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Debería poder lograr que este tipo de atmósfera dominada por helio se forme naturalmente al exponer el planeta a los niveles adecuados de radiación ultravioleta de su estrella. Al ajustar los parámetros orbitales y físicos, debería poder despojar al planeta de su hidrógeno mientras retiene la mayor parte de su helio. Un planeta con una atmósfera fría y densa podría ser la solución óptima.

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Gliese 436 b , como mencionaste, es un caso de estudio interesante y posiblemente el mejor ejemplo de una atmósfera dominada por helio como la que estás buscando. Pesa alrededor de 21 masas terrestres, y es probable que la gran mayoría sea sólida, con una relación atmósfera-planeta de$M_{\text{atm}}/M_p\sim10^{-3}.$Esto está muy lejos de su rango deseado, pero vale la pena mirarlo de todos modos.

Hu et al. 2015 argumentan que Gliese 436 b, un exoplaneta del tamaño de Neptuno, comenzó con una envoltura dominada por hidrógeno y helio, como se espera para los planetas de ese rango de masas. Orbita alrededor de una enana roja y, como tal, recibe una buena dosis tanto de radiación ultravioleta extrema (EUV) como de rayos X (aunque estos son, para nuestros propósitos, relativamente poco importantes). Esta luz EUV energiza átomos y moléculas en la atmósfera, aumentando su energía cinética hasta que algunos tienen velocidades térmicas mayores que la velocidad de escape. Estos luego se liberan de la atmósfera, en un proceso llamado escape hidrodinámico.. El hidrógeno es más ligero que el helio, por lo que se elimina mucho más fácilmente. Hu et al. calculó que mediante este proceso, Gliese 436 b podría haber convertido su atmósfera de hidrógeno y helio en una atmósfera dominada por helio en una escala de tiempo de aproximadamente 10 mil millones de años.

Desafortunadamente, es poco probable que los planetas de baja masa mantengan proporciones tan altas de helio/hidrógeno. La Figura 4 del artículo muestra un gráfico de lo que Hu et al. llamar al factor de fraccionamiento ,$x_2$.$x_2$puede variar de 0 a 1; un valor de$x_2=0$significa que la atmósfera está completamente dominada por helio, mientras que un valor de$x_2=1$significa que los dos gases están bien mezclados. Podemos ver que los planetas de baja masa tienen factores de fraccionamiento bajos muy difíciles de alcanzar; Incluso a$M_p=1M_{\oplus}$, lo mejor que podemos hacer es$x_2\approx0.6$:

Para un planeta de masa aún más baja, creo$x_2\approx0.8$es, por desgracia, razonable.

A ver si podemos modificar un poco las cosas. de energía limitada$^{\dagger}$tasa de escape es

$$\Phi_{\text{EL}}=\frac{L_{\text{EUV}}\eta a^2R_p^3}{4Kd^2GM_p}$$ dónde$R_p$y$M_p$son el radio y la masa del planeta,$L_{\text{EUV}}$es la luminosidad EUV de la estrella, y$d$es el semieje mayor del planeta. Vemos que para nuestro planeta,$M_p=0.11M_{\oplus}$- justamente bajo. Esto debería significar que el planeta perderá fácilmente hidrógeno y helio. Podemos mitigar esto, por ejemplo, reduciendo la luminosidad EUV (quizás haciendo que la estrella sea una estrella K o G) o aumentando el eje semi-mayor, lo que lleva a una menor$\Phi_{\text{EL}}$.

Queremos esto más bajo$\Phi_{\text{EL}}$porque entonces la pérdida de helio estará limitada por la energía, pero la pérdida de hidrógeno estará limitada por la difusión y, por lo tanto, dependerá de un conjunto diferente de física atmosférica. Entonces podremos encontrar y sintonizar el escape de hidrógeno. El documento indica que el flujo de helio a escala será mayor que el flujo de hidrógeno a escala en la cantidad

$$\phi_{\text{DL}}=\frac{GM_p(m_{\text{He}}-m_{\text{H}})b'}{R_p^2kT}$$ con$T$temperatura y$b'$el coeficiente de difusión binaria. Vemos que podemos retener aún más helio en comparación con el hidrógeno si 1) aumentamos la masa inicial de helio de alguna manera o 2) disminuimos la temperatura, como$\phi_{\text{DL}}\propto T^{-1}$. Esto debería tener sentido; una atmósfera más fría dificultará el escape de los gases.

