El origen del agua de la Tierra ha sido un misterio perdurable. Hay diferentes hipótesis y teorías que explican cómo llegó el agua hasta aquí, y mucha evidencia que las respalda.
por Evan Gough, Universo Hoy
Pero el agua es omnipresente en los discos protoplanetarios, y el origen del agua puede no ser tan misterioso después de todo.
Un artículo de investigación en Elements muestra que otros sistemas solares jóvenes tienen abundante agua. En sistemas solares como el nuestro, el agua acompaña a medida que la estrella joven crece y se forman los planetas. La evidencia está en el contenido de agua pesada de la Tierra , y muestra que el agua de nuestro planeta tiene 4.500 millones de años.
El artículo es «Bebemos agua buena de 4.500 millones de años», y los autores son Cecilia Ceccarelli y Fujun Du. Ceccarelli es un astrónomo italiano del Instituto de Ciencias Planetarias y Astrofísica de Grenoble, Francia. Du es astrónomo en el Observatorio de la Montaña Púrpura en Nanjing, China.
La formación de un sistema solar comienza con una nube molecular gigante. La nube es principalmente hidrógeno, el componente principal del agua. Le siguen el helio, el oxígeno y el carbono, en orden de abundancia. La nube también contiene pequeños granos de polvo de silicato y polvo carbonoso. El artículo de investigación nos lleva a través de la historia del agua en nuestro sistema solar, y aquí es donde comienza.
Aquí, en los tramos fríos de una nube molecular, cuando el oxígeno encuentra un grano de polvo, se congela y se adhiere a la superficie. Pero el agua no es agua hasta que el hidrógeno y el oxígeno se combinan, y las moléculas de hidrógeno más ligeras de la nube saltan sobre los granos de polvo congelado hasta que se encuentran con el oxígeno. Cuando eso sucede, reaccionan y forman hielo de agua, dos tipos de agua: agua normal y agua pesada que contiene deuterio.
El deuterio es un isótopo de hidrógeno llamado hidrógeno pesado (HDO). Tiene un protón y un neutrón en su núcleo. Eso lo separa del hidrógeno «regular», llamado protium. El protio tiene un protón pero no un neutrón. Ambos isótopos de hidrógeno son estables y persisten hasta el día de hoy, y ambos pueden combinarse con oxígeno para formar agua.
Cuando el hielo de agua forma un manto sobre los granos de polvo, los autores lo llaman la fase fría, el primer paso en el proceso que describen en su artículo.
La gravedad comienza a ejercerse en la nube a medida que la materia se acumula en el centro. Más masa cae en el centro de la nube molecular y comienza a formar una protoestrella. Parte de la gravedad se convierte en calor, y dentro de unas pocas unidades astronómicas (AU) del centro de la nube, el gas y el polvo en el disco alcanzan los 100 Kelvin.
100 K es muy frío en términos terrestres, solo -173 grados Celsius. Pero en términos químicos, es suficiente para desencadenar la sublimación y el hielo cambia de fase a vapor de agua. La sublimación ocurre en una región de corino caliente, una envoltura cálida que rodea el centro de la nube. Aunque también contienen moléculas orgánicas complejas, el agua se convierte en la molécula más abundante en los corinos.
El agua es abundante en este punto, aunque todo es vapor. «… un corino caliente típico contiene unas 10.000 veces el agua de los océanos de la Tierra», escriben los autores.
Ese es el paso dos en el proceso descrito por los autores, y lo llaman la fase de protoestrella.
Luego, la estrella comienza a girar, y el gas y el polvo circundantes forman un disco giratorio aplanado llamado disco protoplanetario. Todo lo que eventualmente se convertirá en los planetas del sistema solar y otras características está dentro de ese disco.
La joven protoestrella aún está acumulando masa, y su vida de fusión en la secuencia principal aún está en su futuro. La joven estrella genera algo de calor por los choques en su superficie, pero no mucho. Entonces, el disco está frío y las regiones más alejadas de la joven protoestrella son las más frías. Lo que sucede a continuación es crucial, según los autores.
