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Enrico Bucci

Da dove è arrivata l’acqua dei primi oceani terrestri?

La Terra è un pianeta blu. Vista dallo spazio, la sua superficie appare dominata dall’acqua, che ricopre circa il 71 per cento del globo e riempie bacini profondi anche migliaia di metri. Gli oceani contengono quasi un miliardo e quattrocento milioni di chilometri cubi d’acqua, una quantità difficile persino da immaginare. Eppure, se tutta quest’acqua fosse distribuita uniformemente sulla superficie del pianeta, formerebbe uno strato spesso appena 2700 metri, insignificante rispetto ai 6371 chilometri del raggio terrestre. L’immensa distesa azzurra alla quale dobbiamo la vita costituisce dunque una pellicola sottilissima sulla superficie di un corpo fatto prevalentemente di rocce e metalli. Ma, quindi, da dove è arrivata?

La risposta che per molti anni è sembrata più naturale chiamava in causa le comete e gli asteroidi. La Terra si è formata circa quattro miliardi e mezzo di anni fa, nella regione interna del disco di gas e polveri che circondava il giovane Sole. In quell’ambiente, il calore rendeva difficile la conservazione del ghiaccio, mentre a distanze maggiori l’acqua poteva congelare e diventare una componente abbondante dei piccoli corpi celesti. Era dunque ragionevole supporre che una parte dell’acqua terrestre fosse stata trasportata da oggetti provenienti dalle regioni più fredde del Sistema solare, precipitati sul nostro pianeta durante la sua formazione o nelle epoche successive.

L’idea possiede un fondamento importante. Le comete sono ricche di ghiaccio e alcuni tipi di meteoriti contengono quantità considerevoli di acqua, incorporata nei minerali che le compongono. Anche la loro dinamica può spiegare come questi corpi abbiano raggiunto le regioni interne del Sistema solare. Rimane tuttavia una difficoltà: per ricostruire l’origine degli oceani occorre conoscere la quantità d’acqua effettivamente consegnata alla Terra e stabilire quanta ne sia sopravvissuta agli impatti. Le ricerche degli ultimi anni hanno reso questa domanda particolarmente interessante, perché suggeriscono che il pianeta potesse possedere gran parte degli ingredienti necessari a produrre acqua fin dall’inizio della propria esistenza.

Per capire come ciò sia possibile, conviene risalire a un’epoca in cui il Sole stesso doveva ancora formarsi. L’acqua, infatti, esisteva già nello spazio interstellare. Nelle immense nubi di gas dalle quali nascono le stelle, le temperature possono scendere a poche decine di gradi sopra lo zero assoluto. Minuscoli granelli di polvere offrono una superficie sulla quale gli atomi di ossigeno possono incontrare l’idrogeno e reagire. Attraverso una successione di reazioni si formano molecole d’acqua che, a temperature così basse, rimangono congelate sui granelli. Quando una parte della nube collassa sotto l’azione della gravità e genera una nuova stella, una frazione di quel ghiaccio può conservarsi nel disco di materia circostante.

Nel 2025, studiando il disco che circonda la giovane stella V883 Orionis, gli astronomi hanno trovato un indizio convincente di questa antichissima eredità. Hanno osservato una forma di acqua nella quale entrambi gli atomi di idrogeno sono sostituiti dal deuterio, un isotopo dell’idrogeno il cui nucleo contiene anche un neutrone. La proporzione di questa acqua pesante è compatibile con quella prodotta nelle condizioni estremamente fredde precedenti alla nascita della stella. Una parte delle molecole d’acqua presenti nei sistemi planetari può dunque essere più antica delle stelle intorno alle quali quei pianeti si formano.

L’esistenza di questa riserva cosmica lascia aperta una questione essenziale. Durante la nascita della Terra, le molecole d’acqua giunte nelle regioni più calde del disco potevano essere distrutte o trasformate. Gli atomi che le costituivano potevano successivamente ritrovarsi in altri composti e partecipare a nuove reazioni. Per ricostruire la storia degli oceani dobbiamo quindi seguire anche gli elementi chimici che formano l’acqua, indipendentemente dalle molecole nelle quali si trovavano in origine.

L’ossigeno, per esempio, era già abbondante nei materiali rocciosi del Sistema solare interno, in quanto componente fondamentale dei silicati, i minerali nei quali il silicio si combina con l’ossigeno e con elementi come il magnesio e il ferro. Ancora oggi, circa metà della massa della crosta terrestre è costituita da ossigeno. Per produrre acqua partendo da quei materiali occorre una sorgente di idrogeno e un ambiente chimico capace di favorire il trasferimento dell’ossigeno dai minerali all’idrogeno.

Per molto tempo si è ritenuto che le rocce dalle quali si era formata la Terra fossero troppo povere di idrogeno per soddisfare questa condizione. Una famiglia di meteoriti chiamate condriti a enstatite sembrava confermarlo. L’enstatite è un silicato di magnesio e queste meteoriti possiedono caratteristiche chimiche e isotopiche molto simili a quelle del nostro pianeta, tanto da essere considerate rappresentative di una parte dei materiali che contribuirono alla sua formazione. Provenendo da ambienti relativamente caldi, erano ritenute sostanzialmente anidre, cioè prive d’acqua.

Nel 2020 Laurette Piani e collaboratori pubblicarono su Science uno studio intitolato Earth’s water may have been inherited from material similar to enstatite chondrite meteorites, che modificò profondamente questa prospettiva. Analizzando alcune condriti a enstatite, i ricercatori scoprirono che contenevano quantità di idrogeno straordinarie. Se materiali analoghi avessero costituito una parte importante della Terra primordiale, avrebbero potuto fornire idrogeno sufficiente a produrre almeno tre volte l’acqua attualmente contenuta negli oceani. Anche la composizione isotopica di quell’idrogeno risultava simile a quella osservata nel mantello terrestre.

La scoperta poneva una domanda affascinante: dove si nascondeva l’idrogeno in meteoriti apparentemente asciutte? Nel 2025, nuove analisi hanno mostrato che una parte importante di esso è associata allo zolfo, presente in minuscoli granuli di solfuri di ferro, e nei materiali che li circondano. La presenza di legami fra zolfo e idrogeno suggerisce che quest’ultimo potesse essere incorporato nelle rocce durante la loro formazione. Un corpo roccioso poteva dunque trasportare gli ingredienti dell’acqua senza possedere ghiaccio o acqua liquida.

Nel frattempo, un’altra possibilità aveva cominciato ad attirare l’attenzione dei ricercatori. Nelle prime fasi dell’accrescimento planetario, quando i piccoli corpi si aggregavano progressivamente formando oggetti sempre più grandi, alcuni embrioni della Terra avrebbero potuto trattenere atmosfere ricche di idrogeno proveniente dal gas che circondava il giovane Sole. A contatto con queste atmosfere, le rocce riscaldate e fuse avrebbero incontrato condizioni chimiche particolarmente favorevoli alla produzione di acqua.

Immaginiamo un piccolo pianeta ancora in crescita, circondato da idrogeno, sul quale continuano a precipitare particelle rocciose. Durante la discesa, i granuli attraversano regioni atmosferiche sempre più calde fino a fondersi. Alcuni minerali contengono ferro combinato con ossigeno, sotto forma di ossido di ferro, che quando incontra l’idrogeno ad alta temperatura porta a una reazione che trasferisce l’ossigeno dal ferro all’idrogeno stesso. Si producono ferro metallico e vapore acqueo.

La reazione fondamentale è sorprendentemente semplice: una molecola di idrogeno, H₂, reagisce con un’unità di ossido di ferro, FeO, producendo un atomo di ferro metallico e una molecola d’acqua, H₂O. L’ossigeno che prima faceva parte della roccia diventa così un componente dell’acqua. Il ferro liberato può separarsi dal materiale silicatico, soprattutto quando quest’ultimo è fuso, contribuendo alla formazione della componente metallica del pianeta.

Il processo porta a una conseguenza straordinaria. La materia che cade sul pianeta può essere inizialmente asciutta e contribuire ugualmente alla formazione di un oceano. Perché ciò avvenga su grande scala, naturalmente, occorre che l’atmosfera contenga abbastanza idrogeno, e che le reazioni siano sufficientemente efficienti durante il tempo disponibile.

Nel settembre 2026, Susmita Garai, Zachary Sharp, Peter Olson e Anthony Gargano hanno pubblicato su Nature Geoscience il lavoro Experimental simulation of water formation on Earth from dry pebble rain, fornendo una verifica sperimentale di questo meccanismo. In laboratorio hanno preparato materiali silicatici privi d’acqua, con una composizione simile a quella di rocce basaltiche, e li hanno riscaldati a temperature superiori a mille gradi mentre venivano attraversati da una corrente di idrogeno.

Le trasformazioni sono state rapide. Nell’arco di minuti o di poche ore, una parte considerevole del ferro presente inizialmente sotto forma di ossido si era trasformata in ferro metallico, mentre l’ossigeno liberato reagiva con l’idrogeno producendo acqua. In alcune condizioni sperimentali la riduzione coinvolgeva una frazione molto elevata dell’ossido di ferro iniziale. Esperimenti analoghi condotti in elio, un gas chimicamente poco reattivo, hanno confermato che la trasformazione dipendeva dall’idrogeno.

Il significato dell’esperimento va ben oltre la possibilità, già nota ai chimici, di ottenere acqua mediante quella reazione. I ricercatori hanno mostrato che la trasformazione può procedere efficacemente nelle condizioni termiche ipotizzate per i piccoli corpi rocciosi che attraversavano l’atmosfera di un pianeta primordiale. Il ferro metallico prodotto può inoltre sottrarre altri elementi ai silicati, modificando la composizione delle rocce che contribuiranno a formare il mantello.

L’acqua prodotta da questa pioggia di rocce sarebbe inizialmente esistita sotto forma di vapore, mescolata ai gas dell’atmosfera. Le quantità potenzialmente ottenibili, secondo i modelli che accompagnano gli esperimenti, potrebbero essere sufficienti a spiegare una parte importante degli oceani terrestri. Rimane da accertare quanto a lungo la Terra abbia potuto conservare un’atmosfera ricca di idrogeno e quale frazione dell’acqua generata sia stata trattenuta durante le collisioni che accompagnarono la crescita del pianeta.

Un’altra serie di esperimenti, pubblicata nel 2025 da Francesca Miozzi e collaboratori su Nature, Experiments reveal extreme water generation during planet formation, ha dimostrato che reazioni capaci di produrre acqua avvengono anche in condizioni molto differenti, simili a quelle dell’interno di pianeti giovani con atmosfere ricche di idrogeno. I ricercatori hanno utilizzato celle a incudine di diamante, strumenti nei quali un campione minuscolo viene compresso fra due diamanti fino a raggiungere pressioni enormi, e lo hanno riscaldato con laser a temperature superiori a quattromila gradi.

A quelle pressioni, l’idrogeno penetra abbondantemente nel materiale silicatico fuso e partecipa a reazioni che producono acqua, mentre si formano piccole masse metalliche ricche di ferro. Il risultato conferma che l’interazione fra idrogeno e rocce fuse può modificare profondamente la composizione di un pianeta durante la sua nascita. La stessa chimica può operare sulla materia rocciosa che attraversa un’atmosfera calda e sulla superficie di un oceano di magma, la distesa di rocce fuse che può ricoprire un pianeta dopo un grande impatto.

La Terra attraversò probabilmente più di una fase di fusione estesa. Le collisioni con altri corpi liberarono enormi quantità di energia, mentre gli elementi più pesanti, soprattutto il ferro, tendevano a separarsi dai silicati e a sprofondare verso il centro, formando progressivamente il nucleo. Durante queste trasformazioni, l’idrogeno poteva distribuirsi fra atmosfera, rocce fuse e metallo, mentre l’acqua prodotta dalle reazioni entrava nel magma o raggiungeva l’atmosfera come vapore.

Quanto idrogeno rimase intrappolato all’interno del pianeta? Nel febbraio 2026 Dongyang Huang e collaboratori hanno pubblicato su Nature Communications uno studio intitolato Experimental quantification of hydrogen content in the Earth’s core, nel quale hanno riprodotto in laboratorio condizioni di pressione e temperatura paragonabili a quelle in atto durante la formazione del nucleo. Le analisi indicano che l’idrogeno può essere incorporato nel ferro insieme ad altri elementi, e suggeriscono che il nucleo terrestre possa conservarne una quantità enorme.

Secondo la loro stima, l’idrogeno presente nel nucleo potrebbe equivalere, per quantità, a quello contenuto in nove fino a quarantacinque oceani come i nostri. Si tratta di un risultato ancora incerto, ottenuto estrapolando misure sperimentali alla composizione di una regione terrestre che non possiamo campionare direttamente. Inoltre, l’idrogeno del nucleo non forma acqua liquida. L’importanza della stima consiste nel mostrare quanto grande potrebbe essere stata la riserva di idrogeno acquisita dal pianeta durante la formazione.

A questo punto, però, interviene un problema che rende la ricostruzione meno semplice. L’acqua degli oceani possiede una caratteristica chimica che permette di confrontarla con quella delle meteoriti e delle comete: la proporzione di deuterio rispetto all’idrogeno ordinario. In media, negli oceani troviamo circa 156 atomi di deuterio per ogni milione di atomi di idrogeno, mentre il gas primordiale del Sistema solare ne conteneva soltanto una ventina. Se una frazione importante dell’acqua terrestre si è formata utilizzando idrogeno proveniente dalla nebulosa solare, dobbiamo spiegare come sia avvenuto questo arricchimento.

La difficoltà è reale, perché gli isotopi di uno stesso elemento partecipano quasi alle stesse reazioni chimiche, pur con piccole differenze dovute alla loro massa che possono diventare importanti quando un elemento si distribuisce fra sostanze diverse o quando una parte di un gas sfugge nello spazio. Durante la formazione del nucleo, per esempio, il passaggio dell’idrogeno dal magma al ferro può modificare il rapporto fra i suoi isotopi nel materiale che rimane nel mantello. Anche la perdita di idrogeno dall’atmosfera può contribuire ad arricchire il residuo in deuterio. Gli studi recenti stanno mostrando che la composizione isotopica degli oceani dipende da trasformazioni avvenute durante tutta la storia del pianeta, rendendo difficile utilizzarla come indicatore univoco della provenienza dell’acqua.

Le comete conservano perciò un ruolo possibile nella vicenda. La sonda europea Rosetta ha misurato l’acqua della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko e ha trovato inizialmente un rapporto fra deuterio e idrogeno molto più elevato di quello terrestre. Le analisi successive hanno prodotto interpretazioni differenti, mentre altre comete mostrano valori più vicini a quelli degli oceani. La popolazione cometaria possiede quindi una notevole diversità chimica, e la compatibilità isotopica di alcuni suoi membri con l’acqua terrestre lascia aperta la possibilità di un contributo alla nostra riserva d’acqua.

Un’indicazione interessante è arrivata anche dalla Luna. La superficie lunare conserva le tracce di moltissimi impatti antichi, mentre sulla Terra l’attività geologica ha progressivamente cancellato gran parte di quelle testimonianze. Nel gennaio 2026, un’analisi della composizione isotopica della polvere lunare raccolta dalle missioni Apollo ha permesso di stimare l’apporto di materiale meteorico al sistema Terra-Luna negli ultimi quattro miliardi di anni. I risultati indicano che gli impatti avvenuti durante questo periodo possono spiegare soltanto una piccola frazione dell’acqua oceanica attuale. La maggior parte dell’acqua doveva quindi essere già stata acquisita durante le prime fasi della storia terrestre, oppure essere stata prodotta attraverso reazioni fra materiali che il pianeta possedeva allora.