Por otro lado, gracias a la ley de los gases ideales, una atmósfera fría significa que es probable que veamos presiones más bajas a menos que incrementemos drásticamente la densidad atmosférica. Podríamos intentar hacernos una atmósfera fría pero extremadamente densa, con alta densidad mantenida tal vez por una alta gravedad superficial y algún método de reposición de helio. Un núcleo rocoso masivo sin duda ayudaría.

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$^{\dagger}$ Energía limitada significa que la tasa de escape está limitada por el flujo EUV de la estrella; difusión limitada significa que el flujo$\Phi_{\text{EL}}$es tan bajo que la difusión de repente se convierte en un factor limitante.

Creo que aquí estás mezclando dos aspectos: la formación de la atmósfera y su enriquecimiento en oxígeno.

Para tener oxígeno libre, debe tener algún proceso que lo produzca continuamente, de lo contrario, se agotará por la reacción con otras especies. Y como tienes hidrógeno, no necesitas mucho para tener mucha agua. En la Tierra ese proceso se llama fotosíntesis y lo llevan a cabo plantas y algas. Antes de eso se acepta que nuestra atmósfera no era tan oxidante.

También aquí puedes seguir un camino similar: este planeta, inicialmente con una atmósfera reductora (gases nobles, hidrógeno, metano y agua), desarrolló vida que acabó enriqueciendo la atmósfera con oxígeno.

Aquí hay otra alternativa: el núcleo sólido del planeta contiene muchos depósitos de hidrógeno, helio, nitrógeno, etc. congelados/condensados. Quizás el planeta inicialmente no tenía atmósfera y era solo una bola de roca congelada hasta que se alteró su órbita (como mencionaste) o un cambio en el tamaño de su estrella hizo que se calentara. En este punto, las sustancias congeladas y condensadas en su superficie comienzan a derretirse y evaporarse, formando una atmósfera (que se está difundiendo gradualmente al espacio al mismo tiempo).

Solo necesitaría asegurarse de que el planeta esté recibiendo suficiente calor para que estos depósitos se evaporen más rápido de lo que la atmósfera puede escapar del planeta.

Buenas noticias: el calor de vaporización del helio es$21.125$julios/gramo, que es muy bajo (compárelo con el agua$2257$julios/gramo). Esto significa que debería poder derretirse y evaporarse con bastante rapidez, y posiblemente incluso superar la desaparición de la atmósfera.

Malas noticias: esto todavía no es lo que llamarías "geológicamente estable". Eventualmente, los depósitos se agotarán y la atmósfera desaparecerá. Peor aún, a medida que los depósitos se vacían, la masa del planeta disminuye, lo que hace que la gravedad disminuya y la atmósfera desaparezca a un ritmo aún más rápido. Sin embargo, debería durar mucho más (y ser más creíble) que un planeta con nada más que una atmósfera preexistente.

Sumerjámonos en la física y veamos a dónde nos lleva eso. Desde el principio, afirmo que no intentaré estimar ningún ingrediente mejor que$\pm 10\%$y el resultado puede estar fuera de lugar por un pequeño factor debido a esto. Uso el subíndice "Coel" para hacer referencia al planeta que describe.

No indicas el radio de tu planeta ni su densidad, pero sí nos dices la masa y la aceleración debida a la gravedad en la superficie. El potencial gravitacional de una masa puntual (o de una colección de capas esféricas concéntricas de masa),$m$, A una distancia$r$desde el centro (y fuera de la masa) es

$$V(r) = \frac{-m G}{r} \text{,}$$ dónde$G$es la constante gravitacional ($6.674 {\dots} \times 10^{-11} \frac{\mathrm{m}^3}{\mathrm{kg}\,\mathrm{s}^2}$) y la magnitud de la aceleración es la magnitud del gradiente de potencial, $$|a| = \frac{m G}{r^2} \text{.}$$

