Le incerte origini dell’acqua sulla Terra

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?

Il rapporto D/H rilevato in alcuni corpi del Sistema Solare con le relative barre di errore. La linea blu indica il valore D/H degli oceani della Terra. La linea arancio rappresenta i valori presunti della Nebulosa Primordiale che non si discosta poi molto dal rapporto D/H del mezzo interstellare (linea rossa) Lo sfondo indica la curva di temperatura del Sistema Solare e grossomodo la demarcazione fra una zona più calda (>200 K) e una inferiore. Credit: Il Poliedrico

L’acqua è composta da due elementi fra i più diffusi dell’Universo [cite]http://ilpoliedrico.com/2012/05/le-abbondanze-cosmiche.html[/cite]. 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 [cite]http://wp.me/p2GRz5-RT[/cite]. 

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 [cite]http://iopscience.iop.org/1538-4357/591/1/L41/fulltext/17236.text.html[/cite].

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.

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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 [cite]http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/0032063393900373[/cite] [cite]http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2009JA014055/abstract;jsessionid=36BB06CE6E970E21D7545F06C2508A62.f02t04[/cite]. 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 [cite]http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103599961869[/cite].
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  [cite]http://www.nature.com/nature/journal/v461/n7268/full/nature08477.html[/cite]. 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.

 

Le incerte sorti della C/2012 S1 (ISON)

Non è nel mio costume azzardare previsioni campate in aria. Quello è un compito che lascio volentieri agli ‘strologi e alle migliaia di altri ciarlatani che si nascondono dietro nomi e titoli altrettanto roboanti. Qui mi limiterò a far presente quello che potrebbe andare storto alla cometa C/2012 S1 durante il suo passaggio al perielio.

La cometa C/2012 S1 (ISON) ripresa il 14 settembre da Gianluca  Masi per VirtualTelescope. Qui sono riportate anche le magnitudini di due stelle per la calibrazione visuale.

La cometa C/2012 S1 (ISON) ripresa il 14 settembre da Gianluca Masi per VirtualTelescope.
Qui sono riportate anche le magnitudini di due stelle per la calibrazione visuale.

La C/2012 S1 (ISON) è, come ho già avuto modo di scrivere, una cometa proveniente dalla Nube di Oort al suo primo passaggio attorno al Sole. Purtroppo le stime della luminosità della cometa fatte al momento della sua scoperta si sono rivelate fin troppo ottimistiche: da una magnitudine di -16 al momento del perielio fino all’attuale -4 / -6 attuale.
Tutto questo ha che vedere con la quantità di ghiaccio ed altri elementi volatili sublimati dalla radiazione solare da un certo punto in poi – la famosa linea del ghiaccio -della sua attuale orbita. Ovviamente qui entrano in gioco altri importanti fattori, come le dimensioni, la composizione chimica e la densità 1 [cite]10.1007/978-94-011-3378-4_9[/cite] 2. Le stime più recenti offrono un diametro della C/2012 S1 pari 4.5 -5 chilometri, per cui il volume potrà essere tra 1 (se fosse una specie di grossa patata allungata) e 65 chilometri cubici (se fosse uno sferoide) 3.
La composizione chimica la si può rilevare attraverso una analisi spettroscopica dei gas espulsi nella chioma, ma anche questo è solo un dato parziale: la composizione chimica della chioma varia significativamente lungo il percorso orbitale, alcuni elementi -come il metanolo o la più semplice anidride carbonica – sublimano a temperature e pressioni molto diverse da quelle dell’acqua, e anche l’albedo totale della cometa gioca un ruolo significativo nella temperatura superficiale dell’astro.
La C/2012 S1 si è formata presumibilmente in una zona dove l’influenza gravitazionale del Sole – nella Nube di Oort – è bassissima. Lì raggiungere l’autosostentamento gravitazionale è facilissimo: non essendoci importanti sollecitazioni gravitazionali come nel Sistema Solare Interno, corpi di pochi centimetri possono rimanere aggregati per molto tempo pur avendo densità molto basse. quindi c’è da aspettarsi che la densità media della C/2012 S1 sia comunque più bassa rispetto alle comete provenienti ad esempio dalla fascia di Kuiper.

La curva di luce prevista per la C/2012 S1 (ISON)

La curva di luce prevista per la C/2012 S1 (ISON)

Da una cometa di densità media molto bassa possiamo aspettarci che manifesti un’intensa attività del nucleo a distanze molto maggiori dal perielio rispetto alle comete più dense 4. Infatti, man mano che la C/2012 S1 si avvicina al Sole, la sua attività rimane grossomodo costante, in linea comunque con il corpo eccezionale qual è.
Semmai appunto è stata l’insolita attività manifestata quando era molto lontana a far sovrastimare le sue capacità al perielio.

Ma cosa succederà al perielio?
Gran bella domanda. Nel giro di 25 giorni – dal 6 ottobre al 1 novembre – la C/2012 S1 avrà attraversato la distanza che separa l’orbita di Marte da quella della Terra alla velocità compresa tra 32 e i 40 km/s e, nell’arco di altrettanti 27 giorni arriverà a sfiorare il Sole a soli 1,2 milioni di chilometri dalla superficie a una velocità attorno ai 370 km/s, ben entro al suo Limite di Roche 5, che io stimo essere tra i 2 e i 4 milioni di chilometri dal centro del Sole, in base appunto alla densità della cometa 6.

A questo punto tutti gli scenari sono aperti: se la cometa sarà abbastanza compatta resterà entro il Limite di Roche per circa 2 ore, forse abbastanza poco per non essere distrutta, mentre nell’altro caso estremo sarà sottoposta alla violenza mareale del Sole per oltre 6-7 ore, forse troppe per uscirne indenne. Conoscere anche la forma geometrica e la rotazione assiale della cometa sarebbero importanti per prevederne le sorti, ma sono dati purtroppo ancora sconosciuti.

Cosa accadrà alla cometa C/2012 S1(ISON) al momento del suo passaggio al perielio lo sapremo solo dopo il 28 novembre; per ora i dati che ho sono troppo pochi e arrivare fin qui non è stato affatto semplice. Troppe incognite, come massa e densità ho dovuto azzardarmele, mentre la forma, la composizione chimica, la percentuale di polveri solide e altri fattori che hanno un ruolo importante nell’esistenza della cometa mi sono sconosciute.

Ringrazio Euclide, Pitagora, Keplero e Roche per l’uso poco ortodosso che ho fatto della loro matematica per raggiungere questi risultati.


Altre citazioni:


Note: