¿De dónde vino el océano global de la Tierra? Un equipo de geocientíficos de la Universidad Estatal de Arizona dirigido por Peter Buseck, Profesor de Regents en la Escuela de Exploración de la Tierra y el Espacio (SESE) y la Escuela de Ciencias Moleculares de ASU, ha encontrado una respuesta en una fuente previamente desatendida. El equipo también ha descubierto que nuestro planeta contiene considerablemente más hidrógeno, un proxy del agua, de lo que los científicos pensaban anteriormente.

¿Entonces donde esta? Principalmente en el núcleo de nuestro planeta, pero más sobre eso en un minuto. La pregunta más importante es de dónde vino todo esto en primer lugar.

"Los cometas contienen muchos hielos, y en teoría podría haber suministrado algo de agua, "dice Steven Desch, profesor de astrofísica en SESE y uno de los científicos del equipo. Asteroides él añade, son una fuente también, no tan rico en agua pero todavía abundante.

"Pero hay otra forma de pensar sobre las fuentes de agua en los días de formación del sistema solar, "Desch explica." Debido a que el agua es hidrógeno más oxígeno, y el oxígeno es abundante, cualquier fuente de hidrógeno podría haber servido como origen del agua de la Tierra ".

Al principio

El gas hidrógeno era el ingrediente principal de la nebulosa solar:los gases y el polvo a partir de los cuales se formaron el Sol y los planetas. Si el abundante hidrógeno de la nebulosa pudiera combinarse con el material rocoso de la Tierra a medida que se formó, ese podría ser el origen último del océano global de la Tierra.

Jun Wu, el autor principal del artículo que el equipo ha publicado en el Revista de investigación geofísica , es profesor asistente de investigación tanto en SESE como en la Facultad de Ciencias Moleculares. Él dice, "A la nebulosa solar se le ha prestado la menor atención entre las teorías existentes, aunque era el reservorio predominante de hidrógeno en nuestro sistema solar primitivo ".

Pero primero, algo de trabajo de detective geoquímico.

Para distinguir entre fuentes de agua, los científicos recurren a la química isotópica, midiendo la relación entre dos tipos de hidrógeno. Casi todos los átomos de hidrógeno tienen un núcleo que es un solo protón. Pero en aproximadamente uno de cada 7, 000 átomos de hidrógeno, el núcleo tiene un neutrón además del protón. Este isótopo se llama "hidrógeno pesado, "o deuterio, simbolizado como D.

La relación entre el número de átomos de D y los átomos de H ordinarios se llama relación D / H, y sirve como huella digital del origen de ese hidrógeno. Por ejemplo, El agua asteroide tiene un D / H de aproximadamente 140 partes por millón (ppm), mientras el agua cometaria corre más alto, desde 150 ppm hasta 300 ppm.

Los científicos saben que la Tierra tiene un océano global de agua en su superficie y alrededor de dos océanos más de agua disuelta en las rocas de su manto. Esa agua tiene una relación D / H de aproximadamente 150 ppm, haciendo que una fuente de asteroides sea una buena combinación.

Cometas Con sus relaciones D / H más altas, la mayoría de los cometas no son buenas fuentes. Y lo que es peor la D / H del gas hidrógeno en la nebulosa solar era de solo 21 ppm, demasiado bajo para suministrar grandes cantidades de agua de la Tierra. De hecho, El material asteroidal es tan bueno que los investigadores anteriores han descartado las otras fuentes.

Pero, dicen Wu y compañeros de trabajo, otros factores y procesos han cambiado la D / H del hidrógeno de la Tierra, comenzando cuando el planeta comenzaba a formarse. Wu dice, "Esto significa que no debemos ignorar el gas de la nebulosa solar disuelto".

Concentración de hidrógeno

La clave está en un proceso que combina física y geoquímica, que el equipo encontró actuaba para concentrar hidrógeno en el núcleo mientras elevaba la cantidad relativa de deuterio en el manto de la Tierra.

