L’acqua è tutto per questo pianeta. L’acqua è vita; forza motrice, riserva di energia e moderatore degli scambi gassosi atmosferici. Ricopre il 71% della superficie del globo e costituisce il 65% del nostro corpo. Tutte le più grandi civiltà sono sorte lungo i corsi d’acqua e molte sono perite quando questa è venuta a mancare.
Quindi è giusto chiedersi da dove essa è venuta?
L’acqua è composta da due elementi fra i più diffusi dell’Universo [1]. Qualche volta però l’isotopo pesante dell’idrogeno il cui nucleo è composto da un protone e un neutrone, il deuterio (D), sostituisce uno (HDO, acqua semipesante) o entrambi (D2O, acqua pesante) gli atomi di idrogeno nella molecola alterandone alcune proprietà fisico-chimiche 1.
Il rapporto tra l’acqua pesante e l’acqua normale indica pertanto la percentuale tra il deuterio e l’idrogeno costituenti l’acqua (D/H). Tutto il deuterio presente nell’Universo si formò durante la nucleosintesi primordiale, nei 3 minuti successivi al Big Bang (D/H = 2,4 x 10-4). Però è anche vero che il deuterio viene distrutto dalla nucleosintesi stellare, tutto quello che ancora rimane proviene da nubi di gas ancora non ancora riciclate in stelle, come quella che fornì il deuterio alla nebulosa primordiale [2].
Da quello che possiamo intuire da diagramma qui accanto è che il rapporto D/H rimane più o meno costante negli oggetti provenienti dalla Nube di Oort, attestandosi a valori almeno doppi a quelli della Terra e almeno venti volte superiori a quello del mezzo interstellare (D/H = 0,165 – 14 x 10-4). Il motivo di tale arricchimento rispetto al valore di fondo è da imputarsi unicamente alle seppur lievi differenze fisico-chimiche tra l’idrogeno e i suoi isotopi (esiste anche il trizio, costituito da un protone e due neutroni ma è radioattivo e ha un’emivita di soli 12,33 anni). Queste sono responsabili di fenomeni di frazionamento isotopico che avvengono in condizioni di bassa temperatura (< 100° K.) che le arricchiscono di deuterio a scapito del mezzo interstellare [3].
Per quanto riguarda i pianeti esterni indicati nel diagramma è stato utilizzato il rapporto tra deuterio e idrogeno gassoso (H2) osservato in spettroscopia; anche in questo caso i valori indicati sono piuttosto dissimili tra i diversi giganti gassosi. Il motivo di queste differenze è ancora sconosciuto, anche se tra i principali indiziati di questa particolare distribuzione isotopica possono essere sia loro diversa massa (il processo di differenziazione planetaria può aver fatto precipitare il deuterio negli strati più interni dei pianeti più pesanti), ma forse anche alla loro zona di accrezione; mentre Giove e Saturno hanno raccolto il loro materiale nella parte ancora più calda (> 70 – 100° K.) della nebulosa, probabilmente Urano e Nettuno si sono formati in una zona più fresca (< 70° K.) e si sono evoluti da planetesimi piuttosto ricchi di deuterio.
59-Rapporto-DH-nel-Sistema-Solare-2014-12-29.csv
| OggettoD/H x 10-4Metodo di analisiDistanza dal Sole (afelio) | Nebulosa Protosolare0.21 ± 0.04H2
Venere180.00 ± 0.20H2O0.718 Terra1.558 ± 0.0001H2O1.01 Marte78.00 ± 0.08H2O1.66 Condriti carbonacee (CI)1.70 ± 0.10H2O Giove0.225 ± 0.035 H25.45 103P/Hartley 21.61 ± 0.24H2O5.87 Saturno0.17 ± 0.06H210.05 Encelado2.50 ± 1.00H2O(Satellite di Saturno) 8P/Tuttle4.09 ± 1.45H2O10.37
Urano0.55 ± 0.20H220.09 Nettuno0.45 ± 0.10H230.32 1P/Halley3.06 ± 0.34H2O35.08 153P/Ikeya-Zhang< 2.50H2O101.92 C/1995 O1 (Hale-Bopp)3.30 ± 0.80H2O 371 C/1996 B2 (Hyakutake)2.90 ± 1.00H2O4367.89 C/2002 T7 (LINEAR)2.50 ± 0.70H2On/a Mezzo interstellare entro 1 kpc0.16 ± 0.01H2≤ 1kpc 59-Rapporto-DH-nel-Sistema-Solare-2014-12-29.csv |
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Un altro rompicapo è l’elevato rapporto D/H di Encelado, una luna di Saturno che, a fronte di un rapporto D/H molto basso del pianeta – non molto dissimile a quello del mezzo interstellare – ha un rapporto non molto diverso da quello degli oggetti della nube di Oort.
Se – per ora – il rapporto D/H degli oceani terrestri appare sfuggire alla comprensione (solo 103P Hartley 2, una cometa gioviana, si avvicina ai valori terrestri), Quello di Venere appare ancora più misterioso: ben 120 volte quello della Terra.
