Bombardment of Earth as Recorded in Water Deuterium to Protium Ratio». Icarus (2): 508–512. ISSN 0019-1035. doi:10.1006/icar.2000.6489. Consultado em 18 de setembro de 2023 
  52. ↑ Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (13 de junho de 1997). «A Disk of Scattered Icy Objects and the Origin of Jupiter-Family Comets». Science (em inglês) (5319): 1670–1672. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.276.5319.1670. Consultado em 18 de setembro de 2023 
  53. ↑ Altwegg, K.; Balsiger, H.; Bar-Nun, A.; Berthelier, J. J.; Bieler, A.; Bochsler, P.; Briois, C.; Calmonte, U.; Combi, M. (23 de janeiro de 2015). «67P/Churyumov-Gerasimenko, a Jupiter family comet with a high D/H ratio». Science (em inglês) (6220). ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1261952. Consultado em 18 de setembro de 2023 
  54. ↑ Alexander, C. M. O’D.; Bowden, R.; Fogel, M. L.; Howard, K. T.; Herd, C. D. K.; Nittler, L. R. (10 de agosto de 2012). «The Provenances of Asteroids, and Their Contributions to the Volatile Inventories of the Terrestrial Planets». Science (em inglês) (6095): 721–723. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1223474. Consultado em 18 de setembro de 2023 
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