El agua ya estaba aquí antes de que se formara la Tierra

¿De dónde vino el agua de la Tierra? Esa es una de las preguntas más convincentes en el esfuerzo continuo por comprender el surgimiento de la vida. La ubicación del sistema solar interno de la Tierra era demasiado caliente para que el agua se condensara en la Tierra primordial. La opinión predominante es que los asteroides y los cometas trajeron agua a la Tierra desde regiones del Sistema Solar más allá del Línea congelada.

Pero un nuevo estudio publicado en la revista Nature Astronomy propone una explicación adicional para el agua de la Tierra. Como dice la opinión predominante, parte de ella podría haber venido de asteroides y cometas.

Pero la mayor parte del hidrógeno ya estaba aquí, esperando que se formara la Tierra.

Para comprender el origen del agua de la Tierra, los científicos estudian sus composiciones isotópicas. No solo el agua de la Tierra, sino también la evidencia de agua en meteoritos, asteroides y en cualquier otro lugar del Sistema Solar donde la encuentren. En este nuevo estudio, los científicos desarrollaron una técnica novedosa para determinar la composición isotópica del agua en los meteoritos más antiguos jamás encontrados.

El estudio es “Determinación de la composición isotópica inicial de hidrógeno del sistema solar.” El primer autor es Jérôme Aléon, investigador del Institut de Minéralogie, de Physique des Matériaux et de Cosmochimie (CNRS/MNHN/Universidad de la Sorbona).

Los científicos conocen los isótopos desde principios del siglo XX. Hay tres isótopos naturales de hidrógeno: ¹H, ²Mano ³h ¹Mano ²H son estables, mientras que ³H es inestable. Los tres isótopos de hidrógeno también se llaman protio, deuterio y tritio. El agua contiene diferentes cantidades de los tres, especialmente protio y deuterio. Los científicos expresan estas cantidades relativas como una razón. La relación D/H es la relación de deuterio a hidrógeno. (Los investigadores suelen utilizar los términos ¹H, protio e hidrógeno indistintamente).

El deuterio puede tomar el lugar del hidrógeno en la molécula de agua. Cuando el deuterio ocupa el lugar del hidrógeno en una cantidad de agua, se llama agua pesada. El agua de la tierra solo ocasionalmente contiene moléculas de H2O con deuterio en lugar de hidrógeno.

Conocemos la relación D/H del agua en la Tierra en un grado exacto. Es 1.5576 ± 0.0005) × 10^-4. La proporción es una huella dactilar que los científicos usan para comparar el agua de la Tierra con los depósitos de agua en otras partes del Sistema Solar. Por ejemplo, el hidrógeno contenido en minerales dentro de meteoritos antiguos, aunque no es agua, puede tener diferentes proporciones de isótopos de hidrógeno que reflejan la D/H presente cuando se forman los minerales.

Ese hecho está en el corazón del nuevo estudio. Podemos hacer retroceder el reloj hasta la formación del Sistema Solar para comprender esta investigación. Volver a cuando el Sol nació en un nube molecular.

Después de que el Sol tomó forma en esa nube, fue rodeado por una colección más pequeña de gas llamada nebulosa solar. Los planetas se formaron a partir del material de la nebulosa solar. Este nuevo estudio se centra en los 200.000 años posteriores a la formación del Sol, pero antes de que se formaran los embriones planetarios. Para entender ese período de tiempo, los investigadores examinaron inclusiones ricas en calcio y aluminio (CAI) en un tipo de meteorito llamado condrita carbonácea.

Los CAI son las rocas más antiguas que tenemos. Los minerales dentro de ellos son algunos de los primeros sólidos en condensarse fuera del disco protoplanetario. Tienen 4567,30 ± 0,16 millones de años. Los científicos usan CAI para definir la edad del Sistema Solar porque se remontan al Sistema Solar primordial antes de que se formaran los planetas.

