L’interior planetari en l’evolució a llarg termini de la concentració atmosfèrica de diòxid de carboni

Planetologia: A hores d’ara la concentració atmosfèrica de diòxid de carboni (CO₂) és de 420 ppm. El valor és un 45% superior al que s’havia viscut en l’era preindustrial (280 ppm), i de fet superior als valors registrats en el darrer milió d’anys. Si ens ho mirem a gran escala, però, hi ha hagut valors de 3000-9000 ppm fa uns 500 milions d’anys, i encara probablement superiors en èpoques anteriors. Hom suposa que l’efecte hivernacle generat per aital quantitat de CO₂ permetia a la Terra disposar d’una temperatura mitjana prou similar a l’actual malgrat rebre molta menys energia del jove Sol. Contràriament, si mirem cap al futur llunyà, en els propers centenars de milions d’anys, una davallada pronunciada del CO₂ atmosfèrica permetria minimitzar l’efecte hivernacle i mantindre fins a cert punt la temperatura planetària en un context de radiació solar en augment per l’evolució estel·lar del propi Sol. Hom assum que el cicle de carbonats i silicats juga un paper en l’evolució a llarg termini del clima de la Terra. Mark Oosterloo, de l’Institut Astronòmic Kapteyn de la Universitat de Groningen, encapçala un article en el número de maig de Astronomy and Astrophysics, en el que es presenta un model de l’evolució a llarg termini de la concentració atmosfèrica de CO₂ en planetes rocallosos. El model contempla el paper de l’evolució termal de l’interior planetari sobre el cicle del carboni. L’escalfament radiogènic del mantell, la mida del nucli, la massa planetària i la tectònica de placa influeixen en l’evolució de la pressió parcial de CO₂ en l’atmosfera planetària, a través de la meteorització continental dependent de temperatura, la meteorització del fons marí, la subducció i el desgassament a través del vulcanisme de dorsals i d’arcs. El model d’Oosterloo et al. indica una tendència del CO₂ atmosfèric a davallar al llarg de l’evolució planetària durant l’estada de l’estel corresponent en la seqüència principal. Una abundància inicial major de radioisòtops, a través d’un major desgassament del mantell, condueix a una pressió parcial de CO₂ més elevada. Una menor velocitat de plaques tectòniques té l’efecte contrari. Planetes amb un nucli relativament més gran (i un mantell més prim) tendeixen a menors concentracions de CO₂, i com més massiu és el planeta major és la concentració. El model té aplicació en l’apreciació de l’habitabilitat a llarg termini de planetes rocallosos, i ens mostra la importància crítica de la densitat planetària, i per tant de disposar de mesures precises de la massa i radi d’exoplanetes.

La temperatura interior d’un planeta rocallós, tant del nucli com del mantell, té un efecte determinant sobre l’evolució de l’atmosfera planetària, i de la concentració de CO₂ en particular

Un model d’evolució del CO₂ atmosfèric per a planetes rocallosos

Mark Oosterloo, Inga Kamp i Floris van der Tak són membres del Kapteyn Astronomical Institute, de la Universitat de Groningen. Dennis Höning és membre de Origins Center, i del Department of Earth Sciences de la Vrije Universiteit Amsterdam. Van der Tak també és membre del SRON Netherlands Institute for Space Research. Trameteren aquest article a la revista A&A el 13 d’octubre de l’any passat, i fou acceptat el 5 de març. El 3 de maig es publicava en el darrer número.

En els darrers 25 anys s’han descobert uns 4200 planetes. Només una part d’ells presenten una massa semblant a la de la Terra o inferior, i encara és una fracció d’aquesta fracció els que presenten temperatures efectives compatibles amb l’aigua líquida. La qüestió sobre l’habitabilitat planetària se centra en aquests planetes semblants a la Terra en termes de massa i de radiació rebuda (Proxima Centauri b; Trappist-1 e, f i g; Teegarden c). De vegades la qüestió es planteja també pensant en la possibilitat d’evolució de formes de vida complexes o de vida intel·ligent o de civilitzacions, factors que demanarien una habitabilitat a llarg termini.

