Illustrazione di una stella circondata da un disco protoplanetario
Illustrazione di una stella circondata da un disco protoplanetario. NASA/JPL-Caltech, CC BY-SA
  • Categoria dell'articolo:Curiosità / Scienza
  • Ultima modifica dell'articolo:18 Settembre 2022

Nella lunga ricerca delle nostre origini, dal Big Bang all’apparizione dell’uomo, la questione dell’origine dell’acqua sulla Terra e nel sistema solare è una pietra miliare essenziale perché inseparabile dall’origine della vita. Gli scienziati hanno quindi affrontato questa domanda da molte angolazioni.

Ci sono molti studi sull’acqua negli oggetti planetari e altrettante teorie sono state proposte nel contesto della formazione planetaria. Una teoria che ha dominato per molto tempo è che la Terra si sia formata senz’acqua, all’interno del sistema solare, in un luogo in cui la temperatura era abbastanza alta perché l’acqua non entrasse nelle rocce.

Sarebbe un contributo tardivo di oggetti ricchi d’acqua come comete o asteroidi idratati che avrebbero portato una quantità sufficiente di acqua per formare i nostri oceani e l’acqua che è nel mantello terrestre.

Un dato importante per comprendere l’origine dell’acqua nei corpi planetari è la sua composizione isotopica ed in particolare quella dell’idrogeno che la costituisce. In natura, gli elementi esistono in diverse forme chiamate isotopi e che differiscono per il loro numero di neutroni. Avendo lo stesso numero di elettroni e protoni, hanno le stesse proprietà chimiche, quindi sono davvero gli stessi elementi. D’altra parte, la loro massa, che è concentrata nel nucleo degli atomi, è trasportata da protoni e neutroni. I diversi isotopi di un elemento hanno quindi masse diverse. Alcuni processi in natura selezionano gli isotopi in base alla loro massa. Determinare le proporzioni dei diversi isotopi si riduce quindi all’identificazione di questi processi e alla traccia della fonte degli elementi di interesse.

Molti studi e modelli si sono quindi concentrati sulla composizione isotopica dell’idrogeno che costituisce la molecola d’acqua (per la cronaca, la molecola d’acqua contiene due atomi di idrogeno legati ad un atomo di ossigeno), ovvero le proporzioni dell’isotopo di massa 1 (atomi il cui nucleo è costituito di un singolo nucleone, un protone) e di isotopo di massa 2 (atomi il cui nucleo è costituito da due nucleoni, un protone + un neutrone, si chiama deuterio).

Studia le rocce più antiche del sistema solare

Tuttavia, tutto questo lavoro si scontra con una trappola: la composizione isotopica iniziale dell’idrogeno nel sistema solare è rimasta sconosciuta fino ad ora. Gli scienziati hanno quindi dovuto fare ipotesi sul punto di partenza delle loro teorie basate su osservazioni astronomiche sulla formazione di stelle o comete a lungo considerate i corpi più antichi del sistema solare. Nel nostro lavoro, recentemente pubblicato sulla rivista scientifica Nature Astronomy, abbiamo cercato di determinare la composizione iniziale dell’idrogeno del sistema solare studiando in laboratorio le rocce più antiche del sistema solare conservate nei meteoriti.

Le stelle ei loro pianeti sono formati dal collasso di una nuvola interstellare su se stessa. Queste ultime sono le regioni della galassia in cui si concentrano gas e polvere. Coprendo centinaia di anni luce, è nelle loro regioni più dense, chiamate nuclei densi, dove si formano le stelle.

Quando il giovane Sole si accende, 4,5 miliardi di anni fa, la materia che collassa gradualmente formerà un disco di polvere e gas in cui si formeranno i pianeti, questo è il disco protoplanetario. Le inclusioni refrattarie ricche di calcio e alluminio dei primi meteoriti sono le rocce più antiche formate nel sistema solare, nei suoi primi 200.000 anni. Prendono il nome dalla loro formazione ad alta temperatura vicino al giovane Sole prima di essere inclusi nel meteorite ospite.

Era quindi polvere con una propria storia nel disco protoplanetario. La datazione radioattiva mostra che non ci sono rocce più vecchie nell’intero sistema solare. Si formano all’interno del disco protoplanetario, vicino alla stella, mentre il disco cresce e la materia interstellare continua a collassare e ad alimentarlo. Quindi ci danno una registrazione a tempo zero del sistema solare.

Per le nostre misurazioni abbiamo utilizzato un’inclusione refrattaria del meteorite Efremovka, di cui avevamo già studiato la storia termica in passato e per il quale avevamo dimostrato che è formata da due oggetti inizialmente distinti: un’inclusione refrattaria catturata da un’altra inclusione refrattaria! Ci siamo concentrati sull’inclusione dell’interno (che è chiamato xenolito) perché qualsiasi processo avvenuto prima della cattura avveniva necessariamente nel gas durante il collasso della nuvola interstellare, prima che l’inclusione fosse incorporata in un oggetto più grande.