En este estudio, los investigadores midieron la composición isotópica del hidrógeno en los minerales capturados por el CAI. Esas medidas determinaron la composición isotópica del hidrógeno en el nacimiento del Sistema Solar. Los minerales capturados dentro del CAI se denominan xenolitos. Los xenolitos se capturaron dentro de los CAI mientras se enfriaban desde un estado de magma.

Los investigadores midieron la composición isotópica de H2 de xenolitos individuales de tamaño micrométrico de E101.1 mediante espectrometría de masas de iones secundarios a nanoescala (NanoSIMS). Su objetivo era medir la huella dactilar D/H de estos minerales.

En un intercambio de correo electrónico con Universe Today, el autor principal Jérôme Aléon explicó los resultados del estudio. “Nos enfocamos en el xenolito porque estaba atrapado en el CAI anfitrión en la nebulosa solar; por lo tanto, proporciona un buen registro de lo que sucedió en la nebulosa solar”, dijo Aléon. «En el xenolito, medimos varios tipos de minerales que aparecen con diferentes composiciones isotópicas de hidrógeno».

¿Por qué los xenolitos tendrían diferentes huellas dactilares isotópicas? Aléon explicó qué hay detrás de las diferentes composiciones isotópicas:

“Todos los minerales primarios formados por la condensación del gas solar resultaron tener un bajo contenido de hidrógeno y también estar empobrecidos en deuterio, siendo la composición de los miembros finales similar a la esperada para el principal gas de la nebulosa solar. Entonces, lo más probable es que atraparon un poco de hidrógeno nebular solar durante su formación”, dijo Aléon.

Pero los minerales primarios no quedaron en ese estado. Sucedían muchas cosas en el joven Sistema Solar. Las cosas no eran estáticas. Un segundo tipo de mineral formado en base a los minerales primarios.

“Un segundo tipo de minerales se formaron a partir de los minerales primarios y se enriquecieron en hierro en condiciones oxidantes. Estos minerales resultaron tener (1) un contenido de hidrógeno relativamente alto y (2) una composición isotópica similar a la del agua de la Tierra. Entonces se formaron en condiciones oxidantes en presencia de vapor de agua que tiene la composición isotópica del agua de la Tierra”, dijo Aléon.

Así que ahora tenemos CAI con minerales que contienen registros de agua con dos huellas dactilares isotópicas separadas. El primer tipo coincide con la relación D/H de la nebulosa solar, y el segundo tipo se asemeja más a la relación D/H del agua de la Tierra.

Pero el Sistema Solar aún no había terminado de modificar las proporciones D/H. Las cosas cambiaron nuevamente cuando los CAI parcialmente fundidos capturaron los minerales de xenolito.

“Encontramos un tercer tipo de minerales que se formaron por reducción del segundo tipo de minerales durante la captura del xenolito por el CAI anfitrión (por lo tanto, necesariamente en la nebulosa solar)”, dijo Aléon. “Estos minerales (1) tienen un bajo contenido de hidrógeno y (2) tienen una composición isotópica de hidrógeno totalmente conocida por la pérdida de hidrógeno durante la captura del xenolito. Su misma existencia y su composición isotópica testifican que el segundo tipo de minerales con una composición similar a la de la Tierra se formó en la nebulosa solar antes de la captura de los xenolitos por parte del CAI huésped”.

Esta es una investigación geoquímica complicada. Pero conduce a una nueva comprensión: debe haber dos depósitos de gas en la historia muy temprana del Sistema Solar. Y los xenolitos dentro de los CAI encontraron estos depósitos de gas en diferentes momentos.

“Así demostramos la existencia de dos gases nebulares que fueron encontrados sucesivamente por el xenolito antes de su captura. (1) el gas H2 de la nebulosa solar casi desprovisto de deuterio y (2) un gas enriquecido en H2O con una composición isotópica similar a la de la Tierra”, explicó Aléon.

los El primer depósito de gas está relacionado con la formación del Sol y el disco protoplanetario, y encontramos su huella digital atrapada en los minerales primarios del xenolito. Pero, ¿de dónde vino el segundo depósito de gas distinto?

