El escape atmosférico es la pérdida de gases atmosféricos planetarios al espacio exterior . Una serie de mecanismos diferentes pueden ser responsables del escape atmosférico; estos procesos pueden dividirse en escape térmico, escape no térmico (o supratérmico) y erosión por impacto. La importancia relativa de cada proceso de pérdida depende de la velocidad de escape del planeta , la composición de su atmósfera y su distancia a su estrella. El escape ocurre cuando la energía cinética molecular supera la energía gravitacional ; en otras palabras, una molécula puede escapar cuando se mueve más rápido que la velocidad de escape de su planeta. Categorizar la tasa de escape atmosférico en exoplanetas es necesario para determinar si una atmósfera persiste y, por lo tanto, la habitabilidad del exoplaneta y la probabilidad de vida.
El escape térmico se produce si la velocidad molecular debida a la energía térmica es suficientemente alta. El escape térmico se produce en todas las escalas, desde el nivel molecular (escape de Jeans) hasta el flujo atmosférico masivo (escape hidrodinámico).
Un mecanismo clásico de escape térmico es el escape de Jeans, [1] llamado así por el astrónomo británico Sir James Jeans , quien describió por primera vez este proceso de pérdida atmosférica. [2] En una cantidad de gas , la velocidad promedio de cualquier molécula se mide por la temperatura del gas , pero las velocidades de las moléculas individuales cambian a medida que chocan entre sí, ganando y perdiendo energía cinética. La variación en la energía cinética entre las moléculas se describe por la distribución de Maxwell . La energía cinética ( ), la masa ( ) y la velocidad ( ) de una molécula están relacionadas por . Las moléculas individuales en la cola alta de la distribución (donde unas pocas partículas tienen velocidades mucho más altas que el promedio) pueden alcanzar la velocidad de escape y salir de la atmósfera, siempre que puedan escapar antes de sufrir otra colisión; esto sucede predominantemente en la exosfera , donde el camino libre medio es comparable en longitud a la altura de la escala de presión . El número de partículas capaces de escapar depende de la concentración molecular en la exobase , que está limitada por la difusión a través de la termosfera .
Tres factores contribuyen fuertemente a la importancia relativa del escape de Jeans: masa de la molécula, velocidad de escape del planeta y calentamiento de la atmósfera superior por la radiación de la estrella madre. Las moléculas más pesadas tienen menos probabilidades de escapar porque se mueven más lentamente que las moléculas más ligeras a la misma temperatura. Esta es la razón por la que el hidrógeno escapa de una atmósfera más fácilmente que el dióxido de carbono . En segundo lugar, un planeta con una masa mayor tiende a tener más gravedad, por lo que la velocidad de escape tiende a ser mayor y menos partículas obtendrán la energía necesaria para escapar. Esta es la razón por la que los planetas gigantes gaseosos aún retienen cantidades significativas de hidrógeno, que escapa más fácilmente de la atmósfera de la Tierra . Finalmente, la distancia a la que un planeta orbita desde una estrella también juega un papel: un planeta cercano tiene una atmósfera más caliente, con velocidades más altas y, por lo tanto, una mayor probabilidad de escape. Un cuerpo distante tiene una atmósfera más fría, con velocidades más bajas y menos posibilidades de escape.
Una atmósfera con alta presión y temperatura también puede sufrir un escape hidrodinámico. En este caso, una gran cantidad de energía térmica, generalmente a través de una radiación ultravioleta extrema , es absorbida por la atmósfera. A medida que las moléculas se calientan, se expanden hacia arriba y se aceleran aún más hasta que alcanzan la velocidad de escape. En este proceso, las moléculas más ligeras pueden arrastrar moléculas más pesadas con ellas a través de colisiones a medida que se escapa una mayor cantidad de gas. [3] Se ha observado un escape hidrodinámico en exoplanetas cercanos a su estrella anfitriona, incluido el Júpiter caliente HD 209458b . [4]
El escape también puede ocurrir debido a interacciones no térmicas. La mayoría de estos procesos ocurren debido a la fotoquímica o interacciones de partículas cargadas ( iones ).