Abbiamo studiato la sua mineralogia su una fetta di meteorite al microscopio elettronico, quindi abbiamo selezionato 4 zone di interesse nello xenolito che abbiamo estratto dalla fetta e depositato su un supporto ultrapulito per l’analisi degli isotopi dell’idrogeno (più un quinto prelevato dal inclusione host per confronto). Lo strumento utilizzato per misurare le proporzioni degli isotopi in un campione è uno spettrometro di massa, separa gli isotopi in base alla loro massa. Lo spettrometro di massa che abbiamo utilizzato in questo studio è progettato per eseguire immagini con una risoluzione spaziale dell’ordine di 1 micrometro (nel nostro caso) o inferiore (fino a 50 nanometri).

Questo strumento chiamato NanoSIMS è installato nella nostra sede del Museo Nazionale di Storia Naturale e commercializzato da un’azienda francese, Cameca. Abbiamo quindi prodotto mappe isotopiche delle zone di interesse nello xenolito che ci hanno fornito la composizione isotopica dell’idrogeno intrappolato in bassissima abbondanza nei suoi minerali microscopici.

Queste mappe hanno rivelato due diverse composizioni isotopiche. In un primo gruppo di minerali formati dalla condensazione (transizione diretta da un gas a un solido) dal gas solare, abbiamo trovato una composizione isotopica in buon accordo con l’intrappolamento di un po’ di idrogeno dal gas solare contenente pochissimo deuterio. In un secondo gruppo di minerali formato dall’ossidazione del primo, abbiamo trovato una composizione isotopica più ricca di deuterio e le cui proporzioni isotopiche sono identiche a quelle che si trovano nell’acqua terrestre. Ciò implica che prima della cattura dello xenolito si era inizialmente formato in un gas contenente pochissimo deuterio poi era stato posto in presenza di un gas arricchito in vapore acqueo, un vapore acqueo simile a quello terrestre.

Acqua presente sin dalla formazione della Terra

Quale può essere allora l’origine di questi due tipi di gas che coesistevano nelle regioni interne del giovane sistema solare? Nelle nubi interstellari all’origine dei sistemi planetari, l’idrogeno è distribuito principalmente tra due componenti. Il primo è il gas H2, il diidrogeno (a volte indicato semplicemente come idrogeno, sebbene ciò possa creare confusione con l’atomo di idrogeno). Molto abbondante, H2 contiene quasi tutti gli atomi di idrogeno ma pochissimo deuterio, è lui che è all’origine della maggior parte del gas che formava il sistema solare, il gas solare. La seconda componente, molto scarsa, corrisponde solo a una piccolissima parte di idrogeno ed è sotto forma di ghiaccio ed in particolare di ghiaccio d’acqua formato a bassissima temperatura nelle nubi interstellari.

A causa di queste temperature molto basse, quest’acqua interstellare è molto ricca di deuterio. Abbiamo quindi proposto che la composizione terrestre intermedia tra queste due componenti derivi dalla vaporizzazione di un eccesso di ghiaccio interstellare portato durante il collasso della nube interstellare madre del sistema solare direttamente nelle calde regioni interne dove si formano le inclusioni refrattarie, dal inizio del collasso della nube interstellare e formazione del disco protoplanetario.

Questi risultati implicano che nel gas in cui si sono formati i mattoni dei pianeti tellurici e in particolare quelli della Terra, esisteva già un vapore acqueo con la corretta composizione isotopica per spiegare l’origine dell’acqua sulla Terra. Poiché gli isotopi consentono di risalire alla fonte degli elementi, i primi piccoli corpi all’origine dei pianeti che chiamiamo planetesimi e che si sono formati in questo gas erano quindi abbastanza in grado di incorporare acqua durante la loro formazione, senza la necessità di portare è tardi da altre parti del sistema solare.

Questa conclusione è in buon accordo con l’osservazione che l’acqua di molti oggetti planetari ha questa composizione: molti meteoriti asteroidali, compresi quelli di Vesta, comprese le condriti enstatite che sono forse i mattoni resti della Terra, oltre a un certo numero di comete e probabilmente anche il mantello marziano. Sebbene la storia geologica e atmosferica di Marte renda difficile determinare la composizione primordiale del mantello marziano, esistono numerosi dati che mostrano una composizione isotopica di H simile a quella dell’acqua terrestre.

Se i nostri risultati mostrano l’esistenza molto precoce di un vapore acqueo che può spiegare l’origine dell’acqua sulla Terra, non danno tuttavia alcun vincolo sulla quantità di acqua che è stata incorporata in questa fase nei mattoni di terra. Lo studio di meteoriti e materiali molto antichi nel sistema solare fornisce informazioni sul materiale disponibile all’inizio. È piuttosto lo studio della quantità di acqua che può essere immagazzinata nei minerali del mantello profondo della Terra mediante esperimenti ad altissima pressione che daranno maggiori vincoli sulla quantità di acqua incorporata nei vari stadi di formazione del terra. Sulla base dei meteoriti, si può dire che c’era tutto fin dall’inizio della formazione del nostro pianeta.

Autore

Jérôme AléonMuseo Nazionale di Storia Naturale (MNHN)