Tempi di interazione superficie-atmosfera (linea rossa) e bilancio atmosferico (linea blu tratteggiata) attraverso diversi regimi climato-geodinamici del pianeta roccioso. Viene mostrata una scala temporale di riferimento per raggiungere l’equilibrio chimico puro nella fase gassosa, che è una semplice funzione monotona della temperatura (Arrhenius in natura). Le scale temporali dell’interazione superficie-atmosfera sui pianeti rocciosi si discostano da questa in funzione della temperatura man mano che cambiano le fasi climatiche / geodinamiche che mediano le interazioni: i diagrammi di questi diversi sistemi climatici geodinamici planetari sono mostrati sopra, sopra la loro regione corrispondente del diagramma della scala temporale dell’interazione . I pianeti freddi sono caratterizzati da interazioni lente e solide tra strati di roccia e ghiaccio (linea rossa) e atmosfere altrettanto fredde (linea blu tratteggiata). Quando la temperatura consente l’acqua superficiale liquida, i processi di alterazione collegano efficacemente la chimica dell’atmosfera, dell’oceano e della superficie, anche se in uno stato di disequilibrio. Le velocità di reazione in questo sistema aumentano con la temperatura poiché la temperatura dell’acqua e l’aumento delle precipitazioni inducono una maggiore reazione (Walker et al. 1981; Maher & Chamberlain 2014). In assenza di acqua liquida, il tasso di interazione tra l’atmosfera e la superficie può diminuire drasticamente. Tuttavia, a temperature superficiali elevate, i pianeti rocciosi caldi come Venere hanno un forte accoppiamento superficie-atmosfera. In questo regime, l’equilibrio termochimico può essere raggiunto nella bassa atmosfera (Liggins et al. 2023) e tra l’atmosfera e la superficie. I mondi terrestri molto caldi hanno superfici fuse ed è probabile che vi sia un efficiente trasferimento di massa (e quindi un equilibrio) tra la superficie e l’atmosfera. — Ph.EP astronomico
PH astronomico.EP
Mentre le atmosfere esoplanetarie continuano a essere caratterizzate, fornendo informazioni sulla chimica e sulla composizione atmosferica, una domanda chiave è quanto in profondità nel pianeta potremmo essere in grado di vedere solo dalle proprietà atmosferiche.
Per i piccoli pianeti con atmosfere modeste e temperature equilibrate, il primo strato sotto l’atmosfera sarebbe la loro superficie rocciosa. Per questi pianeti rocciosi caldi, sostanzialmente simili a Venere, le alte temperature e le pressioni moderate alla base delle loro atmosfere possono consentire l’equilibrio termochimico tra roccia e gas.
Ciò collega la composizione della superficie alla composizione dell’atmosfera visibile. Usando la notazione chimica dell’equilibrio, troviamo un limite nello spazio della pressione superficiale e della temperatura, che separa simultaneamente sistemi minerali distinti dai sistemi atmosferici, consentendo potenzialmente di dedurre la mineralogia superficiale dalle osservazioni spettroscopiche dell’atmosfera.
Appaiono anche deboli vincoli sulla pressione superficiale e sulla temperatura. Questi confini del sistema corrispondono alle condizioni in cui la SO2 viene ossidata e assorbita dai minerali contenenti calcio nella crosta, e quindi i due sistemi riflettono la solfatazione crostale.
La presenza di questi sistemi atmosferici per i pianeti simili a Venere è resistente ai cambiamenti plausibili nella composizione elementare. I nostri risultati aprono la strada alla potenziale caratterizzazione delle superfici esoplanetarie man mano che nuovi dati sulle atmosfere dei pianeti rocciosi emergono per un breve periodo.
Xander Byrne, Oliver Shortle, Sean Jordan, Paul B. Rimmer
Commenti: 12 pagine, 9 figure, 2 tabelle. Accettato il 17 dicembre 2023 per la pubblicazione in MNRAS
Argomenti: Astrofisica terrestre e planetaria (astro-ph.EP)
Citare come: arXiv:2312.11133 [astro-ph.EP] (Oppure arXiv:2312.11133v1 [astro-ph.EP] per questa versione)
Data di presentazione
Scritto da: Xander Byrne
[v1] Lunedì 18 dicembre 2023, 12:07:01 UTC (2.790 KB)
https://arxiv.org/abs/2312.11133
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