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Jun 08, 2023

Un fresco invernadero desbocado sin océano de magma en la superficie

Nature volumen 620, páginas 287–291 (2023)Cite este artículo 1613 Accesos 149 Detalles de Altmetric Metrics Atmósferas de vapor de agua con contenido equivalente a los océanos de la Tierra, resultantes de impactos1 o

Nature volumen 620, páginas 287–291 (2023)Cite este artículo

1613 Accesos

149 altmétrico

Detalles de métricas

Se descubrió que atmósferas de vapor de agua con un contenido equivalente al de los océanos de la Tierra, resultantes de impactos1 o de una alta insolación2,3, producen un océano de magma en la superficie4,5. Sin embargo, esto fue una consecuencia de asumir una estructura completamente convectiva2,3,4,5,6,7,8,9,10,11. Aquí, informamos, utilizando un modelo climático consistente, que las atmósferas de vapor puro comúnmente están formadas por capas radiativas, lo que hace que su estructura térmica dependa en gran medida del espectro estelar y del flujo de calor interno. La superficie es más fría cuando no se impone un perfil adiabático; El derretimiento de la corteza terrestre requiere una insolación varias veces mayor que la actual, lo que no sucederá durante la secuencia principal del Sol. La superficie de Venus puede solidificarse antes de que escape la atmósfera de vapor, lo que es lo contrario de trabajos anteriores4,5. Alrededor de las estrellas más rojas (Teff < 3.000 K), los océanos de magma superficiales no pueden formarse únicamente mediante forzamiento estelar, cualquiera que sea el contenido de agua. Estos hallazgos afectan las firmas observables de las atmósferas de vapor y las relaciones masa-radio de los exoplanetas, cambiando drásticamente las limitaciones actuales sobre el contenido de agua de los planetas TRAPPIST-1. A diferencia de las estructuras adiabáticas, los perfiles radiativo-convectivos son sensibles a las opacidades. Por lo tanto, se necesitan nuevas mediciones de opacidades de alta presión mal restringidas, en particular lejos de las bandas de absorción de H2O, para perfeccionar los modelos de atmósferas de vapor, que son etapas importantes en la evolución de los planetas terrestres.

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Los datos generados por los códigos atmosféricos Exo_k y Generic PCM y utilizados en este estudio están disponibles en https://doi.org/10.5281/zenodo.6877001.

Exo_k es un software de código abierto. Puede encontrar una documentación completa sobre cómo instalarlo y utilizarlo en http://perso.asphy.u-bordeaux.fr/~jleconte/exo_k-doc/index.html. El PCM Genérico (Generic Global Climate Model; anteriormente conocido como LMDZ.generic) utilizado en este trabajo es la v.2528 y se puede descargar con documentación del repositorio SVN en https://svn.lmd.jussieu.fr/Planeto /trunk/LMDZ.GENERIC/. Más información y documentación están disponibles en http://www-planets.lmd.jussieu.fr.

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Agradecemos al equipo del Modelo Genérico de Clima Planetario por el trabajo en equipo para el desarrollo y mejora del modelo. Esta investigación utilizó el Sistema de Datos Astrofísicos de la NASA. FS y JL reconocen la financiación del Consejo Europeo de Investigación en el marco del Programa de Investigación e Innovación Horizonte 2020 de la Unión Europea (679030/WHIPLASH) y del estado francés a través del CNES, el Programa Nacional de Planétología y la ANR (ANR-20-CE49-0009: SOUND ) y en el marco del Programa Inversiones para el Futuro IdEx, Universidad de Burdeos/RRI ORIGINS. FS y MT agradecen el apoyo de BELSPO BRAIN (B2/212/PI/PORTAL). MT agradece el apoyo del programa Tremplin 2022 de la Facultad de Ciencias e Ingeniería de la Universidad de la Sorbona y el uso de los recursos informáticos de alto rendimiento del Centre Informatique National de l'Enseignement Superieur (A0080110391) realizados por Grand Equipement National de Calcul Intensif, que Fue esencial para calcular las simulaciones GCM tridimensionales presentadas en este trabajo. GC y É.B. Reconocer el apoyo de la Fundación Nacional Suiza para la Ciencia (200021_197176). Su trabajo se llevó a cabo en el marco del NCCR PlanetS, apoyado por la Fundación Nacional Suiza para la Ciencia (51NF40_182901 y 51NF40_205606).

