Un nuevo estudio ha determinado que el agua de la Tierra tiene 4500 millones de años. Es algo que resulta muy útil, porque permitirá entender mejor cuál fue su origen. A fin de cuentas, algo que se intenta entender desde hace muchos años, es cómo llega el agua a un planeta durante su formación.
El agua de la Tierra se formó hace 4500 millones de años
A lo largo del tiempo, se han planteado diferentes hipótesis y teorías para explicar cuál es el origen del agua de la Tierra. Hay muchas pistas para determinar cuál es su procedencia. El agua es abundante en los discos protoplanetarios. Por lo que su presencia puede que no sea especialmente misteriosa. Aquí entra en escena un estudio que explica que otros sistemas planetarios jóvenes muestran grandes cantidades de agua. En sistemas solares como el nuestro, el agua está presente desde que la estrella comienza su proceso de formación.
Las pistas están en el agua pesada de nuestro planeta. Es aquí donde, según explican, se puede observar que el agua de la Tierra tiene 4500 millones de años. En su trabajo, los autores se remontan a la formación de los sistemas planetarios. Explican que la formación de un sistema solar comienza con una gigantesca nube molecular. Esta nube está formada principalmente por hidrógeno, el componente principal del agua. Tras él, nos encontramos con helio, oxígeno y carbono, por orden de abundancia. La nube también contiene pequeños granos de polvo de silicato y carbonáceo.
En el estudio, los investigadores nos llevan por a historia del agua en el Sistema Solar. Su inicio está en esa nube molecular. Allí, cuando el oxígeno se encuentra con un grano de polvo, se congela y se pega a su superficie. Pero el agua no aparece hasta que se combinan el hidrógeno y el oxígeno. Las moléculas de hidrógeno, más ligeras, se desplazan por la nube y los granos de polvo congelados, hasta que se encuentran con el oxígeno. Cuando eso sucede, reaccionan y se forma hielo. Aparece en dos variedades: agua normal y agua pesada, que contiene deuterio.
El agua pesada y el papel del deuterio
El deuterio es un isótopo del hidrógeno. Es decir, una variante (cada isótopo contiene la misma cantidad de protones, pero diferente cantidad de neutrones). Es conocido, también, como hidrógeno pesado. En su núcleo, encontramos un protón y un neutrón. Esto lo diferencia del hidrógeno normal, que se denomina protio. El protio contiene, únicamente, un protón. No lo acompaña ningún neutrón. Estos isótopos de hidrógeno son estables y existen en la actualidad. Ambos pueden combinarse con el oxígeno para provocar la formación de agua.
En un momento dado, el hielo forma un manto sobre los granos de polvo. A esto, los autores lo denominan la fase fría. Es el primer paso en el proceso que destacan en su artículo. La gravedad ejerce su acción en la nube, a medida que la materia se acumula en el centro. Esto provoca que más masa caiga al centro de la nube molecular y desencadena el proceso de formación de una protoestrella. Parte de esa gravedad se convierte en calor. En un radio de varias unidades astronómicas, del centro de la nube, el gas y el polvo alcanza los 100 K.
O lo que es lo mismo, llega a los -173ºC. Aunque es una temperatura tremendamente baja, en términos químicos es suficiente para desencadenar la sublimación. El hielo cambia de fase y se convierte en vapor de agua. La sublimación se produce en un córino cálido, un envoltorio templado 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. En ese momento, el agua es abundante, aunque está presente en forma de vapor.
El proceso de formación del agua de la Tierra (y otros lugares)
Así, los investigadores explican que un corino cálido típico contendrá unas 10 000 veces la cantidad de agua presente en los océanos de nuestro planeta. De hecho, este punto es el segundo paso en el proceso. A esta fase, los autores la denominan fase de protoestrella. Posteriormente, la estrella comienza a rotar, y el gas y polvo a su alrededor forma un disco achatado. O lo que es lo mismo, un disco protoplanetario. Todo lo que contiene, se convertirá, con el paso del tiempo, en los planetas y otros objetos del futuro sistema planetario.
La protoestrella, por su parte, sigue acumulando masa. Todavía está lejos de llegar al punto de ser capaz de desencadenar la fusión de hidrógeno. Esto no impide que pueda generar algo de calor, a través de los choques en su superficie. Sin embargo, es una cantidad pequeña. Por ello, el disco está frío, y la región más alejada de la protoestrella es, naturalmente, la más fría. Según explican los autores, lo que sucede posteriormente es el momento más importante. El hielo, formado en la primera fase, se libera en el gas que aparece en la segunda fase.
Posteriormente, se vuelve a condensar en las regiones más alejadas, y frías, del disco protoplanetario. La misma población de granos de polvo, ahora, está cubierta por un manto congelado. Sin embargo, ahora las moléculas de agua, en ese manto congelado, contienen la historia del agua de ese sistema estelar. Por tanto, los granos de polvo se convierten en un registro del camino que ha seguido el agua. Este punto es la tercera fase. Desde aquí, todavía queda un camino largo que seguir hasta que, finalmente, lleguemos al inicio del sistema…
Segunda parte
Este artículo está dividido en dos partes. La segunda parte está disponible en este enlace.
Referencias: Universe Today
