Un grupo de investigadores ha explicado cómo fue la primera atmósfera que tuvo Mercurio. No estaba compuesta por los elementos que podríamos encontrar en una atmósfera como la de la Tierra. La suya tuvo que ser una atmósfera mucho más extrema de lo que podríamos pensar…

La atmósfera de Mercurio se formó en condiciones extremas

Mercurio es un mundo de lo más peculiar. Es el planeta más pequeño del Sistema Solar y el más cercano al Sol. Está en una resonancia giro-orbita 3:2 (es decir, rota sobre sí mismo 3 veces por cada 2 órbitas que completa alrededor de la estrella). En el hemisferio iluminado, se llegan a alcanzar unos 430 grados. El hemisferio nocturno, sin embargo, se desploma hasta alcanzar los -170 ºC. Tiene un gran núcleo rico en hierro, por lo que es el segundo planeta con la mayor densidad del sistema, solo ligeramente por detrás de la Tierra.

¿Cómo era la atmósfera de Mercurio en su infancia?
Diagrama de Mercurio con un océano de magma y la composición de su atmósfera y exosfera. Crédito: NASA

Pese a su proximidad al Sol, la superficie de Mercurio es rica en elementos volátiles, como el sodio y el azufre. Además, está bien diferenciado, poseyendo un núcleo rico en hierro y un manto rocoso. Algo que sugiere que Mercurio debió tener un océano de magma en las primeras etapas de su formación. Como cualquier otro líquido, ese océano se habría evaporado. Pero en Mercurio, sin embargo, las temperaturas eran tan altas que, seguramente, ese vapor no estaba compuesto por agua. Pudo estar compuesto por roca fundida.

En un nuevo estudio, un grupo de investigadores ha desarrollado un modelo para entender cómo la evaporación, de ese océano de magma en la superficie, hubiese formado una atmósfera. Así como para determinar si la pérdida de esa atmósfera podría alterar la composición del planeta. Algo que podría permitir responder a una pregunta muy específica sobre Mercurio. ¿Por qué los elementos moderadamente volátiles, como el sodio, se han acumulado en su superficie? Los resultados de su investigación han resultado de lo más llamativos.

Los océanos de magma son algo frecuente en el inicio de la formación

No es raro, explican los investigadores, que los planetas tengan océanos de magma en su primera etapa. Es más, añaden, puede que los planetas rocosos tengan más de un océano de magma mientras se forman. Los impactos que tienen lugar durante la fase de acreción son muy energéticos, por lo que derriten los planetas hasta una cierta profundidad. En sus inicios, el sistema Solar era un lugar muy activo. Estaba repleto de rocas moviéndose en todas direcciones. Las colisiones gigantes y los bombardeos masivos eran algo habitual.

El calor generado por esos fenómenos, además del deterioro radiactivo y el calor producido por el núcleo de hierro de Mercurio, mantuvieron su superficie e interior fundidos. Los modelos indican que esos procesos provocaron que la temperatura, en la superficie, llegase a alcanzar unos 2400 K (2126 ºC). A partir de ahí, se preguntan si la evaporación, y pérdida de la atmósfera, podría alterar la composición del planeta. Los investigadores partieron de dos posibles tamaños iniciales para el planeta. Uno era más grande que Mercurio en la actualidad.

Además, también plantearon cuatro composiciones diferentes para el océano de magma. Los compuestos volátiles como el dióxido y monóxido de carbono, el hidrógeno y el agua se disuelven en el magma y pueden escapar como gas. Los elementos no volátiles, que forman rocas como los silicatos, el sodio o el hierro, pueden existir también en forma de gas. Podemos encontrar compuestos como el monóxido de silicio, pero solo en temperaturas muy altas. Las que se cree, precisamente, que se dieron en ese océano de magma.

El comportamiento de los compuestos volátiles y no volátiles

La diferencia entre los diferentes tipos de gases volátiles y no volátiles es su comportamiento en una temperatura en particular. Los gases volátiles tienen una presión de equilibrio mucho más grande que los no volátiles. Es la presión que ejerce la atmósfera en la superficie del magma cuando existen ambos a la vez. Los investigadores ejecutaron un modelo de las condiciones atmosféricas, y en el interior, para determinar el efecto de la evaporación del océano a la atmósfera. En él se tenían en cuenta diferentes factores.

Estructura interna de Mercurio. Crédito: Antonio Genova

Consideraron los procesos atmosféricos químicos y físicos; así como la pérdida de masa de la atmósfera, bien por su regreso al planeta o al espacio. Además, con el paso del tiempo el planeta se enfriaba. El magma líquido se cristaliza a una temperatura de 1700 K (1426 ºC). Los investigadores utilizaron 1500 K como aproximación para determinar durante cuánto tiempo perduraría la superficie fundida. Definiendo también el límite de la masa perdida por el océano de magma de Mercurio. En ambos escenarios, volátil y no volátil, el resultado es el mismo.

El océano de magma se evapora y alimenta a la atmósfera. Las moléculas pueden escapar de la atmósfera de cuatro maneras. En primer lugar, por medio del calentamiento del plasma por las partículas cargadas del viento solar. En segundo, la fotoevaporación de la atmósfera a partir de fotones solares de alta energía. El impacto de estos fotones (de rayos X o ultravioleta) en la profundidad de las capas altas de la atmósfera puede crear un flujo de gas que escape. En tercero, el escape Jeans, donde las moléculas a gran altitud, y velocidad, de poca masa, escapan de la atmósfera.

Qué impacto tuvo la atmósfera de Mercurio

Por último, la fotoionización, en la que los fotones de alta energía producen iones (variantes de un mismo elemento) que escapan de la atmósfera. El modelo del equipo muestra que el escape de Jeans tenía poco impacto. En otros casos, la pérdida podía ser de un millón a cuatro mil millones de kilogramos por segundo. Algo que variaría en función del momento de la formación de Mercurio y el impacto de diferentes suposiciones. Lo curioso es que ambas atmósferas, una rica en elementos volátiles y otra en no volátiles, perderían más o menos la misma masa.

Mercurio visto por la sonda Messenger en 2008. Crédito: NASA

El modelo, además, muestra que el intercambio químico entre la atmósfera y el magma fue rápido, de menos de 10 000 años. Por lo que la pérdida de la atmósfera solo pudo suponer una disminución del 0,3% de la masa inicial de Mercurio. Es decir, menos de 2,3 kilómetros de corteza (Mercurio tiene un radio de 2440 kilómetros). La pérdida acumulada de masa no parece haber alterado significativamente la composición del manto de Mercurio, durante la fase del océano de magma. El tiempo que ese océano tardó en enfriarse sí sería un factor más importante.

El tiempo de enfriado dependerá de la intensidad del efecto invernadero que experimentó el planeta mientras tuvo un océano de magma. Lo interesante es que, como explican los investigadores, la abundancia de sodio en su superficie no se puede explicar a través de su modelo, porque no pudo acumularse o perderse de forma significativa mientras tuvo un océano de magma. Además, los investigadores destacan que estos resultados también podrán aplicarse a la Luna, o un exoplaneta rocoso que comience su existencia con un océano de magma…

Estudio

El estudio es N. Jäggi, D. Gamborino, D. Bower et al.; «Evolution of Mercury’s Earliest Atmosphere«. Publicado en la revista The Astrophysical Journal el 17 de noviembre de 2021. Puede consultarse en este enlace.

Referencias: Phys