Un mundo del océano , planeta océano , mundo del agua , Aquaplanet , o planeta panthalassic es un tipo de planeta terrestre que contiene una cantidad sustancial de agua como hidrosfera en su superficie o dentro de un océano bajo la superficie . [1] [2] [3] [4] El término mundo oceánico también se usa a veces para los cuerpos astronómicos con un océano compuesto de un fluido diferente o talasógeno , [5] como lava (el caso de Io ), amoníaco(en una mezcla eutéctica con agua, como es probablemente el caso del océano interior de Titán ) o hidrocarburos como en la superficie de Titán (que podría ser el tipo de exosea más abundante). [6]
La Tierra es el único objeto astronómico conocido que tiene cuerpos de agua líquida en su superficie, aunque se han encontrado varios exoplanetas con las condiciones adecuadas para soportar agua líquida. [7] En el caso de los exoplanetas, la tecnología actual no puede observar directamente el agua superficial líquida, por lo que el vapor de agua atmosférico se puede utilizar como proxy. [8] Las características de los mundos oceánicos, o planetas oceánicos, proporcionan pistas sobre su historia y la formación y evolución del Sistema Solar en su conjunto. De interés adicional es su potencial para originar y albergar vida .
En junio de 2020, los científicos de la NASA informaron que es probable que los exoplanetas con océanos sean comunes en la Vía Láctea , según estudios de modelos matemáticos . [9] [10] [11]
La astrooceanografía es la ciencia de los océanos extraterrestres.
Descripción general
Cuerpos planetarios del sistema solar
Los mundos oceánicos son de gran interés para los astrobiólogos por su potencial para desarrollar vida y mantener la actividad biológica en escalas de tiempo geológicas. [4] [3] Las principales lunas y planetas enanos del Sistema Solar que se cree que albergan océanos subterráneos son de gran interés porque pueden ser alcanzados y estudiados por sondas espaciales , en contraste con los exoplanetas . Los mundos acuáticos mejor establecidos en el Sistema Solar son Calisto , Encelado , Europa , Ganímedes y Titán . [3] [12] Europa y Encelado se consideran entre los objetivos más atractivos para la exploración debido a sus costras externas comparativamente delgadas y observaciones de criovolcanismo .
Una gran cantidad de otros cuerpos en el Sistema Solar se consideran candidatos para albergar océanos subterráneos según un solo tipo de observación o mediante modelos teóricos, incluidos Ariel , [12] Ceres , [3] [13] [14] [15] [16 ] [17] Dione , [3] [13] [14] [15] [16] [17] Eris , [4] [18] Mimas , [19] [20] Miranda , [12] Oberon , [4] [18] Plutón , [3] [13] [14] [15] [16] [17] [12] y Tritón . [3] [13] [14] [15] [16] [17] [12]
Exoplanetas
Fuera del Sistema Solar, Kepler-11 , [22] GJ 1214 b , Kepler-22b , Kepler-62f , Kepler-62e [23] [24] [25] [26] y los planetas de TRAPPIST-1 [27] [ 28] son algunos de los candidatos más conocidos para un planeta oceánico extrasolar .
Aunque el 70,8% de toda la superficie de la Tierra está cubierta de agua, [29] el agua representa sólo el 0,05% de la masa de la Tierra. Un océano extraterrestre podría ser tan profundo y denso que incluso a altas temperaturas la presión convertiría el agua en hielo. Las inmensas presiones en las regiones inferiores de tales océanos podrían conducir a la formación de un manto de formas exóticas de hielo tales como hielo V . [22] Este hielo no sería necesariamente tan frío como el hielo convencional. Si el planeta está lo suficientemente cerca de su estrella como para que el agua alcance su punto de ebullición, el agua se volverá supercrítica y carecerá de una superficie bien definida. [30] Incluso en planetas más fríos dominados por agua, la atmósfera puede ser mucho más densa que la de la Tierra y estar compuesta principalmente de vapor de agua, lo que produce un efecto invernadero muy fuerte . Tales planetas tendrían que ser lo suficientemente pequeños como para no poder retener una gruesa envoltura de hidrógeno y helio, o estar lo suficientemente cerca de su estrella primaria para ser despojados de estos elementos ligeros. [22] De lo contrario, formarían una versión más cálida de un gigante de hielo , como Urano y Neptuno .