En la atmósfera superior, los fotones ultravioleta de alta energía pueden reaccionar más fácilmente con las moléculas. La fotodisociación puede romper una molécula en componentes más pequeños y proporcionar suficiente energía para que esos componentes escapen. La fotoionización produce iones, que pueden quedar atrapados en la magnetosfera del planeta o sufrir una recombinación disociativa . En el primer caso, estos iones pueden sufrir mecanismos de escape que se describen a continuación. En el segundo caso, el ion se recombina con un electrón, libera energía y puede escapar. [5]
El exceso de energía cinética del viento solar puede proporcionar suficiente energía para expulsar partículas atmosféricas, de forma similar a la pulverización de una superficie sólida. Este tipo de interacción es más pronunciada en ausencia de una magnetosfera planetaria, ya que el viento solar cargado eléctricamente es desviado por campos magnéticos , lo que mitiga la pérdida de atmósfera. [6]
Los iones del viento solar o de la magnetosfera pueden intercambiar cargas con moléculas de la atmósfera superior. Un ion que se mueve rápidamente puede capturar el electrón de un neutro atmosférico lento, creando un neutro rápido y un ion lento. El ion lento queda atrapado en las líneas del campo magnético, pero el neutro rápido puede escapar. [5]
Las moléculas atmosféricas también pueden escapar de las regiones polares en un planeta con magnetosfera, debido al viento polar . Cerca de los polos de una magnetosfera, las líneas del campo magnético están abiertas, lo que permite una vía para que los iones de la atmósfera se escapen al espacio. El campo eléctrico ambipolar acelera cualquier ion en la ionosfera, lanzándolo a lo largo de estas líneas. [8] [9]
El impacto de un gran meteoroide puede provocar la pérdida de atmósfera. Si la colisión es lo suficientemente enérgica, es posible que los materiales expulsados, incluidas las moléculas atmosféricas, alcancen la velocidad de escape. [10]
Para tener un efecto significativo en el escape atmosférico, el radio del cuerpo impactante debe ser mayor que la altura de escala . El proyectil puede impartir impulso, y por lo tanto facilitar el escape de la atmósfera, de tres maneras principales: (a) el meteoroide calienta y acelera el gas que encuentra mientras viaja a través de la atmósfera, (b) los eyectados sólidos del cráter de impacto calientan las partículas atmosféricas a través del arrastre a medida que son expulsados, y (c) el impacto crea vapor que se expande lejos de la superficie. En el primer caso, el gas calentado puede escapar de una manera similar al escape hidrodinámico, aunque en una escala más localizada. La mayor parte del escape de la erosión del impacto ocurre debido al tercer caso. [10] La atmósfera máxima que puede ser expulsada está por encima de un plano tangente al lugar del impacto.
El escape atmosférico de hidrógeno en la Tierra se debe al escape por intercambio de carga (~60–90%), al escape por Jeans (~10–40%) y al escape por viento polar (~10–15%), perdiendo actualmente alrededor de 3 kg/s de hidrógeno. [1] Además, la Tierra pierde aproximadamente 50 g/s de helio, principalmente a través del escape por viento polar. El escape de otros componentes atmosféricos es mucho menor. [1] En 2017, un equipo de investigación japonés encontró evidencia de una pequeña cantidad de iones de oxígeno en la Luna que provenían de la Tierra. [11]
En mil millones de años, el Sol será un 10% más brillante de lo que es ahora, lo que hará que la Tierra sea lo suficientemente caliente como para aumentar drásticamente el vapor de agua en la atmósfera, donde la luz ultravioleta solar disociará el H 2 O, lo que le permitirá escapar gradualmente al espacio hasta que los océanos se sequen [12] : 159
Los modelos recientes indican que el escape de hidrógeno en Venus se debe casi en su totalidad a mecanismos supratérmicos, principalmente reacciones fotoquímicas e intercambio de carga con el viento solar. El escape de oxígeno está dominado por el intercambio de carga y el escape por chisporroteo. [13] Venus Express midió el efecto de las eyecciones de masa coronal en la tasa de escape atmosférico de Venus, y los investigadores encontraron un aumento de 1,9 veces en la tasa de escape durante los períodos de aumento de las eyecciones de masa coronal en comparación con un clima espacial más tranquilo. [14]
