Evolución composicional de los interiores de planetas de lava desde un estado fundido homogéneo inicial. El fraccionamiento químico ocurre durante la solidificación planetaria porque los elementos que componen las rocas no tienen las mismas asociaciones para las fases líquida y sólida. Por ejemplo, el FeO prefiere permanecer en el líquido en lugar de incorporarse a los sólidos. (ayb) Condiciones iniciales. El océano de magma está bien mezclado y casi completamente fundido. La composición del océano de magma corresponde a la del planeta más grande, es decir, un 6% de FeO (composición EEB). Esta es la etapa de los océanos de magma globales. (C y D) Inicio de la etapa blanda. La fracción cristalina de MO es aproximadamente el 50%. Los sólidos ricos en hierro se acumulan en el manto profundo. La parte más líquida del planeta presenta un contenido de FeO del 10%. (f) Fin de la etapa blanda. La concentración de FeO en MO alcanza un máximo del 12%. (g) Fase de estado sólido. Un océano de magma poco profundo y rico en hierro está enterrado en el manto profundo. El océano de magma poco profundo del lado diurno tiene una concentración de aproximadamente el 2%. La hoja maciza tiene capas fuertes. Los sólidos ricos en hierro se funden para formar un océano de magma basal. – Ph.EP astronómico]
Los planetas de lava son exoplanetas rocosos que orbitan tan cerca de su estrella anfitriona que su lado diurno es lo suficientemente caliente como para derretir rocas de silicato. Sus cortos períodos orbitales aseguran que los planetas de lava estén bloqueados por mareas en una rotación sincrónica, con hemisferios permanentes de día y de noche. Estos océanos de magma asimétricos no tienen análogos en el sistema solar e introducirían una nueva dinámica de fluidos.
Aquí presentamos simulaciones numéricas del interior de planetas de lava, que muestran que el fraccionamiento de sólidos y líquidos en el interior del planeta tiene un impacto significativo en la estructura composicional y la evolución del planeta. Exploramos dos modos de dinámica que dependen principalmente del estado térmico interno: 1) un interior caliente y completamente fundido, y 2) un interior mayoritariamente sólido con un océano poco profundo de magma en el lado diurno.
En el escenario interior cálido, la atmósfera refleja la composición de silicatos del planeta y la corteza nocturna es gravitacionalmente inestable y se regenera constantemente. En un escenario interior frío, la atmósfera destilada carecería de Na, K y FeO, y el manto nocturno sería completamente sólido, con una superficie fría. Estos dos estados finales se pueden distinguir con observaciones del Telescopio Espacial James Webb, lo que proporciona una manera de explorar la diversidad de evoluciones exoplanetarias más allá del sistema solar.
Charles Edward Bockarie, Daphne Lemasquere, Nicola Cowan, Henry Samuel, James Badro
Comentarios: 12 páginas, 4 números. Se incluye información complementaria.
Temas: La Tierra y la astrofísica planetaria (astro-ph.EP); Dinámica de fluidos (física.flu-dyn); Geofísica (physics.geo-ph)
Citar como: arXiv:2308.13614 [astro-ph.EP] (O arXiv:2308.13614v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
Día de entrega
Escrito por: Charles Edward Boccari
[v1] Viernes 25 de agosto de 2023, 18:15:14 UTC (11.138 KB)
https://arxiv.org/abs/2308.13614
Astrobiología, Astrogeología,
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