Historia
Se llevó a cabo un importante trabajo teórico preliminar antes de las misiones planetarias lanzadas a partir de la década de 1970. En particular, Lewis demostró en 1971 que la desintegración radiactiva por sí sola probablemente era suficiente para producir océanos subsuperficiales en grandes lunas, especialmente si el amoníaco ( NH3) era presente. Peale y Cassen descubrieron en 1979 el importante papel del calentamiento de las mareas (también conocido como flexión de las mareas) en la evolución y estructura de los satélites. [3] La primera detección confirmada de un exoplaneta fue en 1992. Alain Léger et al calcularon en 2004 que una pequeña cantidad de planetas helados que se forman en la región más allá de la línea de nieve pueden migrar hacia adentro a ∼1 AU , donde las capas externas posteriormente derretir. [31] [32]
La evidencia acumulada recopilada por el Telescopio Espacial Hubble , así como las misiones Pioneer , Galileo , Voyager , Cassini-Huygens y New Horizons , indican claramente que varios cuerpos exteriores del Sistema Solar albergan océanos de agua líquida interna bajo una capa de hielo aislante. [3] [33] Mientras tanto, el observatorio espacial Kepler , lanzado el 7 de marzo de 2009, ha descubierto miles de exoplanetas, alrededor de 50 del tamaño de la Tierra en zonas habitables o cerca de ellas . [34] [35]
Se han detectado planetas de casi todas las masas, tamaños y órbitas, lo que ilustra no solo la naturaleza variable de la formación planetaria, sino también una migración posterior a través del disco circunestelar desde el lugar de origen del planeta. [8] Al 1 de julio de 2021, hay 4.777 exoplanetas confirmados en 3.534 sistemas planetarios , con 785 sistemas que tienen más de un planeta . [36]
En junio de 2020, los científicos de la NASA informaron que es probable que los exoplanetas con océanos sean comunes en la galaxia de la Vía Láctea , según estudios de modelos matemáticos . [9] [10]
Formación
Los objetos planetarios que se forman en el Sistema Solar exterior comienzan como una mezcla similar a un cometa de aproximadamente mitad agua y mitad roca en masa, mostrando una densidad más baja que la de los planetas rocosos. [32] Los planetas y lunas helados que se forman cerca de la línea de hielo deben contener principalmente H
2O y silicatos . Aquellos que se forman más lejos pueden adquirir amoníaco ( NH
3) y metano ( CH
4) como hidratos, junto con CO , N2y CO2. [37]
Los planetas que se forman antes de la disipación del disco circunestelar gaseoso experimentan fuertes momentos de torsión que pueden inducir una rápida migración hacia el interior de la zona habitable, especialmente para los planetas en el rango de masa terrestre. [38] [37] Dado que el agua es altamente soluble en magma , una gran fracción del contenido de agua del planeta quedará atrapada inicialmente en el manto . A medida que el planeta se enfría y el manto comienza a solidificarse de abajo hacia arriba, grandes cantidades de agua (entre el 60% y el 99% de la cantidad total en el manto) se exudan para formar una atmósfera de vapor, que eventualmente puede condensarse para formar un océano. . [38] La formación del océano requiere diferenciación y una fuente de calor, ya sea desintegración radiactiva , calentamiento de las mareas o la luminosidad temprana del cuerpo padre. [3] Desafortunadamente, las condiciones iniciales que siguen a la acreción son teóricamente incompletas.