Aléon explica lo que pasó. “Las estrellas y sus sistemas planetarios se formaron a partir del colapso de frías nubes interestelares. En el medio interestelar, el hidrógeno se distribuye en dos “cajas”. La casilla 1 es el principal gas H2; contiene casi todos los átomos de hidrógeno y muy poco deuterio. Este gas corresponde a la mayor parte del gas de la nebulosa solar a partir del cual se formó el Sol, y lo encontramos atrapado en los minerales primarios del xenolito”.

“La caja 2 contiene solo una pequeña cantidad de átomos de hidrógeno encerrados en moléculas (como el hielo de agua) formadas a temperaturas extremadamente bajas en la nube interestelar fría. Debido a estas temperaturas tan bajas, son muy ricos en deuterio, mucho más que la Tierra”, dijo Aléon.

“Entonces, lo que proponemos”, dijo Aléon, “es que el disco protoplanetario que se formó durante el colapso (y dentro del cual finalmente se formarán los planetas) se enriquece con agua de la caja 2, vaporizada durante la caída en las regiones internas calientes del disco. Este exceso de agua produce un gas, que tiene las condiciones oxidantes requeridas para la formación del segundo tipo de mineral y tiene la composición isotópica similar a la de la Tierra (intermedia entre las de la casilla 1 y la casilla 2) que se encuentra en el agua de la Tierra pero en muchos otros objetos planetarios también”.

Sus resultados muestran dos depósitos de gas en el Sistema Solar primitivo, ambos identificables por sus diferentes huellas dactilares isotópicas. Un depósito de gas tenía una huella digital isotópica diferente del agua de la Tierra. El segundo depósito de gas se enriqueció con agua vaporizada cuando se acercó al Sistema Solar interior. El vapor proporcionó las condiciones para oxidar el segundo tipo de mineral xenolítico en los CAI. Su huella isotópica coincide con el agua de la Tierra, que está a medio camino entre la D/H de la primera parte del medio interestelar, a la que Aléon se refiere como Caja1, y la segunda parte a la que llama Caja2.

“Fue creado por una afluencia masiva de agua interestelar en las regiones internas calientes del sistema solar, tras el colapso de la envoltura interestelar y la formación del disco protoplanetario”, según un comunicado de prensa que acompaña al documento. «La existencia temprana de este gas con una composición isotópica similar a la de la Tierra implica que el agua de la Tierra estaba allí antes de la acumulación de los primeros bloques constituyentes de nuestro planeta».

Entonces, cuando se formó la Tierra, el hidrógeno rico en deuterio estaba esperando.

«Informamos sobre la composición isotópica de hidrógeno de minerales nominalmente anhidros de fragmentos de CAI atrapados en un CAI huésped una vez fundido», escriben los autores. “Los minerales primarios tienen relaciones D/H extremadamente bajas, con valores de ?D de hasta -850‰, lo que registra la captura de hidrógeno nebular. Los minerales ricos en hierro oxidado formados antes de la captura de los fragmentos registran la existencia de un depósito de gas nebular con una fugacidad de oxígeno sustancialmente superior al valor solar y una relación D/H dentro del 20% de la de los océanos de la Tierra”.

La formación de estrellas y planetas es un evento masivo. Es fascinante que los pequeños xenolitos microscópicos proporcionen un rastro de pistas que ayuden a explicar estos eventos. ¿Responde este estudio a la pregunta sobre el origen del agua de la Tierra?

Presenta evidencia de que la idea bien aceptada de cómo llegó aquí el agua de la Tierra puede no ser tan sólida como se pensaba. Es lo mismo con nuestra comprensión de cómo se forman los planetas.

Otras líneas de investigación apoyan la idea de que el agua de la Tierra ya estaba aquí cuando se formó el planeta. La relación D/H de la Tierra ha aumentado con el tiempo, por lo que la relación D/H del agua original de la Tierra era más baja de lo que es actualmente. Esto es consistente con los resultados de este nuevo estudio que muestra que al menos una parte significativa del agua de la Tierra estuvo aquí al principio de la vida del planeta, en lugar de ser entregada más tarde por cometas y planetesimales helados.

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