La majoria de planetes semblants a la Terra que s’han detectat fins ara orbiten estels de tipus M. Aquests estels passen un llarg període en la seqüència principal, però experimenten flamarades que tindrien un efecte esterilitzant sobre les biosferes potencials dels seus planetes. A més, la zona d’habitabilitat al voltant dels estels M és estreta, i els planetes que hi són tendeixen a presentar períodes de rotació idèntics als períodes de translació, de manera que els hemisferis diürn i nocturn queden fixats sobre la superfície planetària.

No és estrany, doncs, que Oosterloo et al. s’enfoquin en el exoplanetes rocalloses que orbiten estels de tipus F o G, més semblants al nostre Sol (com Kepler-452b). El problema d’aquests planetes és l’evolució relativament ràpida del seu estel. En pocs milers de milions d’anys, la radiació emesa pels estels de tipus G varia considerablement, la qual cosa escurça el temps d’habitabilitat dels planetes corresponents.

Hi ha un factor, però, que augmenta el temps d’habitabilitat dels planetes que orbiten estels de tipus G: el cicle de carboni de llarg termini pot actuar com un termòstat planetari. El reciclatge de carboni entre els diferents compartiments (atmosfera, oceà, escorça i mantell) pot conduir a variacions en la concentració atmosfèrica de CO₂ que donin lloc a diferents magnituds d’efecte hivernacle. Inicialment, l’atmosfera disposaria d’una elevada concentració de CO₂, que tindria un efecte escalfador malgrat la poca radiació rebuda del jove estel. En augmentar la radiació rebuda, i la temperatura de la superfície, la meteorització dels silicats de l’escorça captaria CO₂ atmosfèric, generant un mecanisme de retroalimentació negativa de l’estil que tan agrada als seguidors de la teoria Gaia. Si la temperatura superficial baixa massa, la meteorització de silicats davalla, i llavors l’activitat volcànica genera emissions netes de CO₂, que al seu torn fan elevar la temperatura superficial per l’efecte hivernacle. Són mecanismes com aquests els que explicarien la “paradoxa del jove Sol” pel que fa a l’aparició primerenca de la vida a la Terra.

Oosterloo et al. han desenvolupat el seu model pensant en la diversitat d’exoplanetes rocallosos fins ara detectats. Hi ha diferències en el radi i en la massa i, en conseqüència també, en la densitat. Cal pensar que aquestes diferències condueixen a canvis en la proporció entre el nucli metàl·lic i el mantell rocós (o fins i tot, en el grau de diferenciació nucli-mantell), i de retruc diferències en l’estructura termal i química de l’interior planetari. Això ja és important d’entrada si atenem al fet que l’atmosfera planetària es forma originàriament com a resultat de material volàtil emès des de l’interior del planeta. Un factor crucial en la temperatura interior d’un planeta és l’abundància relativa d’isòtops radiogènics (tori, urani, etc.): aquesta radiació d’isòtops primordials tendeix a decaure d’acord amb les semivides respectives de cada radioisòtop. També és rellevant en el quadre final l’activitat tectònica del planeta, és a dir el grau de fragmentació de l’escorça en plaques tectòniques, i el moviment de les plaques: la tectònica de plaques promou la circulació de carboni entre l’escorça, el mantell i l’atmosfera.

En el model d’Oosterloo et al. juguen un paper crucial l’abundància de radioisòtops, la mida del nucli planetari i la massa planetària total.

La construcció del model

El model d’evolució termal ofereix una estimació de l’evolució del vigor de la convecció del mantell planetari al llarg del temps. Aquest vigor depèn directament i indirecta de la temperatura del mantell. Oosterloo contemplen únicament planetes rocallosos integrats per un nucli de ferro i un mantell de magnesi-silicat, considerant a més el mantell com una única capa isoviscosa i convectiva. La temperatura del mantell, segons aquest model, és especialment rellevant en les primeres etapes del planeta (1-2 milers de milions d’anys, quan hi ha més radioactivitat interna), i més endavant cedeix protagonisme a la viscositat.

