Os cientistas têm uma nova ferramenta para estimar a quantidade de água que pode estar escondida sob a superfície de um planeta

Na busca por vida em outras partes do Universo, os cientistas tradicionalmente procuram planetas com água líquida em sua superfície. Mas, em vez de fluir como oceanos e rios, grande parte da água de um planeta pode estar retida em rochas profundas em seu interior.

https://www.cam.ac.uk/research/news/scientists-have-new-tool-to-estimate-how-much-water-might-be-hidden-beneath-a-planets-surface
Mundos de água. Da esquerda para a direita: Kepler-22b, Kepler-69c, Kepler-452b, Kepler-62f e Kepler-186f. O mundo mais à direita é o nosso planeta Terra. Créditos: NASA/Ames/JPL-Caltech

Cientistas da Universidade de Cambridge agora têm uma maneira de estimar quanta água um planeta rochoso pode armazenar em seus reservatórios subterrâneos. Acredita-se que essa água, que está presa na estrutura dos minerais no fundo, possa ajudar um planeta a se recuperar de seu nascimento inicial de fogo.

Os pesquisadores desenvolveram um modelo que pode prever a proporção de minerais ricos em água dentro de um planeta. Esses minerais agem como uma esponja, absorvendo a água que pode retornar à superfície e reabastecer os oceanos. Seus resultados podem nos ajudar a entender como os planetas podem se tornar habitáveis ​​após intenso calor e radiação durante seus primeiros anos.

Os planetas que orbitam estrelas anãs vermelhas do tipo M – a estrela mais comum na galáxia – são considerados um dos melhores lugares para procurar vida alienígena. Mas essas estrelas têm uma adolescência particularmente tempestuosa – liberando intensas rajadas de radiação que explodem planetas próximos e queimam suas águas superficiais.

A fase adolescente do nosso Sol foi relativamente curta, mas as estrelas anãs vermelhas passam muito mais tempo neste angustiante período de transição. Como resultado, os planetas sob sua asa sofrem um efeito estufa descontrolado, onde seu clima é lançado no caos.

A líder do estudo, Claire Guimond, estudante de doutorado no Departamento de Ciências da Terra de Cambridge, declarou:

Queríamos investigar se esses planetas, após uma criação tão tumultuada, poderiam se reabilitar e passar a hospedar água de superfície.

Claire Guimond

A nova pesquisa, publicada no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, mostra que a água interior pode ser uma maneira viável de reabastecer a água líquida da superfície quando a estrela hospedeira de um planeta amadurecer e escurecer. Essa água provavelmente teria sido trazida por vulcões e gradualmente liberada como vapor na atmosfera, junto com outros elementos vitais.

Seu novo modelo permite calcular a capacidade de água interior de um planeta com base em seu tamanho e na química de sua estrela hospedeira.

O modelo nos dá um limite superior de quanta água um planeta pode carregar em profundidade, com base nesses minerais e sua capacidade de absorver água em sua estrutura.

Claire Guimond

Os pesquisadores descobriram que o tamanho de um planeta desempenha um papel fundamental na decisão de quanta água ele pode conter. Isso porque o tamanho de um planeta determina a proporção de minerais que transportam água de que é feito.

A maior parte da água interior de um planeta está contida em uma camada rochosa conhecida como manto superior – que fica logo abaixo da crosta. Aqui, as condições de pressão e temperatura são ideais para a formação de minerais verde-azulados chamados wadsleyita e ringwoodita, que podem absorver água. Essa camada rochosa também está ao alcance de vulcões, que podem trazer água de volta à superfície por meio de erupções.

A nova pesquisa mostrou que planetas maiores – cerca de duas a três vezes maiores que a Terra – normalmente têm mantos rochosos mais secos porque o manto superior rico em água representa uma proporção menor de sua massa total.

Os resultados podem fornecer aos cientistas diretrizes para ajudar na busca por exoplanetas que possam hospedar vida.

Oliver Shorttle, afiliado ao Departamento de Ciências da Terra de Cambridge e Instituto de Astronomia, explicou:

Isso pode ajudar a refinar nossa triagem de quais planetas estudar primeiro. Quando procuramos os planetas que podem reter melhor a água, você provavelmente não quer um significativamente mais massivo ou muito menor que a Terra.

