Astronomie

Une planète tectoniquement inactive peut-elle conserver une atmosphère à long terme ?

Une planète tectoniquement inactive peut-elle conserver une atmosphère à long terme ?

Une planète peut-elle être tectoniquement inactive tout en conservant une magnétosphère et une atmosphère protégée ? Comment ça marche?

Sinon, comment une planète pourrait-elle conserver une atmosphère épaisse comme celle de la Terre pendant de longues périodes ?

Remarque, je ne pose pas de question sur Earth science SE car, eh bien, la question ne concerne pas la Terre. J'espérais qu'il y avait une sorte de théorie astronomique pour autre planètes habitables potentielles.


Oui, une planète tectoniquement inactive peut conserver une atmosphère à long terme.

Vous faites le lien qu'un manque de tectonique des plaques sur une planète indique un noyau "mort" et que cette planète n'a donc pas de magnétosphère. En tant que tel, je vais interpréter votre question comme suit : une planète sans magnétosphère peut-elle conserver une atmosphère à long terme ? Pour preuve, j'offre Vénus.

Champ magnétique de Vénus

Vénus est une planète sans magnétosphère générée par un noyau. On pense que la cause en est la vitesse de rotation lente de Vénus (de près de 243 jours) et un manque de convection, permettant un mouvement massif dans le noyau. Comme vous le savez sûrement, vous avez besoin d'une charge mobile pour créer des champs magnétiques et le noyau de Vénus ne bouge tout simplement pas. En tant que tel, nous voyons que Vénus est une planète tectoniquement morte - sa surface a environ 500 millions d'années, alors que la surface de la Terre est recyclée tous les 100 millions d'années ou moins en raison de notre tectonique des plaques.

Or, Vénus n'est pas entièrement dépourvue de champ magnétique. Assez ironiquement, son absence de magnétosphère permet la génération d'un champ magnétique par son atmosphère. Parce que le rayonnement du Soleil frappe plus ou moins directement l'atmosphère, Vénus a une forte ionosphère. Lorsque de nombreuses particules chargées se déplacent dans une atmosphère, vous obtenez un champ magnétique. Mais dans l'ensemble, ce champ est très, très faible par rapport à une vraie magnétosphère comme celle que nous avons sur Terre.

J'ai trouvé cette source qui parle beaucoup de ce concept et pourquoi Vénus n'a pas de magnétosphère. Consultez-le pour obtenir beaucoup plus de détails en profondeur.

L'atmosphère de Vénus

Ainsi, Vénus n'a pas de magnétosphère (ou de tectonique des plaques) appréciable. Pourquoi a-t-il une atmosphère? Et le garçon a-t-il une atmosphère. La pression de surface sur Vénus est estimée à $sim93:mathrm{atm}$.

En bref, la réponse est que l'inondation du vent solaire contre une atmosphère n'est pas nécessairement le principal facteur contribuant à la perte atmosphérique. C'est possible, mais pas toujours. Par exemple, Mercure, une autre planète avec une magnétosphère faible (mais non nulle), n'a pas d'atmosphère (si jamais elle l'a fait) car elle est si proche du Soleil que le vent solaire a probablement emporté cette atmosphère il y a longtemps. Vénus, quant à elle, est suffisamment éloignée pour que le vent solaire ne puisse tout simplement pas dépouiller l'atmosphère. Ici, je vais citer directement wikipedia (c'est moi qui souligne).

L'absence de champ magnétique ne détermine pas le sort de l'atmosphère d'une planète. Vénus, par exemple, n'a pas de champ magnétique puissant. Sa proximité avec le Soleil augmente également la vitesse et le nombre de particules, et entraînerait vraisemblablement le décapage presque entièrement de l'atmosphère, un peu comme celui de Mars. Malgré cela, l'atmosphère de Vénus est de deux ordres de grandeur plus dense que celle de la Terre. Des modèles récents indiquent que le décapage par l'éolien solaire représente moins d'un tiers du total des processus de perte non thermique.

Perte atmosphérique

Si le vent solaire n'est pas le facteur contribuant à la perte atmosphérique, qu'est-ce que c'est ? La réponse à cela est un processus connu sous le nom de Jean's Escape. Pour faire simple, pour que les particules de gaz dans l'atmosphère s'échappent dans l'espace, elles ont besoin de suffisamment d'énergie pour bien sortir de la gravité de la planète. Certaines particules auront cette énergie et s'échapperont ainsi dans l'espace. Au fil du temps, l'atmosphère se saigne, petit à petit (c'est aussi le cas pour la Terre !).

