En la ciencia atmosférica , el escape hidrodinámico se refiere a un mecanismo de escape atmosférico térmico que puede conducir al escape de átomos más pesados de una atmósfera planetaria a través de numerosas colisiones con átomos más ligeros.
El escape hidrodinámico ocurre si hay un fuerte escape atmosférico de átomos ligeros impulsado térmicamente que, a través de efectos de arrastre (colisiones), también expulsa átomos más pesados. [1] La especie más pesada de átomo que se puede eliminar de esta manera se llama masa de cruce . [2]
Para mantener un escape hidrodinámico significativo, se requiere una gran fuente de energía a una determinada altitud. Los rayos X suaves o la radiación ultravioleta extrema , la transferencia de momento a partir de meteoritos o asteroides que impactan o el aporte de calor de los procesos de acreción planetaria [3] pueden proporcionar la energía necesaria para el escape hidrodinámico.
Estimar la tasa de escape hidrodinámico es importante para analizar tanto la historia como el estado actual de la atmósfera de un planeta. En 1981, Watson et al. publicaron [4] cálculos que describen un escape limitado por la energía, donde toda la energía entrante se equilibra con el escape al espacio. Simulaciones numéricas recientes sobre exoplanetas han sugerido que este cálculo sobreestima el flujo hidrodinámico entre 20 y 100 veces. [30] Sin embargo, como caso especial y aproximación del límite superior del escape atmosférico, vale la pena mencionarlo aquí.
El flujo de escape hidrodinámico ( Φ , [m -2 s -1 ]) en un escape de energía limitada se puede calcular, asumiendo (1) una atmósfera compuesta de gas no viscoso , (2) de peso molecular constante, con (3) presión isotrópica , (4) temperatura fija , (5) absorción ultravioleta extrema (XUV) perfecta, y que (6) la presión disminuye a cero a medida que aumenta la distancia desde el planeta. [4]
donde (en unidades SI ):
A lo largo de los años se han propuesto correcciones a este modelo para tener en cuenta el lóbulo de Roche de un planeta y la eficiencia en la absorción del flujo de fotones. [5] [6] [7]
Sin embargo, a medida que el poder computacional ha mejorado, han surgido modelos cada vez más sofisticados, que incorporan transferencia radiativa , fotoquímica e hidrodinámica que proporcionan mejores estimaciones del escape hidrodinámico. [8]
La velocidad térmica cuadrática media ( v th ) de una especie atómica es
donde k es la constante de Boltzmann , T es la temperatura y m es la masa de la especie. Por lo tanto, las moléculas o átomos más ligeros se moverán más rápido que las moléculas o átomos más pesados a la misma temperatura. Esta es la razón por la que el hidrógeno atómico escapa preferentemente de una atmósfera y también explica por qué la relación entre isótopos más ligeros y más pesados de las partículas atmosféricas puede indicar un escape hidrodinámico.
Específicamente, la proporción de diferentes isótopos de gases nobles ( 20 Ne / 22 Ne, 36 Ar / 38 Ar, 78 , 80, 82, 83, 86 Kr / 84 Kr, 124, 126 , 128, 129, 131, 132, 134, 136 Xe / 130 Xe) o isótopos de hidrógeno ( D /H) se pueden comparar con los niveles solares para indicar la probabilidad de escape hidrodinámico en la evolución atmosférica. Las proporciones mayores o menores que en comparación con las del Sol o las condritas de CI , que se usan como proxy para el Sol, indican que se ha producido un escape hidrodinámico significativo desde la formación del planeta. Dado que los átomos más ligeros escapan preferentemente, esperamos que proporciones menores para los isótopos de gases nobles (o un D/H mayor) correspondan a una mayor probabilidad de escape hidrodinámico, como se indica en la tabla.
La comparación de estas proporciones también se puede utilizar para validar o verificar modelos computacionales que buscan describir la evolución atmosférica. Este método también se ha utilizado para determinar el escape de oxígeno en relación con el hidrógeno en las atmósferas primitivas. [10]
Los exoplanetas que están extremadamente cerca de su estrella madre, como los Júpiter calientes , pueden experimentar un escape hidrodinámico significativo [11] [12] hasta el punto en que la estrella "quema" su atmósfera, con lo que dejan de ser gigantes gaseosos y se quedan solo con el núcleo, momento en el que se los llamaría planetas ctónicos . Se ha observado un escape hidrodinámico en exoplanetas cercanos a su estrella anfitriona, incluidos los Júpiter calientes HD 209458b . [13]
A lo largo de la vida de una estrella, el flujo solar puede cambiar. Las estrellas más jóvenes producen más rayos ultravioleta exógenos, y las protoatmósferas tempranas de la Tierra , Marte y Venus probablemente experimentaron un escape hidrodinámico, lo que explica el fraccionamiento de isótopos de gases nobles presente en sus atmósferas. [14]
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