Fuga atmosférica - Atmospheric escape

Gráficos da velocidade de escape em relação à temperatura da superfície de alguns objetos do Sistema Solar, mostrando quais gases são retidos. Os objetos são desenhados em escala e seus pontos de dados estão nos pontos pretos no meio.

O escape atmosférico é a perda de gases atmosféricos planetários para o espaço sideral . Vários mecanismos diferentes podem ser responsáveis ​​pelo escape atmosférico; esses processos podem ser divididos em escape térmico, escape não térmico (ou supratérmico) e erosão por impacto. A importância relativa de cada processo de perda depende da velocidade de escape do planeta , sua composição atmosférica e sua distância de sua estrela. O escape ocorre quando a energia cinética molecular supera a energia gravitacional ; em outras palavras, uma molécula pode escapar quando está se movendo mais rápido do que a velocidade de escape de seu planeta. Categorizar a taxa de escape atmosférico em exoplanetas é necessário para determinar se uma atmosfera persiste e, portanto, a habitabilidade do exoplaneta e a probabilidade de vida.

Mecanismos de escape térmico

O escape térmico ocorre se a velocidade molecular devido à energia térmica for suficientemente alta. O escape térmico ocorre em todas as escalas, desde o nível molecular (escape de jeans) até o fluxo atmosférico em massa (escape hidrodinâmico).

Uma visualização da fuga de jeans. A temperatura define uma gama de energia molecular. Acima da exobase, as moléculas com energia suficiente escapam, enquanto na baixa atmosfera as moléculas são capturadas por colisões com outras moléculas.

Fuga jeans

Um mecanismo clássico de escape térmico é o escape Jeans, em homenagem ao astrônomo britânico Sir James Jeans , que descreveu pela primeira vez este processo de perda atmosférica. Em uma quantidade de gás , a velocidade média de qualquer molécula é medida pela temperatura do gás , mas as velocidades das moléculas individuais mudam à medida que colidem umas com as outras, ganhando e perdendo energia cinética. A variação da energia cinética entre as moléculas é descrita pela distribuição de Maxwell . A energia cinética ( ), a massa ( ) e a velocidade ( ) de uma molécula são relacionadas por . Moléculas individuais na cauda alta da distribuição (onde algumas partículas têm velocidades muito maiores do que a média) podem atingir velocidade de escape e deixar a atmosfera, desde que possam escapar antes de sofrer outra colisão; isso acontece predominantemente na exosfera , onde o caminho livre médio é comparável em comprimento à altura da escala de pressão . O número de partículas capazes de escapar depende da concentração molecular na exobase , que é limitada pela difusão através da termosfera .

Três fatores contribuem fortemente para a importância relativa do escape de Jeans: massa da molécula, velocidade de escape do planeta e aquecimento da atmosfera superior pela radiação da estrela-mãe. As moléculas mais pesadas têm menos probabilidade de escapar porque se movem mais lentamente do que as moléculas mais leves na mesma temperatura. É por isso que o hidrogênio escapa da atmosfera com mais facilidade do que o dióxido de carbono . Em segundo lugar, um planeta com uma massa maior tende a ter mais gravidade, então a velocidade de escape tende a ser maior e menos partículas ganharão a energia necessária para escapar. É por isso que os planetas gigantes gasosos ainda retêm quantidades significativas de hidrogênio, que escapam mais facilmente da atmosfera da Terra . Finalmente, a distância que um planeta orbita de uma estrela também desempenha um papel; um planeta próximo tem uma atmosfera mais quente, com velocidades mais altas e, portanto, uma maior probabilidade de fuga. Um corpo distante tem uma atmosfera mais fria, com velocidades mais baixas e menos chance de fuga.

Uma visualização do escape hidrodinâmico. Em algum nível da atmosfera, o gás em massa será aquecido e começará a se expandir. Conforme o gás se expande, ele acelera e escapa da atmosfera. Nesse processo, moléculas mais leves e rápidas arrastam moléculas mais pesadas e lentas para fora da atmosfera.