Oliver Shorttle

As descobertas também podem aumentar nossa compreensão de como os planetas, incluindo aqueles mais próximos de casa, como Vênus, podem fazer a transição de paisagens infernais estéreis para um mármore azul. As temperaturas na superfície de Vênus, que tem tamanho e composição semelhante ao da Terra, giram em torno de 450oC e sua atmosfera é pesada com dióxido de carbono e nitrogênio. Permanece uma questão em aberto se Vênus hospedou água líquida em sua superfície há 4 bilhões de anos.

Se for esse o caso, então Vênus deve ter encontrado uma maneira de se resfriar e recuperar a água da superfície depois de nascer em torno de um sol ardente. É possível que tenha aproveitado sua água interior para fazer isso.

Oliver Shorttle

Artigo Científico

Guimond, C. M., Shorttle, O., & Rudge, J. F. ‘ Mantle mineralogy limits to rocky planet water inventories‘; Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (2023). DOI: 10.1093/mnras/stad148

Abstract

Minerais nominalmente anidros em mantos de planetas rochosos podem sequestrar a quantidade de água de vários oceanos da Terra. As capacidades de armazenamento de água do manto, portanto, fornecem uma importante restrição aos inventários de água do planeta. Aqui prevemos as capacidades de água do manto de silicato a partir da solubilidade termodinamicamente limitada da água em seus minerais constituintes. Relatamos a variabilidade das capacidades de água do manto superior e do manto devido a (i) abundância de elementos refratários de estrelas hospedeiras que definem a mineralogia do manto, (ii) cenários realistas de temperatura do manto e (iii) massa do planeta. Descobrimos que os minerais da zona de transição dominam quase infalivelmente a capacidade de água do manto para planetas de até ~1,5 massas terrestres, possivelmente criando um gargalo para o transporte em águas profundas, embora a descontinuidade da capacidade de água da zona de transição seja menos pronunciada em Mg/Si mais baixo. A pressão do limite de fase ringwoodita-perovskita que define o manto inferior é aproximadamente constante, de modo que a contribuição do reservatório do manto superior torna-se menos importante para planetas maiores. Se a perovskita e a pós-perovskita forem relativamente secas, os planetas rochosos cada vez mais maciços teriam capacidades fracionais de água interior cada vez menores. Na prática, nossos resultados representam perfis iniciais de concentração de água em mantos planetários onde seus oceanos de magma primordial estão saturados de água. Este trabalho é um passo para a compreensão do ciclo planetário de águas profundas, evolução térmica mediada por reologia e derretimento, e a frequência dos planetas oceânicos.

Guimond et al.
https://arxiv.org/abs/2207.00014
Figura 2. Perfis de modo mineral (três painéis à esquerda) e conteúdo de saturação de água (painel à direita), para planetas com uma composição semelhante à da Terra, mas uma relação molar Mg/Si ajustada para 1,4 (painel do modo esquerdo; perfil tracejado), 1,1 (painel do modo central; perfil sólido) ou 0,7 (painel do modo direito; perfil pontilhado e tracejado), representando respectivamente o 2º, 50º e 98º percentis de estrelas hospedeiras de exoplanetas no Catálogo Hypatia. As composições ajustadas são calculadas conservando a massa total de MgO + SiO2. Observe que grande parte da faixa de pressão do manto inferior não é mostrada. As mineralogias e saturações de água são para uma temperatura potencial de 1.600 K, volume do manto de Fe de 0,113 e massa do planeta de 1M⊕. As temperaturas potenciais não têm um efeito significativo na mineralogia de equilíbrio. Para Mg/Si de 0,7 a 1,1 a 1,4, as capacidades de água do manto superior são 0,9, 1,3 e 2,0 oceanos terrestres, e as capacidades totais de água do manto (ou seja, incluindo o manto inferior) são 4,7, 2,4 e 3,1 oceanos terrestres. Nossa composição nominal de terra de silicato a granel é de 45,0% em peso de SiO2, 37,8% em peso de MgO, 8,05% em peso de FeO, 4,45% em peso de Al2O3 e 3,55% em peso de CaO (McDonough & Sun 1995). As fases abreviadas são granada (gt), clinopiroxênio (cpx), ortopiroxênio (opx), clinopiroxênio de alta pressão (hcpx), olivina (ol), wadsleyita (wad), ringwoodita (anel), perovskita (pv), quartzo (qtz) , coesita (coes), estishovita (stv), ferropericlase (fp) e davemaoita (dvm). Créditos: Claire Marie Guimond, Oliver Shorttle e John F. Rudge

Fonte

Universidade de Cambridge: Scientists have new tool to estimate how much water might be hidden beneath a planet’s surface

._._.

2207.00014-Mantle-mineralogy-limits-to-rocky-planet-water-inventories

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