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El telescopio James Webb revela cómo llegó el agua a la Tierra primitiva

El telescopio James Webb revela cómo llegó el agua a la Tierra primitiva

La Tierra se formó cerca del Sol en un entorno caliente y, por tanto, con relativa escasez de agua. Ahora, gracias a las imágenes obtenidas por el James Webb, podemos saber cómo llega el agua a los planetas rocosos como la Tierra.

¿Cómo se forman los planetas, también la Tierra, a partir de polvo y gas estelar?

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Las estrellas recién nacidas suelen pasar por un estadio juvenil en el que la intensa radiación que emiten barre el entorno gaseoso a partir del que se forman por el colapso gravitatorio de una nebulosa. Al desaparecer el gas nebular, la temperatura en los alrededores de las estrella decrece lo suficiente para permitir que pequeños minerales, hielos y materia orgánica se condensen. Esos materiales chocan y forman agregados que se acumulan alrededor de las estrellas jóvenes, formando los llamados discos protoplanetarios.

Esas enormes estructuras, formadas inicialmente por diminutas partículas de polvo y gas que rodean a las estrellas jóvenes, acaban formando cuerpos kilométricos como los asteroides y los cometas. De las colisiones entre esos primeros cuerpos sólidos, en escalas temporales mucho mayores, surgirán más tarde los planetas rocosos como la Tierra.

Lo que hoy nos ocupa es explorar, con el revolucionario Telescopio Espacial James Webb, cómo viaja el agua en esos sistemas planetarios primigenios.

Agua helada desde los confines

En general existen dos tipos de discos protoplanetarios, los llamados compactos y los extendidos. El telescopio espacial JWST acaba de desvelar los procesos de transporte de agua y volátiles en el interior de los discos protoplanetarios.

En concreto, el artículo que ve ahora la luz presenta espectros JWST-MIRI de cuatro discos protoplanetarios seleccionados, dos de cada tipo, para comprobar si el vapor de agua dentro de la línea del hielo está regulado por la deriva de los materiales sólidos que se forman en su interior.

En esos discos son muy dinámicos. Las pequeñas rocas sólidas son, en realidad, amalgamas de pequeños minerales micrométricos, hielos y materia orgánica que chocan entre sí. Forman agregados porosos que pueden incorporar hielo fácilmente.

En regiones frías del exterior del disco, el agua tiende a condensar y a formar mantos de hielo sobre esas diminutas rocas. La presencia de esos mantos helados hace que las partículas consigan difundirse mejor en un medio con alto vapor de agua, como ocurre en el interior de los discos compactos, a diferencia de aquellos discos en los que ese vapor escasea.

Agua en la Tierra desde una edad muy temprana

Esto es clave porque la Tierra se formó cerca del Sol en un entorno caliente y, por tanto, con relativa escasez de agua. Sin embargo, este mecanismo debió de funcionar durante suficiente tiempo para hidratar la región de formación de nuestro planeta y conseguir que la Tierra tuviese agua desde una edad temprana.

La razón de esas diferencias en los discos protoplanetarios se explica de manera elegante y sencilla: los caprichosos caminos del agua a bordo de los materiales que forman esos discos.

Los espectros del agua descifran sus secretos

El enorme poder de resolución del espectrómetro del infrarrojo medio (MIRI) permite obtener espectros de agua muy detallados. Esto ha revelado un exceso de emisión en las líneas espectrales de los materiales que forman los discos compactos en comparación con los discos extendidos. Ese exceso de emisión muestra que hay una componente fría que se extiende a una distancia de esas estrellas, entre una y diez veces la que separa la Tierra del Sol en nuestro sistema planetario.

La emisión de agua fría se debe a la sublimación del hielo y la difusión de ese vapor a través del disco. Esto implica que esos agregados rocosos y cubiertos de hielo se desplazan de manera más eficiente hacia las regiones cercanas a la estrella si hay suficiente vapor de agua, algo que ocurre en discos compactos.

Las rocas diminutas desempeñan un papel fundamental: se encargan de transportar grandes cantidades de agua y otros volátiles a las regiones internas del disco en donde se forman los embriones de los planetas rocosos.

Al decaer hacia la estrella, esos materiales tienden a acumularse y crean los anillos toroidales y espacios vacíos propios de los discos protoplanetarios extendidos. La formación temprana de planetas gaseosos gigantes, como el propio Júpiter, puede ejercer un papel fundamental actuando de barrera para el paso de esos materiales hacia regiones más internas.

Quién hubiera dicho que, gracias a esos caprichosos e intrincados caminos seguidos por el agua a bordo de diminutas rocas, hoy en día la Tierra poseería el líquido elemento, capaz de transformarlo en un mundo oceánico y oasis de vida.

Josep M. Trigo Rodríguez, Investigador Principal del Grupo de Meteoritos, Cuerpos Menores y Ciencias Planetarias, Instituto de Ciencias del Espacio (ICE – CSIC)

Este artículo fue publicado originalmente en The Conversation. Lea el original.

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