Fuga hidrodinâmica

Uma atmosfera com alta pressão e temperatura também pode sofrer escape hidrodinâmico. Nesse caso, uma grande quantidade de energia térmica, geralmente por meio de radiação ultravioleta extrema , é absorvida pela atmosfera. À medida que as moléculas são aquecidas, elas se expandem para cima e são ainda mais aceleradas até atingirem a velocidade de escape. Nesse processo, moléculas mais leves podem arrastar moléculas mais pesadas com elas por meio de colisões conforme uma quantidade maior de gás escapa. O escape hidrodinâmico foi observado em exoplanetas perto de sua estrela hospedeira, incluindo o quente Júpiter HD 209458b .

Escape não térmico (supratérmico)

O escape também pode ocorrer devido a interações não térmicas. A maioria desses processos ocorre devido a fotoquímica ou interações de partículas carregadas ( íons ).

Fuga fotoquímica

Na alta atmosfera, os fótons ultravioleta de alta energia podem reagir mais prontamente com as moléculas. A fotodissociação pode quebrar uma molécula em componentes menores e fornecer energia suficiente para que esses componentes escapem. A fotoionização produz íons, que podem ficar presos na magnetosfera do planeta ou sofrer recombinação dissociativa . No primeiro caso, esses íons podem sofrer mecanismos de escape descritos abaixo. No segundo caso, o íon se recombina com um elétron, libera energia e pode escapar.

Fuga cuspida

O excesso de energia cinética do vento solar pode transmitir energia suficiente para ejetar as partículas atmosféricas, semelhante à pulverização catódica de uma superfície sólida. Esse tipo de interação é mais pronunciado na ausência de uma magnetosfera planetária, pois o vento solar eletricamente carregado é desviado por campos magnéticos , o que atenua a perda de atmosfera.

O íon rápido captura um elétron de um neutro lento em uma colisão de troca de carga. O novo e rápido neutro pode escapar da atmosfera, e o novo íon lento fica preso nas linhas do campo magnético.

Escape de troca de carga

Os íons do vento solar ou da magnetosfera podem trocar cargas com moléculas na alta atmosfera. Um íon de movimento rápido pode capturar o elétron de um neutro atmosférico lento, criando um neutro rápido e um íon lento. O íon lento está preso nas linhas do campo magnético, mas o neutro rápido pode escapar.

Fuga do vento polar

As moléculas atmosféricas também podem escapar das regiões polares de um planeta com magnetosfera, devido ao vento polar . Perto dos pólos de uma magnetosfera, as linhas do campo magnético estão abertas, permitindo um caminho para os íons da atmosfera escaparem para o espaço.

O escape atmosférico da erosão do impacto está concentrado em um cone (linha tracejada-pontilhada vermelha) centrado no local do impacto. O ângulo deste cone aumenta com a energia do impacto para ejetar o máximo de toda a atmosfera acima de um plano tangente (linha laranja pontilhada).

Erosão de impacto

O impacto de um grande meteoróide pode levar à perda de atmosfera. Se uma colisão for suficientemente energética, é possível que o material ejetado, incluindo as moléculas atmosféricas, atinja a velocidade de escape.

Para ter um efeito significativo no escape atmosférico, o raio do corpo de impacto deve ser maior do que a altura da escala . O projétil pode transmitir impulso e, assim, facilitar o escape da atmosfera, de três maneiras principais: (a) o meteoróide aquece e acelera o gás que encontra ao viajar pela atmosfera, (b) material ejetado sólido da cratera de impacto aquece as partículas atmosféricas através do arrasto à medida que são ejetados; e (c) o impacto cria vapor que se expande para longe da superfície. No primeiro caso, o gás aquecido pode escapar de maneira semelhante ao escape hidrodinâmico, embora em uma escala mais localizada. A maior parte da fuga da erosão por impacto ocorre devido ao terceiro caso. A atmosfera máxima que pode ser ejetada está acima de um plano tangente ao local do impacto.

Fuga atmosférica dominante e processos de perda no Sistema Solar

terra

O escape atmosférico de hidrogênio na Terra é devido ao escape de Jeans (~ 10 - 40%), escape de troca de carga (~ 60 - 90%) e escape do vento polar (~ 10 - 15%), atualmente perdendo cerca de 3 kg / s de hidrogênio. Além disso, a Terra perde aproximadamente 50 g / s de hélio principalmente por meio da fuga do vento polar. O escape de outros constituintes atmosféricos é muito menor. Uma equipe de pesquisa japonesa em 2017 encontrou evidências de um pequeno número de íons de oxigênio na lua que vieram da Terra.

