Escape hidrodinâmico - Hydrodynamic escape

Esquema do escape hidrodinâmico. A energia da radiação solar é depositada em uma casca fina. Essa energia aquece a atmosfera, que então começa a se expandir. Essa expansão continua no vácuo do espaço, acelerando à medida que avança até escapar.

O escape hidrodinâmico se refere a um mecanismo de escape atmosférico térmico que pode levar ao escape de átomos mais pesados ​​de uma atmosfera planetária por meio de inúmeras colisões com átomos mais leves.

Descrição

O escape hidrodinâmico ocorre se houver um forte escape atmosférico de átomos leves impulsionado termicamente que, por meio de efeitos de arrasto (colisões), também expulsa átomos mais pesados. A espécie de átomo mais pesada que pode ser removida dessa maneira é chamada de massa cruzada .

Para manter um escape hidrodinâmico significativo, uma grande fonte de energia em uma determinada altitude é necessária. Raios-X suaves ou radiação ultravioleta extrema , transferência de momentum de meteoróides ou asteróides impactantes ou a entrada de calor de processos de acreção planetária podem fornecer a energia necessária para o escape hidrodinâmico.

Cálculos

Estimar a taxa de escape hidrodinâmico é importante para analisar a história e o estado atual da atmosfera de um planeta. Em 1981, Watson et al. cálculos publicados que descrevem a fuga com limitação de energia, em que toda a energia recebida é equilibrada pela fuga para o espaço. Simulações numéricas recentes em exoplanetas sugeriram que este cálculo superestima o fluxo hidrodinâmico em 20 - 100 vezes. ^[30] No entanto, como um caso especial e aproximação do limite superior no escape atmosférico, vale a pena notar aqui.

O fluxo de escape hidrodinâmico ( , [m s ]) em um escape de energia limitada pode ser calculado, assumindo (1) uma atmosfera composta de não viscoso , (2) gás de peso molecular constante, com (3) pressão isotrópica , (4) temperatura fixa, (5) absorção XUV perfeita, e (6) a pressão diminui para zero à medida que a distância do planeta aumenta. ${\ displaystyle \ Phi}$${\ displaystyle ^ {- 2}}$${\ displaystyle ^ {- 1}}$

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

onde é o fluxo de fótons [J m s ] sobre os comprimentos de onda de interesse, é o raio do planeta, é a constante gravitacional , é a massa do planeta e é o raio efetivo onde ocorre a absorção XUV. Correções a este modelo foram propostas ao longo dos anos para dar conta do lóbulo de Roche de um planeta e da eficiência na absorção do fluxo de fótons. ${\ displaystyle F_ {XUV}}$${\ displaystyle ^ {- 2}}$${\ displaystyle ^ {- 1}}$${\ displaystyle R_ {p}}$${\ displaystyle G}$${\ displaystyle M_ {p}}$${\ displaystyle R_ {XUV}}$

No entanto, à medida que o poder computacional melhorou, surgiram modelos cada vez mais sofisticados, incorporando transferência radiativa , fotoquímica e hidrodinâmica que fornecem melhores estimativas de escape hidrodinâmico.

Fracionamento de isótopos como evidência

A raiz quadrada média da velocidade térmica ( ) de uma espécie atômica é ${\ displaystyle v_ {th}}$

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

onde está a constante de Boltzmann , é a temperatura e é a massa da espécie. Moléculas ou átomos mais leves, portanto, se moverão mais rápido do que moléculas ou átomos mais pesados ​​na mesma temperatura. É por isso que o hidrogênio atômico escapa preferencialmente de uma atmosfera e também explica por que a proporção de isótopos mais leves para mais pesados das partículas atmosféricas pode indicar escape hidrodinâmico. ${\ displaystyle k}$${\ displaystyle T}$${\ displaystyle m}$

Especificamente, a razão de diferentes isótopos de gases nobres ( ²⁰ Ne / ²² Ne, ³⁶ Ar / ³⁸ Ar, ^{78,80,82,83,86} Kr / ⁸⁴ Kr, ^{124,126,128,128,129,131,132,134,136} Xe / ¹³⁰ Xe) ou isótopos de hidrogênio ( D / H) pode ser comparado aos níveis solares para indicar a probabilidade de escape hidrodinâmico na evolução atmosférica. Razões maiores ou menores do que as do sol ou dos condritos CI , que são usados ​​como substitutos do sol, indicam que ocorreu um escape hidrodinâmico significativo desde a formação do planeta. Uma vez que átomos mais leves escapam preferencialmente, esperamos proporções menores para os isótopos de gases nobres (ou um D / H maior) correspondem a uma maior probabilidade de escape hidrodinâmico, conforme indicado na tabela.

O casamento dessas proporções também pode ser usado para validar ou verificar modelos computacionais que buscam descrever a evolução atmosférica. Este método também foi usado para determinar o escape de oxigênio em relação ao hidrogênio nas primeiras atmosferas.

Exemplos

Os exoplanetas que estão extremamente próximos de sua estrela-mãe, como Júpiteres quentes, podem experimentar um escape hidrodinâmico significativo até o ponto em que a estrela "queima" sua atmosfera, deixando de ser gigantes gasosos e ficando apenas com o núcleo, ponto em que eles seriam chamados de planetas ctônicos . O escape hidrodinâmico foi observado em exoplanetas perto de sua estrela hospedeira, incluindo o quente Jupiters HD 209458b .

Dentro de uma vida estelar, o fluxo solar pode mudar. Estrelas mais jovens produzem mais EUV, e as primeiras protoatmosferas da Terra , Marte e Vênus provavelmente sofreram escape hidrodinâmico, o que é responsável pelo fracionamento de isótopos de gás nobre presente em suas atmosferas.

Referências