Los planetas que se formaron en las regiones exteriores ricas en agua de un disco y migraron hacia adentro tienen más probabilidades de tener abundante agua. [39] Por el contrario, es menos probable que los planetas que se formaron cerca de sus estrellas anfitrionas tengan agua porque se cree que los discos primordiales de gas y polvo tienen regiones internas calientes y secas. Entonces, si un mundo acuático se encuentra cerca de una estrella , sería una fuerte evidencia de migración y formación ex situ , [22] porque no existen suficientes volátiles cerca de la estrella para la formación in situ . [2] Las simulaciones de la formación del sistema solar y de la formación del sistema extra-solar han demostrado que es probable que los planetas migren hacia adentro (es decir, hacia la estrella) a medida que se forman. [40] [41] [42] La migración hacia el exterior también puede ocurrir bajo condiciones particulares. [42] La migración hacia el interior presenta la posibilidad de que los planetas helados se muevan a órbitas donde su hielo se derrite en forma líquida, convirtiéndolos en planetas oceánicos. Esta posibilidad fue discutida por primera vez en la literatura astronómica por Marc Kuchner [37] y Alain Léger en 2004. [30]
Estructura
La estructura interna de un cuerpo astronómico helado generalmente se deduce de las mediciones de su densidad aparente, momentos de gravedad y forma. Determinar el momento de inercia de un cuerpo puede ayudar a evaluar si ha sufrido diferenciación (separación en capas de roca y hielo) o no. En algunos casos, las mediciones de la forma o la gravedad pueden usarse para inferir el momento de inercia, si el cuerpo está en equilibrio hidrostático (es decir, se comporta como un fluido en escalas de tiempo largas). Sin embargo, probar que un cuerpo está en equilibrio hidrostático es extremadamente difícil, pero al usar una combinación de datos de forma y gravedad, se pueden deducir las contribuciones hidrostáticas. [3] Las técnicas específicas para detectar océanos interiores incluyen inducción magnética , geodesia , libraciones , inclinación axial , respuesta de marea , sondeo de radar , evidencia de composición y características de la superficie. [3]
Una luna helada genérica consistirá en una capa de agua sobre un núcleo de silicato . Para un satélite pequeño como Encélado , un océano se asentará directamente sobre los silicatos y debajo de una capa sólida de hielo, pero para un cuerpo más grande rico en hielo como Ganímedes , las presiones son lo suficientemente altas como para que el hielo en profundidad se transforme en fases de mayor presión, de manera efectiva. formando un "sándwich de agua" con un océano ubicado entre conchas de hielo. [3] Una diferencia importante entre estos dos casos es que, para el pequeño satélite, el océano está en contacto directo con los silicatos, que pueden proporcionar energía y nutrientes hidrotermales y químicos a formas de vida simples. [3] Debido a la presión variable en profundidad, los modelos de un mundo acuático pueden incluir "vapor, líquido, superfluido, hielos a alta presión y fases de plasma" del agua. [43] Parte del agua en fase sólida podría estar en forma de hielo VII . [44]
El mantenimiento de un océano subterráneo depende de la tasa de calentamiento interno en comparación con la tasa a la que se elimina el calor y el punto de congelación del líquido. [3] Por tanto , la supervivencia del océano y el calentamiento de las mareas están íntimamente vinculados.
Los planetas oceánicos más pequeños tendrían atmósferas menos densas y menor gravedad; por lo tanto, el líquido podría evaporarse mucho más fácilmente que en planetas oceánicos más masivos. Las simulaciones sugieren que los planetas y satélites de menos de una masa terrestre podrían tener océanos líquidos impulsados por la actividad hidrotermal , el calentamiento radiogénico o la flexión de las mareas . [4] Cuando las interacciones fluido-roca se propagan lentamente hacia una capa profunda y frágil, la energía térmica de la serpentinización puede ser la causa principal de la actividad hidrotermal en pequeños planetas oceánicos. [4] La dinámica de los océanos globales debajo de las capas de hielo que se doblan por las mareas representa un conjunto significativo de desafíos que apenas han comenzado a explorarse. La medida en que ocurre el criovolcanismo es un tema de debate, ya que el agua, al ser más densa que el hielo en aproximadamente un 8%, tiene dificultades para erupcionar en circunstancias normales. [3] Sin embargo, estudios recientes sugieren que el criovolcanismo puede ocurrir en planetas oceánicos que albergan océanos internos debajo de capas de hielo superficial [9] [10] [11] como ocurre en las lunas heladas Encelado y Europa en nuestro propio sistema solar.