Em 1 bilhão de anos, o Sol estará 10% mais brilhante do que é agora, tornando-o quente o suficiente para que a Terra perca hidrogênio suficiente para o espaço e faça com que perca toda a sua água (veja Futuro da Terra # Perda de oceanos ).

Vênus

Modelos recentes indicam que o escape de hidrogênio em Vênus é quase inteiramente devido a mecanismos supratermais, principalmente reações fotoquímicas e troca de carga com o vento solar. O escape de oxigênio é dominado por troca de carga e escape de pulverização catódica. Venus Express mediu o efeito das ejeções de massa coronal na taxa de escape atmosférico de Vênus, e os pesquisadores descobriram um fator de aumento de 1,9 na taxa de escape durante os períodos de ejeções de massa coronal aumentadas em comparação com um clima espacial mais calmo.

Marte

Marte primordial também sofreu os efeitos cumulativos de vários eventos de erosão de pequeno impacto, e observações recentes com MAVEN sugerem que 66% dos 36 Ar na atmosfera marciana foram perdidos nos últimos 4 bilhões de anos devido ao escape supratérmico, e a quantidade de O CO 2 perdido no mesmo período é de cerca de 0,5 bar ou mais.

A missão MAVEN também explorou a taxa atual de fuga atmosférica de Marte. O escape de jeans desempenha um papel importante no escape contínuo de hidrogênio em Marte, contribuindo para uma taxa de perda que varia entre 160-1800 g / s. A perda de oxigênio é dominada por métodos supratérmicos: fotoquímico (~ 1300 g / s), troca de carga (~ 130 g / s) e escape catódico (~ 80 g / s) combinam-se para uma taxa de perda total de ~ 1500 g / s. Outros átomos pesados, como carbono e nitrogênio, são perdidos principalmente devido a reações fotoquímicas e interações com o vento solar.

Titan e Io

A lua de Saturno, Titã, e a lua de Júpiter, Io, têm atmosferas e estão sujeitas a processos de perda atmosférica. Eles não têm campos magnéticos próprios, mas orbitam planetas com campos magnéticos poderosos, que protegem essas luas do vento solar quando sua órbita está dentro do choque de proa . No entanto, Titã gasta cerca de metade de seu tempo de trânsito fora do choque de proa, sujeito a ventos solares desimpedidos. A energia cinética obtida com a captação e a pulverização catódica associada aos ventos solares aumenta o escape térmico durante o trânsito de Titã, fazendo com que o hidrogênio neutro escape. O hidrogênio escapado mantém uma órbita seguindo na esteira de Titã, criando um toro de hidrogênio neutro ao redor de Saturno. Io, em seu trânsito em torno de Júpiter, encontra uma nuvem de plasma. A interação com a nuvem de plasma induz a pulverização catódica, lançando partículas de sódio . A interação produz uma nuvem de sódio carregada estacionária em forma de banana ao longo de uma parte da órbita de Io.

Observações de escape atmosférico de exoplanetas

Estudos de exoplanetas mediram o escape atmosférico como um meio de determinar a composição e habitabilidade atmosférica. O método mais comum é a absorção da linha Lyman-alfa . Assim como os exoplanetas são descobertos usando o escurecimento do brilho de uma estrela distante ( trânsito ), olhar especificamente para comprimentos de onda correspondentes à absorção de hidrogênio descreve a quantidade de hidrogênio presente em uma esfera ao redor do exoplaneta. Este método indica que os Júpiteres quentes HD209458b e HD189733b e o Hot Neptune GJ436b estão experimentando um escape atmosférico significativo.

Outros mecanismos de perda atmosférica

O sequestro não é uma forma de fuga do planeta, mas uma perda de moléculas da atmosfera para o planeta. Ocorre na Terra quando o vapor de água se condensa para formar chuva ou gelo glacial , quando o dióxido de carbono é sequestrado em sedimentos ou circulado pelos oceanos , ou quando as rochas são oxidadas (por exemplo, aumentando os estados de oxidação das rochas férricas de Fe 2+ para Fe 3+ ). Os gases também podem ser sequestrados por adsorção , onde as partículas finas no regolito capturam o gás que adere às partículas superficiais.

Referências

Leitura adicional