Marte vs Venus: la retención de atmósferas en relación con la Tierra

Una cosa que tenemos que tener en cuenta:
Todos los ambientes se escapan, siempre. Solo el grado en que esto sucede es diferente en diferentes planetas.

Aprecio mucho tu pregunta, ya que de alguna manera la gente siempre se olvida de la existencia de Venus cuando pregunta "¿qué mantiene una atmósfera en su lugar?". Como veremos, la clásica historia de "un campo magnético protege, eso es todo" es más un mito urbano.

Además, todos los factores que ha mencionado juegan un cierto papel. Pero separémoslos uno por uno, comenzando desde atrás para contar la historia de las partículas que escapan.

1. Distancia
Como has notado correctamente, la distancia juega un papel indirecto al determinar el viento solar y la irradiación a una distancia determinada, por lo que este factor es una causa directa.

Después de todo, al modelar el escape de las atmósferas planetarias, uno preferiría tomar la fuerza del viento solar y la radiación ultravioleta como parámetros libres en lugar de la distancia. Esto aseguraría que uno pueda comparar planetas alrededor de diferentes tipos estelares o edades estelares entre sí. Por lo tanto, la distancia generalmente no se considera un parámetro libre en la literatura.

2. Temperatura planetaria La
temperatura no es igual a la temperatura. La superficie de un planeta tiene una variación de temperatura desde el ecuador hasta los polos.$\Delta T_{\rm EP}$.
Por otra parte, la temperatura varía con la altitud sobre el planeta. Similar al sol, la diferencia de temperatura desde la superficie hasta lo alto de la atmósfera/corona es$\Delta T_{SC}$y uno encuentra$\Delta T_{SC} \gg \Delta T_{\rm EP}$. En la Tierra, las variaciones de temperatura van (muy aproximadamente) de$+40^{\circ}C$a$-60^{\circ}C$, asi que$\Delta T_{\rm EP} \approx 100 K$, mientras que las temperaturas en la exosfera a 500 km de altura suben hasta$T_{exo} = 1000K$.

Las mediciones y cálculos modernos para Marte y Venus dan temperaturas exosféricas bajas de alrededor$300K$, debido a la refrigeración eficiente del espacio de$\rm CO_2$(ver esta presentación de Coates et al. para Venus y una revisión reciente de Lammer et al. (2008) )

Para el escape de partículas al espacio, es el límite inferior de la exosfera, la exobase, el que determina las tasas de escape. En particular, son la temperatura y la densidad en la exobase las que determinan las tasas de escape, ya que desde aquí la cola rápida de la distribución de Maxwell-Boltzmann puede dirigirse directamente al espacio. Este es un proceso de escape particular llamado Jeans-escape . Debajo de la exobase, las partículas que viajan hacia arriba a velocidades de escape encontrarán en promedio más de una partícula y, por lo tanto, se dispersarán sin escape. Esto es por cierto. también la definición de dónde encontrar la exobase.

Esto es para ilustrar que ni la temperatura de la superficie de los planetas, ni las variaciones de los mismos juegan ningún papel en el escape atmosférico. Muy estrictamente, esto no es cierto, ya que la atmósfera de una estrella y un posible planeta rocoso joven pueden calentarse lo suficiente como para lanzar un viento hidrodinámico al espacio, lo que aumenta considerablemente las tasas de escape. Para el sol llamamos a este fenómeno el viento solar de Parker .

Ahora echemos un vistazo a cómo las partículas pueden escapar de la exobase.

3. Masa de partículas
En lo alto de la atmósfera, a unos 100 km de altura, se encuentra otro límite atmosférico, la homopausa. Aquí, la mezcla de partículas debido a los movimientos a gran escala del aire se vuelve tan ineficiente que las partículas comienzan a formar capas de acuerdo con sus masas.

