Otros factores de la densidad atmosférica planetaria

 

Qué otros factores determinan la densidad atmosférica y la pérdida o retención de una atmósfera

 

Un balance general de los aportes y pérdidas atmosféricas

Este es un esquema que resume los procesos que gobiernan la retención o pérdida de atmósferas planetarias, como paso previo a plantear las ecuaciones.

1) Fuentes principales
-  la desgasificación interna, o sea los gases que provienen del interior del planeta (vulcanismo/outgassing).
- el aporte exógeno (cometas, asteroides).
- los procesos fotoquímicos netos positivos (por ejemplo, producción de O₂ por fotólisis de H₂O).
- la desorción (liberación de sustancias adheridas, o adsorbidas a otras sustancias) térmica o superficial.

2) Pérdidas o sumideros de gases atmosféricos
2.1 Escape al espacio
- Jeans (térmico, o escape térmico, acompaña a la emisión de calor del planeta.
- Hidrodinámico, por corrientes hidrodinámicas que liberan gases fuera.
- No térmico: sputtering (que es la liberación de partículas debido al bombardeo de la radiación cósmica), pick-up iónico (El “pick-up iónico” es el proceso por el cual átomos y moléculas neutras atmosféricos se ionizan y son “capturados” por el campo eléctrico del viento solar, acelerados hasta escapar, contribuyendo a la pérdida no térmica de la atmósfera) y otros procesos de escape iónico.
- Arrastre por viento solar.
2.2 Secuestro y transformación interna
- Carbonatación y silicatos (ciclo C–Si), que capturan átomos atmosféricos en estado gaseoso, como oxígeno e hidrógeno, para formar compuestos más estables, como pueden ser carbonatos y silicatos.
- Disolución en océanos. Átomos y moléculas gaseosas de la atmósfera que se diluyen en los océanos.
- Condensación en superficie (hielos, casquetes), la formación de casquetes polares y montañosos genera la sublimación y/o solidificación de moléculas gaseosas, como por ejemplo el vapor de agua.
- Adsorción en regolito (granos). Es el proceso por el cual moléculas de gases atmosféricos se adhieren a la superficie de granos sólidos (polvo, minerales, regolito superficial) mediante fuerzas físicas o químicas, reduciendo la cantidad de gas libre en la atmósfera.

2.3 Pérdidas catastróficas
- Erosión por impacto (grandes impactos que aportan gran cantidad de energía cinética a las moléculas gaseosas de la atmósfera, produciendo su escape de la misma).
- Escape asistido fotoquímicamente (por ejemplo, la fotodisociación de H₂O).

3) Reguladores del balance
- Gravedad/velocidad de escape (g, v_esc). Como está visto, cuanto mayor gravedad tiene el planeta (mayor g), más posibilidad tiene de retener gases en una atmósfera, haciendo además que la velocidad de escape necesaria para las moléculas atmosféricas sea mayor.
- Temperatura (superficie y exosfera). La temperatura influye tanto en los procesos de acumulación, como de erosión atmosférica, a través de la catalización de diferentes procesos.
- Flujo UV/XUV estelar y viento solar. El viento solar y el flujo cósmico son factores de erosión atmosférica.
- Magnetosfera global. El campo magnético del planeta es muy importante a la hora de retener iones.
- Tectónica/volcanismo/agua líquida (ciclo C–Si). Procesos que producen principalmente densificación atmosférica, aportando diferentes tipos de gases.
- Composición química (masas molares, reactividad, condensación).
- Clima, nubes y retroalimentaciones.

4) Se puede hacer una síntesis comparativa de tres planetas bastante bien conocidos (estado actual), para comparar las incidencias de los diversos procesos de acumulación/pérdida atmosférica en cada uno de ellos, al menos desde un punto de vista cualitativo superficial.
- Marte: baja desgasificación, sin magnetosfera, g bajo, pérdidas no térmicas dominantes → atmósfera muy delgada, CO₂ ∼6 mbar.
- Tierra: ciclo C–Si activo, agua líquida, magnetosfera, g intermedio → atmósfera moderada (1 atm), N₂–O₂.
- Venus: desgasificación masiva, sin océanos (sin ciclo C–Si), g similar a la Tierra, atmósfera masiva de CO₂ → ∼92 bar, densidad extrema.

Un gráfico nos ayuda a ver cómo varían sus densidades atmosféricas con la altura.

En Venus se ve claramente el fuerte efecto de la altísima temperatura superficial del planeta, lo que erosiona el valor de la pendiente de la gráfica, disminuyéndolo. Por eso la Tierra tiene mayor pendiente que Venus, pues la temperatura es mucho menor. Digamos, la pendiente de la curva de descenso de la densidad atmosférica en función de la altura, depende del factor

H=RT/Mg

Donde R es la constante de Reynolds, T la temperatura absoluta, M la masa molar del gas, g la aceleración gravitatoria. En el caso de Venus M es mucho mayor que en la Tierra, sin embargo T es aún más grande que T en la Tierra, lo que hace que el factor H sea más grande. Como el exponente en la curva de densidad es –RT/Mg, a mayor T menor exponente. En el caso de Marte la situación es diferente, allí tenemos g chica respecto a la Tierra, pero T mucho menor, luego la pendiente es más suave que la de la Tierra, también en este caso.

Modelo de caja (para una especie i):
    dM_i/dt = S_i - (L_i térmico + L_i no térmico + L_i geoquímico + L_i impactos)

S= fuentes de acumulación atmosférica

L= sumideros, o factores de pérdida de densidad atmosférica
Los subíndices i se refieren a las distintas “especies” de acumulación y pérdida de atmósfera.