¿Cómo llegó el agua a la Tierra tras su formación?

La llegada del agua a la Tierra es una de las preguntas sobre la infancia de nuestro planeta. No pudo aparecer de la nada porque, al principio, esta pequeña canica azul era una esfera de magma caliente. Así que algún mecanismo tuvo que entregar ese agua…

La juventud de los planetas

Al pensar en ese proceso, es casi inevitable pensar que la llegada del agua a la Tierra fue posible gracias a las regiones exteriores del Sistema Solar. Para ello, pensemos primero en la formación de nuestro vecindario estelar. A cierta distancia, de cualquier estrella en su infancia, encontramos la llamada línea de nieve (o línea de hielo, entre otros nombres similares). El punto a partir del que las temperaturas son lo suficientemente frías para permitir que el agua se condense en granos de hielo.

Allí también abundan otros elementos volátiles. Cosas como el metano, el amoniaco o el dióxido de carbono, que también pueden condensarse en granos de hielo. Parece lógico, bajo este razonamiento, suponer que los cometas y los asteroides, ricos en agua, tuvieron un papel importante. El Sistema Solar era un lugar caótico en aquel momento. Así que podían terminar chocando contra el resto de objetos.

Es una explicación que parece muy robusta. Especialmente si tenemos en cuenta que la Tierra se formó muy lejos de la línea de nieve. Además, Ceres, el planeta enano del cinturón de asteroides, es otro lugar que nos da alguna idea sobre la llegada del agua a la Tierra. Sabemos que tiene un manto congelado. Quizá incluso albergue un océano en su interior. Está a 2,7 unidades astronómicas. Aproximadamente, la región donde se calcula que habría estado la línea de nieve.

La importancia de la línea de nieve en la llegada del agua a la Tierra

La línea de nieve desempeña un papel importante en los diferentes modelos de condensación de los granos de material hacia planetesimales. Dicho de otro modo, las primeras etapas de la formación de un planeta. Hemos visto la línea de nieve en otras estrellas. Es el caso de V833 Orionis, en la imagen que acompaña esta sección. Es una estrella joven, que todavía no ha comenzado su secuencia principal.

Este mecanismo de entrega de agua a la Tierra parece muy robusto. Los objetos más allá de la línea de nieve acumulan agua y, al impactar, la liberan en la superficie del planeta. Pero eso no quiere decir, que sea una cuestión infalible. De hecho, hay muchas dudas sobre cómo se produjo la llegada del agua a la Tierra. Se ha planteado un escenario diferente para explicar de dónde sale la presencia de agua en nuestro planeta.

La idea es que los granos, ricos en agua, pueden acumularse hasta formar grandes objetos. Quizá incluso de kilómetros. Objetos que contienen grandes cantidades de agua. Permitirían explicar la cantidad de agua que tenemos en la Tierra. En ese modelo, el agua, cuando nuestro planeta todavía se estaba formando, aparece en forma de silicatos hidrosos. Es decir, minerales con una alta cantidad de agua.

Los silicatos como mecanismo para la llegada del agua a la Tierra

Con este último modelo en mente, un grupo de investigadores ha publicado un estudio en el que lo consideran. Pero, ¿cómo pudo haber minerales ricos en agua si la Tierra se encontraba muy lejos de la línea de nieve? Es decir, las condiciones, en esta región del espacio, no permitirían, en principio, que hubiese grandes cantidades de agua. La respuesta, según ellos, está en un tipo de silicato en particular, llamados filosilicatos.

En ese tipo de incluyen las micas, la clorita, la serpentina, el talco y la arcilla. Tienen propiedades muy útiles cuando pensamos en el agua. La pueden retener incluso a temperaturas de varios cientos de grados. Apoyándose en estudios anteriores, los investigadores comentan que hay una forma de preservar ese agua incluso en las regiones más cálidas del disco protoplanetario. Así, explican cómo el agua puede incorporarse a los silicatos antes de que los granos comiencen a incorporarse a los planetesimales.

Las simulaciones utilizadas por los investigadores muestran diferentes aspectos. La abundancia del vapor de agua, un análisis de la temperatura y presión del disco protoplanetario, para entender dónde se produciría esa hidratación de los granos de polvo. Sus resultados, en conjunto, muestran que no se puede descartar que la llegada del agua a la Tierra se produjese directamente aquí. A través de la incorporación de esos minerales.

Océanos a partir de acumulación de granos hidratados

En su estudio, los investigadores explican que, en temperaturas de varios cientos de grados, es posible tener minerales hidratados. En temperaturas de hasta 226ºC, la presencia de agua es mucho más alta que en temperaturas más altas. Pero, en cualquier caso, el mecanismo que describen elimina, en sus propias palabras, cualquier duda que pudiese haber sobre cómo de eficiente sería en un disco protoplanetario.

Esto quizá suene algo lioso, pero lo que quieren decir los investigadores no es tan complejo como parece. Creen que el mecanismo de acumulación de granos de minerales hidratados pueden formar océanos de 0,5 a 10 veces los de la Tierra. Algo que sucedería durante el proceso de formación del planeta. La cantidad de agua final dependería, según ellos, del tamaño de los granos. El tiempo necesario para que suceda, del mismo modo, también encaja.

Los granos tendrían tiempo suficiente para convertirse en grandes rocas cuando el Sol todavía estaba rodeado por su nebulosa. Aunque todavía quedan cosas por hacer. Ahora, los investigadores necesitan realizar más simulaciones sobre el crecimiento de los granos. Algo que permitirá a los investigadores entender cómo se retuvo el agua durante la fase tanto de acumulación de material como de colisión. Quizá ambos procesos (cometas y minerales) permitiesen la llegada del agua a la Tierra…

El estudio es D’angelo et al.; «On water delivery in the inner solar nebula: Monte Carlo simulations of forsterite hydration» aceptado para su publicación en la revista Astronomy & Astrophysics, que puede ser consultado en arXiv. El otro estudio es Thi et al.; «Warm dust surface chemistry in protoplanetary disks – Formation of phyllosilicates», publicado también en Astronomy & Astrophysics.

Referencias: Centauri Dreams