¿Cuál es el origen del agua en la Tierra?
En la larga búsqueda de nuestros orígenes, desde el Big Bang hasta la aparición del hombre, la cuestión del origen del agua en la Tierra y en el sistema solar es un hito esencial porque es inseparable del origen de la vida. Por lo tanto, los científicos han abordado esta cuestión desde muchos ángulos.
Hay muchos estudios sobre el agua en los objetos planetarios y se han propuesto tantas teorías en el contexto de la formación planetaria. Una teoría que ha prevalecido durante mucho tiempo es que la Tierra se formó sin agua, en el interior del sistema solar, en un lugar donde la temperatura era lo suficientemente alta como para que el agua no entrara en las rocas.
Sería un aporte tardío de objetos ricos en agua como cometas o asteroides hidratados que habrían aportado una cantidad de agua suficiente para formar nuestros océanos y el agua que se encuentra en el manto de la Tierra.
Un dato importante para comprender el origen del agua en los cuerpos planetarios es su composición isotópica y en particular la del hidrógeno que la constituye. En la naturaleza, los elementos existen en varias formas llamadas isótopos y que difieren en su número de neutrones. Al tener el mismo número de electrones y protones, tienen las mismas propiedades químicas, por lo que en realidad son los mismos elementos. Por otro lado, su masa, que se concentra en el núcleo de los átomos, es transportada por protones y neutrones. Por lo tanto, diferentes isótopos de un elemento tienen diferentes masas. Algunos procesos en la naturaleza seleccionan isótopos en función de su masa. Por lo tanto, determinar las proporciones de los diferentes isótopos se reduce a identificar estos procesos y rastrear la fuente de los elementos de interés.
Por lo tanto, muchos estudios y modelos se han centrado en la composición isotópica del hidrógeno que constituye la molécula de agua (para que conste, la molécula de agua contiene dos átomos de hidrógeno unidos a un átomo de oxígeno), es decir, las proporciones del isótopo de masa 1 (átomos cuyo núcleo consiste de un solo nucleón, un protón) y de isótopo de masa 2 (átomos cuyo núcleo está formado por dos nucleones, un protón + un neutrón, se denomina deuterio).
Estudia las rocas más antiguas del sistema solar
Sin embargo, todo este trabajo tropieza con un escollo: hasta ahora se desconocía la composición isotópica inicial del hidrógeno en el sistema solar. Por lo tanto, los científicos tuvieron que hacer suposiciones sobre el punto de partida de sus teorías basadas en observaciones astronómicas de estrellas en formación o cometas que durante mucho tiempo se consideraron los cuerpos más antiguos del sistema solar. En nuestro trabajo , publicado recientemente en la revista científica Nature Astronomy , buscamos determinar la composición inicial del hidrógeno del sistema solar mediante el estudio en laboratorio de las rocas más antiguas del sistema solar conservadas en meteoritos.
Las estrellas y sus planetas se forman por el colapso de una nube interestelar sobre sí misma. Estas últimas son las regiones de la galaxia donde se concentran el gas y el polvo. Abarcando cientos de años luz, es en sus regiones más densas, llamadas núcleos densos, donde se forman las estrellas.
Cuando el joven Sol se encienda, hace 4.500 millones de años, la materia que se derrumba formará gradualmente un disco de polvo y gas en el que se formarán los planetas, este es el disco protoplanetario. Las inclusiones refractarias ricas en calcio y aluminio de los primeros meteoritos son las rocas más antiguas formadas en el sistema solar, en sus primeros 200.000 años. Toman su nombre de su formación a alta temperatura cerca del Sol joven antes de ser incluidos en su meteorito anfitrión.
Era entonces polvo con su propia historia en el disco protoplanetario. La datación radiactiva muestra que no hay rocas más antiguas en todo el sistema solar. Se forman dentro del disco protoplanetario, cerca de la estrella, a medida que el disco crece y la materia interestelar continúa colapsándose y alimentándolo. Entonces nos dan un registro de tiempo cero del sistema solar.