Nel 1993 due ricercatori della Divisione di Geologia e Scienze Planetarie del California Institute of Technology di Pasadena, Mark A. Gurwell e Yuk L. Yung proposero un interessante meccanismo che poteva spegare efficaemente il rebus venusiano [4] [5]. In pratica la fotodissociazione del vapore acqueo (tutta l’acqua di Venere è in questa forma) tra i 200 e 400 chilometri scinde il vapore acqueo in ossigeno monoatomico e idrogeno molecolare (H2) o deuterato (HD o D2) con diverse velocità; la velocità di espulsione dell’idrogeno giunge così ad essere fino a 8 – 9 volte più veloce del suo isotopo più pesante ed essere così più facilmente disperso nello spazio. Questo meccanismo spiega perché adesso il rapporto D/H sia così alto ma non del tutto: occorre che anche la massa d’ acqua del pianeta (ipotizzando che Venere abbia avuto un rapporto D/H inizialmente simile alla Terra) sia stata interamente degassata solo 500 milioni di anni fa [6].
Anche l’indice marziano è almeno 50 volte superiore al nostro; anche lì lo stesso meccanismo di deplezione dell’idrogeno gassoso dall’atmosfera visto per il caso di Venere ha prodotto un incremento notevole del deuterio rimasto. Anche in questo caso, conoscere esattamente il tasso di deperimento dell’idrogeno rispetto al suo isotopo pesante potrebbe consentire di estrapolare quando Marte perse la capacità di sostenere acqua liquida e la sua già tenue atmosfera.
Alla luce di queste informazioni per cercare di rispondere ancora alla domanda iniziale occorre partire dalle origini del Sistema Solare, più di 5 miliardi di anni fa. Allora tutto quello che vediamo oggi era solo polvere e gas interstellari, una tipica nebulosa in lenta contrazione da cui sarebbero poi nati il Sole e i pianeti.
Fin da quando l’Ipotesi Protonebulare prese credito nella comunità scientifica, i dubbi sulla provenienza dell’acqua sul nostro pianeta furono fonte di discussione. L’acqua era di origine endogena o esogena alla Terra? I calcoli mostravano che il pianeta si era formato 4,5 miliardi di anni fa in una zona (fascia) protonebulare dove la viscosità delle polveri raggiungeva i 900 Kelvin. l’idea che l’acqua esistesse a quelle temperature sembrava impossibile. Eppure probabilmente è quello che avvenne.
Una certa quantità d’acqua poteva essere intrappolata negli alluminosilicati (zeoliti) e nelle olivine (ringwoottiti) come idrossidi. Anche quando l’evento Theia (la nascita della Luna) rifuse il pianeta, una certa quantità d’acqua rimase ancora intrappolata nel mantello 2 e quando per degassamento raggiunse poi la superficie può aver contribuito al raffreddamento della crosta terrestre e formato i primi oceani.
Comunque per quanto una parte dell’acqua terrestre possa essere di origine endogena ancora il conto non torna. Nel 2009 il geochimico francese Francis Albarede, dell’Ecole Normale Supérieure di Lione, propose che la Terra fosse stata essenzialmente arida al momento della sua formazione. Gli altri elementi volatili sarebbero arrivati sulla terra atttraverso l’Intenso Bombardamento Tardivo dagli asteroidi più interni nei 100 milioni di anni successivi alla formazione della Luna [7]. A conferma di questa teoria c’è l’indice D/H delle varie meteoriti condritiche (CC) che esprimono un valore virtualmente identico a quello terrestre.Per contro, c’è ragionevolmente da aspettarsi che non furono solo gli asteroidi più interni a cadere sulla Terra ma anche oggetti più esterni come le comete della fascia di Kuiper e della Nube di Oort, tutti oggetti con un rapporto D/H molto diverso da quello dei nostri oceani, tanto che questo oggi apparirebbe diverso anche da quello delle condriti 3.
Oppure, è questa l’ipotesi più probabile, il materiale che costituì poi la Terra era solo parzialmente povero di composti volatili. Fu sufficiente una concentrazione da 500 a 3000 ppm di acqua nei planetesimi durante la fase di accrezione per avvicinarsi almeno alla metà di acqua presente sulla Terra e ridimensionare in parte l’importanza dell’apporto tardivo delle comete. Quindi una miscela di acqua endogena (±50% con DH 1.5 x 10 -4) e acqua esogena (± 25% con D/H 3.0 x 10-4 e ± 25% con D/H 1.7 x 10-4 ) poteva produrre un D/H intorno 1,9 x 10-4, vicino ma forse non abbastanza ai valori attuali.
Certo che acqua con un rapporto D/H uguale agli oceani terrestri che ne giustifichi anche la quantità non si trova da nessun’altra parte del Sistema Solare:gli asteroidi interni hanno grossomodo il giusto rapporto ma non possono giustificarne la quantità e le comete il contrario. Senza dimenticare che su un pianeta dinamico come il nostro nel giro di 4 miliardi di anni i numerosi processi di frazionamento isotopico possibili possono aver alterato il rapporto fra deuterio e idrogeno tanto da renderlo unico in tutto il sistema.
Per concludere, appare evidente che aspettarsi una risposta alla domanda iniziale “Da dove viene tutta l’acqua della Terra?” studiando il solo rapporto D/H è – a mio avviso – del tutto vano. Troppi sono i meccanismi che alterano il rapporto tra deuterio e idrogeno, e qui ne ho descritti solo alcuni.
- Questo processo si chiama arricchimento per frazionamento dell’equilibrio isotopico ed avviene quando un isotopo più pesante si sostituisce all’atomo più leggero; la molecola finale raggiunge un equilibrio energetico inferiore e il risultato è l’emissione dell’energia in eccesso. ↩
- L’acqua ancora intrappolata nel mantello superiore e nella crosta terrestre è importantissima per la tettonica a zolle della Terra. ↩
- e in effetti è quello che oggi si rileva, ma, curiosamente, in senso opposto; vedi tabella. ↩