Das$|a_{\text{Coel}}| = 0.48 |a_{\text{Earth}}|$, así que con$r$la distancia desde el centro de tu planeta hasta su superficie,

$$\frac{m_{\text{Coel}} G}{r^2} = 4.713{\dots} \frac{\mathrm{m}}{\mathrm{s}^2} \text{.}$$ Resolviendo para$r$, encontramos que el radio de tu planeta es$r_{\text{Coel}} = 3.049{\dots} \times 10^{3} \,\mathrm{km}$. (Y como control de cordura, esto hace que la densidad promedio de su planeta y la Tierra sea la misma dentro de un par de partes por mil).

La velocidad de escape de la superficie de su planeta es

$$\begin{align*} v_{\text{escape}} &= \sqrt{ \frac{2 m_{\text{Coel}} G}{r_{\text{Coel}} }} \\ &= 3.79{\dots} \,\frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s}} \text{,} \end{align*}$$ que redondea a$3.8$kilómetros por segundo.

Comprobando el gráfico de Wikipedia para el escape atmosférico , en$300 \,\mathrm{K}$(alrededor de la temperatura ambiente), el xenón no saldrá de su planeta, pero el dióxido de carbono, el oxígeno, el nitrógeno, el agua (vapor), el amoníaco, el metano, el helio y el hidrógeno escaparán (en orden aproximado de rapidez creciente). De la tabla, la retención de helio requiere una temperatura por debajo de aproximadamente$150 \,\mathrm{K}$, que es bastante más frío de lo que quiero respirar.

Una de las fuentes de ese cuadro escribe

También es importante tener en cuenta que la mayor parte de un gas escapará incluso si solo una pequeña fracción (por ejemplo, el 5 %) tiene una velocidad superior a la velocidad de escape; esto supone que no hay nuevas fuentes de gas dentro del gas. planeta y que usted está interesado en tiempos mucho después de que el planeta se haya formado.

[Habiendo producido varios modelos, está claro que tener una atmósfera estable con esta alta presión y baja gravedad es muy complicado. Es demasiado fácil que el resorte de la atmósfera (muy comprimido) arroje grandes fracciones de la atmósfera en el tiempo que tarda la onda de compresión en propagarse hacia el planeta, reflejarse en la superficie y regresar a las capas exteriores, elevando su velocidades mayores que la velocidad de escape. Tener una columna estable de gas 50 veces más pesada que la de la Tierra con la mitad de la gravedad de la superficie a temperaturas razonablemente cercanas a las habitables es... difícil .]

Un mago lo hizo

Tercera Ley de Clarke: Cualquier tecnología lo suficientemente avanzada es indistinguible de la magia.

Podría darse el caso de que una civilización muy avanzada terraformara el planeta de esa manera, quizás porque originalmente provienen de un lugar con una atmósfera muy espesa. La baja gravedad podría deberse a que el lugar era un spa, una casa de retiro o un jardín de infantes (menos gravedad significa menos tensión en el corazón, menos daño por derribar cosas y personas), o tal vez porque cambiar demasiado la gravedad es más costoso que cambiando sólo la atmósfera. Esto le da el planeta que desea mientras mantiene su navaja Occam afilada.

Esa civilización puede haber desaparecido (se extinguieron, se mudaron a otro lugar o se escondieron en un iceberg cuando la nación del fuego atacó).

Creo que ciertos bichos pueden respirar bajo el agua usando la tensión superficial para envolverlos en una burbuja de oxígeno. Luego, la burbuja intercambia monóxido de carbono y oxígeno con el agua circundante para darles una capacidad de respiración ilimitada (no pretendo entender esto bien, consulte https://phys.org/news/2008-07-insects-oxygen-underwater .html para más).

Su atmósfera podría hacer algo similar, tal vez una cierta combinación de elementos se "adhiera" a un ser humano (¿quizás debido a una carga estática? No estoy seguro de si la tensión superficial es aplicable a esta escala) y causaría unos pocos centímetros de aire respirable. zona a su alrededor que se renueva constantemente?