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Sábado, 18 noviembre 2017
Física

Un nuevo modelo físico explica desde dónde llegó el agua a la Tierra

Con la ley de la gravitación universal de Newton (cuya publicación cumplió 330 años en 2017) como herramienta, y con potentes recursos computacionales (para poder aplicar dicha ley en más de 10 mil cuerpos en interacción), un joven científico brasileño y su antiguo supervisor de posdoctorado han postulado un nuevo modelo físico para explicar el origen del agua en la Tierra y en los demás objetos de tipo terrestre del Sistema Solar.

 

Un artículo que firman ambos, intitulado Origin of water in the inner Solar System: Planetesimals scattered inward during Jupiter and Saturn's rapid gas accretion, salió publicado en la revista Icarus.

 

Los autores del mismo son André Izidoro, becario de la Fundación de Apoyo a la Investigación Científica del Estado de São Paulo (FAPESP) en la modalidad de Apoyo a Jóvenes Investigadores, de la Facultad de Ingeniería con sede en la localidad de Guaratinguetá y parte la Universidade Estadual Paulista (Unesp), en el interior del estado de São Paulo, Brasil, y el astrofísico estadounidense Sean Raymond, del Laboratoire d'Astrophysique de Burdeos, Francia.

 

"La idea de que el agua de la Tierra llegó a ésta predominantemente a través de asteroides no es nueva. Es prácticamente un consenso entre los científicos. Nuestro trabajo no es pionero con respecto a esto. Lo que sí logramos fue asociar ese aporte de los asteroides con el proceso de formación de Júpiter. Y con base en el modelo resultante, 'entregarle a la Tierra' cantidades de agua acordes con los valores estimados actualmente", declaró Izidoro.

 

La cantidad de agua existente en la Tierra varia mucho de una estimación a otra. Si se utiliza como unidad de medida "el océano terrestre", lo que corresponde a toda el agua existente en los océanos de la Tierra, algunos hablan de entre tres y cuatro "océanos terrestres". Otros refieren decenas de éstos. Esta variación es producto del hecho de que no se sabe cuánta agua existe en el manto del planeta. Y ni siquiera en la corteza, aprisionada en el interior de las rocas. De cualquier manera, el modelo propuesto da cuenta del amplio abanico de estimaciones.

 

"Es conveniente dejar de lado de entrada la idea de una Tierra que recibió toda su agua a través del impacto de cometas provenientes de regiones muy lejanas. Tales 'entregas' también existieron, pero su aporte fue posterior y porcentualmente fue mucho menos importante. La mayor parte del agua llegó a la zona que actualmente ocupa la órbita de la Tierra antes de que el planeta se hubiese constituido", dijo Izidoro.

 

Para entender "cómo fue" esto, vale la pena recapitular el escenario que precisa el modelo convencional de la formación del Sistema Solar, añadiéndole el nuevo modelo relativo al aporte de agua. La condición inicial es una gigantesca nube de gas y polvo cósmico. Debido a algún tipo de perturbación gravitacional o a una turbulencia local, esa nube entró en colapso y pasó a ser objeto de la atracción de una determinada región de su interior que configura un centro.

 

Con el aporte de materia, ese centro se volvió tan masivo y caliente que, hace alrededor 4.500 millones de años, entró en proceso de fusión nuclear y se transformó en una estrella. Mientras tanto, la nube remanente siguió orbitando el centro y su material se aglutinó, formando un disco, que posteriormente se fragmentó y definió los nichos protoplanetarios.

 

"Se estima que la región rica en agua en ese disco se situaba a partir de algunas unidades astronómicas de distancia del Sol. En la zona interior, más cercana a la estrella, la temperatura estaba demasiado alta como para que el agua pudiera acumularse, excepto en muy pequeñas cantidades quizá, en forma de vapor", explicó Izidoro.

 

Por definición, la unidad astronómica (UA) equivale a la distancia media existente entre la Tierra y el Sol. Entre 1,8 UA y 3,2 UA se ubica actualmente el Cinturón de Asteroides, con sus centenas de miles de objetos. En esa franja, los asteroides que ocupan la región situada entre 1,8 UA y 2,5 UA son predominantemente pobres en agua, en tanto que la mayoría de los que se ubican más allá de las 2,5 UA son ricos en el líquido elemento. El proceso de formación de Júpiter puede explicar el origen de esta división, de acuerdo con el investigador.