Modelos atmosféricos
Para permitir que el agua sea líquida durante largos períodos de tiempo, un planeta —o la luna— debe orbitar dentro de la zona habitable (HZ), poseer un campo magnético protector , [45] [46] [8] y tener la atracción gravitacional necesaria para retienen una gran cantidad de presión atmosférica . [7] Si la gravedad del planeta no puede sostener eso, entonces toda el agua eventualmente se evaporará en el espacio exterior. Una magnetosfera planetaria fuerte , mantenida por la acción de la dínamo interna en una capa de fluido conductor de electricidad, es útil para proteger la atmósfera superior de la pérdida de masa del viento estelar y retener agua durante escalas de tiempo geológico prolongadas. [45]
La atmósfera de un planeta se forma a partir de la desgasificación durante la formación del planeta o se captura gravitacionalmente de la nebulosa protoplanetaria circundante . La temperatura de la superficie de un exoplaneta se rige por los gases de efecto invernadero de la atmósfera (o la falta de ellos), por lo que una atmósfera puede ser detectable en forma de radiación infrarroja ascendente porque los gases de efecto invernadero absorben y vuelven a irradiar energía de la estrella anfitriona. [8] Los planetas ricos en hielo que han migrado hacia el interior en órbita demasiado cerca de sus estrellas anfitrionas pueden desarrollar atmósferas espesas y vaporosas, pero aún retienen sus volátiles durante miles de millones de años, incluso si sus atmósferas experimentan un lento escape hidrodinámico . [31] [47] [37] Los fotones ultravioleta no solo son biológicamente dañinos, sino que pueden impulsar un escape atmosférico rápido que conduce a la erosión de las atmósferas planetarias; [38] [37] La fotólisis del vapor de agua y el escape de hidrógeno / oxígeno al espacio pueden provocar la pérdida de varios océanos terrestres de agua de los planetas a lo largo de la zona habitable, independientemente de si el escape está limitado por energía o por difusión. [38] La cantidad de agua perdida parece proporcional a la masa del planeta, ya que el flujo de escape de hidrógeno limitado por difusión es proporcional a la gravedad de la superficie del planeta.
Durante un efecto invernadero desbocado , el vapor de agua llega a la estratosfera, donde es fácilmente degradado ( fotolizado ) por la radiación ultravioleta (UV). El calentamiento de la atmósfera superior por radiación UV puede generar un viento hidrodinámico que transporta el hidrógeno (y potencialmente algo del oxígeno) al espacio, lo que lleva a la pérdida irreversible del agua de la superficie de un planeta, la oxidación de la superficie y la posible acumulación de oxígeno. en la atmósfera. [38] El destino de la atmósfera de un planeta determinado depende en gran medida del flujo ultravioleta extremo, la duración del régimen fuera de control, el contenido inicial de agua y la velocidad a la que la superficie absorbe el oxígeno. [38] planetas rico en volátiles deberían ser más común en las zonas habitables de estrellas jóvenes y de tipo M estrellas . [37]
Modelos de composición
Existen desafíos al examinar una superficie exoplanetaria y su atmósfera, ya que la cobertura de nubes influye en la temperatura atmosférica, la estructura y la observabilidad de las características espectrales . [48] Sin embargo, se espera que los planetas compuestos por grandes cantidades de agua que residen en la zona habitable (HZ) tengan una geofísica y geoquímica distintas de su superficie y atmósfera. [48] Por ejemplo, en el caso de los exoplanetas Kepler-62e y -62f, podrían poseer una superficie exterior de océano líquido, una atmósfera de vapor o una cubierta completa de hielo I superficial , dependiendo de su órbita dentro del HZ y la magnitud. de su efecto invernadero . Varios otros procesos superficiales e interiores afectan la composición atmosférica, que incluyen, entre otros, la fracción oceánica para la disolución del CO.
2y para la humedad relativa atmosférica, el estado redox de la superficie y el interior planetarios, los niveles de acidez de los océanos, el albedo planetario y la gravedad de la superficie. [8] [49]
La estructura atmosférica, así como los límites de HZ resultantes, dependen de la densidad de la atmósfera de un planeta, desplazando el HZ hacia afuera para los planetas de menor masa y hacia adentro para los planetas de mayor masa. [48] La teoría, así como los modelos informáticos, sugieren que la composición atmosférica de los planetas acuáticos en la zona habitable (HZ) no debería diferir sustancialmente de la de los planetas terrestres-oceánicos. [48] Para propósitos de modelado, se asume que la composición inicial de planetesimales helados que se ensamblan en planetas acuáticos es similar a la de los cometas: principalmente agua ( H
2O ) y algo de amoniaco ( NH3) y dióxido de carbono ( CO2). [48] Una composición inicial del hielo similar a la de los cometas conduce a una composición del modelo atmosférico del 90% de H
