ADVERTENCIA: Demasiado calor radiogénico podría dañar la habitabilidad de exoplanetas

• Título del artículo: Radiogenic Heating and its Influence on Rocky Planet Dynamos and Habitability
• Autores:  Francis Nimmo, Joel Primack, Sandra M. Faber, Enrico Ramirez-Ruiz, y Mohammadtaher Safarzadeh
• Institución del primer autor:  Universidad de California Santa Cruz, California, EEUU
• Estado del artículo I: Publicado en The Astrophysical Journal Letters, acceso abierto atrasado.
• Astrobite: WARNING: Too much radiogenic heat could hurt exoplanet habitability

Se cree que los planetas rocosos comienzan su vida como masas calientes de material que se van aglutinando en un disco de gas y polvo alrededor de su estrella anfitriona. Mientras que al principio la fuente de calor primaria proviene de la acreción, y la dinámica orbital puede conducir a un mayor calentamiento a través de la compresión por fuerzas de mareas, la evolución térmica de muchos planetas rocosos probablemente esté controlada por la producción de calor radiogénico. En particular, los isótopos radiactivos de uranio (U) y torio (Th) tienen semividas largas y, por lo tanto, pueden ser importantes para decidir la historia geodinámica a largo plazo. Los autores del astrobito de hoy argumentan que las concentraciones exactas de tales elementos en el manto de un planeta podrían decidir la presencia y la fuerza del campo magnético de ese mundo.

La teoría de la dínamo sostiene que los campos magnéticos se generan por la circulación de fluidos conductores. En el caso de la Tierra, la convección de metales líquidos calientes en el núcleo externo puede estar generando nuestro campo magnético (ver Figura 1). Esta dínamo del núcleo externo arrastra el calor hacia afuera desde el interior del planeta, y su eficiencia está controlada por la temperatura del manto suprayacente. Por lo tanto, nuestro campo magnético se puede vincular a la producción de calor en el manto debido principalmente a la desintegración de elementos radiogénicos. Pero, ¿qué pasaría si nuestro planeta tuviera mayor o menor cantidad de estos elementos?

En general, la composición de un planeta debería ser similar a la de su estrella anfitriona, ya que se formaron a partir de la misma materia. Por lo tanto, deberíamos poder medir la abundancia elemental de una estrella y decir algo sobre sus planetas. Sin embargo, las concentraciones de algunos elementos pueden variar significativamente de una estrella a otra debido a los diferentes procesos que los producen. Los denominados elementos del proceso-r como U y Th probablemente se distribuyen de manera desigual en toda la galaxia, porque solo se forman bajo las condiciones extremas de procesos raros como los eventos de fusión de estrellas de neutrones. Para comprender la producción de calor radiogénico en el manto de un planeta, la presencia de U y Th es importante en términos de su concentración en relación con la masa de silicatos. La proporción de europio a magnesio (Eu / Mg) sirve como un buen indicador de esto, ya que U y Th son difíciles de detectar en los espectros de las estrellas. Dadas las medidas típicas de Eu y Mg, los autores consideran que la producción de calor radiogénico en el manto de planetas similares puede variar de aproximadamente el 30% al 300% de los 15 teravatios de la Tierra.

Los modelos principales que explica el artículo de hoy son relativamente simples en comparación con modelos 2-D o 3-D que son computacionalmente más costosos, pero son suficientes para ver cómo el cambio de un parámetro como la producción de calor en el manto podría afectar a la evolución de un planeta. Los autores consideraron las línea temporales de tres Tierras idénticas, donde la única diferencia es una menor cantidad de U y Th (Figura 2a), concentraciones similares a las de la Tierra (Figura 2b) o mayor cantidad de U y Th (Figura 2c). Todos los casos suponen que las placas tectónicas contribuyen a la transferencia de calor, ya que trabajos previos sugieren que las dínamos magnéticas son más probables en condiciones propicias para las placas tectónicas, a pesar de que su presencia no sea una certeza (ver Venus, por ejemplo). En la Figura 2, los autores utilizan la producción de entropía como un indicador de la probabilidad y la intensidad de una dínamo. La tasa de producción de entropía determina la presencia de una dínamo en función de si supera la tasa de entropía adiabática, donde la adiabática define las condiciones esperadas de temperatura y presión para el manto. Inicialmente, la convección de la dínamo se debe a la extracción de calor en el manto que disminuye gradualmente, pero vuelve a aumentar rápidamente después de que el núcleo se enfría lo suficiente como para comenzar a solidificarse. Esta explosión adicional se debe a la “flotabilidad composicional”, donde la solidificación del núcleo libera elementos ligeros en el fluido mencionado.

Como un buen punto de partida, la tendencia predicha por el modelo para la Tierra normal (Figura 2b) coincide con las observaciones geológicas de que la Tierra ha tenido un campo magnético activo durante más de 3.500 millones de años, aunque se apagó o se debilitó al menos una vez durante unos pocos millones de años. De hecho, parece que la Tierra estaba en el umbral de tener una dínamo constantemente activa, si nos basamos en cómo la producción de entropía pudo haber caído brevemente por debajo del umbral hace unos mil millones de años. En el caso de menos calor radiogénico que la Tierra normal (Figura 2a), la formación del núcleo sólido comienza antes y la dínamo se mantiene fácilmente. En el caso de más calor radiogénico (Figura 2c), la dínamo puede apagarse durante cientos de millones de años porque un manto de alta temperatura no es tan efectivo para extraer calor del núcleo. Entonces, al contrario de lo esperado, los autores encuentran que más calor radiogénico en el manto conduce a un menor flujo de calor del núcleo, un menor efecto de dínamo y un núcleo sólido más pequeño.
 

En la Figura 3 se puede ver una vista más completa del efecto del calor radiogénico. La concentración de elementos radiogénicos podría afectar la habitabilidad del planeta en función de si son de abundancia lo suficientemente baja como para permitir una dínamo magnética. Aunque algunas personas no están de acuerdo, generalmente se piensa que un campo magnético ayuda a proteger a un planeta de las partículas solares que, de otro modo, podrían erosionar la atmósfera. Por otro lado, se espera que un mayor calor radiogénico en el manto provoque más vulcanismo, que probablemente libera gran parte de los volátiles que permiten una atmósfera espesa y cómoda. Los autores señalan que su modelo probablemente pasa por alto algunas de las complejas retroalimentaciones que pueden ocurrir aquí, especialmente con las muchas incógnitas sobre placas tectónicas, pero en última instancia argumentan que la abundancia de elementos del proceso-r (como se ve en las relaciones estelares de Eu / Mg) debería ser visto como otro factor importante a considerar en la búsqueda de exoplanetas habitables.

Curiosamente, se ha descubierto que hay menos isótopos radiogénicos más alejados del centro galáctico. Además, se ha descubierto que las estrellas más viejas tienen menos de estos elementos pesados; sin embargo, estos autores esperan que la distribución aleatoria debido a la rareza del proceso-r tenga, en última instancia, la mayor influencia en las abundancias de U y Th. Mientras más aprendamos sobre lo que hace que funcionen los sistemas de la Tierra, más sabremos sobre en qué fijarnos en nuestras búsquedas de mundos habitables en los cielos. Este artículo allana el camino para futuras observaciones y modelos para ampliar nuestra visión de las complicadas interacciones que alimentan la geodinámica planetaria, y posiblemente la vida en el universo.

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