 

"El tiempo transcurrido entre la formación del Sol y la disipación total del disco gaseoso fue bastante corto en la escala cosmogónica: osciló entre tan sólo 5 millones de años y a lo sumo 10 millones de años. Y la formación de los planetas gaseosos tan masivos como Júpiter y Saturno sólo puede haber ocurrido durante esa etapa de la juventud del Sistema Solar. Por ende, durante esa fase, el rápido crecimiento de Júpiter perturbó gravitacionalmente a miles de planetesimales ricos en agua, desplazándolos de sus órbitas originales", dijo Izidoro.

 

Se estima que Júpiter posee un núcleo sólido, con una masa equivalente a algunas veces la masa de la Tierra. Dicho núcleo sólido estaría recubierto por una extensa y masiva envoltura gaseosa. Júpiter sólo puede haber adquirido tal envoltorio durante la fase de la nebulosa solar, cuando el sistema se encontraba en formación y existía una enorme cantidad de material gaseoso disponible.

 

Debido a la cuantiosa masa del embrión de Júpiter, el proceso de adquisición del gas, por atracción gravitacional, fue sumamente rápido. En los alrededores del planeta gigante en formación, y ubicados más allá de la "línea de hielo", miles de planetesimales [cuerpos rocosos similares a asteroides] orbitaban el centro del disco, atrayéndose unos a otros simultáneamente.

 

El rápido aumento de la masa de Júpiter rompió el precario equilibrio gravitacional de ese sistema de cuantiosos cuerpos. Y varios planetesimales fueron devorados por ese Protojúpiter. Otros fueron catapultados hacia los confines del Sistema Solar. Y una pequeña fracción, arrojados a la región interior del disco, para entregar agua al material que posteriormente formaría los planetas terrestres y constituiría el Cinturón de Asteroides.

 

"El período de formación de la Tierra está datado entre 30 y 150 millones de años después de la formación del Sol. Cuando esto sucedió, la región del disco donde se constituyó nuestro planeta ya contaba con bastante agua que le habían aportado los planetesimales que Júpiter y también Saturno desplazaran. Se admite que una pequeña fracción del agua existente en la Tierra habría llegado más tarde, mediante el choque de cometas y asteroides. Y que una fracción aún menor puede haberse formado localmente como resultado de procesos fisicoquímicos endógenos. Pero la mayor parte del agua llegó a través de los planetesimales", dijo Izidoro.

 

Esta afirmación se apoya en el modelo que él y su antiguo supervisor elaboraron. "Mediante el empleo de supercomputadoras, simulamos la interacción gravitacional entre los múltiples cuerpos con integradores numéricos en lenguaje Fortran. E introdujimos una modificación para incluir los efectos del gas presente en el medio durante la época de la formación de los planetas. Sucede que aparte de todas las interacciones gravitacionales en escena, los planetesimales sufrieron también la acción del llamado 'arrastre gaseoso': se trata básicamente de un 'viento' que va en el sentido contrario al del movimiento, el mismo tipo de efecto que un ciclista siente al desplazarse como consecuencia de la colisión de las moléculas del aire con su cuerpo", describió el investigador.

 

El "arrastre gaseoso" hizo que las órbitas de los planetesimales desplazados por Júpiter, inicialmente muy alargadas, se "circularizasen" paulatinamente. Fue ese efecto lo que instaló a esos objetos en la zona que corresponde actualmente al Cinturón de Asteroides.

 

Un parámetro fundamental para este tipo de simulación es la masa total de la nebulosa solar al comienzo del proceso. Para arribar a ese número, Izidoro y Raymond utilizaron un modelo propuesto a comienzos de la década de 1970. El mismo parte del mapeo de la masa de todos los objetos actualmente observables en el Sistema Solar.

 

Para compensar las pérdidas ocasionadas por la eyección de materia durante la etapa de formación del sistema, el modelo corrige las masas actuales de los distintos objetos, haciendo que sus proporciones de elementos pesados (oxígeno, carbono, etc.) y de elementos livianos (hidrógeno, helio, etc.) permanezcan iguales a las del Sol. Esto se basó en la hipótesis de que el disco de gas y el Sol tenían la mesma composición. Una vez efectuadas las alteraciones, se obtiene la masa presumible de la nube primitiva.

 

"Asimismo, nuestro nuevo modelo tuvo en cuenta también los distintos tamaños de los actuales asteroides, que van de algunos kilómetros a centenas de kilómetros de extensión, porque el gas tiende a afectar más a los asteroides menores", dijo Izidoro. (Fuente: Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo)

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