El model de cicle de carboni quantifica els efectes de l’evolució termal planetària sobre la pressió atmosfèrica parcial de CO₂. El model contempla quatre compartiments: atmosfera, oceà, escorça oceànica i mantell. S’assum que atmosfera i oceà es troben en un equilibri instantani. La captació de CO₂ atmosfèric i oceànic es faria a través de la meteorització continental i de fons marí, i en resultarien carbonats emmagatzemats en el fons marí. La subducció de l’escorça oceànica condueix el carboni emmagatzemat al mantell, on queda segrestat fins que és alliberat a l’atmosfera a través del vulcanisme.

La velocitat de placa tectònica seria la variable que acoblaria el cicle de carboni amb la convecció de mantell. D’una banda, afecta el transport de carboni cap al mantell (a través de la subducció), i de l’altra el transport de carboni des del mantell (a través de les dorsals oceàniques).

L’habitabilitat a llarg termini de planetes rocallosos

En el cicle de carboni de llarg termini juga un paper central el refredament del mantell. És clar que també és rellevant quina és la distribució inicial de carboni entre els diferents compartiments planetaris. Alhora, la temperatura superficial, a través de la velocitat de plaques, influeix en el cicle de carboni. En l’actualitat a la Terra la velocitat de placa és de 5 cm/any, però si la temperatura superficial és molt superior, llavors aquesta velocitat s’alenteix.

En planetes rocallosos que presenten inicialment una atmosfera rica en CO₂ s’hi distingirien tres fases temporals: 1) la meteorització capta CO₂ vers el fons oceànic; 2) s’arriba a un equilibri entre meteorització i vulcanisme, i la concentració de CO₂ atmosfèric s’estabilitza; 3) la tectònica de plaques governa la taxa de segrestament de carboni en el mantell i, de retruc, tot el cicle.

En planetes rocallosos on inicialment tot el carboni es troba en el mantell, la velocitat de placa també es constitueix en el factor limitant que determina el temps requerit per arribar a l’equilibri entre compartiments.

L’evolució de la velocitat de placa és força determinant en el cicle de carboni a llarg termini: dels valors inicials de 90 cm/any es passa eventualment a 5 cm/any.

Les abundàncies inicials d’urani i de tori, segons aquest model, seria rellevants per al cicle de carboni de llarg termini per la influència que tenen sobre la temperatura del mantell i, de retruc, sobre la velocitat de placa. Quan el planeta arriba a 10.000 milions d’anys d’antiguitat, la pressió parcial atmosfèrica de CO₂ pot oscil·lar de 5 a 45 Pa precisament d’acord amb els valors inicials d’urani i de tori.

La mida relativa del nucli, d’acord amb aquest model, influeix en el cicle de llarg termini de carboni: com més gran és el nucli més ràpid és el refredament del mantell i més ràpidament decau la velocitat de placa. Els planetes més densos, doncs, tindrien atmosferes més pobres de CO₂ al llarg de la seva història.

Pel que fa a la massa planetària, en el sentit que comporta un gruix de mantell més elevat, això promou una major acumulació de CO₂ en l’atmosfera.

L’aplicació del model en la recerca d’exoplanetes

Per tal d’aplicar el model d’Oosterloo et al. és necessari disposar d’estimacions el més precises possibles de la massa i de la mida de l’exoplaneta. L’abundància relativa de radioisòtops es pot estimar a través de les dades espectroscòpiques de l’estel. Una vegada sigui possible fer determinacions de la composició atmosfèrica d’exoplanetes rocallosos, el model d’Oosterloo et al. pot ajudar a distingir entre planetes que han disposat o disposen d’un cicle de carboni de llarg termini o aquells que no n’han disposat o l'han perdut.

Lligams:

- The role of planetary interior in the long-term evolution of atmospheric CO2 on Earth-like exoplanets. M. Oosterloo, D. Höning, I. E. E. Kamp, F. F. S. van der Tak. A&A 649 A15 (2021).