El hielo de agua que se formó en el paso uno se convierte en gas en el paso dos, pero vuelve a condensarse en los lugares más fríos del disco protoplanetario. La misma población de granos de polvo vuelve a estar cubierta por un manto helado. Pero ahora, las moléculas de agua en ese manto helado contienen la historia del agua en el sistema solar. «Por lo tanto, los granos de polvo son los guardianes de la herencia del agua», escriben los autores.
Ese es el paso tres en el proceso.
En el paso cuatro, el sistema solar comienza a tomar forma y se parece a un sistema más completo. Todas las cosas a las que estamos acostumbrados, como planetas, asteroides y cometas, comienzan a formarse y ocupan sus órbitas. ¿Y de qué se originan? Esos diminutos granos de polvo y sus moléculas de agua dos veces congeladas.
Esta es la situación en la que nos encontramos hoy. Si bien los astrónomos no pueden viajar en el tiempo, están mejorando en la observación de otros sistemas solares jóvenes y en la búsqueda de pistas sobre todo el proceso. El agua de la Tierra también contiene una pista crítica: la proporción de agua pesada a agua normal.
Algunos detalles quedan fuera de la explicación simple dada hasta ahora. Cuando se forma hielo de agua en el paso uno, la temperatura es extremadamente baja. Eso desencadena un fenómeno inusual llamado súper deuteración. La súper deuteración introduce más deuterio en el hielo de agua que a otras temperaturas.
El deuterio solo se formó en los segundos posteriores al Big Bang. No se formó mucho: solo un deuterio por cada 100.000 átomos de protio. Eso significa que si el deuterio se mezclara uniformemente con el agua del sistema solar, la abundancia de agua pesada se expresaría como 10 -5 . Pero hay más complejidad por venir.
En un corino caliente, la abundancia cambia. «Sin embargo, en corinos calientes, la relación HDO/H 2 O es solo un poco menos de 1/100″, explican los autores. (HDO son moléculas de agua que contienen dos isótopos de deuterio, y H 2 O es agua normal que contiene dos isótopos de protio).
Hay aún más extremidades. «Para hacer las cosas aún más extremas», explican los autores, «el agua doblemente deuterada D2O es 1/1000 con respecto al H 2 O, es decir, unas 10 7 veces mayor que lo que se estimaría a partir de la relación de abundancia elemental D/H. «
Las proporciones contienen cantidades tan grandes de deuterio debido a la súper deuteración. En el momento en que se forma hielo en las superficies de los granos de polvo, hay un mayor número de átomos de D en comparación con los átomos de H que caen sobre las superficies de los granos. La explicación química en profundidad está más allá del alcance de este artículo, pero la conclusión es clara. «No hay otras formas de obtener esta gran cantidad de agua pesada en corinos calientes ni en general», escriben los autores. «Por lo tanto, la abundancia de agua pesada es un sello distintivo de la síntesis de agua en el grupo de nubes moleculares frías durante la era del PASO 1».
Lo importante hasta ahora es que hay dos episodios de síntesis de agua. La primera ocurre cuando el sistema solar aún no se ha formado y es solo una nube fría. La segunda es cuando se forman los planetas. Los dos ocurren en diferentes condiciones, y esas condiciones dejan su huella isotópica en el agua. El agua de la primera síntesis tiene 4.500 millones de años, y la pregunta es: «¿Cuánto de esa agua antigua llegó a la Tierra?»
Para averiguarlo, los autores observaron las únicas dos cosas que pudieron: la cantidad total de agua y la cantidad de agua deuterada. Como lo expresaron los autores, «… es decir, la proporción de agua pesada sobre agua normal, HDO/H 2 O».
Se creó más que suficiente agua para dar cuenta del agua de la Tierra. Recuerda que la cantidad de agua en el corino caliente era 10.000 veces mayor que el agua de la Tierra, y su relación HDO/H 2 O es diferente al agua formada en la nube inicial. ¿Cuánta agua del corino llegó a la Tierra? Se puede encontrar una pista comparando los valores de HDO/H 2 O en agua terrestre con los de corinos calientes.
