Origen del Agua helada en el sistema solar

1. Origen del Agua helada en el sistema solar Federico Campuzano Castro

2. QuéesunSistema Solar? Nube de gas y polvo se contrae por accion de la gravedad y comienza a girar a gran velocidad.

3. Como estacompuestoestesistema solar?

4. Composiciondel sistema Estaformadoporunaestrella central, cuerpo principal quedomina en gravedad y respecto al cualtodos los objetos se muevendescribiendoorbitasbiendefinidas 8 planetas 4 Terrestres (Formadospor Roca) 4 GigantesGaseosos (Formadosppalmentepor gas) Se define a un planeta a un cuerpoquecumple con lassiguientescondiciones: 1) un cuerpo celeste que orbita alrededor del la estrella ppal 2) Tiene suficiente masa para que su gravedad supere las fuerzas del cuerpo rígido, de manera que asuma una forma en equilibrio hidrostático (prácticamente esférica). 3) Ha limpiado la vecindad de su órbita de planetesimales Planetesimales: “particuas” queporacreciondieronlugar a los planetas y cuerpos del sistema solar 5 PlanetasEnanos (no son planetas, sinocuerpos de menormasaque no cumplen la c condicion de planeta) Cuerposmenorescomoasteroides y cometas

5. Solar = estrellappal: Sol Edad≈ 4650 millones de anos Temperatura de la fotosfera: 6000 K Interior: Orddel millon Compuestos Hidrogeno (H): + % 74 Helio ( He): + % 24 Otroselementos: O, Ne, C , Fe , N , Mg , etc. Energia Reaccionenucleares, de fusion de atomos de Hidrogeno

6. PlanetasTerrestres Mercurio Venus Tierra Marte

7. PlanetasGigantes Jupiter SaturnoUranoNeptuno

9. El polvo de las nubes moleculares y de los gases interestelaress está compuesto de partículas de grafito (carbono) combinado con otros elementos que podrían ser oxígeno, silicio, hierro, magnesio, hierro ( etc..) y, en ocasiones, con una variada gama de moléculas adheridas en su superficie. Pero, otroelemento (quemasabunda) es el hielo de agua que se generó en las nubes moleculares interestelares.

10. Estudiostradicionales.. Dato: Incredulidad La existencia de meteoritos fue rechazada por los científicos durante mucho tiempo; en el Siglo XIX la Academia de Ciencias francesa declaró que los meteoritos no existían, catalogándolos de "fantasía".El naturista francés Georges Cuvier, fundador de la rama de la ciencia conocida como "anatomía comparada", se sumó a la declaración, diciendo que: "las piedras no pueden caer del Cielo, porque en el Cielo no hay piedras“. Tb.. Ojuelos Altos, Fuenteovejuna (Córdoba), Andalucia, Spain

11. Se encuentrahielo en el sistema Solar? Mucho, poco? Donde?

12. Másallá del cinturón de asteroides (1ero,1801) el hieloesmuyabundante ! Distribuido en diversosobjetoscelestes..

13. Satélites Estosobjetospueden ser lunas (satélitesnaturales) de los planetasgigantescomoporejemplo De Jupiter: Europa (componentemenor), Ganimedes, Calisto (alto) Sarturno: Titán (alto) Tb en Urano: En Tritón (..) En éstosúltimos el hieloconstituyecerca del %50 de la masa

14. Cometas El agua en estadosólidoesabundante en la composición de los cometas. Cuerposmenores del sistema solar quedebido a susmovimientos y orbitasrespecto del sol, podemosencontrar 2 tipos de cometassegún la cantidad de hielo: El mayor sólido en cometas “frescos” (Másallá de Neptuno) Un menorcomponenete en cometas con órbitassimilares a los asteroides (≈ 3UA ) Halley Hale Bopp

15. Problemas A los cometas no se los puedeestudiardesde la tierra en laboratorioni en excavaciones, sinoque solo con satélites e imagentes. Futurasinvestigaciones: Mission Rosetta fue lanzada el 2 de marzo de 2004. La tarea de la sonda será la de orbitar alrededor del cometa67P/Churyumov-Gerasimenko. Debido a la elevada velocidad necesaria, la sonda Rosetta requerirá del impulso gravitacional proporcionado por la Tierra y Marte para que de esa manera pueda adquirir el impulso suficiente hasta alcanzar a 67P/Churyumov-Gerasimenko para el año 2014. Otrasmisiones: Sturdust(polvo de cometas), DeepImpact(Europa), sonda Phoenix(marte)

