Observações recentes dos planetas potencialmente habitáveis TRAPPIST-1 e, f e g sugerem que eles possuem grandes frações de massa de água de possivelmente várias dezenas de% em peso de água, embora a atividade da estrela hospedeira deva conduzir a um rápido escape atmosférico.
Esses processos podem fotolisar a água, gerando oxigênio livre e possivelmente dessecando o planeta. Depois que os planetas se formaram, seus mantos provavelmente estavam completamente derretidos, com os voláteis se dissolvendo e exsolvendo do derretimento. A fim de compreender esses planetas e se preparar para observações futuras, a fase do oceano de magma desses mundos deve ser entendida. Para simular esses planetas, combinamos os modelos existentes de evolução estelar, escape atmosférico, aquecimento das marés, aquecimento radiogênico, resfriamento do magma oceânico, radiação planetária e geoquímica água-oxigênio-ferro.
Apresentamos o magmoc, um modelo versátil de evolução do oceano de magma, validado contra a super-terra rochosa GJ 1132b e a Terra primitiva. Simulamos a evolução oceânico-atmosférica do magma acoplado de TRAPPIST-1 e, feg para uma gama de taxas de aquecimento radiogênico e de marés, bem como conteúdos de água iniciais entre 1 e 100 oceanos terrestres. Descobrimos que TRAPPIST-1 feg provavelmente seguiram o cenário extremamente úmido com uma fase prolongada do oceano de magma de pelo menos 250 Myr. O planeta e provavelmente seguiu a trilha seca ou intermediária, podendo ou não possuir pouco vapor d’água ou oxigênio na atmosfera na época da solidificação do manto. Para todos os planetas que investigamos, descobrimos que apenas 3-5% da água inicial ficará presa no manto após a solidificação do oceano de magma.
Publicado em 24/08/2020 04h44
Artigo original:
Achou importante? Compartilhe!
Assine nossa newsletter e fique informado sobre Astrofísica, Biofísica, Geofísica e outras áreas. Preencha seu e-mail no espaço abaixo e clique em “OK”: