La atmósfera más cercana a Mercurio

Mercurio es un planeta inusual. El planeta más pequeño del sistema solar y el planeta más cercano al sol, ubicado en una resonancia de rotación de 3: 2, gira lentamente y experimenta un calor intenso de hasta 430 ° C, el lado nocturno es frío, hasta -170 ° C. . Mucho más grande que el núcleo rico en hierro de la Tierra, tiene la segunda densidad promedio más alta del Sistema Solar, solo un 1,5 por ciento menos que la Tierra. A pesar de su proximidad al Sol, se descubrió que la superficie de Mercurio es rica en elementos volátiles como sodio y azufre.

En particular, la separación del planeta en un núcleo rico en hierro y un manto rocoso (la región geológica entre el núcleo y la corteza) indica que Mercurio había magma Oceano temprano en su formación. Como cualquier líquido, este océano se habría vaporizado, pero en el caso de Mercurio, las temperaturas probablemente eran tan altas que el vapor no estaba formado por agua, sino por roca. En un nuevo estudio publicado en Revista de ciencia planetaria, Noah Yaghi y sus colegas modelaron cómo la evaporación superficial de este océano de magma conduce a la formación atmosférica y determinaron si las pérdidas de la atmósfera podrían alterar la composición de Mercurio, mientras abordaban la cuestión abierta de la causa del equinoccio. elementos volátiles Como el sodio acumulado en la superficie de Mercurio. Sus resultados fueron sorprendentes, dijo a Phys.org Yaghi, un estudiante de posgrado de la Universidad de Berna.

Lindy Elkins Tanton, directora de la Escuela de Exploración de la Tierra y el Espacio de la Universidad Estatal de Arizona, explicó que los océanos de magma planetario temprano no son inusuales. «Creemos que todos los planetas rocosos tienen uno o más, tal vez varios, océanos de magma a medida que se forman. Los efectos de la acreción hacia el final de la formación planetaria son solo esa energía; los planetas se derretirán hasta cierta profundidad».

en tiempo temprano Sistema solar Era un lugar accidentado y bullicioso, lleno de piedras voladoras, colisiones masivas y feroces bombardeos. El calor de estos eventos, combinado con la desintegración radiactiva y el calor de la sintonización gravitacional en el núcleo rico en hierro de Mercurio, mantuvo la superficie y el interior del planeta fundidos. Los modelos indican que estos procesos hicieron que la temperatura de la superficie se elevara a aproximadamente 2.400 K (3.860 grados Fahrenheit). ¿Podrían la evaporación y luego la pérdida de atmósfera cambiar la estructura de Mercurio?

Yaghi y su equipo plantearon la hipótesis de dos tamaños iniciales para Mercurio, uno más grande que el actual, según han planteado algunos científicos, y cuatro posibles composiciones de océanos magmáticos. Las especies volátiles como el dióxido de carbono, el monóxido de carbono, el hidrógeno (H2) y el agua se disuelven en el magma y pueden escapar como gas cuando se libera la presión. Los elementos formadores de rocas no volátiles como el silicio, el sodio o el hierro pueden estar presentes como gases como el monóxido de silicio (SiO) solo en altas temperaturas Se cree que se ubicó en las cercanías del magma temprano. La diferencia entre especies gaseosas volátiles y no volátiles es que, para una temperatura dada, las especies volátiles tienen presiones de vapor de equilibrio mucho mayores que las de las sustancias no volátiles. Esta es la presión que ejerce la atmósfera sobre la superficie de la atmósfera y el magma cuando coexisten los dos.

El equipo de investigación realizó un modelo acoplado atmosférico para determinar el efecto de la evaporación del océano a la atmósfera, y luego de calcular los procesos químicos y físicos en la atmósfera, el resultado resultante pérdida completa De la atmósfera al espacio o de regreso al planeta. Mientras tanto, el planeta se estaba enfriando. El magma líquido comienza a cristalizar a 1.700 K (2.600 ° F), lo que hace que los 1.500 K utilizados por Jäggi sean una buena aproximación para la edad de fusión de la superficie y establezcan el punto final para la pérdida de masa que se origina en el océano de magma de Mercurio.

Tanto en el estado volátil como en el no volátil, el océano de magma se evapora para abastecer la atmósfera. Las partículas pueden escapar de la atmósfera de cuatro formas: calentando el plasma del viento solar en busca de partículas cargadas. fotoevaporación de tipos atmosféricos de fotones solares de energía extremadamente alta, como los rayos X y los fotones ultravioleta del Sol en las profundidades de la atmósfera superior, lo que da como resultado una salida de gas (también llamado escape hidrodinámico); Los pantalones vaqueros escapan cuando las moléculas de gran altitud, alta velocidad y baja masa se precipitan hacia la parte superior de la atmósfera antes de encontrar otra colisión molecular; y fotoionización, en la que los fotones de alta energía producen iones que escapan por diversos medios.

El modelo del equipo encontró que de los cuatro posibles mecanismos de escape, el escape de los jeans era mínimo, mientras que los otros mecanismos producían pérdidas de masa de 1 millón a 4 mil millones de kilogramos por segundo, dependiendo del momento de la formación de Mercurio y las suposiciones sobre la eficiencia de calefacción, con el Grupo superior procedente de la fuga Hidrodinámica: «de insignificante a prevalente», dijo Jaggi, dependiendo de la eficiencia con la que se calentaron las especies en la atmósfera y la cantidad de radiación emitida por el sol temprano.

Pero lo que es más importante, se encontró que la pérdida total de masa de las dos atmósferas muy diferentes, volátil y no volátil, era bastante similar. Dada la pérdida de masa, la escala de tiempo resultante del modelo para el intercambio químico interatmosférico efectivo fue de menos de 10,000 años, lo que significa que los escapes atmosféricos representan solo alrededor del 0.3 por ciento de la masa inicial de Mercurio, o menos de 2.3 kilómetros de la corteza. (El radio actual de Mercurio es 2440 km).

Por lo tanto, parece que la pérdida de masa acumulada no alteró significativamente la composición del manto de Mercurio durante la fase del océano magmático. Así, los tiempos de enfriamiento, que dependen del efecto invernadero inducido, determinan la cantidad de material perdido durante la vida del océano de magma.

La insignificancia de la pérdida general de masa atmosférica de Mercurio y el escape hidrodinámico a un lado, dijo Yaghi, fue sorprendente. «Nos dice que debe haber más mediciones de sodio alto en la superficie de Mercurio, ya que no se puede acumular o perder en una cantidad significativa dadas las tasas de pérdida típicas y océano de magma Envejecer. «Los resultados podrían extenderse a la Luna, un exoplaneta o un planeta similar a la Tierra que comienza en una fase de magma caliente» con un presupuesto fluctuante proporcionado por sus componentes básicos. »

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