Possiamo infine chiederci quando tutta quest’acqua abbia formato i primi oceani. La Terra primordiale attraversò fasi durante le quali le temperature superficiali erano abbastanza elevate da mantenere grandi quantità d’acqua sotto forma di vapore. Con il progressivo raffreddamento, il vapore poteva condensare e precipitare sulla superficie, mentre gli impatti più energetici potevano riportare temporaneamente una parte dell’acqua nell’atmosfera. La comparsa degli oceani dipese dunque dall’evoluzione termica del pianeta e dalla sua capacità di conservare l’acqua prodotta o acquisita.

Abbiamo una testimonianza sorprendente di quanto presto questo processo possa essersi compiuto. Nelle Jack Hills, in Australia occidentale, sono stati ritrovati minuscoli cristalli di zircone, un minerale molto resistente, alcuni dei quali si formarono circa 4,4 miliardi di anni fa. La composizione isotopica dell’ossigeno in alcuni di questi cristalli suggerisce che i magmi dai quali si originarono contenessero materiale roccioso precedentemente entrato in contatto con acqua liquida, a temperature relativamente basse. Se questa interpretazione è corretta, ambienti superficiali acquosi esistevano già quando la Terra aveva soltanto poche centinaia di milioni di anni.

Altri zirconi, risalenti a circa quattro miliardi di anni fa, conservano indizi di interazioni fra rocce e acqua piovana. Questo significa che a quell’epoca poteva già funzionare un ciclo idrologico, con acqua che evaporava, formava nubi e tornava al suolo sotto forma di pioggia. Non conosciamo ancora l’estensione dei primi oceani e sappiamo che la loro storia fu probabilmente interrotta da episodi di intenso riscaldamento. Tuttavia, l’esistenza di acqua liquida sulla Terra sembra risalire a un’epoca molto vicina a quella della formazione del pianeta.

Possiamo allora tornare alla domanda iniziale. La storia dell’acqua terrestre potrebbe comprendere molecole formatesi prima della nascita del Sole, idrogeno trasportato dalle rocce che costruirono il pianeta e acqua prodotta durante l’interazione fra quelle rocce e le atmosfere primordiali. La proporzione dei diversi contributi è ancora oggetto di ricerca. Gli esperimenti più recenti hanno però dimostrato che un pianeta roccioso può produrre quantità importanti d’acqua attraverso processi chimici che accompagnano la sua stessa formazione.

Questa possibilità modifica anche il modo in cui guardiamo agli altri pianeti. Se la produzione di acqua è una conseguenza relativamente comune dell’interazione fra idrogeno e silicati, molti pianeti rocciosi potrebbero averne acquisito quantità considerevoli durante la nascita. La presenza di oceani duraturi dipenderebbe allora dalla successiva evoluzione di ciascun mondo, dalla temperatura raggiunta alla superficie e dalla capacità di trattenere l’acqua nel corso di miliardi di anni. Venere, Marte e la Terra hanno avuto storie molto differenti, e proprio queste differenze ci aiutano a comprendere quanto sia delicata la conservazione di un’idrosfera.

Il blu della Terra, visto da lontano, racconta dunque una storia che potrebbe essere cominciata con rocce incandescenti immerse nell’idrogeno. Una reazione fra un gas e un minerale, ripetuta innumerevoli volte durante la crescita di un pianeta, può aver contribuito a formare l’acqua che oggi riempie gli oceani. Quattro miliardi e mezzo di anni dopo, quella stessa acqua circola attraverso gli organismi viventi e partecipa a quasi tutte le reazioni chimiche dalle quali dipende la loro esistenza. Nell’immensità del Sistema solare, una parte della materia che un tempo formava rocce e atmosfere primordiali è diventata il mare.