L’atmosphère la plus ancienne de Mercure
L’atmosphère la plus ancienne de Mercure- Mercure est le type de planète le plus rare de notre système solaire. La plus petite planète, ainsi que la planète la plus proche du soleil, est dans une résonance de spin 3: 2, tournant progressivement et connaissant également une chaleur torride jusqu’à 430 degrés Celsius; et le côté nuit gelant, jusqu’à -170 degrés Celsius. En raison du plus grand noyau riche en fer par rapport à notre planète, il a la deuxième densité la plus élevée de tout le système solaire, à seulement 1,5 % sous la Terre. L’aspect surprenant du mercure est le fait que malgré sa proximité avec le soleil, sa surface contient du sodium et du soufre en abondance.
Le noyau riche en fer et le manteau rocheux (la région géologique entre le noyau et la croûte); impliquent que Mercure avait une mer de lave au début de son développement.
Comme tout type de liquide, cet océan se serait vaporisé, mais en ce qui concerne Mercure, les températures auraient probablement été si élevées que la vapeur était composée de roche au lieu d’eau. Dans des recherches récentes sur l’atmosphère la plus ancienne de Mercure publiées dans The Planetary Science Journal, Noah Jäggi, ainsi que ses collègues, ont conçu exactement comment la dissipation de la surface de cet océan de lave développerait certainement une atmosphère et déterminerait si les pertes de l’atmosphère pourraient modifier la composition de Mercure, résolvant une enquête ouverte sur les raisons pour lesquelles des éléments modérément volatils comme le sodium se sont accumulés à la surface de Mercure. Leurs découvertes étaient inhabituelles, a déclaré Jäggi, un étudiant diplômé de l’Université de Berne, à Phys.org.
L’atmosphère la plus ancienne de Mercure: Les premiers océans de magma
Les premiers océans de magma sur les planètes ne sont pas inhabituels. A expliqué Lindy Elkins-Tanton, directrice de l’Institution of Planet and Room Exploration à l’Arizona State College. “Nous pensons que toutes les planètes rocheuses ont un ou plusieurs – peut-être plusieurs – océans de magma lors de leur formation. Les impacts de l’accrétion vers la fin de la formation des planètes sont tout aussi énergiques ; ils feront fondre les planètes à une certaine profondeur.
Le système solaire primitif était un habitat dur et aussi actif, rempli de roches volantes, de collisions importantes. La chaleur que ces événements ont produite. ainsi que la dégénérescence radioactive et la chaleur produites par le réglage gravitationnel du noyau riche en fer de Mercure, ont maintenu la surface de Mercure en fusion ainsi qu’à l’intérieur. Les simulations montrent que ces procédures ont fait monter le niveau de température de la surface à 2 400 K (3 860 degrés Fahrenheit). L’évaporation puis la perte d’atmosphère pourraient-elles transformer la formation de Mercure ?
Les dimensions initiales pour Mercure
Jäggi et son équipe ont supposé 2 dimensions initiales pour Mercure. Une plus grande que celle d’aujourd’hui, comme certains scientifiques l’ont supposé plus tôt et quatre compositions possibles de l’océan magmatique.
Les espèces volatiles de gaz comme le dioxyde de carbone, le monoxyde de carbone, l’hydrogène (H2), ainsi que l’eau se dissolvent dans le magma et peuvent normalement s’échapper sous forme de gaz lorsque la pression est relâchée.
Des substances comparables non volatiles formant des roches telles que le silicium; le sodium ou le fer ne peuvent exister sous forme de gaz tels que le monoxyde de silicium (SiO) qu’aux températures très élevées qui auraient réellement existé dans la toute première mer de lave.
La distinction entre les espèces gazeuses imprévisibles et non volatiles est que, pour une température donnée, les variétés volatiles ont des pressions de vapeur d’équilibre beaucoup plus importantes que les non-volatiles. C’est la pression que l’atmosphère exerce sur la surface atmosphère-magma lorsque les deux existent.