Les facteurs qui contribuent à la vitesse à laquelle une planète perd son atmosphère sont des choses telles que la masse et le rayon de la planète, et la masse des particules atmosphériques. Regardons Vénus. Il est comparable en masse et en taille à la Terre et a donc un puits de gravité raisonnablement appréciable. Pour que quelque chose échappe à Vénus, il doit voyager à 10,4 $:mathrm{km/s}$ (par rapport à la Terre 11,2 $:mathrm{km/s}$). Mais, pour Vénus au moins, le facteur important est que les atomes et les molécules de son atmosphère sont lourds. C'est presque entièrement ($sim97\%$) le dioxyde de carbone qui a une masse de $sim44:mathrm{amu}$. Cela signifie que les chances qu'une particule aussi massive obtienne l'énergie de s'échapper sont assez faibles.

Dégazage

Juste un point de plus à ajouter à cela. On peut affirmer que l'atmosphère est / peut être reconstituée en continu, mais cela ne fonctionnera pas ici car nous supposons que la planète est tectoniquement morte. Vous ne pouvez pas vraiment avoir de dégazage sur une planète sans surface active.

Conclusion

De nombreux facteurs déterminent la fuite atmosphérique. Différentes planètes perdront leur atmosphère pour différentes raisons. Cependant, il est tout à fait possible pour une planète, dans de bonnes conditions, de maintenir une atmosphère à long terme, malgré l'absence d'une magnétosphère globale. Comme nous pouvons le voir sur Vénus, les conditions sont généralement que la planète soit suffisamment éloignée de l'étoile, que son atmosphère soit suffisamment dense et composée de particules lourdes, et que la planète elle-même soit suffisamment grande pour avoir une gravité appréciable. Si toutes ces conditions sont remplies, une planète peut conserver une atmosphère sans avoir de magnétosphère pour la protéger.


Peut-être que Mars n'a pas perdu son eau après tout. Il est toujours piégé sur la planète

Il y a environ 4 milliards d'années, Mars était très différente de ce qu'elle est aujourd'hui. Pour commencer, son atmosphère était plus épaisse et plus chaude, et de l'eau liquide coulait à sa surface. Cela comprenait des rivières, des lacs debout et même un océan profond qui couvrait une grande partie de l'hémisphère nord. Des preuves de ce passé chaud et aquatique ont été préservées sur toute la planète sous la forme de lits de lacs, de vallées fluviales et de deltas fluviaux.

Depuis quelque temps, les scientifiques tentent de répondre à une question simple : où est passée toute cette eau ? S'est-il échappé dans l'espace après que Mars a perdu son atmosphère, ou s'est-il retiré quelque part ? Selon de nouvelles recherches de Caltech et du Jet Propulsion Laboratory (JPL) de la NASA, entre 30 % et 90 % de l'eau de Mars est allée sous terre. Ces découvertes contredisent la théorie largement acceptée selon laquelle Mars a perdu son eau dans l'espace au cours des éons.

La recherche a été dirigée par Eva Scheller, un Ph.D. candidat au California Institute of Technology (Caltech). Elle a été rejointe par le professeur Caltech Bethany Ehlmann, qui est également directrice associée du Keck Institute for Space Studies, le professeur Caltech Yuk Yung, chercheur principal avec l'étudiante diplômée de la NASA JPL Caltech Danica Adams et le chercheur scientifique JPL Renyu Hu.

Impression d'artiste de l'eau qui coule sur Mars. Crédit : Kevin M. Gill

Au cours des deux dernières décennies, la NASA et d'autres agences spatiales ont envoyé plus d'une douzaine d'explorateurs robotiques sur la planète rouge pour caractériser sa géologie, son climat, sa surface, son atmosphère et son évolution. Au cours du processus, ils ont appris que Mars avait autrefois suffisamment d'eau à sa surface pour couvrir toute la planète dans un océan entre 100 et 1 500 mètres (330 à 4920 pieds) de profondeur - un volume égal à la moitié de l'océan Atlantique.

