LA PRIMA ATMOSFERA DI MERCURIO
Uno schema della superficie del primo magma di Mercurio e dei costituenti atmosferici nella sua atmosfera inferiore e non omogenea e nell'esosfera, dove l'atmosfera superiore si fonde con lo spazio.
Mercurio è un pianeta molto insolito. Il pianeta più piccolo del sistema solare e il pianeta più vicino al sole, è in risonanza di rotazione 3:2, ruotando lentamente e sperimentando un calore torrido fino a 430 gradi Celsius e il lato notturno gelido, fino a -170 gradi Celsius . A causa del suo nucleo ricco di ferro molto più grande rispetto alla Terra, ha la seconda densità media più alta nel sistema solare, appena l'1,5% al di sotto di quella terrestre. Nonostante la sua vicinanza al sole, la superficie di Mercurio è stata sorprendentemente ricca di elementi volatili come sodio e zolfo.
In particolare, la separazione del pianeta in un nucleo ricco di ferro e un mantello roccioso (la regione geologica tra il nucleo e la crosta) suggerisce che Mercurio avesse un oceano di magma all'inizio della sua formazione. Come qualsiasi liquido, questo oceano sarebbe evaporato, ma nel caso di Mercurio le temperature sarebbero state così alte che il vapore non sarebbe stato composto da acqua, ma da roccia.
La primordiale atmosfera su Mercurio.
In un nuovo studio pubblicato su The Planetary Science Journal, Noah Jäggi e colleghi hanno modellato come l'evaporazione della superficie di questo oceano di magma formerebbe un'atmosfera e hanno determinato se le perdite dall'atmosfera potrebbero alterare la composizione di Mercurio, affrontando una questione aperta sul perché moderatamente volatile elementi come il sodio si sono accumulati sulla superficie di Mercurio. I loro risultati sono stati sorprendenti.
I primi oceani di magma planetario non sono insoliti, ha spiegato Lindy Elkins-Tanton, direttore della School of Earth and Space Exploration presso l'Arizona State University. "Pensiamo che tutti i pianeti rocciosi abbiano uno o più, forse diversi, oceani di magma mentre si formano. Gli impatti dell'accrescimento verso la fine della formazione dei pianeti sono proprio così energetici; fonderanno i pianeti a una certa profondità".
Il primo sistema solare era un luogo aspro e attivo, pieno di rocce volanti, enormi collisioni e pesanti bombardamenti. Il calore generato da questi eventi, oltre al decadimento radioattivo e al calore prodotto dall'impostazione gravitazionale del nucleo ricco di ferro di Mercurio, ha mantenuto fusi la superficie e l'interno del pianeta. I modelli indicano che questi processi hanno causato l'aumento della temperatura della superficie a circa 2.400 K. L'evaporazione e quindi la perdita atmosferica potrebbero cambiare la composizione del pianeta Mercurio?
Jäggi e il suo team d iscienziati hanno ipotizzato due dimensioni iniziali per Mercurio, una più grande di quella odierna, come ipotizzano alcuni scienziati, e quattro possibili composizioni oceaniche di magma. Specie volatili come anidride carbonica, monossido di carbonio, idrogeno (H2) e acqua si dissolvono nel magma e possono fuoriuscire come gas quando viene rilasciata la pressione. Elementi relativamente non volatili, che formano rocce come silicio, sodio o ferro possono esistere come gas come il monossido di silicio (SiO) solo alle temperature molto elevate che si pensava esistessero nell'oceano di magma primitivo. La differenza tra le specie gassose volatili e non volatili è che, per una data temperatura, le specie volatili hanno pressioni di vapore di equilibrio molto più grandi di quelle non volatili. Questa è la pressione che l'atmosfera esercita sulla superficie atmosfera-magma quando i due coesistono.
Il team di ricerca ha eseguito un modello accoppiato interno-atmosferica per determinare l'effetto dell'evaporazione dall'oceano nell'atmosfera e, dopo aver tenuto conto dei processi chimici e fisici atmosferici, la conseguente perdita di massa dall'atmosfera verso lo spazio o verso il pianeta. Nel frattempo, il pianeta si stava raffreddando. Il magma liquido inizia a cristallizzare a 1.700 K, il che rende 1.500 K utilizzato da Jäggi una buona approssimazione per la durata della fusione superficiale e stabilisce il punto finale per la perdita di massa proveniente dall'oceano di magma di Mercurio.
Sia nel caso volatile che non volatile, l'oceano di magma evapora per fornire l'atmosfera. Le molecole possono sfuggire all'atmosfera in quattro modi: riscaldamento del plasma dal vento solare di particelle cariche; fotoevaporazione di specie atmosferiche da fotoni solari ad altissima energia come raggi X e fotoni ultravioletti dal sole nelle profondità dell'alta atmosfera creando un deflusso di gas (chiamato anche fuga idrodinamica); I jeans scappano, dove molecole particolarmente ad alta quota, ad alta velocità ea bassa massa sfrecciano fuori dalla parte superiore dell'atmosfera prima di incontrare un'altra collisione molecolare; e fotoionizzazione, in cui i fotoni ad alta energia producono ioni che sfuggono attraverso vari mezzi.
I tempi della formazione dell'atmosfera di Mercurio
Il modello del team ha scoperto che dei quattro potenziali meccanismi di fuga, la fuga di Jeans era trascurabile, con gli altri che portavano a perdite di massa da 1 milione a 4 miliardi di chilogrammi al secondo, a seconda dei tempi della formazione di Mercurio e delle ipotesi sull'efficienza del riscaldamento, con la parte superiore gamma proveniente dalla fuga idrodinamica - "da insignificante a predominante", ha detto Jäggi, a seconda di quanto efficientemente le specie atmosferiche sono riscaldate e quanta radiazione è stata prodotta ed erogata dal primo sole.
Ma, cosa importante, la perdita totale di massa dalle due atmosfere testate in modo molto diverso, volatile e non volatile, è risultata essere abbastanza simile. Data la perdita di massa, la scala temporale risultante dal modello per un efficiente scambio chimico interno-atmosfera era inferiore a 10.000 anni, il che implica che i processi di fuga atmosferica rappresentano solo circa lo 0,3 percento della massa iniziale di Mercurio, o meno di 2,3 chilometri di crosta. (Il raggio attuale del pianeta Mercurio è di 2.440 km.)
Quindi la perdita di massa cumulativa sembra non aver modificato in modo significativo la composizione del mantello di massa di Mercurio durante la fase oceanica di magma. Pertanto, i tempi di raffreddamento, che dipendono dall'effetto serra indotto, hanno determinato la quantità di materiale che si perde nel corso della vita dell'oceano di magma.
L'insignificanza della perdita totale di massa atmosferica da Mercurio, fuga idrodinamica a parte, è stata sorprendente, ha detto Jäggi. "Ci dice che ci deve essere di più per le misurazioni dell'alto sodio sulla superficie di Mercurio, poiché non possono essere accumulati né persi in alcuna quantità significativa dati i nostri tassi di perdita modellati e la durata dell'oceano di magma". I risultati potrebbero essere estesi alla luna, un esopianeta o un pianeta simile alla Terra che inizia in una fase di magma caldo "con un budget volatile fornito dai suoi elementi costitutivi".
Fonte: Noah Jäggi et al, Evolution of Mercury's Earliest Atmosphere, The Planetary Science Journal (2021). DOI: 10.3847
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