16. Con el avance de la tecnología y de laboratorio, a los meteoritos se los a estudiadomuydetalladamente, hallandoorganizmosorgánicos , y diversidadesquimicasmuyamplias. miércoles 17 de febrero de 2010 La diversidad química del Cosmos en un meteorito El famoso meteorito de Murchison, encontrado hace 40 años en Australia, contiene más de 14.000 diferentes elementos en la composición de la roca espacial. Noshablan de 3 clases de meteoritos: Los metalicos, los pobres en metalicos y los integradosppalmporsilicatos

17. Posiblesorigenes de la condensacion del agua 1er: Fuentes de agua a partir de la condensaciondirecta y acreción de la nube molecular 2do: Cómo la formación de planetasgigantespuedehaberconducido a unaclasedistintaquimicamente de agua en el sistema solar

18. El origen del disco protoplanetario interacción del colapsogravit de un grupodenso de la nube de gas molecular y la conservación del momento angular contenida en el material Parte de estamateria se disipo en el disco transportandomasahacia el interior y mom angular hacia el exterior

19. DISCO PROTOPLANETARIO (observado)

20. Asiescomo se observaque la masa del sistema solar, estaconcentrada en mas de un %99 en el sol Sol: 99.85% Planetas: 0.135% Cometas: 0.01% Satélites: 0.00005% PlanetasMenores: 0.0000002% Meteoroides: 0.0000001% MedioInterplanetario: 0.0000001% Mientrasque el momento angular se encuentraconcentrado en un %98 los planetas!!! (en Jupiter Ppalmente), y el sol aqui solo se lleva el %0.1

21. Densidades de gas en el disco Opticamentegrueso: (profundidadoptica > 1 ) Temp α1/R Opticamentefino: (profundidadoptica < 1 ) Temp α1/R**1/2 Estosdescensos de temperatura a lo largo del planomedio se determinanpor la absorción de la radiación solar por el material del mismo; considerandoesto, definimos :

22. Silicatosrefractarios Granosqueestaránestables en estadosólidomáscerca del Proto-Sol (abundantes en silicatos de Carbono y Magnesio) Hielo Se encuentra a distanciasmayores Pero.. Cuáleseselímite?

23. Se define “línea de nieve” a la distancia en que el hielopuedeaparecer en forma estable Cuando la presiónparcial (de vapor de agua) es superior que la presión de saturación TERMODINAMICAMENTE esposible la condensación (temperaturas entre 160 K y 170 K) (Suponiendo la temp del gas y de los granosigual) Tamanosdiversos (0.1 y 10 micrones) Estosgranos PropiedadesRadiativas Composición Tamano (ppalmente)

24. La longitud de onda ( λ ) sobre la que se produce el pico de emisiónes comparable con el tamano de la partícula a pequespobresradiadores y amortiguadores de la energíatérmica ¶ Pero.. Si tenemos en cuentaque la temperatura de estosgranos de silicatospuede ser muy inferior a la del gas nebular (Temp interna a la línea de nieve)Donde solo son silicatosestables (150 – 170 K) Nebulosa del Plano medioesOpticamenteGrueso! Porqueentoncesel gas es la únicafuente de calefaccion En la superfóptica (o fotosfera) de la nebulosa, donde el gas se convierte (opticamfino) y granos se evaporandebido al gas de bajapresión y la radiacióndirecta del Sol

25. A pesar de lasbajastazas de evaporacion de los granos a estastemperaturas granos de hielo sucio (con agentes de oscurecimiento) puede evaporarse en un tiempo de vida de 10 millones de anos Se oscurecen y se adieren a los granos de agua (Gases nobles tb: He, Ne, Ar, Kr, Xe) granos de hielo “limpios” tienen una vida mas larga y estos dependerán de los otros materiales que se encuentren atrapados en el agua con hielo durante su formación y de cómo la radiación los altere Pueden ser transportados hacia el interior por el arrastre del gas nebular mismo (constituye una modificación importante en el gas)