Il y a 3 milliards d'années, l'eau de surface de Mars avait disparu et le paysage est devenu ce qu'il est aujourd'hui (froid glacial et desséché). Étant donné la quantité d'eau qui y coulait autrefois, les scientifiques se sont demandé comment elle avait pu disparaître si complètement. Jusqu'à récemment, les scientifiques ont théorisé que l'évasion atmosphérique était la clé, où l'eau est chimiquement dissociée puis perdue dans l'espace.

Ce processus est connu sous le nom de photodissociation, où l'exposition au rayonnement solaire décompose les molécules d'eau en hydrogène et oxygène. À ce stade, selon la théorie, la faible gravité de Mars lui a permis d'être retiré de l'atmosphère par le vent solaire. Bien que ce mécanisme ait certainement joué un rôle, les scientifiques ont conclu qu'il ne pouvait pas expliquer la majorité de l'eau perdue sur Mars.

Concept de l'artiste représentant l'environnement martien primitif (à droite) par rapport à l'environnement froid et sec observé sur Mars aujourd'hui (à gauche). Crédit d'image: Centre de vol spatial Goddard de la NASA

Pour les besoins de leur étude, l'équipe a analysé les données des missions de météorites, de rover et d'orbiteurs martiens pour déterminer comment le rapport deutérium/hydrogène (D/H) a changé au fil du temps. Ils ont également analysé la composition de l'atmosphère et de la croûte martienne aujourd'hui, ce qui leur a permis d'imposer des contraintes sur la quantité d'eau présente sur Mars au fil du temps.

Le deutérium (alias « eau lourde ») est un isotope stable de l'hydrogène qui a à la fois un proton et un neutron dans son noyau, tandis que l'hydrogène normal (protium) est composé d'un seul proton en orbite autour d'un électron. Cet isotope plus lourd représente une infime fraction de l'hydrogène dans l'Univers connu (environ 0,02%) et a plus de mal à se libérer de la gravité d'une planète et à s'échapper dans l'espace.

Pour cette raison, la perte d'eau d'une planète dans l'espace laisserait une signature révélatrice dans l'atmosphère sous la forme d'un niveau de deutérium supérieur à la normale. Cependant, cela est incompatible avec le rapport observé entre le deutérium et le protium dans l'atmosphère de Mars, c'est pourquoi Scheller et ses collègues proposent qu'une grande partie de l'eau a été absorbée par les minéraux de la croûte de la planète. Comme Ehlmann l'a expliqué dans un récent communiqué de presse de Caltech :

« Les fuites atmosphériques ont clairement joué un rôle dans la perte d'eau, mais les découvertes de la dernière décennie de missions sur Mars ont mis en évidence le fait qu'il y avait cet énorme réservoir d'anciens minéraux hydratés dont la formation a certainement diminué la disponibilité en eau au fil du temps. »

Le cratère Jezero sur Mars est le site d'atterrissage du rover Mars 2020 de la NASA. Crédit d'image : NASA/JPL-Caltech/ASU

Sur Terre, l'eau qui coule altère les roches pour former des argiles et des minéraux hydriques, qui contiennent de l'eau dans le cadre de leur structure minérale. Puisque la Terre est tectoniquement active, les minéraux hydratés circulent sans cesse entre le manteau et l'atmosphère (à travers le volcanisme). Des argiles et des minéraux hydratés ont également été trouvés sur Mars, une indication que l'eau y coulait autrefois.

Mais comme Mars est tectoniquement inactive (pour la plupart), son eau de surface a été séquestrée très tôt et n'a jamais été recyclée. Ainsi, les caractéristiques qui indiquent la présence passée d'eau ont été préservées par l'assèchement permanent de la surface. Pendant ce temps, une partie importante de cette eau a été préservée en étant absorbée sous la surface.

Cette étude n'aborde pas seulement la question de savoir comment l'eau de Mars a disparu il y a des milliards d'années. Cela pourrait également être une bonne nouvelle pour les futures missions en équipage vers Mars, qui dépendront de la glace et de l'eau récoltées localement. Auparavant, les co-auteurs Ehlmann, Huh et Yung ont collaboré à des recherches retraçant l'histoire du carbone sur Mars, car le dioxyde de carbone est le principal constituant de l'atmosphère martienne.

À l'avenir, l'équipe prévoit de continuer à analyser les données de composition isotopique et minérale pour déterminer ce qu'il est advenu des minéraux azotés et soufrés sur Mars. En outre, Scheller prévoit d'étendre ses recherches sur ce qu'est devenue l'eau de Mars en menant des expériences de laboratoire qui simulent les processus d'altération martienne et en observant l'ancienne croûte du cratère Jezero (où Persévérance explore actuellement).

