L’atmosphère la plus proche de Mercure

Mercure est une planète inhabituelle. La plus petite planète du système solaire, et la planète la plus proche du soleil, est située dans un écho de rotation 3:2, tourne lentement et subit une chaleur intense pouvant atteindre 430°C, le côté nuit est froid, jusqu’à -170°C . . Beaucoup plus grand que le noyau riche en fer de la Terre, il a la deuxième densité moyenne la plus élevée du système solaire, seulement 1,5% de moins que la Terre. Malgré sa proximité avec le Soleil, la surface de Mercure s’est avérée riche en éléments volatils tels que le sodium et le soufre.

Notamment, la séparation de la planète en un noyau riche en fer et un manteau rocheux (la région géologique entre le noyau et la croûte) indique que Mercure avait magma océan tôt dans sa formation. Comme tout liquide, cet océan se serait vaporisé, mais dans le cas de Mercure, les températures étaient probablement si élevées que la vapeur n’était pas constituée d’eau, mais de roche. Dans une nouvelle étude publiée dans Journal des sciences planétaires, Noah Yaghi et ses collègues ont modélisé comment l’évaporation de surface de cet océan de magma conduit à la formation atmosphérique et ont déterminé si les pertes de l’atmosphère pourraient modifier la composition de Mercure, abordant la question ouverte de la cause de l’équinoxe. éléments volatils Comme le sodium accumulé à la surface de Mercure. Leurs résultats ont été surprenants, a déclaré à Phys.org Yaghi, un étudiant diplômé de l’Université de Berne.

Lindy Elkins Tanton, directrice de la School of Earth and Space Exploration de l’Arizona State University, a expliqué que les premiers océans de magma planétaire ne sont pas inhabituels. « Nous pensons que toutes les planètes rocheuses ont un ou plusieurs – peut-être plusieurs – océans de magma au fur et à mesure qu’ils se forment. Les effets de l’accrétion vers la fin de la formation de la planète ne sont que cette énergie; les planètes fondront à une certaine profondeur. »

au début système solaire C’était un endroit agité et animé, rempli de pierres volantes, de collisions massives et de bombardements féroces. La chaleur de ces événements, combinée à la désintégration radioactive et à la chaleur du réglage gravitationnel dans le noyau riche en fer de Mercure, a maintenu la surface et l’intérieur de la planète en fusion. Les modèles indiquent que ces processus ont fait monter la température de surface à environ 2 400 K (3 860 degrés Fahrenheit). L’évaporation puis la perte d’atmosphère pourraient-elles modifier la composition de Mercure ?

Yaghi et son équipe ont émis l’hypothèse de deux tailles initiales pour Mercure, une plus grande qu’aujourd’hui, certains scientifiques ont émis l’hypothèse, et quatre compositions possibles d’océans magmatiques. Les espèces volatiles telles que le dioxyde de carbone, le monoxyde de carbone, l’hydrogène (H2) et l’eau se dissolvent dans le magma et peuvent s’échapper sous forme de gaz lorsque la pression est relâchée. Les éléments rocheux non volatils tels que le silicium, le sodium ou le fer ne peuvent être présents sous forme de gaz tels que le monoxyde de silicium (SiO) que dans hautes températures On pense qu’il a existé dans l’océan de magma primitif. La différence entre les espèces gazeuses volatiles et non volatiles est que, pour une température donnée, les espèces volatiles ont des pressions de vapeur d’équilibre beaucoup plus élevées que celles des substances non volatiles. C’est la pression que l’atmosphère exerce sur la surface de l’atmosphère et du magma lorsque les deux coexistent.

L’équipe de recherche a mené un modèle couplé atmosphérique pour déterminer l’effet de l’évaporation de l’océan à l’atmosphère, et après avoir calculé les processus chimiques et physiques dans l’atmosphère, le résultat obtenu perte totale De l’atmosphère à l’espace ou retour à la planète. Pendant ce temps, la planète se refroidissait. Le magma liquide commence à cristalliser à 1 700 K (2 600 °F), ce qui fait des 1 500 K utilisés par Jäggi une bonne approximation de l’âge de fonte en surface et définit le point final de la perte de masse provenant de l’océan magmatique de Mercure.

Dans les états volatils et non volatils, l’océan de magma s’évapore pour alimenter l’atmosphère. Les particules peuvent s’échapper de l’atmosphère de l’une des quatre manières suivantes : chauffer le plasma du vent solaire pour obtenir des particules chargées. photoévaporation de types atmosphériques de photons solaires de très haute énergie tels que les rayons X et les photons ultraviolets du Soleil dans les profondeurs de la haute atmosphère provoquant un écoulement de gaz vers l’extérieur (également appelé échappement hydrodynamique); Jeans s’échappe, alors que des molécules de haute altitude, à grande vitesse et de faible masse se précipitent dans la partie supérieure de l’atmosphère avant de rencontrer une autre collision moléculaire ; et la photoionisation, dans laquelle les photons de haute énergie produisent des ions qui s’échappent par divers moyens.

Le modèle de l’équipe a révélé que des quatre mécanismes d’échappement potentiels, l’échappement des jeans était minime, tandis que les autres mécanismes ont entraîné des pertes de masse de 1 million à 4 milliards de kilogrammes par seconde, selon le moment de la formation de Mercure et les hypothèses sur l’efficacité de chauffage, avec le groupe supérieur provenant de l’évasion Hydrodynamique – « d’insignifiant à répandu », a déclaré Jaggi, selon l’efficacité avec laquelle les espèces dans l’atmosphère ont été chauffées et la quantité de rayonnement émise par le soleil primitif.

Mais plus important encore, la perte de masse totale des deux atmosphères très différentes – volatile et non volatile – s’est avérée assez similaire. Compte tenu de la perte de masse, l’échelle de temps résultante du modèle pour l’échange chimique inter-atmosphérique efficace était inférieure à 10 000 ans, ce qui signifie que les fuites atmosphériques ne représentent qu’environ 0,3 % de la masse initiale de Mercure, soit à moins de 2,3 kilomètres de la croûte. (Le rayon actuel de Mercure est de 2440 km).

Il apparaît donc que la perte de masse cumulée n’a pas modifié significativement la composition du manteau de Mercure durant la phase océanique magmatique. Ainsi, les temps de refroidissement, qui dépendent de l’effet de serre induit, déterminent la quantité de matière perdue au cours de la vie de l’océan magmatique.

L’insignifiance de la perte globale de masse atmosphérique de Mercure, et l’échappement hydrodynamique mis à part, a déclaré Yaghi, était surprenante. « Cela nous dit qu’il doit y avoir plus de mesures de sodium élevé à la surface de Mercure, car il ne peut pas être accumulé ou perdu en quantité significative compte tenu des taux de perte typiques et océan de magma Âge. « Les résultats pourraient s’étendre à la Lune, une exoplanète ou une planète semblable à la Terre commençant dans une phase de magma chaud » avec un budget fluctuant fourni par ses blocs de construction.  »

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