2O , 5% NH
3y 5% CO
2. [48] [50]
Los modelos atmosféricos de Kepler-62f muestran que una presión atmosférica de entre 1,6 bar y 5 bar de CO
2son necesarios para calentar la temperatura de la superficie por encima del punto de congelación, lo que lleva a una presión superficial escalada de 0,56 a 1,32 veces la de la Tierra. [48]
Astrobiología
Las características de los mundos oceánicos o los planetas oceánicos proporcionan pistas sobre su historia y la formación y evolución del Sistema Solar en su conjunto. De interés adicional es su potencial para formar y albergar vida . La vida tal como la conocemos requiere agua líquida, una fuente de energía y nutrientes, y los tres requisitos clave pueden potencialmente satisfacerse dentro de algunos de estos cuerpos, [3] que pueden ofrecer la posibilidad de mantener una actividad biológica simple en escalas de tiempo geológicas. [3] [4] En agosto de 2018, los investigadores informaron que los mundos acuáticos podrían albergar vida. [51] [52]
La habitación de un mundo oceánico por vida similar a la Tierra es limitada si el planeta está completamente cubierto por agua líquida en la superficie, incluso más restringido si una capa de hielo sólido presurizado se encuentra entre el océano global y el manto rocoso inferior . [53] [54] Las simulaciones de un mundo oceánico hipotético cubierto por el valor de 5 océanos terrestres indican que el agua no contendría suficiente fósforo y otros nutrientes para que la Tierra, como los organismos oceánicos productores de oxígeno, como el plancton, evolucionen. En la Tierra, el fósforo es arrastrado a los océanos por el agua de lluvia que golpea las rocas en tierra expuesta, por lo que el mecanismo no funcionaría en un mundo oceánico. Las simulaciones de planetas oceánicos con 50 océanos terrestres de agua indican que la presión sobre el fondo marino sería tan inmensa que el interior del planeta no sostendría la tectónica de placas para causar vulcanismo y proporcionar el entorno químico adecuado para la vida terrestre. [55]
Por otro lado, los cuerpos pequeños como Europa y Encelado se consideran entornos particularmente habitables porque sus océanos están en contacto directo con el núcleo de silicato subyacente , una fuente potencial de calor y elementos químicos biológicamente importantes. [3] La actividad geológica de la superficie de estos cuerpos también puede conducir al transporte a los océanos de bloques de construcción biológicamente importantes implantados en la superficie, como moléculas orgánicas de cometas o tolinas, formadas por irradiación solar ultravioleta de compuestos orgánicos simples como metano o etano , a menudo en combinación con nitrógeno. [56]
Oxígeno
Oxígeno molecular ( O
2) puede ser producido por procesos geofísicos, así como un subproducto de la fotosíntesis por formas de vida, por lo que, aunque alentador, O
2no es una firma biológica confiable . [30] [38] [57] [8] De hecho, los planetas con alta concentración de O
2en su atmósfera puede ser inhabitable. [38] La abiogénesis en presencia de cantidades masivas de oxígeno atmosférico podría ser difícil porque los primeros organismos dependían de la energía libre disponible en las reacciones redox que implican una variedad de compuestos de hidrógeno; en una O
2En un planeta rico, los organismos tendrían que competir con el oxígeno por esta energía libre. [38]
Ver también
- Zona habitable circunestelar : órbitas donde los planetas pueden tener agua líquida.
- Planeta desértico - Planeta rocoso con muy poca agua
- Análogo de la Tierra - Planeta con condiciones ambientales similares a las de la Tierra
- Agua líquida extraterrestre : agua en su estado líquido que se encuentra naturalmente fuera de la Tierra.
- Planeta de hielo
- Lista de candidatos extrasolares para agua líquida - artículo de la lista de Wikipedia
- Océano § Océanos extraterrestres - Cuerpo de agua salada que cubre la mayor parte de la Tierra
Conceptos de misión de astrobiología a mundos acuáticos en el Sistema Solar exterior:
- Explorador de Encelado
- Buscador de vida de Encelado (ELF)
- Europa Lander
- Explorador de Encelado y Titán (E 2 T)
- Viaje a Encelado y Titán (JET)
- Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) - Nave espacial de la Agencia Espacial Europea para explorar las lunas de Júpiter
- Laplace-P : nave espacial rusa propuesta para estudiar el sistema lunar joviano y aterrizar en Ganímedes
- Investigación de vida para Encelado (LIFE)
- Oceanus
- Prueba de la habitabilidad del océano de Encelado (THEO)
- Explorador propulsado por muestreo in situ de Titan Lake (TALISE)
- Titan Mare Explorer (TiME)
- Triton Hopper - Propuesta sonda espacial de aterrizaje Triton de la NASA
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enlaces externos
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