Les chercheurs ont exécuté un modèle couplé intérieur-atmosphère pour identifier l’impact de la dissipation de la mer jusque dans l’atmosphère; et après avoir représenté les processus chimiques et physiques de l’atmosphère, la perte de masse résultante de l’atmosphère vers le cosmos ou vers la planète. Pendant ce temps, la planète se refroidissait. La lave fluide commence à cristalliser à 1 700 K (2 600 degrés Fahrenheit). Ce qui fait de 1 500 K utilisé par Jäggi une bonne approximation de la durée de vie de la fonte de surface; et définit le point d’achèvement de la perte de masse provenant de l’océan magmatique de Mercure.
Les cas volatils et non volatils
Dans les cas volatils et non volatils, l’océan de lave s’évapore pour alimenter l’atmosphère. Les molécules peuvent être libérées de l’atmosphère de l’une des quatre manières suivantes : chauffage domestique par plasma à partir du vent solaire de fragments chargés; la photoévaporation d’espèces atmosphériques à partir de photons solaires à très haute énergie tels que les rayons X et les photons ultraviolets de la lumière solaire profonde dans la haute atmosphère développant une sortie de gaz (également appelée retraite hydrodynamique) ; Escapade en jean, où des particules particulièrement à haute altitude; à grande vitesse et à faible masse zooment sur le dessus de l’environnement avant de subir un accident moléculaire supplémentaire ; et aussi la photoionisation, où les photons à haute énergie produisent des ions qui s’échappent au moyen de différentes méthodes.
Dispositifs d’évacuation potentiels
La conception de l’équipe a montré que des quatre dispositifs d’évacuation potentiels, la retraite de Jeans était négligeable; les autres entraînant des pertes de masse de 1 million à 4 milliards de kilogrammes par seconde. Selon le moment du développement de Mercury et aussi les hypothèses sur les performances de chauffage; avec la Variété supérieure provenant d’une escapade hydrodynamique. « d’insignifiante à prédominante », a déclaré Jäggi. En fonction de la manière dont les espèces climatiques sont réchauffées et de la quantité de rayonnement générée et fournie par le soleil précoce.
Mais surtout, la défaillance de la masse des deux atmosphères évaluées très différemment; imprévisibles et non volatiles – s’est avérée tout à fait comparable. Compte tenu de la perte de masse; l’échelle de temps résultante de la version pour un échange chimique fiable entre l’intérieur et l’atmosphère était bien inférieure à 10 000 ans, ce qui suggère que les processus d’échappement climatiques ne représentent qu’environ 0,3 % de la première masse de Mercure ou moins de 2,3 kilomètres de croûte. (Le rayon actuel de Mercure est de 2 440 km.)
L’atmosphère la plus ancienne de Mercure: La perte totale de masse atmosphérique de Mercure
Une perte de masse aussi spectaculaire ne semble pas avoir personnalisé la structure du manteau en vrac de Mercure pendant le stade de la mer de lave. Ainsi, les temps de refroidissement; qui dépendent de la pollution causée, ont déterminé la quantité de matière perdue au cours de la durée de vie de la mer de lave.
L’insignifiance de la perte totale de masse atmosphérique de Mercure, escapade hydrodynamique à part, était inattendue, a déclaré Jäggi. “Cela nous dit qu’il doit y avoir plus que les mesures à haute teneur en sodium à la surface de Mercure. Car elles ne peuvent pas être accumulées ni perdues en quantité significative; compte tenu de nos taux de perte modélisés et de la durée de vie des océans de magma.”. Le pourrait être englobé la lune, une exoplanète ou une planète semblable à la Terre; qui commence dans une phase de magma chaud « avec un plan de dépenses instable fourni par ses blocs de construction.
Vidéo sur l’atmosphère et la structure de Mercure
Cet article a été initialement publié sur Phys.Org
Référence: Noah Jäggi et al, Evolution of Mercury’s Earliest Atmosphere, The Planetary Science Journal (2021). DOI: 10.3847/PSJ/ac2dfb