Los corinos calientes son el único lugar donde hemos observado HDO en cualquier sistema planetario de tipo solar en formación. En investigaciones anteriores, los científicos compararon esas proporciones con proporciones en objetos de nuestro sistema solar: cometas, meteoritos y la luna helada de Saturno, Encelado. Así que saben que la abundancia de agua pesada de la Tierra, la relación HDO/H 2 O, es unas diez veces mayor que en el universo y al comienzo del sistema solar. «El agua ‘pesada sobre lo normal’ en la Tierra es aproximadamente 10 veces más grande que la relación elemental D/H en el universo y, en consecuencia, en el nacimiento del sistema solar, en lo que se llama la nebulosa solar», explican los autores.
Los resultados de todo este trabajo muestran que entre el 1% y el 50% del agua de la Tierra provino de la fase inicial del nacimiento del sistema solar. Esa es una amplia gama, pero sigue siendo una pieza importante de conocimiento.
Los autores concluyen las cosas en su conclusión. «El agua de los cometas y asteroides (de los que se originan la gran mayoría de los meteoritos) también se heredó desde el principio en grandes cantidades. La Tierra probablemente heredó su agua original predominantemente de los planetesimales, que se supone que son los precursores de los asteroides y planetas que formó la Tierra, en lugar de los cometas que llovieron sobre ella».
La entrega por cometas es otra hipótesis para el agua de la Tierra. En esa hipótesis, el agua congelada de más allá de la línea de congelación llega a la Tierra cuando los cometas son perturbados y enviados desde la Nube de Oort congelada al sistema solar interior. La idea tiene sentido.
Pero este estudio muestra que eso puede no ser cierto.
Sin embargo, todavía deja preguntas sin respuesta. No explica cómo llegó toda el agua a la Tierra. Pero el estudio muestra que la cantidad de agua pesada en la Tierra es al menos el comienzo para resolver esto.
“En conclusión, la cantidad de agua pesada que hay en la Tierra es nuestro hilo de Ariadna, que nos puede ayudar a salir del laberinto de todas las rutas posibles que pudo haber tomado el sistema solar”, explican.
El agua de la Tierra tiene 4.500 millones de años, tal como dice el título del artículo. Al menos algo de eso lo es. Según los autores, los planetesimales probablemente lo llevaron a la Tierra, pero no está claro exactamente cómo sucede eso. Hay mucha más complejidad que los científicos deben resolver antes de que puedan resolverlo. «El tema es bastante complicado porque el origen y la evolución del agua de la Tierra están inevitablemente conectados con otros participantes importantes en este planeta, por ejemplo, el carbono, el oxígeno molecular y el campo magnético», escriben los autores.
Todas estas cosas están envueltas en cómo se originó la vida y cómo se formaron los mundos. El agua probablemente jugó un papel en la formación de los planetesimales que la llevaron a la Tierra. El agua probablemente desempeñó un papel en el secuestro de otros productos químicos, incluidos los componentes básicos de la vida, en los cuerpos rocosos que los llevaron a la Tierra.
El agua se encuentra en el centro de todo, y al mostrar que parte de ella se remonta a los inicios del sistema solar, los autores han proporcionado un punto de partida para descifrar el resto.
«Aquí, presentamos una historia temprana simplificada del agua de la Tierra de acuerdo con las observaciones y teorías más recientes», escriben. «Una buena fracción del agua terrestre probablemente se formó al comienzo del nacimiento del sistema solar cuando era una nube fría de gas y polvo, congelada y conservada durante los diversos pasos que llevaron a la formación de planetas, asteroides y cometas y fue eventualmente transmitido a la Tierra naciente».
“Cómo sucedió el pasaje final es otro capítulo fascinante”, concluyen.
Más información: Cecilia Ceccarelli et al, We Drink Good 4.5-Billion-Year-Old Water, Elements (2022). DOI: 10.2138/gselements.18.3.155
Andre Izidoro et al, Origen del agua en los planetas terrestres: conocimientos a partir de datos de meteoritos y modelos de formación de planetas, Elements (2022). DOI: 10.2138/gselements.18.3.181