El Marte primordial también sufrió los efectos acumulativos de múltiples eventos de erosión por pequeños impactos, [15] y observaciones recientes con MAVEN sugieren que el 66% del 36 Ar en la atmósfera marciana se ha perdido durante los últimos 4 mil millones de años debido al escape supratérmico, y la cantidad de CO 2 perdida durante el mismo período de tiempo es de alrededor de 0,5 bar o más. [16]
La misión MAVEN también ha explorado la tasa actual de escape atmosférico de Marte. El escape de Jeans juega un papel importante en el escape continuo de hidrógeno en Marte, contribuyendo a una tasa de pérdida que varía entre 160 y 1800 g/s. [17] El escape de Jeans de hidrógeno puede ser modulado significativamente por procesos atmosféricos inferiores, como ondas de gravedad, convección y tormentas de polvo. [18] La pérdida de oxígeno está dominada por métodos supratérmicos: el escape fotoquímico (~1300 g/s), el de intercambio de carga (~130 g/s) y el de pulverización catódica (~80 g/s) se combinan para una tasa de pérdida total de ~1500 g/s. Otros átomos pesados, como el carbono y el nitrógeno, se pierden principalmente debido a reacciones fotoquímicas e interacciones con el viento solar. [1] [13]
La luna Titán de Saturno y la luna Ío de Júpiter tienen atmósferas y están sujetas a procesos de pérdida atmosférica. No tienen campos magnéticos propios, pero orbitan planetas con campos magnéticos poderosos, que protegen a una luna dada del viento solar cuando su órbita está dentro del arco de choque . Sin embargo, Titán pasa aproximadamente la mitad de su período orbital fuera del arco de choque, sujeto a vientos solares sin impedimentos. La energía cinética obtenida de la captación y la pulverización catódica asociada con los vientos solares aumenta el escape térmico en toda la órbita de Titán, lo que hace que escape hidrógeno neutro. [19] El hidrógeno escapado mantiene una órbita siguiendo la estela de Titán, creando un toro de hidrógeno neutro alrededor de Saturno. Ío, en su órbita alrededor de Júpiter, encuentra una nube de plasma. [20] La interacción con la nube de plasma induce la pulverización catódica, lo que provoca el desprendimiento de partículas de sodio . La interacción produce una nube de sodio cargada con forma de plátano estacionaria a lo largo de una parte de la órbita de Ío.
Los estudios de exoplanetas han medido el escape atmosférico como un medio para determinar la composición atmosférica y la habitabilidad. El método más común es la absorción de línea Lyman-alfa . De la misma manera que los exoplanetas se descubren utilizando la atenuación del brillo de una estrella distante ( tránsito ), observar específicamente las longitudes de onda correspondientes a la absorción de hidrógeno describe la cantidad de hidrógeno presente en una esfera alrededor del exoplaneta. [21] Este método indica que los Júpiter calientes HD209458b [22] y HD189733b [23] y el Neptuno caliente GJ436b [24] están experimentando un escape atmosférico significativo.
En 2018 se descubrió con el telescopio espacial Hubble que el escape atmosférico también se puede medir con el triplete de helio de 1083 nm. [25] Esta longitud de onda es mucho más accesible desde espectrógrafos terrestres de alta resolución , en comparación con las líneas Lyman-alfa ultravioleta . La longitud de onda alrededor del triplete de helio también tiene la ventaja de que no se ve gravemente afectada por la absorción interestelar , que es un problema para Lyman-alfa. El helio, por otro lado, tiene la desventaja de que requiere conocimiento sobre la relación hidrógeno-helio para modelar la pérdida de masa de la atmósfera. El escape de helio se midió alrededor de muchos exoplanetas gigantes, incluidos WASP-107b , WASP-69 b y HD 189733b . También se ha detectado alrededor de algunos mini-Neptunos , como TOI-560 b [26] y HD 63433 c . [27]
El secuestro no es una forma de escape del planeta, sino una pérdida de moléculas de la atmósfera hacia el planeta. Ocurre en la Tierra cuando el vapor de agua se condensa para formar lluvia o hielo glacial , cuando el dióxido de carbono es secuestrado en sedimentos o se recicla a través de los océanos , o cuando las rocas se oxidan (por ejemplo, al aumentar los estados de oxidación de las rocas férricas de Fe 2+ a Fe 3+ ). Los gases también pueden ser secuestrados por adsorción , donde las partículas finas en el regolito capturan gas que se adhiere a las partículas de la superficie.
{{cite journal}}: CS1 maint: DOI inactivo a partir de septiembre de 2024 ( enlace )