Escape hidrodinámico

El escape hidrodinámico se refiere a un mecanismo de escape atmosférico térmico que puede conducir al escape de átomos más pesados ​​de una atmósfera planetaria a través de numerosas colisiones con átomos más ligeros.

Esquema de escape hidrodinámico. La energía de la radiación solar se deposita en una capa delgada. Esta energía calienta la atmósfera, que luego comienza a expandirse. Esta expansión continúa en el vacío del espacio, acelerándose a medida que avanza hasta que escapa.

Descripción

El escape hidrodinámico ocurre si hay un fuerte escape atmosférico impulsado térmicamente de átomos ligeros que, a través de efectos de arrastre (colisiones), también expulsan átomos más pesados. ^[1] La especie de átomo más pesada que se puede eliminar de esta manera se llama masa cruzada . ^[2]

Para mantener un escape hidrodinámico significativo, se requiere una gran fuente de energía a cierta altitud. Los rayos X suaves o la radiación ultravioleta extrema , la transferencia de impulso de los meteoroides o asteroides que impactan , o la entrada de calor de los procesos de acreción planetaria ^[3] pueden proporcionar la energía necesaria para el escape hidrodinámico.

Cálculos

Estimar la tasa de escape hidrodinámico es importante para analizar tanto la historia como el estado actual de la atmósfera de un planeta. En 1981, Watson et al. publicó ^[4] cálculos que describen un escape de energía limitada, donde toda la energía entrante se equilibra con el escape al espacio. Simulaciones numéricas recientes en exoplanetas han sugerido que este cálculo sobreestima el flujo hidrodinámico entre 20 y 100 veces. ^[30] Sin embargo, como un caso especial y una aproximación del límite superior del escape atmosférico, vale la pena señalarlo aquí.

Flujo de escape hidrodinámico (${\displaystyle \Phi }$, [m${\displaystyle ^{-2}}$s${\displaystyle ^{-1}}$]) en un escape de energía limitada se puede calcular, asumiendo (1) una atmósfera compuesta de no viscoso , (2) gas de peso molecular constante, con (3) presión isotrópica , (4) temperatura fija, (5) XUV perfecto absorción, y que (6) la presión disminuye a cero a medida que aumenta la distancia desde el planeta. ^[4]

${\displaystyle \Phi ={\frac {F_{XUV}R_{p}R_{XUV}^{2}}{GM_{p}}}}$

dónde ${\displaystyle F_{XUV}}$es el flujo de fotones [J m${\displaystyle ^{-2}}$s${\displaystyle ^{-1}}$] sobre las longitudes de onda de interés, ${\displaystyle R_{p}}$ es el radio del planeta, ${\displaystyle G}$es la constante gravitacional ,${\displaystyle M_{p}}$ es la masa del planeta, y ${\displaystyle R_{XUV}}$es el radio efectivo donde ocurre la absorción XUV. Se han propuesto correcciones a este modelo a lo largo de los años para tener en cuenta el lóbulo de Roche de un planeta y la eficiencia en la absorción del flujo de fotones. ^{[5] [6] [7]}

Sin embargo, a medida que ha mejorado la potencia computacional, han surgido modelos cada vez más sofisticados que incorporan transferencia radiativa , fotoquímica e hidrodinámica que proporcionan mejores estimaciones del escape hidrodinámico. ^[8]

Fraccionamiento de isótopos como prueba

La raíz cuadrada de la velocidad térmica media (${\displaystyle v_{th}}$) de una especie atómica es

${\displaystyle v_{th}={\sqrt {\frac {3kT}{m}}}}$

dónde ${\displaystyle k}$es la constante de Boltzmann ,${\displaystyle T}$es la temperatura, y ${\displaystyle m}$es la masa de la especie. Por lo tanto, las moléculas o átomos más ligeros se moverán más rápido que las moléculas o átomos más pesados ​​a la misma temperatura. Esta es la razón por la que el hidrógeno atómico se escapa preferentemente de una atmósfera y también explica por qué la proporción de isótopos más ligeros a más pesados de partículas atmosféricas puede indicar un escape hidrodinámico.

Específicamente, la proporción de diferentes isótopos de gases nobles ( ²⁰ Ne / ²² Ne, ³⁶ Ar / ³⁸ Ar, ^{78,80,82,83,86} Kr / ⁸⁴ Kr, ^{124,126,128,129,131,132,134,136} Xe / ¹³⁰ Xe) o isótopos de hidrógeno ( D / H) se puede comparar con los niveles solares para indicar la probabilidad de un escape hidrodinámico en la evolución atmosférica. Las proporciones mayores o menores que en comparación con las del sol o las condritas CI , que se utilizan como proxy del sol, indican que se ha producido un escape hidrodinámico significativo desde la formación del planeta. Dado que los átomos más ligeros escapan preferentemente, esperamos relaciones menores para los isótopos de gases nobles (o un mayor D / H) corresponden a una mayor probabilidad de escape hidrodinámico, como se indica en la tabla.

