Agua espacial

Durante su formación, la temperatura terrestre era demasiado elevada como para tener agua en estado líquido, y no había una atmósfera que retuviera el vapor de agua. Esto implica que el agua que hoy ocupa tres cuartos de la superficie terrestre debió llegar una vez que la tierra se había enfriado. Se ha sugerido que los cometas (en los cuales se ha detectado hielo), que se impactaron contra nuestro planeta son una posible fuente de este liquido esencial para la vida. Hogerheijde et al. (2011) utilizaron los instrumentos del observatorio espacial Herschel, para estudiar un sistema planetario en formación, y lograron detectar agua suficiente para miles de océanos terrestres.

El modelo prevalente de la formación de nuestro sistema solar es que, hace unos 4,600 millones de años, había una nube molecular gigante que sufrió un colapso gravitacional que dio origen a la formación del Sol (y probablemente otras estrellas). La parte de la nube alrededor del recién formado Sol, comenzó a rotar alrededor de éste formando una especie de anillo, llamado disco protoplanetario, y las colisiones entre partículas cada vez más grandes dentro de este disco dieron lugar a los planetas. El sistema TW Hydrae se encuentra a 184 años luz de nosotros y la estrella principal (TW Hdrae) tiene un disco protoplanetario a su alrededor, y se cree que es un sistema planetario en formación.

Los instrumentos en el observatorio espacial Herschel permiten detectar el espectro químico del vapor de agua, y éste ha sido detectado en la región del disco cercana a la estrella TW Hydrae;en las regiones más distantes, las bajas temperaturas provocan que el agua, de haber, exista en forma de hielo, cuyo espectro químico no puede ser detectado. Sin embargo, la radiación ultravioleta que alcanza estas regiones es capaz de provocar que una fracción minúscula de este hielo se convierta temporalmente en vapor de agua.

La llamada línea de la nieve indica la distancia de una estrella a partir de la cual el agua, de haber, existe como hielo en un disco protoplanetario. En nuestro sistema solar, esta línea además divide los planetas entre rocosos y gaseosos.

Los investigadores lograron detectar el espectro este vapor de agua, que equivale a 0.05% de la masa de los océanos terrestres; sin embargo la cantidad de hielo necesaria para generar esta cantidad de vapor es mucho mas grande y, usando simulaciones detalladas, los científicos estimaron que la cantidad de hielo que debe existir en el disco protoplanetario, es de unos 9x10²⁷ g, que es varios miles de veces la masa del agua en los océanos terrestres.

La firma química de vapor detectado por el observatorio espacial Herschel.

Por último, los investigadores compararon el espectro químico de varios cometas individuales, y determinaron que es consistente con las propiedades químicas del hielo en el disco protoplanetario. Dado que los cometas suelen contener mezclas heterogéneas de compuestos químicos de diferentes partes del sistema planetario al que pertenecen, los científicos proponen que actúan como distribuidores de estos compuestos, incluyendo agua, en las etapas tempranas de la formación de un sistema solar y es posible que esta sea la manera en que el agua llegó a la Tierra.

Referencias:

• Akeson. “Watery disks” (2011). Science Vol. 334 No. 6054 pp.316-317.
• Hogerheijde et al. “Detection of water reservoir in a forming planetary system” (2011). Science Vol. 334 No. 6054 pp.338-340.