Las especies atómicas y moleculares más pesadas, una vez que lleguen a la exosfera$\sim$500 km estar allí en cantidades mucho más pequeñas que, por ejemplo, hidrógeno. Por lo tanto, las tasas de escape de hidrógeno siempre serán más altas que otras especies.

Esta es la imagen 'clásica', que no puede explicar algunos misterios relacionados con los gases nobles. Los gases nobles son químicamente inertes, lo que significa que no forman moléculas y, una vez en la atmósfera, deberían permanecer allí durante miles de millones de años. Excepto para aquellos que escapan. Esta es la razón por la cual los gases nobles brindan puntos de datos importantes al construir teorías sobre lo que le sucedió a la atmósfera de la Tierra.

Un problema importante es que falta el xenón, en relación con su contraparte más ligera, el criptón y los demás gases nobles. Esto no debería ser así si la imagen clásica es correcta. Recomiendo leer la introducción en el artículo de Zahnle et al. (2018) para obtener una imagen muy detallada de este "problema de xenón faltante".

Para abordar este problema y este artículo, permítanme presentarles otro parámetro de partículas:

4. Energías de ionización
Por lo tanto, la masa de las partículas no explica las tasas de escape. el artículo de Zahnle et al. (2018) (y las referencias allí, esta no es una idea nueva), sin embargo, propone que si las tasas de escape están dadas principalmente por iones, entonces surge una imagen diferente, que podría conciliar el escape a través del fraccionamiento de masa y la falta de xenón.

La idea general es que debido a que las energías de ionización difieren a medida que nos movemos a través del sistema periódico de elementos, es mucho más fácil ionizar criptón y xenón . Una masa de hidrógeno ionizado, o protones, será preexistente en la alta atmósfera. Las colisiones de iones son mucho más eficientes para acoplar especies que los iones neutros.
Entonces, si ahora asumimos que en lugar del hidrógeno neutro, la mayoría de los protones escapan, habrían arrastrado iones de criptón y xenón.
Excepto que bajo las condiciones atmosféricas de la Tierra, los iones de Krypton se recombinan rápidamente en Krypton neutral, mientras que Xenon no lo hace. Entonces, el artículo de Zahnle concluye que el xenón faltante es una señal de escape de iones dominantes en el pasado.

Entonces, si los iones son tan importantes para el escape atmosférico, a diferencia de las especies neutras, probablemente tengamos que pensar más en las líneas de campo magnético que siguen. Finalmente llegamos a discutir el campo magnético planetario.

5. Campo magnético y viento solar

Algunas líneas de campo magnético se conectan al campo en el espacio interplanetario. Los iones que viajen a lo largo de ellos se perderán inevitablemente en el espacio y serán recogidos por el viento solar. La fuerza de este efecto está dominada por la geometría de las líneas de campo que se cruzan con el viento solar y puede conducir a una protección neta o erosión neta de la atmósfera.
Esto, junto con otros efectos como la captación y la pulverización, se han resumido en un artículo comparativo sobre la Tierra, Marte y Venus en Gunell et al. (2018) . Su hallazgo clave es

Si bien un campo magnético planetario protege la atmósfera de la pulverización y la captación de iones, permite el escape del casquete polar y la cúspide, lo que aumenta la tasa de escape. Además, las magnetosferas inducidas de los planetas no magnetizados también brindan protección contra la pulverización catódica y la captación de iones de la misma manera que las magnetosferas de los planetas magnetizados. Por lo tanto, contrariamente a lo que se ha creído y reportado en la prensa (Achenbach 2017), la presencia de un fuerte campo magnético planetario no necesariamente protege a un planeta de perder su atmósfera.

Encuentran que con todas esas complicaciones de diferentes procesos de escape y diferentes especies ionizadas y neutras, aún para cualquier planeta individual, las tasas de escape de iones pueden superar a las neutrales por un factor de$\sim 4$. ¿Es esto suficiente para explicar la retención de la atmósfera venusina y el escape de la marciana? Yo creo que no. Hay otro factor que hemos ignorado hasta ahora.