26. Granos muy pequenos actúan como moléculas de gas, afectados sólo por las colisiones con las moléculas circundantes; sus trayectoria debido a la fricción se retrasan, causando una espiral hacia el interior del centro del disco. (tamanos variables dependen de muchos factores pero van de los centimetros a las decenas de kilometros) Particulas se evaporan al pasar por la linea de nieve hacia el interior del disco Estos efectos pueden imponer cambios significativos en el estado de oxidación del gas + Efectos cinéticos propios tb pueden hacer que caigan hacia el interior

27. Linea de nieve (snowline) • Definimos: líneaimaginaria (dist) a partir de la cual los granos de hielo de agua son estables y abundan Tb se define otralínea: Línea de “hidratación” Región de estabilidadtermodinámicadentro de la línea de nieve a temperaturasaprox de 225 – 250 K Estudios en laboratoriosindicanqueestasreacciones de hidratsucedendentro de los meteoros (estomostraria el aguadentro de asteriodes)

28. Los cuerposformadosmasalla de estalinea de nievetendríanunacomposiciónisotópica, para el agua la mismaque se encuentra en lascondritascarbonaceas, pero en particular con unaproporcion de deuterio e hidrógeno, con una media del “SMOW” (Standar mean ocean water) Puede ser que la formación de estossilicatos, tengaunafalta de agua, eso genera debates a la hora de explicar la formación del agua en la tierra

29. Acrecion de los granos de agua en estadosolido, se formariandirectamente en la nube molecular, por adhesion directa de granos de silicatopreexistente en la nube a muybajastemperaturas (solidosamorfos) Se producen los fenomenosfisicos de : Sublimacion: acciondinamica y recalentamientoporchoques Recondensacion: temperaturas del disco debido a la temp en relacion a la distancia del Sol (estrella principal) mismoefectoquedetermina la linea de hielo La linea de hielopordia ser 30 UA originalmente en el proto disco porlasaltastazas de acrecion de materia y lasaltas temp del disco mismo. El ampliorango entre 2 y 30 refleja el ampliorango de lasposiblesconddurante la vida del disco La principal cant de aguaque se encuentra en el disco protoplanetario debe de habertenidosuorigenppalmente en la sublimacion del hielo en esosgranosamorfos de silicato, quienesluegosean los precursores del colapso de grupos de la nubequedieranlugar a la formacion de estrellas y planetas en el disco

30. Efectospracticos de la sublimacion y la recondensacion 1 – convierte los granos de hieloamorfo en hielocristalino 2 - redistribuye las sustancias mas volátiles que el agua congelada de la captura en esa nube de gas de los granos de polvo y por lo tanto, en otra fase de la reforma de hielo y granos de silicato. Se esperaque el medio de la nebulosacontengaunamezcla entre silicatosamorfos y hielocristalino Silicatosamorfos: granos de polvoquesobrevivieron a la contraccion de la nube del disco Hielocristalino: vapor 1 – Cometas: estamezclaes visible aqui Mezcla de hielocristalino y amorfo. Pero no presentangrandecambios de temperaturas en susinteriores gracias al hidrogenoquepreserva a estosgranosamorfos

32. Es muydificilcuantificarhoy en dialascondiciones en los entornos de los planetasgigantesdurantesuformacion: los modelosyavistos son: “Inestabilidadgravitacional” (ajustabien a la escala de tiempo,peroesta teorıa tiene muchas dificultades para explicar la existencia de nucleossolidos en los planetas gigantes) y el masaceptadohoy en diaquees el modelo de “inestabilidadnucleada” en el cualel planeta comienza a formarse a traves de la acumulacionde planetesimales, los cuales colisionan en forma inelastica con un nucleo de una masa mucho menor a la terrestre. Este nucleo, que tiene una densidad de alrededor de tres veces la del agua, al estar inmerso en un disco con componente gaseosa, poco a poco comienza a ligar una capa de gas, la cual inicialmente tiene una masa varios ordenes de magnitud menor que la del nucleo. Al momento en el que el nucleo llega a tener una masa del orden de diez veces la terrestre, se produce la inestabilidad nucleada, segun la cual en una escala de tiempo muy corta (de unos miles de anos) el planeta acreta la mayor parte del gas que lo compone y alcanza su masa final. La duraciontotal del proceso es de algunos millones de anos (del orden de las unidades a la decena)

