¿Cómo es que todavía hay gas en la atmósfera?

Hay dos grupos principales de procesos que conducen al escape atmosférico: procesos térmicos y no térmicos.

El primer grupo incluye el escape de Jeans, donde partículas con altas energías térmicas (y por lo tanto altas energías cinéticas) logran alcanzar velocidades en la atmósfera superior mayores que la velocidad de escape. La ecuación del flujo de Jeans para partículas de masa$m$es

$$\phi_J(m)\propto n_c\sqrt{\frac{2kT}{m}}\left(1+\frac{GMm}{kTr}\right)\exp\left(-\frac{GMm}{kTr}\right)$$ dentro de un orden de magnitud más o menos. Esto muestra que el flujo favorece fuertemente a las moléculas de menor masa, incluidos el hidrógeno y el helio (posiblemente en forma molecular).

Los procesos no térmicos incluyen colisiones e interacciones con partículas cargadas, posiblemente del viento solar. Una vez más, las partículas de menor masa se ven favorecidas por participar en estas interacciones. Esto puede mitigarse con la presencia de una magnetosfera, que puede proteger a las partículas. La erosión por impacto es otra posibilidad, y puede haber sido importante a principios del Sistema Solar cuando los grandes impactos eran frecuentes.

Todo esto significa que la Tierra y los demás planetas terrestres deberían haber perdido ya parte de sus atmósferas. . . pero principalmente los componentes de hidrógeno y helio de la envoltura original.

¿Es el proceso tan lento que los efectos son insignificantes?

Para moléculas más masivas, sí. La constante de proporcionalidad para el flujo de Jeans es$\frac{B}{2\sqrt{\pi}}$para algo de eficiencia$B$, que podemos tomar como$1$, para el peor de los casos. También supondremos una temperatura media de$\sim1000\text{ K}$. Por lo tanto, encontramos

$$\sqrt{\frac{2kT}{m}}\sim770\text{ m/s},\quad\text{N}_2$$ $$\sqrt{\frac{2kT}{m}}\sim720\text{ m/s},\quad\text{O}_2$$ Situando el borde inferior de la exosfera a aproximadamente$500$kilómetros sobre la superficie terrestre ($r=R_e+500,000\text{ m}$) significa que $$\frac{GMm}{kTr}\sim196,\quad\text{N}_2$$ $$\frac{GMm}{kTr}\sim225,\quad\text{O}_2$$ Sustituyendo, obtenemos $$\phi_J\sim3.23\times10^{-81}\times n_{\text{N}_2}\text{ m}^{-2}\text{ s}^{-1},\quad\text{ N}_2$$ $$\phi_J\sim8.82\times10^{-94}\times n_{\text{O}_2}\text{ m}^{-2}\text{ s}^{-1},\quad\text{ O}_2$$ Incluso cuando se multiplica por el área de una esfera con radio$r$, esto es muchos órdenes de magnitud demasiado bajo. El escape de los jeans no es para nada importante.

Para moléculas más pesadas, la disociación y el escape no térmico es una causa más importante de pérdida de atmósfera. Parece que el consenso sobre la pérdida de oxígeno es que$\sim10^{24}$moléculas de$\text{O}+$se pierden de la Tierra cada segundo, la mayoría alrededor de las regiones polares, aunque algo de oxígeno regresa nuevamente a la atmósfera de la Tierra (hay una salida neta). Esto puede parecer mucho, y lo es, en comparación con los resultados del escape de Jeans, pero resulta que se trata de la cantidad de moléculas en un metro cúbico de aire.

La principal fuente de este oxígeno atómico es a través de la recombinación disociativa:

$$\text{O}_2^++e^-\to\text{O}+\text{O}+\text{energy}$$ que puede crear oxígeno "caliente". Actualmente no tengo conocimiento de procesos similares que involucren$\text{N}_2$que ocurren a un ritmo significativo en la Tierra, aunque aparentemente la misma reacción para el nitrógeno ocurre en Marte.

Referencias

• Gaidos y Young (2003)
• Melosh y Vickery (1989)
• Seki et al. (2001)
• Shizgal y Arkos (1996)

Los gases más ligeros de la atmósfera (hidrógeno, helio) escapan y son mucho menos abundantes que en el universo en general. Para escapar de la gravedad, cualquier objeto necesita alcanzar una velocidad de 11 km/s. Las moléculas más pesadas que quedan en la atmósfera ($O_2, N_2, H_2O, CO_2$) tienen muy pocas posibilidades de alcanzar la velocidad de escape por casualidad, en función de la temperatura atmosférica media. (ver velocidades típicas de varios átomos en la distribución de Maxwell Botzmann a 298K).

Otros factores son el campo magnético de la Tierra, que protege la atmósfera del viento cósmico, y el efecto estabilizador de la vida en la superficie del planeta, que interactúa con la atmósfera. También hay un suministro continuo de gases de la actividad volcánica y la radiactividad dentro de las rocas dentro de la Tierra. Todos estos efectos han alcanzado un equilibrio dinámico que cambia poco durante miles de años.