Vue d'artiste du rover Perseverance sur Mars. Crédit : NASA/JPL-Caltech

Scheller et Ehlmann devraient également aider aux opérations de la Persévérance rover quand vient le temps de collecter des échantillons de roche et de forage. Ceux-ci seront ramenés sur Terre par une mission NASA-ESA ultérieure, où les chercheurs pourront les examiner. Pour Scheller, Ehlmann et leurs collègues, cela leur permettra de tester leurs théories sur le changement climatique sur Mars et ce qui le motive.

L'étude qui décrit leurs découvertes est parue récemment dans la revue La science, intitulé “Long-term Drying of Mars Caused by Sequestration of Ocean-scale Volumes of Water in the Crust,” et a été présenté le 16 mars lors de la Lunar and Planetary Science Conference (LPSC). En raison des restrictions liées au COVID, la conférence de cette année était virtuelle et s'est déroulée du 15 au 19 mars.


Sonder le sous-sol martien

InSight a atterri près de l'équateur martien en novembre 2018, lançant une mission de 850 millions de dollars sur deux ans pour sonder l'intérieur de la planète rouge avec des détails sans précédent.

L'atterrisseur stationnaire transporte deux instruments scientifiques principaux pour effectuer ce travail : une suite de sismomètres supersensibles et une sonde thermique enfouie surnommée « la taupe », qui est conçue pour descendre à au moins 10 pieds (3 mètres) sous la surface de la planète rouge.

Les analyses des mesures du séisme et du transport de chaleur permettront à l'équipe de la mission de construire une carte détaillée en 3D de l'intérieur martien, ont déclaré des responsables de la NASA. En outre, les scientifiques d'InSight utilisent des signaux radio émis par l'atterrisseur pour suivre l'oscillation de Mars sur son axe au fil du temps. Ces informations aideront les chercheurs à déterminer la taille et la densité du noyau de la planète. (Le nom complet de la mission - Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport - fait référence à ces différents axes d'investigation.)

Dans l'ensemble, les observations d'InSight aideront les scientifiques à mieux comprendre comment les planètes rocheuses telles que Mars, la Terre et Vénus se forment et évoluent, ont déclaré les membres de l'équipe de la mission.

Les premiers retours scientifiques de la mission, qui ont été publiés aujourd'hui (21 février) dans six articles dans les revues Géosciences de la nature et Communication Nature, montrent qu'InSight est sur la bonne voie pour atteindre cet objectif à long terme, a déclaré Banerdt. (Nous avons obtenu un goût de ces résultats au cours de l'année écoulée, cependant, car les membres de l'équipe de mission ont publié quelques conclusions au compte-gouttes.)


Abstrait

Pour mieux comprendre le style tectonique actuel de la Terre – la tectonique des plaques – et comment elle a pu évoluer à partir de la tectonique à plaque unique (couvercle stagnant), il est instructif de considérer à quel point elle est courante parmi les corps similaires du système solaire. La tectonique des plaques est un style de convection pour un planétoïde actif où les mouvements des fragments de couvercle (plaques) reflètent l'enfoncement de la lithosphère dense dans les zones de subduction, provoquant une remontée d'asthénosphère aux limites de plaques divergentes et accompagné de remontées focales, ou de panaches du manteau tout autre style tectonique est utilement appelé « couvercle stagnant » ou « couvercle fragmenté ». En 2015, l'humanité a achevé un effort de plus de 50 ans pour étudier les 30 plus grandes planètes, astéroïdes, satellites et objets internes de la ceinture de Kuiper, que nous appelons officieusement «planétoïdes» et utilise en particulier des images de ces corps pour déduire leur activité tectonique. Les quatre plus gros planétoïdes sont enveloppés de gaz et de glace (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) et ne sont pas pris en compte. Les 26 autres planétoïdes ont une masse de plus de 5 ordres de grandeur et un diamètre de plus de 2 ordres de grandeur, de la Terre massive au minuscule Proteus, ces corps ont également une densité de 1000 à 5500 kg/m 3 . Un écart sépare 8 planétoïdes silicatés avec ρ = 3000 kg/m 3 ou plus à partir de 20 planétoïdes glacés (y compris les planètes géantes gazeuses et glacées) avec ρ = 2200 kg/m 3 ou moins. Nous définissons l'« indice d'activité tectonique » (TAI), en notant chaque corps de 0 à 3 en fonction des preuves d'un volcanisme, d'une déformation et d'un resurfaçage récents (déduits de la densité des cratères d'impact). Neuf planétoïdes avec TAI = 2 ou plus sont interprétés comme étant tectoniquement et convectivement actifs, tandis que 17 avec TAI <2 sont supposés être tectoniquement morts. Nous en déduisons en outre que les planétoïdes actifs ont des lithosphères ou des coquilles glacées recouvrant l'asthénosphère ou l'eau/la glace faible. Le TAI des planétoïdes silicatés (rocheux) est en corrélation positive avec leur nombre de Rayleigh inféré. Nous concluons qu'un certain type de tectonique des couvercles stagnants est le mode dominant de perte de chaleur et que la tectonique des plaques est inhabituelle. Pour progresser dans la compréhension de l'histoire tectonique de la Terre et du style tectonique des exoplanètes actives, nous devons mieux comprendre la portée et les contrôles de la tectonique active des couvercles stagnants.


