¿Cómo se llenaron los océanos de la Tierra?

La Tierra se distingue por ser el planeta azul. Un lugar privilegiado cubierto de grandes océanos, lagos y ríos que permiten el desarrollo de la vida. De dónde vino toda esa agua ha sido siempre una pregunta que ha fascinado a los científicos. Una de las teorías más aceptadas por la comunidad científica es que sus elementos, el hidrógeno y el oxígeno, llegaron del exterior, a bordo de asteroides y cometas . Pero pudo haber existido otra fuente que hasta ahora había pasado inadvertida y que es más antigua que el planeta mismo e incluso ¡más que el Sol! Un equipo de geocientíficos de la Universidad Estatal de Arizona (EE.UU.) cree haberla encontrado donde el sentido común de cualquiera sin preparación científica jamás la buscaría: en la nebulosa de formación del Sol. «Los cometas contienen mucho hielo y, en teoría, podrían haber proporcionado algo de agua», dice Steven Desch, astrofísico y uno de los científicos del equipo. Los asteroides, agrega, también son una fuente de agua, no tan rica, pero aún así abundante. Sin embargo, existe otra forma en la que el agua pudo formarse en los primeros tiempos del Sistema Solar. «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», apunta el investigador. En el principio, el gas de hidrógeno era el ingrediente principal de la nebulosa solar, los gases y el polvo de los cuales el Sol y los planetas, incluido el nuestro, se formaron. Si el abundante hidrógeno en la nebulosa pudiera haberse combinado con el material rocoso de la Tierra a medida que esta se formaba, ese podría ser el último origen de los océanos terrestres. «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», subraya Jun Wu, autor principal del artículo publicado en la revista «Journal of Geophysical Research». Un poco de química Para distinguir entre las fuentes de agua, los científicos recurren a la química de los isótopos y miden la proporción 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 de la cantidad de átomos de D con los átomos de H ordinarios se denomina relación D/H, y sirve como una huella dactilar para determinar de dónde proviene ese hidrógeno. Por ejemplo, el agua de los asteroides tiene un D/H de aproximadamente 140 partes por millón (ppm), mientras que en el agua de los cometas es más alto, desde 150 ppm hasta 300 ppm. Los científicos saben que la Tierra tiene un océano global de agua en su superficie y cerca de dos océanos más disueltos en las rocas de su manto. Esa agua tiene una relación D/H de aproximadamente 150 ppm, lo que casa muy bien con una fuente de asteroides. Los cometas, con sus relaciones D/H más altas, son peores fuentes. En principio, como el D/H del gas de hidrógeno en la nebulosa solar era solo de 21 ppm, resultaba demasiado bajo para suministrar grandes cantidades de agua a la Tierra. De hecho, el material del asteroide es tan bueno que hasta ahora los investigadores han descontado las otras fuentes. Pero el equipo de Wu apunta que no debe ignorarse el gas de la nebulosa solar, porque otros factores y procesos han cambiado el D/H del hidrógeno de la Tierra desde su formación. Hasta ocho océanos globales La clave está en un proceso que combina la física y la geoquímica, que el equipo encontró que actuó para concentrar el hidrógeno en el núcleo al tiempo que aumentaba la cantidad relativa de deuterio en el manto de la Tierra El proceso comenzó bastante pronto cuando los planetas alrededor del Sol empezaron a formarse y crecer a través de la fusión de bloques de construcción primitivos llamados embriones planetarios. Estos objetos de tamaños que van del de la Luna al de Marte crecieron muy rápidamente en el Sistema solar temprano, al colisionar y acumular material de la nebulosa solar. Dentro de los embriones, los elementos radiactivos en descomposición fundieron el hierro, que atrapó el hidrógeno de los asteroides y se hundió para formar un núcleo. El embrión más grande experimentó la energía de colisión que derritió toda su superficie, lo que los científicos llaman un océano de magma. El hierro fundido en el magma arrebató el hidrógeno de la atmósfera primitiva en desarrollo, derivada de la nebulosa solar. El hierro llevó este hidrógeno, junto con el hidrógeno de otras fuentes, al manto del embrión planetario. Con el tiempo, el hidrógeno se concentró en el núcleo del embrión. Mientras tanto, otro proceso importante estaba ocurriendo entre el hierro fundido y el hidrógeno. A los átomos de deuterio (D) no les gusta el hierro tanto como a sus homólogos H, lo que provoca un ligero enriquecimiento de H en el hierro fundido y deja relativamente más D en el magma. De esta manera, 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. En una segunda etapa, los embriones chocaron y se fusionaron para convertirse en una proto-Tierra. Una vez más, un océano de magma desarrollado en la superficie y, una vez más, el hierro y el hidrógeno sobrantes pueden haber sufrido procesos similares a los de la primera etapa, completando así la entrega de los dos elementos al núcleo de la proto-Tierra. «Además del hidrógeno que capturaron los embriones, esperábamos que también atraparan algo de carbono, nitrógeno y gases nobles de la nebulosa solar temprana. Estos deberían haber dejado algunos rastros de isótopos en la química de las rocas más profundas, que podemos buscar», explica Wu. El equipo modeló el proceso y verificó sus predicciones en muestras de rocas del manto, que son raras hoy en la superficie de la Tierra. «Calculamos la cantidad de hidrógeno disuelto en los mantos de estos cuerpos que podría haber terminado en sus núcleos», dice el astrofísico Steven Desch, miembro del equipo. «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 en el núcleo y el manto de la Tierra. «El resultado final -dice Desch- es que la Tierra probablemente se formó con siete u ocho océanos globales de hidrógeno. La mayoría de esto en realidad vino de fuentes de asteroides. Pero unas pocas décimas del hidrógeno de un océano provienen del gas de la nebulosa solar». Según Wu, «nuestro planeta esconde la mayor parte de su hidrógeno en el interior, con aproximadamente dos océanos globales en el manto, de cuatro a cinco en el núcleo, y por supuesto, un océano global en la superficie». Más allá del 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 mundos que orbitan otras estrellas, y muchos parecen ser cuerpos rocosos no muy diferentes de los nuestros. 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, aún podrían haber recolectado gas hidrógeno de las nebulosas de sus propias estrellas de la manera en que lo hizo la Tierra. «Nuestros resultados sugieren que la formación de agua es probablemente inevitable en planetas rocosos suficientemente grandes en sistemas extrasolares», concluye el equipo.