Con largas extensiones de océanos, ríos que serpentean a lo largo de cientos de kilómetros y descomunales glaciares cerca de los polos norte y sur, la Tierra no parece tener escasez de agua. Y aun así menos de un uno por ciento de la masa de nuestro planeta se encuentra en el agua, e incluso esta puede haber sido transportada por cometas y asteroides tras la formación inicial de la Tierra.
Los astrónomos están desconcertados por esta carencia de agua en la Tierra. El modelo estándar que explica cómo se formó el Sistema Solar a partir de un disco protoplanetario, un disco giratorio de gas y polvo que rodeaba nuestro Sol hace miles de millones de años, sugiere que nuestro planeta debería ser un mundo acuoso. La Tierra debería haberse formado a partir de material helado en una zona alrededor del Sol donde las temperaturas fuesen lo bastante frías para que el hielo se condensase a partir del disco. Por tanto, la Tierra debería haberse formado a partir de material rico en agua. Entonces, ¿por qué nuestro planeta es comparativamente tan seco?
Un nuevo análisis del modelo común de disco de acreción, que explica cómo se formaron los planetas en un disco de escombros alrededor del Sol, descubrió una posible razón para la comparativa sequedad de la Tierra. Liderado por Rebecca Martin y Mario Livio del Instituto Científico del Telescopio Espacial en Baltimore, Maryland, el estudio encontró que nuestro planeta se formó a partir de escombros rocosos en una región más caliente y seca, dentro de lo que se conoce como “línea de nieve”. La línea de nieve en nuestro Sistema Solar actualmente se encuentra en el centro del cinturón de asteroides, una reserva de material entre Marte y Júpiter; más allá de este punto, la luz del Sol es demasiado débil para fundir los helados escombros dejados por el disco protoplanetario. Los anteriores modelos de discos de acreción sugerían que la línea de nieve se encontraba mucho más cerca del Sol hace 4500 millones de años, cuando se formó la Tierra.
“Al contrario que en el modelo estándar de disco de acreción, la línea de nieve en nuestro análisis nunca migra dentro de la órbita de la Tierra”, dice Livio. “En lugar de esto, permanece más lejos de la órbita de la Tierra, lo que explica por qué nuestra Tierra es un planeta seco. De hecho, nuestro modelo predice que los otros planetas interiores, Mercurio, Venus, y Marte, también son relativamente secos”.
Los resultados se han aceptado para su publicación en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
En el modelo convencional, el disco protoplanetario alrededor del Sol está completamente ionizado (un proceso en el cual los electrones son arrancados de los átomos) y canaliza materia sobre nuestra estrella, que calienta el disco. La línea de nieve inicialmente está lejos de la estrella, tal vez al menos a 1600 millones de kilómetros. Con el tiempo el disco agota su material, se enfría y arrastra hacia el interior a la línea de nieve, más allá de la órbita de la Tierra, antes de que pase suficiente tiempo para que se forme nuestro planeta.
“Si la línea de nieve estaba dentro de la órbita de la Tierra cuando se formó nuestro planeta, entonces debería haber sido un cuerpo helado”, explica Martin. “Planetas como Urano y Neptuno se formaron más allá de la línea de nieve y están compuestos por decenas de puntos porcentuales de agua. Pero la Tierra no tiene mucha agua, y eso siempre ha sido un misterio”.
El estudio de Martin y Livio encontró un problema con el actual modelo de disco de acreción para la evolución de la línea de nieve. “Dijimos, espera un momento, los discos alrededor de las estrellas jóvenes no están completamente ionizados”, señala Livio. “No son discos estándar debido a que no hay suficiente calor y radiación para ionizar el disco”.
“Los objetos muy calientes, como enanas blancas y fuentes de rayos-X, liberan la suficiente energía para ionizar sus discos de acreción”, añade Martin. “Pero las estrellas jóvenes no tienen suficiente radiación o material incidente para proporcionar el suficiente impulso energético para ionizar los discos”.
Por tanto, si los discos no están ionizados, no hay mecanismos que puedan permitir el flujo el materia a través de la región y que caiga en la estrella. En su lugar, el gas y el polvo orbitan a la estrella sin moverse hacia dentro, creando lo que se conoce como “zona muerta” en el disco. La zona muerte se extiende normalmente desde aproximadamente 0,1 unidades astronómicas a unas pocas unidades astronómicas más allá de la estrella (una unidad astronómica es la distancia entre la Tierra y el Sol, unos 150 millones de kilómetros). Esta zona actúa como un tapón, evitando que la materia emigre hacia la estrella. El material, no obstante, se apila en la zona muerte e incrementa su densidad, de la misma forma que la gente se agolpa alrededor de la entrada de un concierto esperando la apertura de las puertas.
La densa materia empieza a calentarse debido a la compresión gravitatoria. Este proceso, a su vez, calienta el área fuera del tapón, evaporando el material helado y convirtiéndolo en material seco. La Tierra se formó en esta región más caliente, la cual se extiende unas pocas unidades astronómicas alrededor del Sol, a partir de material seco. La versión modificada de Martin y Livio del modelo estándar explica por qué la Tierra no terminó con una abundancia de agua.
Martin advierte que el modelo revisado no es un borrador de cómo se comportan todos los discos alrededor de estrellas jóvenes. “Las condiciones dentro del disco variarán de una estrella a otra”, dice Livio, “y el azar, sobre todo, determinó los resultados precisos para nuestra Tierra”.