Un pianeta tettonicamente inattivo può conservare unɺtmosfera a lungo termine?

Un pianeta può essere tettonicamente inattivo e conservare ancora una magnetosfera e un'atmosfera protetta? Venez funziona?

In quale altro modo un pianeta potrebbe conservare un'atmosfera densa come quella terrestre per lunghi periodi di tempo?

Nota, non sto chiedendo a Earth science SE, anche la domanda non riguarda la Terra. Speravo ci fosse una sorta di teoria astronomica per altri potenziali pianeti abitabili.

Donc, un pianeta tettonicamente inattivo può conservare un'atmosfera a lungo termine.

Fai il collegamento che la mancanza di tetonica a zolle su un pianeta indica un nucleo "morto" e quindi detto pianeta non ha magnetosfera. In quanto tale, interpreterò la tua domanda: un pianeta senza magnetosfera può conservare un'atmosfera a lungo termine? Venez prova, offro Venere.

Campo magneto di Venere

Venere è un pianeta senza una magnetosfera generata da un nucleo. Si ritiene che la causa di ciòsia la bassa velocità di rotazione di Venere (di quasi 243 giorni) e una mancanza di convezione, che consente il movimento di massa nel nucleo. Venez sono sicuro che sai, devi creare una carica in movimento per creare campimagnetici e il nucleo di Venere non si muove. Venez conte, vediamo che Venere è un pianeta tettonicamente morto - la sua superficie ha environ 500 milioni di anni, mentre la superficie della Terra viene riciclata ogni 100 milioni di anni o meno a causa della nostra tettonica a zolle.

Ora, Venere non è del tutto priva di un campomagnetico. Par ironia della sorte, la mancanza di una magnetosfera consente la generazione di un campomagnetico dalla sua atmosfera. Poiché la radiazione solare colpisce più o meno direttamente l'atmosfera, Venere ha una forte ionosfera. Quando si muovono molte particelle cariche in un'atmosfera, si ottiene un campomagnetico. Ma nel complesso, questo campo è molto, molto debole rispetto a una vera magnetosfera come quella che abbiamo sulla Terra.

Ho trovato questa fonte che parla molto di questo concetto e del perché Venere non ha una magnetosfera. Dai un'occhiata per avere molti più dettagli.

Atmosfera di Venere

En bref, la risposta c'est l'inondazione del vento solare contro un'atmosfera non è necessariamente il principal fattore che contribuisce alla perdita atmosferica. Può essere, ma non sempre. Ad esempio, Mercurio, un altro pianeta con una magnetosfera debole (ma diversa da zero), non ha atmosfera (se mai lo ha fatto) perché è così vicino al Sole che probabilimente il vento solare ha spazzato via quell'atmosfera molto tempo fa. Venere, d'altra parte, è abbastanza lontana da impedire al vento solare di eliminare l'atmosfera. Qui citerò direttamente Wikipedia (enfasi sulla mia).