6. Masa planetaria

Para cerrar esta historia de escape, quiero volver al principio de mi respuesta, donde estaba feliz de que mencionaras a Venus. Esto se debe a que Marte y Venus forman un pequeño conjunto de casos de estudio casi idénticos sobre el escape atmosférico. Solo dos factores son diferentes, mientras que es mucho más difícil comparar otros dos planetas en el sistema solar.

En aras de comparar Marte y Venus con orden cero, se podría decir que sus atmósferas tienen una composición idéntica, que en su mayoría es$\rm CO_2$, como ya has dicho. Ambos no tienen campo magnético intrínseco. Entonces, Venus tiene una exosfera más caliente, condiciones de viento solar más fuertes, pero aún así es capaz de retener una atmósfera que tiene varios miles de veces más masa que la marciana.

Si ahora añadimos a nuestra perspectiva que un campo magnético no juega un papel tan importante en la retención de las atmósferas, entonces el único parámetro restante que es diferente entre Marte y Venus es la masa, que difiere en un factor de aproximadamente 10.
Un factor de 10 es significativo aquí, porque si vamos a planetas ahora con 10 masas terrestres, ya entramos en el régimen de los gigantes de hielo Urano y Neptuno, que pueden retener su hidrógeno neutro.
Comprender esto es comparativamente simple, ya que el flujo de escape total$\Phi_0$es la integral de la cola de Maxwell-Boltzmann que va más o menos como

$$\Phi_0 \sim n(z_{\rm exo}) \cdot v_{\rm rms} \cdot \left( \frac{v_{\rm esc}^2}{v_{\rm rms}^2} + 1 \right) \cdot \exp(-\frac{v_{\rm esc}^2}{v_{\rm rms}^2})$$ (fuente: Coates , o problemas de tarea...) donde$n(z_{\rm exo})$es la densidad numérica de una especie a la altura de la exosfera,$v_{\rm esc} = \sqrt{2GM/R}$es la velocidad de escape de un planeta con$M$la masa y$R$el radio y$v_{\rm rms} = \sqrt{2 kT_{\rm exo}/m}$es la velocidad cuadrática media de la distribución de MB a una temperatura exosférica dada$T_{\rm exo}$para una masa molecular media dada$m$. Entonces, como hay un factor exponencial involucrado, la tasa de escape de Jeans debe aumentar rápidamente a medida que disminuye la masa planetaria. Entonces, como las tasas de escape iónico son un factor de unas pocas veces los neutrales, incluso si dominan el escape, todavía están vinculados a la exponencial en la función.

También se puede encontrar más información en este , un artículo un poco más antiguo de los mismos autores que el artículo de Zahnle, donde también especulan un poco sobre el escape de los exoplanetas y el papel de la química atmosférica para este efecto.

Resumen

La tasa de escape de las especies iónicas puede dominar las tasas de escape de las especies neutras. Sin embargo, las tasas de escape iónico no reaccionan tan fuertemente como se podría pensar ante la presencia de un campo magnético. Esto lleva a la interesante imagen de que la presencia de un campo magnético es solo un efecto de segundo orden para determinar las tasas de escape.

Entonces, el parámetro dominante es simplemente qué tan profundo es el pozo gravitatorio de un planeta, del que los iones necesitan escapar. Las tasas de escape van exponencialmente con la masa planetaria frente al peso molecular y la energía térmica disponible en la exobase, esto es lo que determina las tasas de escape con más fuerza.

Los gases nobles y su agotamiento posiblemente puedan resolver algunos misterios del pasado de la Tierra, mientras nos dicen cuánto hidrógeno se ha escapado de la Tierra.
A medida que avanza la tecnología, es posible que algún día podamos abordar las mismas preguntas para Marte y Venus, pero aún no hemos llegado allí.

Esta fue una diatriba larga, por favor dígame si algo no está claro.