La evolución de las atmósferas terrestres: ¿Pueden el fuego y el aire hacer una tierra acuosa?

• Título del artículo original: “Water On Hot Rocky Exoplanets“
• Autores: Edwin S. Kite, Laura Schaefer
• Institución del primer autor: University of Chicago, Chicago, Illinois, EE.UU.
• Estado de la publicación: Publicado en Astrophysical Journal Letters
• Astrobite original: “Evolving Terrestrial Atmospheres: Can Fire and Air Make a Watery Earth?“, por Lili Alderson  

Crédito de la imagen destacada: NASA/JPL-Caltech.

Se cree que la mayoría de las estrellas similares al Sol albergan un exoplaneta rocoso caliente, ¡eso podría significar que hay más de 300 millones de planetas potencialmente habitables en nuestra galaxia! Sin embargo, se desconoce si alguno de estos planetas tiene atmósferas. A diferencia de la canica azul que llamamos hogar, la forma en que se forman muchos de estos planetas los deja como rocas.

Se cree que la mayoría de los planetas terrestres más grandes que la Tierra (conocidos como súper-Tierras) se forman como sub-Neptunos, que consisten en una bola de magma de silicato rodeada por una atmósfera espesa, que es acumulada por material del disco planetario durante la formación. Debido a que esta atmósfera está dominada por moléculas ligeras de hidrógeno, tiene un bajo peso molecular promedio (μ, el peso promedio de cada molécula en la atmósfera) y luego se pierde en el espacio a través de un escape atmosférico, dejando atrás la súper-Tierra desnuda. Si bien es posible que los planetas recuperen su atmósfera a través de la actividad volcánica o los impactos de los cometas, ¿qué pasaría si hubiera una forma para que las súper-Tierras desarrollen atmósferas mientras evolucionan desde sub-Neptuno?

El artículo de hoy explora una vía potencial que, no solo puede generar atmósferas súper terrestres, sino que podría permitir que se retengan durante miles de millones de años.

Cuando el magma se encuentra con el aire
Los autores consideran qué sucede con las moléculas que se forman cuando el magma de un sub-Neptuno reacciona con su atmósfera. Los óxidos de hierro en el magma reaccionan con el hidrógeno atmosférico, produciendo agua y hierro, que se hunde hasta el núcleo del planeta. Parte de este vapor se escapa a la atmósfera y se mezcla con el hidrógeno. La mayor parte se disuelve y permanece atrapada en el magma, creando un planeta formado por una bola de magma ligeramente acuosa rodeada por una atmósfera de peso molecular promedio ligeramente más alto. Pero a medida que la atmósfera comienza a escapar, ¿qué le sucede al agua?

Figura 1: Una representación gráfica de las rutas potenciales que un sub-Neptuno puede tomar para convertirse en una súper-Tierra con una atmósfera de alto peso molecular medio (μ). Las atmósferas azules están dominadas por el hidrógeno, mientras que las atmósferas verdes están dominadas por el agua. El lado izquierdo muestra un sub-Neptuno que pierde su atmósfera en el espacio, se convierte en una roca desnuda y luego recupera una atmósfera con alto μ . El lado derecho muestra la ruta descrita en el artículo de hoy, con un sub-Neptuno evolucionando a una súper-Tierra con una atmósfera dominada por el agua a través de interacciones atmósfera-magma. En cada vía, el sub-Neptuno se mueve a través del Valle Radius, disminuyendo su radio a medida que avanza. Adaptado de la Figura 4 del artículo original.

Usando modelos planetarios, las atmósferas de cada planeta se eliminan en pequeños pasos, re-evaluando el equilibrio entre el magma y la atmósfera cada vez. Con cada paso, la presión en la superficie del magma disminuye, lo que permite que escapen algunos de los gases atrapados allí. A medida que continúa la pérdida atmosférica, la atmósfera del modelo se vuelve cada vez más delgada, mientras que el gran depósito de H2O disuelto en el magma continúa siendo liberado. Como se describe en la Figura 1, con el tiempo, el hidrógeno se perderá por completo, ¡dejando una atmósfera de 150-500 km de espesor y un mundo dominado por el agua! Este tipo de atmósfera acuosa puede denominarse endógena, ya que se origina en el interior del planeta, a diferencia de las atmósferas exógenas creadas por procesos externos, como ser golpeado por un cometa helado.

¿Agua, agua, en todas partes?
El período de tiempo durante el cual un planeta tiene una atmósfera dominada por el agua depende de cuán agresiva sea la pérdida atmosférica. Si bien los planetas más pequeños muy cercanos a sus estrellas tienen un mayor riesgo de pérdida atmosférica, los planetas a mayores distancias de sus estrellas son más seguros y es posible que nunca soporten el proceso. Los planetas que se encuentran entre estos extremos son capaces de mantener sus atmósferas dominadas por H2O recién adquiridas durante períodos de tiempo variables, pero podrían retenerlas durante miles de millones de años. Entonces, ¿qué planetas podemos esperar que tengan envolturas acuosas?

Cuando se traza en un gráfico de radio planetario vs. período orbital, los sub-Neptunos de radio más grande y las súper-Tierras de radio más pequeño están separados por una falta de planetas menudo como la Brecha de Fulton o Brecha Radial. A medida que un sub-Neptuno pierde su atmósfera, su radio disminuye, moviéndolo hacia abajo a través de la Brecha Radial. Los autores predicen que siempre que el planeta tenga un período lo suficientemente largo, y las interacciones entre el magma y las atmósferas sean lo suficientemente eficientes, los planetas en evolución que sean capaces de retener atmósferas dominadas por H2O deberían encontrarse en el Radius Valley en un “cinturón de agua”, como se ve en la Figura 2.

Figura 2: El “cinturón de agua” de las súper-Tierras, mostrado en el espacio de radio de período para planetas que orbitan estrellas de menos de 3 Gyrs de edad. Los puntos representan los planetas observados. La región azul muestra el área ocupada por sub-Neptunos, mientras que la región roja muestra el área ocupada por súper-Tierras. La región amarilla en el medio se conoce como Radius Valley. El cinturón de agua, donde pueden existir súper-Tierras con atmósferas dominadas por el agua, se muestra en verde. Las líneas punteadas superior e inferior dan las predicciones del cinturón de agua para magmas con cantidades inferiores y superiores de óxidos de hierro presentes. Figura 3 en el artículo original.

Probar si existen tales planetas podría ser relativamente sencillo. La detección directa de la atmósfera de este tipo de planeta puede ser posible utilizando una curva de fase, una medida de la luz reflejada y bloqueada por un planeta bloqueado por mareas cuando pasa por detrás y por delante de su estrella anfitriona. Si el planeta ha retenido la atmósfera acuosa, entonces el calor se puede distribuir de manera más efectiva desde el lado del día iluminado permanentemente al lado oscuro y frío de la noche, lo que lleva a una diferencia de temperatura más pequeña entre las dos caras que en el caso de una roca desnuda y sin atmósfera. Como es probable que las atmósferas endógenas tengan proporciones de carbono a oxígeno más pequeñas que las de otras súper-Tierras, observar las características espectroscópicas de estas atmósferas con el próximo telescopio espacial James Webb también podría ayudar a distinguir entre ambos tipos de atmósferas.