Una mancanza di campomagnetico non determina il destino dell'atmosfera di un pianeta. Venere, ad esempio, non ha un potente campo magneto. La sua vicinanza al Sole aumenta anche la velocità e il numero di particelle, e preumibilmente causeebbe la distruzione quasi totale dell'atmosfera, proprio come quella di Marte. Nonostante ciò, l'atmosfera di Venere è di due ordini di grandezza più densa di quella terrestre. Je modelli recenti indicano che lo décapage da eolico solare rappresenta meno di 1/3 dei processi totali di perdita non termica.

Perdita atmosferica

Se il vento solare non è il fattore che contribuisce alla perdita atmosferica, che cos'è? La risposta è un processo notto come Fuga di Jean . Per dirla semplicemente, affinché le particelle di gas nell'atmosfera fuggano nello spazio, hanno bisogno di energia suffisante per uscire dal pozzo di gravità del pianeta. Alcune particelle avranno quell'energia e quindi fuggiranno nello spazio. Nel tempo, l'atmosfera si diffonde, a poco a poco (questo sta accadendo anche per la Terra!).

10,4 km/s 11,2 km/s ∼ 97 % ∼ 44 a m u

Out-fornire di gas

Solo un altro punto da aggiungere a questo. Si potrebbe sostenere che probabilmente l'atmosfera è / può essere riempita continuamente, ma che non funzionerà qui perché stiamo assumendo che il pianeta sia morto tettonicamente. Non si può davvero avere la degassificazione su un pianeta senza superficie attiva.

Conclusion

Ci sono molti fattori che determinano la fuga atmosferica. Pianeti diversi perderanno la loro atmosfera per diversi motivi. Tuttavia, è del tutto possibile per un pianeta, nelle giuste condizioni, mantenere un'atmosfera a lungo termine, nonostante manchi una magnetosfera globale. Venez possiamo vedere da Venere, le condizioni sono generalmente che il pianeta dovrebbe essere suffisantemente lontano dalla stella, la sua atmosfera dovrebbe essere suffisantemente densa e composta da particelle pesanti, e il pianeta stesso unesseso dovrebbe apprebbezzat Se tutte queste condizioni sono soddisfatte, un pianeta può conservare un'atmosfera senza avere una magnetosfera per proteggerla.


La Terre : une planète limite pour la vie ?

Notre planète change sous nos yeux et, par conséquent, de nombreuses espèces vivent à la limite. Pourtant, la Terre a été au bord de l'habitabilité depuis le début. De nouveaux travaux d'astronomes du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics montrent que si la Terre avait été légèrement plus petite et moins massive, elle n'aurait pas de tectonique des plaques - les forces qui déplacent les continents et construisent des montagnes. Et sans la tectonique des plaques, la vie n'aurait peut-être jamais pris pied sur notre monde.

"La tectonique des plaques est essentielle à la vie telle que nous la connaissons", a déclaré Diana Valencia de l'Université Harvard. "Nos calculs montrent que plus c'est gros, mieux c'est quand il s'agit de l'habitabilité des planètes rocheuses."

La tectonique des plaques implique le mouvement d'énormes morceaux, ou plaques, de la surface d'une planète. Les plaques s'écartent les unes des autres, glissent les unes sous les autres et même s'écrasent les unes contre les autres, soulevant de gigantesques chaînes de montagnes comme l'Himalaya. La tectonique des plaques est alimentée par le magma bouillant sous la surface, un peu comme un pot de chocolat bouillonnant. Le chocolat sur le dessus se refroidit et forme une peau ou une croûte, tout comme le magma se refroidit pour former la croûte de la planète.

La tectonique des plaques est cruciale pour l'habitabilité d'une planète car elle permet une chimie complexe et recycle des substances comme le dioxyde de carbone, qui agit comme un thermostat et garde la Terre douce. Le dioxyde de carbone qui était enfermé dans les roches est libéré lorsque ces roches fondent, retournant dans l'atmosphère à partir des volcans et des dorsales océaniques.

"Le recyclage est important même à l'échelle planétaire", a expliqué Valencia.

Valencia et ses collègues, Richard O'Connell et Dimitar Sasselov (Harvard University), ont examiné les extrêmes pour déterminer si la tectonique des plaques serait plus ou moins probable sur des mondes rocheux de tailles différentes. En particulier, ils ont étudié les planètes dites "super-Terres" plus de deux fois la taille de la Terre et jusqu'à 10 fois plus massives. (Plus grand, et la planète rassemblerait du gaz au fur et à mesure qu'elle se forme, devenant comme Neptune ou même Jupiter.)

