Esa es la hipótesis descrita por Anat Shahar, del Instituto Carnegie para la Ciencia, y Edward Young y Hilke Schlichting, de la Universidad de California en Los Ángeles (Estados Unidos), en un estudio publicado este miércoles en la revista ‘Nature’.

Durante décadas, lo que los investigadores sabían sobre la formación de planetas se basaba principalmente en el propio Sistema Solar. Aunque hay algunos debates activos sobre la formación de gigantes gaseosos como Júpiter y Saturno, se acepta ampliamente que la Tierra y los otros planetas rocosos se formaron a partir del disco de polvo y gas que rodeaba al Sol en su juventud.

A medida que objetos cada vez más grandes chocaban entre sí, los planetesimales que eventualmente formaron la Tierra se hicieron más grandes y más calientes, derritiéndose en un vasto océano de magma debido al calor de las colisiones y los elementos radiactivos. Con el tiempo, a medida que el planeta se enfriaba, el material más denso se hundió hacia adentro y separó la Tierra en tres capas distintas: el núcleo (metálico) y el manto y la corteza (rocosos de silicato).

Sin embargo, el auge de la investigación de exoplanetas durante la última década aportó un nuevo enfoque para modelar el estado embrionario de la Tierra.

“Los descubrimientos de exoplanetas nos han dado una apreciación mucho mayor de lo común que es que los planetas recién formados estén rodeados de atmósferas ricas en hidrógeno molecular (H2) durante sus primeros millones de años de crecimiento”, explica Shahar, quien añade: "Eventualmente, estas envolturas de hidrógeno se disipan, pero dejan sus huellas dactilares en la composición del joven planeta".

MODELOS MATEMÁTICOS

Con esta información, los investigadores desarrollaron nuevos modelos para la formación y evolución de la Tierra con el fin de comprobar si los rasgos químicos distintivos del planeta natal podrían replicarse.

Gracias a un modelo recientemente desarrollado, pudieron demostrar que, durante la Tierra temprana, las interacciones entre el océano de magma y una protoatmósfera de hidrógeno molecular podrían haber dado lugar a algunas de las características distintivas del planeta, como su abundancia de agua y su estado general de oxidación.

Los investigadores utilizaron modelos matemáticos para explorar el intercambio de materiales entre las atmósferas de hidrógeno molecular y los océanos de magma al observar 25 compuestos diferentes y 18 tipos distintos de reacciones, lo suficientemente complejos como para producir datos valiosos sobre la posible historia formativa de la Tierra, pero lo suficientemente simples como para interpretarlos completamente.

Las interacciones entre el océano de magma y la atmósfera en la Tierra inicial que simularon los investigadores dieron como resultado el movimiento de grandes masas de hidrógeno hacia el núcleo metálico, la oxidación del manto y la producción de grandes cantidades de agua.

Incluso si todo el material rocoso que chocó para formar el planeta en crecimiento estuviera completamente seco, estas interacciones entre la atmósfera de hidrógeno molecular y el océano de magma generarían grandes cantidades de agua. Otras fuentes hídricas son posibles, dicen, pero no necesarias para explicar el estado actual de la Tierra, según los autores.