34. Jupiterlineade nieve ( Ganimedes, Calisto) (200 K) Linea de Hidratacion (Europa) Casisegurosignificaque se condensa el aguacristalina del hielo en lugar del hieloamorfo Asiescomo la poblacion de planetesimales en los discos circumplanetariosdiferiran de sus prop fisicas y la composicionvolatil de los de la nebulosa solar Junto con lunas de otrosplanetas, comopuede ser el caso de lunas de saturno, y Triton, de Neptunoque con sucorteza de nitrógeno congelado sobre un manto de hielo el cual se cree cubre un núcleo sólido de roca y metal.Tritón tiene una densidad gran densidad y está compuesto por aproximadamente un 15-35% de agua helada Estoscuerposconstituyen el 3er deposito de agua en el sistema solar! Tb en los planetasmarte y Venus, hay indicios de quehuboagua en alguntiempopasado

35. El agua en la tierra

36. Caracteristicas: Juega un rolimportante en la evolucion de la vida! El 1er organismo molecular en la Tierra ha sido un sintetizado en estasolucionacuosa y escudo de los mismosfrente a lasaltanradiacones de rayos UV y tb protector de todos los organizmosvivos de los heavy meteoritos y cometasquepuedanhaberimpactado y impactancontinuamente el planeta Pero..

37. El conocimiento del origen y la evolucion de los oceanoses “pobre” y universalmente no hay un modeloque sea aceptado, porque no hay muchaspruebasgeologicasdebido a que el paso del tiempo ha borradoevidencia a causa de la intensaactividadtectonica en estatierrajoven, primitiva

38. Muestrasgeologicasencontradas en Australia reducidas a estudios del zirconiomuestran la presencia de agualiquidamuytemprana en la tierra; y estosestudiosfuerontodaunarevolucionparauna vision geologica de la tierra en susorigenes. Si consideramosque Tierra se formohace 4500 millones de anos, y estudiosestimadosnosdicenque la evolucion del aguatbes un hechoque data de unasdecenas a centenas de millones de anos posterior.. Muchosfueron los cambiosquesufrio en suestructuraparaque los primerosorganismosvivosaparecieran ( posiblemente, estreomatolitos)

39. Cuando y como el aguafueentregada a nuestroplaneta? Las propuestashastaahora son 2: Durante la acrecion se entregoagua, y asi se puedepensarque los oceanosyaestabandesde el principio Unaentrega de aguadurantemillones de anos Estasideas generan el debate: Cuandoceso? O mientrascuando?

40. Estudiosdesde el espaciomuestranqueanualmenteingresanunacantidad de cuerposcometariosquenospermitedar la idea de que, teniendo en cuentaesto, sicalculamos la masa de aguaaproxmanteniendo la tazaconstante de impactos: La masaes de 2.2- 8.5 x 10**24 kg 3 vecesmasque la que se registrahoy 1.4 x 10**21 kg Pero.. Estosresultadosgeneranconflictos y estahipotesiscometaria no estaaceptadaunivesalmente.. Cientificoshanmostradoqueusandomodelos con variaciones en estasmasas de estosobjetosparapoderobtener la masa de aguaque hay hoydiaintroducidadesdeafueraporelementoscometariosespoco probable

41. Hipotesisuniversales: 1era: Agua y otros volatiles se desgasificarondesde el interior de la tierra en el momento de suformacion (1951, Rubey) 2da: Sugiereque la acrecion de embrionesplanetarioshasta el final de la etapa de formacionconforma la masa de aguapresente en la tierra (estosembrionestendrianunacomposicion de condritoscarbonaceos y fueronoriginalementeformados en la region de los troyanos)

42. Condritascarbonáceas son agrupados de acuerdo a las composiciones distintivo pensado para reflejar el tipo de órgano principal del que derivan. Estos llevan el nombre de un destacado meteorito - a menudo el primero en ser descubierto - en el grupo.Varios grupos de las condritascarbonáceas, en particular los grupos de CM y la IC, contienen un alto porcentaje (3% a 22%) de agua, [2], así como compuestos orgánicos. Están compuestos principalmente de silicatos, óxidos y sulfuros, mientras que la olivina minerales y serpentinita son característicos. La presencia de compuestos orgánicos volátiles y el agua indica que no han sufrido un calentamiento significativo (> 200 º C) desde que se formaron, y sus composiciones se consideran próxima a la de la nebulosa solar de la que el sistema solar condensada. Otros grupos de condritas C, por ejemplo, CO, CV, y condritas CK, son relativamente pobres en compuestos volátiles, y algunos de ellos han experimentado un calentamiento significativo de asteroides de sus padres.