L'équipe a découvert que les super-Terres seraient plus actives sur le plan géologique que notre planète, connaissant une tectonique des plaques plus vigoureuse en raison de plaques plus minces soumises à plus de contraintes. La Terre elle-même s'est avérée être un cas limite, ce qui n'est pas surprenant puisque la planète légèrement plus petite Vénus est tectoniquement inactive.

"Ce n'est peut-être pas une coïncidence si la Terre est la plus grande planète rocheuse de notre système solaire, et aussi la seule avec la vie", a déclaré Valencia.

Les recherches d'exoplanètes ont déjà révélé cinq super-Terres, bien qu'aucune n'ait des températures favorables à la vie. Si les super-Terres sont aussi courantes que les observations le suggèrent, alors il est inévitable que certaines apprécient des orbites semblables à celles de la Terre, ce qui en fait d'excellents refuges pour la vie.

"Il n'y a pas seulement plus de planètes potentiellement habitables, mais BEAUCOUP d'autres", a déclaré Sasselov, directeur de la Harvard Origins of Life Initiative.

En fait, une super-Terre pourrait s'avérer être une destination de vacances populaire pour nos futurs descendants. Des "anneaux de feu" volcaniques pourraient s'étendre sur le globe tandis que l'équivalent du parc de Yellowstone bouillonnerait de sources chaudes et éclaterait de centaines de geysers. Mieux encore, une atmosphère semblable à la Terre serait possible, tandis que la gravité à la surface serait jusqu'à trois fois celle de la Terre sur les plus grandes super-Terres.

"Si un humain devait visiter une super-Terre, il pourrait ressentir un peu plus de maux de dos, mais cela vaudrait la peine de visiter un si grand site touristique", a suggéré Sasselov en riant.

Il a ajouté que bien qu'une super-Terre soit deux fois plus grande que notre planète natale, elle aurait une géographie similaire. La tectonique des plaques rapide laisserait moins de temps aux montagnes et aux tranchées océaniques pour se former avant que la surface ne soit recyclée, produisant des montagnes pas plus hautes et des tranchées pas plus profondes que celles de la Terre. Même le temps pourrait être comparable pour un monde sur une orbite semblable à la Terre.

"Le paysage serait familier. Une super-Terre se sentirait comme à la maison", a déclaré Sasselov.

Basé à Cambridge, dans le Massachusetts, le Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) est une collaboration entre le Smithsonian Astrophysical Observatory et le Harvard College Observatory. Les scientifiques du CFA, organisés en six divisions de recherche, étudient l'origine, l'évolution et le destin ultime de l'univers.

Cette recherche a fait l'objet d'une conférence de presse lors de la 211e réunion de l'American Astronomical Society.


Qu'est-il arrivé à l'eau de Mars ? il y est toujours piégé

Alors qu'on soupçonnait auparavant que la majeure partie de l'eau de Mars avait été perdue dans l'espace, une partie importante - entre 30 et 90 pour cent - a été perdue à cause de l'hydratation de la croûte, selon une nouvelle étude. Une partie de l'eau a été libérée de l'intérieur par le volcanisme, mais pas assez pour reconstituer l'approvisionnement autrefois important de la planète. Des preuves du sort de l'eau ont été trouvées dans le rapport du deutérium à l'hydrogène dans l'atmosphère et les roches de la planète. Crédit : Institut de technologie de Californie

Il y a des milliards d'années, la planète rouge était beaucoup plus bleue selon les preuves encore trouvées à la surface, une eau abondante coulait sur Mars et formait des piscines, des lacs et des océans profonds. La question, alors, est où est passée toute cette eau ?

La réponse : nulle part. Selon de nouvelles recherches de Caltech et du JPL, une partie importante de l'eau de Mars, entre 30 et 99%, est piégée dans les minéraux de la croûte de la planète. La recherche remet en question la théorie actuelle selon laquelle l'eau de la planète rouge s'est échappée dans l'espace.

L'équipe Caltech/JPL a découvert qu'il y a environ quatre milliards d'années, Mars abritait suffisamment d'eau pour couvrir toute la planète dans un océan d'environ 100 à 1 500 mètres de profondeur, un volume à peu près équivalent à la moitié de l'océan Atlantique de la Terre. Mais, un milliard d'années plus tard, la planète était aussi sèche qu'elle l'est aujourd'hui. Auparavant, des scientifiques cherchant à expliquer ce qui était arrivé à l'eau qui s'écoulait sur Mars avaient suggéré qu'elle s'était échappée dans l'espace, victime de la faible gravité de Mars. Bien qu'une partie de l'eau ait effectivement quitté Mars de cette façon, il apparaît maintenant qu'une telle fuite ne peut pas expliquer la majeure partie de la perte d'eau.

