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A atmosfera mais antiga de Mercúrio
Notavelmente, a separação do planeta em um núcleo rico em ferro e manto rochoso (a região geológica entre o núcleo e a crosta) sugere que Mercúrio tinha um oceano de magma no início de sua formação.
Por David Appell - 23/12/2021


Um esquema da superfície do magma inicial de Mercúrio e dos constituintes atmosféricos em sua atmosfera e exosfera inferior não homogênea, onde a atmosfera superior se funde com o espaço. Crédito: NASA

Mercúrio é um planeta incomum. O menor planeta do sistema solar, e o planeta mais próximo do sol, está em uma ressonância de spin 3: 2, girando lentamente e experimentando um calor escaldante de até 430 graus Celsius, e o lado noturno frio, até -170 graus Celsius . Devido ao seu núcleo rico em ferro, muito maior em comparação com a Terra, ele tem a segunda maior densidade média do sistema solar, apenas 1,5 por cento abaixo da Terra. Apesar de sua proximidade com o sol, a superfície de Mercúrio foi, surpreendentemente, considerada rica em elementos voláteis como sódio e enxofre.

Notavelmente, a separação do planeta em um núcleo rico em ferro e manto rochoso (a região geológica entre o núcleo e a crosta) sugere que Mercúrio tinha um oceano de magma no início de sua formação. Como qualquer líquido, esse oceano teria evaporado, mas, no caso de Mercúrio, as temperaturas provavelmente eram tão altas que o vapor não era composto de água, mas de rocha. Em um novo estudo publicado no The Planetary Science Journal, Noah Jäggi e colegas modelaram como a evaporação da superfície deste oceano de magma formaria uma atmosfera e determinaram se as perdas da atmosfera poderiam alterar a composição de Mercúrio, abordando uma questão em aberto de por que moderadamente volátil elementos como o sódio, acumulou-se na superfície de Mercúrio. Seus resultados foram surpreendentes, Jäggi, um estudante de graduação da Universidade de Berna, disse ao Phys.org.

Os primeiros oceanos de magma planetário não são incomuns, explicou Lindy Elkins-Tanton, diretora da Escola de Exploração Terrestre e Espacial da Universidade Estadual do Arizona. "Achamos que todos os planetas rochosos têm um ou mais - talvez vários - oceanos de magma à medida que se formam. Os impactos do acréscimo no final da formação do planeta são tão energéticos; eles derreterão os planetas até alguma profundidade."

O início do sistema solar era um lugar áspero e ativo, cheio de rochas voadores, colisões massivas e bombardeios pesados. O calor que esses eventos geraram, além da decadência radioativa e do calor produzido pela configuração gravitacional do núcleo rico em ferro de Mercúrio, manteve a superfície e o interior do planeta derretidos. Modelos indicam que esses processos fizeram com que a temperatura da superfície subisse para cerca de 2.400 K (3.860 graus Fahrenheit). A evaporação e a perda atmosférica poderiam mudar a composição de Mercúrio?

Jäggi e sua equipe assumiram dois tamanhos iniciais para Mercúrio, um maior do que hoje, como alguns cientistas supõem, e quatro possíveis composições de magma oceânico. Espécies voláteis como dióxido de carbono, monóxido de carbono, hidrogênio (H2) e água se dissolvem no magma e podem escapar como um gás quando a pressão é liberada. Comparativamente não voláteis, elementos formadores de rocha, como silício, sódio ou ferro, podem existir como gases como monóxido de silício (SiO) apenas em temperaturas muito altas que se pensava ter existido no oceano de magma primitivo. A diferença entre as espécies gasosas voláteis e não voláteis é que, para uma dada temperatura, as espécies voláteis têm pressões de vapor de equilíbrio muito maiores do que as não voláteis. Esta é a pressão que a atmosfera exerce na superfície do magma atmosfera quando os dois coexistem.
 
A equipe de pesquisa executou um modelo interno-atmosférico acoplado para determinar o efeito da evaporação do oceano para a atmosfera e, depois de contabilizar os processos químicos e físicos atmosféricos, a perda de massa resultante da atmosfera para o espaço ou de volta para o planeta. Enquanto isso, o planeta estava esfriando. Magma líquido começa a cristalizar a 1.700 K (2.600 graus Fahrenheit), o que torna 1.500 K usado por Jäggi uma boa aproximação para a vida útil do derretimento da superfície e define o ponto final para perda de massa proveniente do oceano de magma de Mercúrio.

Tanto no caso volátil quanto no não volátil, o oceano de magma evapora para abastecer a atmosfera. As moléculas podem escapar da atmosfera de uma das quatro maneiras - aquecimento do plasma pelo vento solar de partículas carregadas; fotoevaporação de espécies atmosféricas de fótons solares de energia extremamente alta, como raios-X e fótons ultravioleta do sol nas profundezas da atmosfera superior, criando um fluxo de gás (também chamado de escape hidrodinâmico); Os jeans escapam, onde moléculas especialmente de alta altitude, alta velocidade e baixa massa disparam para fora do topo da atmosfera antes de encontrar outra colisão molecular; e fotoionização, onde fótons de alta energia produzem íons que escapam por vários meios.

O modelo da equipe descobriu que dos quatro mecanismos de escape potenciais, o escape de jeans era insignificante, com os outros levando a perdas de massa de 1 milhão a 4 bilhões de quilogramas por segundo, dependendo do tempo de formação de Mercúrio e suposições sobre eficiências de aquecimento, com o superior variação proveniente do escape hidrodinâmico - "do insignificante ao predominante", disse Jäggi, dependendo de quão eficientemente as espécies atmosféricas são aquecidas e quanta radiação foi produzida e distribuída pelo sol nascente.

Mas, o mais importante, a perda total de massa das duas atmosferas testadas de forma muito diferente - volátil e não volátil - foi considerada bastante semelhante. Dada a perda de massa, a escala de tempo resultante do modelo para a troca química eficiente da atmosfera interior foi de menos de 10.000 anos, implicando que os processos de escape atmosférico representam apenas cerca de 0,3 por cento da massa inicial de Mercúrio, ou menos de 2,3 quilômetros da crosta. (O raio atual de Mercúrio é 2.440 km.)

Portanto, a perda de massa cumulativa parece não ter modificado significativamente a composição do manto de Mercúrio durante o estágio do oceano de magma. Assim, os tempos de resfriamento, que dependem do efeito estufa induzido, determinam quanto material é perdido ao longo da vida do oceano de magma.

A insignificância da perda total de massa atmosférica de Mercúrio, o escape hidrodinâmico à parte, foi surpreendente, disse Jäggi. "Isso nos diz que deve haver mais nas medições de alto teor de sódio na superfície de Mercúrio, já que eles não podem ser acumulados nem perdidos em qualquer quantidade significativa, dadas nossas taxas de perda modeladas e tempos de vida do oceano de magma ." Os resultados podem ser estendidos à lua, um exoplaneta ou planeta semelhante à Terra que começa em uma fase de magma quente "com um orçamento volátil fornecido por seus blocos de construção."

 

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