Laboratorio de Astrofísica de Burdeos, Universidad de Burdeos, CNRS, Pessac, Francia

Franck Selsis, Jérémy Leconte y Martin Turbet

Laboratorio de Meteorología Dinámica/IPSL, CNRS, Universidad de la Sorbona, École Normale Supérieure, Universidad de Investigación PSL, École Polytechnique, París, Francia

Martín Turbet

Observatorio Astronómico de la Universidad de Ginebra, Versoix, Suiza

Guillaume Chaverot y Émeline Bolmont

Centro para la Vida en el Universo, Facultad de Ciencias, Universidad de Ginebra, Ginebra, Suiza

Émeline Bolmont

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FS y JL sentaron las bases del estudio. FS escribió la mayor parte del artículo, realizó las ejecuciones unidimensionales y creó las figuras con la guía de JL, MT, GC y É.B., y JL desarrolló el código Exo_k que hizo posible el estudio y escribió una parte importante del texto. , incluyendo la descripción y el manual de Exo_k. MT realizó las simulaciones 3D, que fueron importantes para validar los perfiles 1D de Exo_k y señalaron atmósferas radiativas profundas. JL, MT y GC trabajaron en los datos espectroscópicos y los formatearon para el estudio. Todos los autores contribuyeron a la respuesta a los revisores y revisiones del artículo.

Correspondencia a Franck Selsis.

Los autores declaran no tener conflictos de intereses.

Nature agradece a Kevin Zahnle, Raymond Pierrehumbert, Robin Wordsworth y los demás revisores anónimos por su contribución a la revisión por pares de este trabajo. Los informes de los revisores pares están disponibles.

Nota del editor Springer Nature se mantiene neutral con respecto a reclamos jurisdiccionales en mapas publicados y afiliaciones institucionales.

La atmósfera de vapor se modela aquí con un flujo solar de 445,7 Wm−2 (Seff = 1,3), sin flujo de calor interno, una gravedad de 1 g y una presión superficial de 270 bar (1 océano terrestre vaporizado). Panel a: flujos netos calculados para un perfil de PT “convectivo” utilizado como estructura inicial en los paneles cy d. Panel b: Flujos netos en equilibrio. El área azul (o roja) indica un flujo radiativo neto descendente (o ascendente). La convección que transporta energía hacia arriba sólo puede equilibrar un flujo radiativo descendente. Por lo tanto, el área roja indica una desviación del equilibrio térmico. Panel c) Evolución desde el perfil “convectivo” discontinuo inicial hacia el estado convergente, calculado con el paquete de evolución Exo_k suite22. Se necesitan más de 40.000 años para alcanzar el estado convergente y más de 280 millones de pasos y 40 horas de tiempo de CPU. Panel d) Evolución calculada con un modo de aceleración (ver Métodos) de Exo_k, en 165.000 pasos y menos de 1 min de tiempo de CPU. En el modo de aceleración, las iteraciones y perfiles intermedios no corresponden a tiempos y estructuras físicas.

Las líneas discontinuas indican convección seca. Los perfiles adiabáticos que satisfacen el equilibrio radiativo máximo de la atmósfera para los flujos mínimo y máximo están en gris.

Panel a, byc) Perfiles térmicos obtenidos con Exo_k (líneas azules continuas) y el PCM genérico 3D (líneas rojas discontinuas) para TRAPPIST-1, Proxima y una estrella M3. Para el PCM genérico, se muestra el promedio espacial y temporal, así como el rango de variaciones (área roja). Panel d) Tasas de calentamiento estelar con Exo_k (líneas continuas) y con el PCM Genérico (líneas discontinuas). La atmósfera a 10 bar está compuesta por un 95% de H2O y un 5% de N2 y la instelación es de 500 Wm−2 (Seff = 1,42) en todos los casos. Las opacidades utilizadas en ambos modelos son las mismas, las diferencias provienen de la circulación y los efectos radiativos de las nubes.

Las curvas negras son los perfiles nominales de PT, obtenidos con un cp fijado mediante iteraciones a su valor a la temperatura media en las capas de convección seca. Para mostrar la sensibilidad al valor de cp utilizamos las temperaturas más baja y más alta (Tmin y Tmax) encontradas en estas capas convectivas secas y calculamos el perfil azul con cp(Tmin) y el perfil rojo con cp(Tmax).

Se calculan perfiles para un espectro solar y tres insolaciones diferentes con las versiones 3.5 y 4.0.1 del continuo MT_CKD.

a) Perfiles de la gravedad y la insolación de Venus hace 4,5 Gyrs. b) Perfiles para una gravedad terrestre con un ISR de 378 Wm−2 y espectro T-1. En ϕint = 0 ambos casos tienen un OTR de 378 Wm−2. Las líneas discontinuas indican capas convectivas. Los puntos indican la superficie de cada perfil individual.

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Selsis, F., Leconte, J., Turbet, M. et al. Un fresco invernadero desbocado sin océano de magma en la superficie. Naturaleza 620, 287–291 (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-06258-3

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Recibido: 14 de julio de 2022

Aceptado: 24 de mayo de 2023

Publicado: 09 de agosto de 2023

Fecha de emisión: 10 de agosto de 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-06258-3

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