Fraccionamiento isotópico en Venus, la Tierra y Marte ^[9]

Fuente	36Ar / 38Ar	20Ne / 22Ne	82Kr / 84Kr	128Xe / 130Xe
sol	5.8	13,7	20.501	50.873
Condritas CI	5,3 ± 0,05	8,9 ± 1,3	20,149 ± 0,080	50,73 ± 0,38
Venus	5,56 ± 0,62	11,8 ± 0,7	-	-
tierra	5.320 ± 0.002	9,800 ± 0,08	20,217 ± 0,021	47,146 ± 0,047
Marte	4,1 ± 0,2	10,1 ± 0,7	20,54 ± 0,20	47,67 ± 1,03

Hacer coincidir estas proporciones también se puede utilizar para validar o verificar modelos computacionales que buscan describir la evolución atmosférica. Este método también se ha utilizado para determinar el escape de oxígeno en relación con el hidrógeno en atmósferas tempranas. ^[10]

Ejemplos de

Los exoplanetas que están extremadamente cerca de su estrella madre, como los Júpiter calientes, pueden experimentar un escape hidrodinámico significativo ^{[11] [12]} hasta el punto en que la estrella "quema" su atmósfera y dejan de ser gigantes gaseosos y quedan con solo el núcleo, momento en el que se llamarían planetas chthonianos . Se ha observado un escape hidrodinámico de exoplanetas cercanos a su estrella anfitriona, incluidos los calientes Júpiter HD 209458b . ^[13]

Dentro de una vida estelar, el flujo solar puede cambiar. Las estrellas más jóvenes producen más EUV, y las primeras protoatmósferas de la Tierra , Marte y Venus probablemente sufrieron un escape hidrodinámico, lo que explica el fraccionamiento de isótopos de gas noble presente en sus atmósferas. ^[14]

Referencias

1. Irwin, Patrick GJ (2006). Planetas gigantes de nuestro sistema solar: una introducción . Birkhäuser. pag. 58. ISBN 3-540-31317-6. Consultado el 22 de diciembre de 2009 .
2. Hunten, Donald M .; Pepin, Robert O .; Walker, James CG (1 de marzo de 1987). "Fraccionamiento de masas en escape hidrodinámico". Ícaro . 69 (3): 532–549. doi : 10.1016 / 0019-1035 (87) 90022-4 . hdl : 2027,42 / 26796 . ISSN  0019-1035 .
3. Pater, Imke De; Jack Jonathan Lissauer (2001). Ciencias planetarias . Prensa de la Universidad de Cambridge . pag. 129. ISBN 0-521-48219-4.
4. Watson, Andrew J .; Donahue, Thomas M .; Walker, James CG (noviembre de 1981). "La dinámica de una atmósfera que se escapa rápidamente: Aplicaciones a la evolución de la Tierra y Venus" (PDF) . Ícaro . 48 (2): 150–166. doi : 10.1016 / 0019-1035 (81) 90101-9 . hdl : 2027,42 / 24204 .
5. Erkaev, NV; Kulikov, Yu. NORTE.; Lammer, H .; Selsis, F .; Langmayr, D .; Jaritz, GF; Biernat, HK (septiembre de 2007). "Efectos del lóbulo de Roche sobre la pérdida atmosférica de" Júpiter calientes " " . Astronomía y Astrofísica . 472 (1): 329–334. doi : 10.1051 / 0004-6361: 20066929 . ISSN  0004-6361 .
6. Lecavelier des Etangs, A. (enero de 2007). "Un diagrama para determinar el estado de evaporación de los planetas extrasolares". Astronomía y Astrofísica . 461 (3): 1185-1193. arXiv : astro-ph / 0609744 . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20065014 . ISSN  0004-6361 .
7. Tian, ​​Feng; Güdel, Manuel; Johnstone, Colin P .; Lammer, Helmut; Luger, Rodrigo; Odert, Petra (abril de 2018). "Pérdida de agua de los planetas jóvenes". Reseñas de ciencia espacial . 214 (3). doi : 10.1007 / s11214-018-0490-9 . ISSN  0038-6308 .
8. Owen, James E. (30 de mayo de 2019). "Escape atmosférico y la evolución de exoplanetas cercanos". Revista anual de ciencias terrestres y planetarias . 47 (1): 67–90. arXiv : 1807.07609 . doi : 10.1146 / annurev-earth-053018-060246 . ISSN  0084-6597 .
9. Pepin, Robert O. (1 de julio de 1991). "Sobre el origen y la evolución temprana de las atmósferas de los planetas terrestres y los volátiles meteoríticos". Ícaro . 92 (1): 2-79. doi : 10.1016 / 0019-1035 (91) 90036-S . ISSN  0019-1035 .
10. Hunten, Donald M .; Pepin, Robert O .; Walker, James CG (1 de marzo de 1987). "Fraccionamiento de masas en escape hidrodinámico". Ícaro . 69 (3): 532–549. doi : 10.1016 / 0019-1035 (87) 90022-4 . hdl : 2027,42 / 26796 . ISSN  0019-1035 .
11. Tian, ​​Feng; Toon, Owen B .; Pavlov, Alexander A .; de Sterck, H. (10 de marzo de 2005). "Escape hidrodinámico transónico de hidrógeno de atmósferas planetarias extrasolares". El diario astrofísico . 621 (2): 1049–1060. Código bibliográfico : 2005ApJ ... 621.1049T . CiteSeerX  10.1.1.122.9085 . doi : 10.1086 / 427204 .
12. Swift, Damian C .; Eggert, Jon; Hicks, Damien G .; Hamel, Sebastien; Caspersen, Kyle; Schwegler, Eric; Collins, Gilbert W. (2012). "Relaciones masa-radio para exoplanetas". El diario astrofísico . 744 (1): 59. arXiv : 1001.4851 . Código bibliográfico : 2012ApJ ... 744 ... 59S . doi : 10.1088 / 0004-637X / 744/1/59 .
13. "Vidal-Madjar et al., Oxígeno y Carbono en HD 209458b" . doi : 10.1086 / 383347 .
14. Gillmann, Cédric; Chassefière, Eric; Lognonné, Philippe (15 de septiembre de 2009). "Una imagen consistente del escape hidrodinámico temprano de la atmósfera de Venus que explica las proporciones isotópicas actuales de Ne y Ar y el bajo contenido atmosférico de oxígeno". Letras de Ciencias de la Tierra y Planetarias . 286 (3): 503–513. doi : 10.1016 / j.epsl.2009.07.016 . ISSN  0012-821X .