Para nuestras mediciones utilizamos una inclusión refractaria del meteorito Efremovka, cuya historia térmica ya habíamos estudiado en el pasado y para la cual habíamos demostrado que está formado por dos objetos inicialmente distintos: ¡una inclusión refractaria capturada por otra inclusión refractaria! Nos enfocamos en la inclusión del interior (que se llama xenolito) porque cualquier proceso que tuvo lugar antes de la captura necesariamente tuvo lugar en el gas durante el colapso de la nube interestelar, antes de que la inclusión se haya incorporado a un objeto más grande.
Estudiamos su mineralogía sobre un trozo de meteorito en microscopía electrónica y luego seleccionamos 4 zonas de interés en el xenolito que extrajimos del trozo y depositamos sobre un soporte ultralimpio para el análisis de los isótopos de hidrógeno (más una quinta extraída del inclusión de host para la comparación). El instrumento que se utiliza para medir las proporciones de isótopos en una muestra es un espectrómetro de masas, separa los isótopos según su masa. El espectrómetro de masas que utilizamos en este estudio está diseñado para generar imágenes con una resolución espacial del orden de 1 micrómetro (en nuestro caso) o menos (hasta 50 nanómetros).
Este instrumento llamado NanoSIMS está instalado en nuestras instalaciones del Museo Nacional de Historia Natural y comercializado por una empresa francesa, Cameca. Por lo tanto, producimos mapas isotópicos de las zonas de interés en el xenolito que nos dieron la composición isotópica del hidrógeno atrapado en muy baja abundancia en sus minerales microscópicos.
Estos mapas revelaron dos composiciones isotópicas diferentes. En un primer grupo de minerales formados por condensación (transición directa de un gas a un sólido) del gas solar, encontramos una composición isotópica en buen acuerdo con la captura de un poco de hidrógeno del gas solar que contiene muy poco deuterio. En un segundo grupo de minerales formado por oxidación de los primeros, encontramos una composición isotópica más rica en deuterio y cuyas proporciones isotópicas son idénticas a las que se encuentran en las aguas terrestres.
Agua presente desde la formación de la Tierra
¿Cuál puede ser entonces el origen de estos dos tipos de gas que coexistieron en las regiones internas del joven sistema solar? En las nubes interestelares en el origen de los sistemas planetarios, el hidrógeno se distribuye principalmente entre dos componentes. El primero es el gas H2, dihidrógeno (a veces denominado simplemente hidrógeno, aunque esto puede generar confusión con el átomo de hidrógeno). Muy abundante, el H2 contiene casi todos los átomos de hidrógeno pero muy poco deuterio, es él quien está en el origen de la mayor parte del gas que formó el sistema solar, el gas solar. El segundo componente, muy escaso, corresponde solo a una parte muy pequeña de hidrógeno y se encuentra en forma de hielo y, en particular, de agua helada formada a muy baja temperatura en las nubes interestelares.
Debido a estas bajísimas temperaturas, esta agua interestelar es muy rica en deuterio. Por lo tanto, hemos propuesto que la composición terrestre intermedia entre estos dos componentes resulta de la vaporización de un exceso de hielo interestelar traído durante el colapso de la nube interestelar madre del sistema solar directamente en las regiones internas calientes donde se forman las inclusiones refractarias, desde el comienzo del colapso de la nube interestelar y la formación del disco protoplanetario.
Estos resultados implican que en el gas en el que se formaron los ladrillos de los planetas telúricos y en particular los de la Tierra, ya existía un vapor de agua con la composición isotópica correcta para explicar el origen del agua en la Tierra. Dado que los isótopos permiten rastrear el origen de los elementos, los primeros pequeños cuerpos en el origen de los planetas que llamamos planetesimales y que se formaron en este gas pudieron, por lo tanto, incorporar agua durante su formación sin necesidad de traer llega tarde desde otra parte del sistema solar.
Esta conclusión concuerda con la observación de que el agua de muchos objetos planetarios tiene esta composición: muchos meteoritos asteroidales, incluidos los de Vesta, incluidas las condritas de enstatita que son quizás los restos de los ladrillos de la Tierra, así como una serie de cometas y probablemente el manto marciano también. Aunque la historia geológica y atmosférica de Marte dificulta determinar la composición primordial del manto marciano, hay una serie de datos que muestran una composición isotópica de H similar a la del agua de la Tierra.