El proceso comenzó bastante temprano cuando los planetas del Sol comenzaban a formarse y crecer a través de la fusión de bloques de construcción primitivos llamados embriones planetarios. Estos objetos del tamaño de la Luna a Marte crecieron muy rápidamente en el sistema solar temprano, colisionando y acumulando material de la nebulosa solar.

Dentro de los embriones, elementos radiactivos en descomposición, hierro fundido, que agarró hidrógeno asteroidal y se hundió para formar un núcleo. El embrión más grande experimentó una energía de colisión que derritió toda su superficie, haciendo lo que los científicos llaman un océano de magma. El hierro fundido del magma extrajo hidrógeno de la atmósfera primitiva en desarrollo, que derivó de la nebulosa solar. El hierro llevó este hidrógeno, junto con hidrógeno de otras fuentes, hacia el manto del embrión. Finalmente, el hidrógeno se concentró en el núcleo del embrión.

Mientras tanto, se estaba produciendo otro proceso importante entre el hierro fundido y el hidrógeno. A los átomos de deuterio (D) no les gusta el hierro tanto como a sus homólogos de H, provocando así un ligero enriquecimiento de H en el hierro fundido y dejando relativamente más D en el magma. De este modo, el núcleo desarrolló gradualmente una relación D / H más baja que el manto de silicato, que se formó después de que el océano de magma se enfriara.

Todo esto fue la primera etapa.

La etapa dos siguió cuando los embriones chocaron y se fusionaron para convertirse en la proto-Tierra. Una vez más, un océano de magma se desarrolló en la superficie, y una vez mas el hierro y el hidrógeno sobrantes pueden haber pasado por procesos similares a los de la etapa uno, completando así la entrega de los dos elementos al núcleo de la proto-Tierra.

Wu agrega, "Además del hidrógeno que capturaron los embriones, esperamos que también hayan capturado algo de carbono, nitrógeno, y gases nobles de la nebulosa solar primitiva. Estos deberían haber dejado algunos rastros de isótopos en la química de las rocas más profundas, que podemos buscar ".

El equipo modeló el proceso y comparó sus predicciones con muestras de rocas del manto. que son raros hoy en la superficie de la Tierra.

"Calculamos cuánto hidrógeno disuelto en los mantos de estos cuerpos podría haber terminado en sus núcleos, ", dice Desch." Luego comparamos esto con las mediciones recientes de la relación D / H en muestras del manto profundo de la Tierra ". Esto permitió al equipo establecer límites sobre la cantidad de hidrógeno que hay en el núcleo y el manto de la Tierra.

"El final resulto, "dice Desch, "Es que la Tierra probablemente se formó con hidrógeno por valor de siete u ocho océanos globales. La mayoría de esto provino de fuentes asteroides. Pero unas pocas décimas de hidrógeno del valor de un océano provienen del gas de la nebulosa solar".

Sumando las cantidades almacenadas en caché en varios lugares, Wu dice, "Nuestro planeta esconde la mayor parte de su hidrógeno en su interior, con aproximadamente dos océanos globales en el manto, cuatro a cinco en el núcleo, y por supuesto, un océano global en la superficie ".

No solo para nuestro sistema solar

El nuevo hallazgo dice el equipo, encaja perfectamente en las teorías actuales sobre cómo se formaron el Sol y los planetas. También tiene implicaciones para los planetas habitables más allá del sistema solar. Los astrónomos han descubierto más de 3, 800 planetas orbitando otras estrellas, y muchos parecen ser cuerpos rocosos no muy diferentes al nuestro.

Muchos de estos exoplanetas podrían haberse formado lejos de las zonas donde podrían haber surgido asteroides ricos en agua y otros bloques de construcción. Sin embargo, todavía podrían haber recolectado gas hidrógeno de las nebulosas solares de sus propias estrellas de la forma en que lo hizo la Tierra.

El equipo concluye, "Nuestros resultados sugieren que la formación de agua es probablemente inevitable en planetas rocosos suficientemente grandes en sistemas extrasolares".