43. Estudios de testeo con tecnicasgeologcas, propusieron las siguientes ideas: Podria provenir de la erosion de las costas de los contienentenes (en ese momento) que se sabia que contienen gran cantidad de agua, mayormente en minerales hidratados Pero una vez que integro estos resultados, la masa observada de agua generada era insuficiente!! La masa contienental: 2.4 x 10**24kg solo el %1 es H2O Por lo tanto, solo se justificaba el %10 del agua hoy en dia medida con esta tecnica

44. Estudiando los volcanes se encontraron datos muy importantes: H2O El gas por la emision de los volcanes es principalmente CO2 Sulfatos menores Nitrogeno Gases raros

45. Estos gases quefueron los volatiles atrapadosdurante la acrecion de la tierra corresponden a la formacion de la atmosfera! , los oceanos y sedimentos! La degasificacion del interior de la tierra ha sidodemostrada con la prueba de los gases nobles 1970_ Observaciones en lasislas Galapagos encontraronunasanomalias en lasaguas Habiaunagranconcentracion del isotopo de He hallado en lasmuestras del lugar Estamedida era masaltaque la esperada en los oceanos y deberiacorresponder a unacomposicion de la atmosferaprimitiva, quequedoimpresa en esa region en los fosilesencontrados Debido a la gasificacion de los volatiles del manto superior fue la causa

46. Estosprocesos de desgasificaciontuvolugar en los primeros 100millones de anosluego de la acrecion (4.4) . Por el estudio de gases extintos, radionucleidos (Pu,I,Xe) Al observa los gases nobles: Los volatiles atrapadosdurante la formacion de la tierraderiva del gas y polvo de la nebulosaprotosolar (PSN) Peroporlasaltastemperaturasdebido a la cercania de la tierra con el sol no permite la incorporacion (se condensabatodo) de los elementos volatiles como C,N, O, H Entoncesteniaquetenerotroorigen en la tierra y la gasificacionpuedeexplicarestefenomeno

47. Estoesconfirmado al estudiar la asignaturaisotopica del agua, calculando un promedio entre D/H en los oceanos • Estamedidavaria mucho en el sistema solar • Por lo general aumentacuandonosalejamos del Sol, talque el deuterio se enriquese • Se estimausandocomoreferencia la composicion de isotopos de He en el Sol y el H en la altaatmosfera de los planetasGigantes • Estamedida D/H en la PSN era & vecesmasbajoque el D/H en los oceanos • Estudiosindicaronqueplanetesimales en lasorbitas de Jupiter y Saturnotienen D/H similar al de los oceanos y solo 2 tipos de cuerpospueden ser la fuente de esto: • Cometas y Hidrocarbonaceos

48. H2O CH3OH - Silicatos, Carbono Material Organico CO y CO2 Composicion del cometa Estoscuerposposiblementeprovenientes de la Nube de Oort Tb presentesenn la orbita de Urano y Neptuno CondritosCarbonaceos Una de lascaractmasimportantesquellegan a 22g H2O / 100g de roca Pero solo el %4 de los meteorosquecayo en la tierra son de esteestilo! 40000 toneladas de estoselementos al anoaproxcaen en la tierra (2 UA)

49. Tambien se estudio la relacion D/H en los 3 cometasmasimportantes: Halley (95), Hale – Bopp y Haykutak (98) y estarelacionnosda 3 vecesmasque la obtenida de los oceanos Por lo tanto no contribuyensignificativamente al deposito de agua en la Tierra Pero hay gentequetviadefiendeesto y dice que el D/H medido son cometas de largo periodo (U-N) y aceptando el modelo de que los cometasenriquesieron a la PSN Igual no se llega a observar de 10 vecesmas D/H Entonces lo que se sugiereesqueestoscometastendrianquehabervenido de lasorbitas de jupiter y consecuentementelas temp de 100 K muestran D/H bajos, debido al cambio con el hidrogeno del disco protosolar