"Les fuites atmosphériques n'expliquent pas complètement les données dont nous disposons sur la quantité d'eau qui a réellement existé autrefois sur Mars", déclare Caltech Ph.D. candidat Eva Scheller (MS '20), auteur principal d'un article sur la recherche qui a été publié par la revue La science le 16 mars et présenté le même jour à la Lunar and Planetary Science Conference (LPSC). Les co-auteurs de Scheller sont Bethany Ehlmann, professeur de sciences planétaires et directeur associé du Keck Institute for Space Studies Yuk Yung, professeur de sciences planétaires et chercheur principal au JPL, Danica Adams, étudiant diplômé de Caltech et Renyu Hu, chercheur au JPL. Caltech gère le JPL pour la NASA.

L'équipe a étudié la quantité d'eau sur Mars au fil du temps sous toutes ses formes (vapeur, liquide et glace) et la composition chimique de l'atmosphère et de la croûte actuelles de la planète grâce à l'analyse de météorites ainsi qu'à l'aide de données fournies par les rovers et orbiteurs de Mars. , en regardant en particulier le rapport du deutérium à l'hydrogène (D/H).

L'eau est composée d'hydrogène et d'oxygène : H2O. Cependant, tous les atomes d'hydrogène ne sont pas créés égaux. Il existe deux isotopes stables de l'hydrogène. La grande majorité des atomes d'hydrogène n'ont qu'un seul proton dans le noyau atomique, tandis qu'une infime fraction (environ 0,02%) existe sous forme de deutérium, ou hydrogène dit "lourd", qui a un proton et un neutron dans le noyau.

L'hydrogène plus léger (également connu sous le nom de protium) échappe plus facilement à la gravité de la planète dans l'espace que son homologue plus lourd. Pour cette raison, la fuite de l'eau d'une planète via la haute atmosphère laisserait une signature révélatrice du rapport du deutérium à l'hydrogène dans l'atmosphère de la planète : il resterait une portion démesurée de deutérium.

Cependant, la perte d'eau uniquement par l'atmosphère ne peut pas expliquer à la fois le signal deutérium-hydrogène observé dans l'atmosphère martienne et les grandes quantités d'eau dans le passé. Au lieu de cela, l'étude propose qu'une combinaison de deux mécanismes - le piégeage de l'eau dans les minéraux dans la croûte terrestre et la perte d'eau dans l'atmosphère - peut expliquer le signal deutérium-hydrogène observé dans l'atmosphère martienne.

Lorsque l'eau interagit avec la roche, l'altération chimique forme des argiles et d'autres minéraux hydratés qui contiennent de l'eau dans le cadre de leur structure minérale. Ce processus se produit aussi bien sur Terre que sur Mars. Parce que la Terre est active sur le plan tectonique, l'ancienne croûte se fond continuellement dans le manteau et forme une nouvelle croûte aux limites des plaques, recyclant l'eau et d'autres molécules dans l'atmosphère par le biais du volcanisme. Mars, cependant, est la plupart du temps inactif sur le plan tectonique, et donc le "dessèchement" de la surface, une fois qu'il se produit, est permanent.

"Les fuites atmosphériques ont clairement joué un rôle dans la perte d'eau, mais les découvertes de la dernière décennie de missions sur Mars ont mis en évidence le fait qu'il y avait cet énorme réservoir d'anciens minéraux hydratés dont la formation a certainement diminué la disponibilité en eau au fil du temps", explique Ehlmann.

"Toute cette eau a été séquestrée assez tôt, puis n'a jamais été recyclée", explique Scheller. La recherche, qui s'est appuyée sur des données de météorites, de télescopes, d'observations satellitaires et d'échantillons analysés par des rovers sur Mars, illustre l'importance d'avoir plusieurs façons de sonder la planète rouge, dit-elle.

Ehlmann, Hu et Yung ont précédemment collaboré à des recherches visant à comprendre l'habitabilité de Mars en retraçant l'histoire du carbone, puisque le dioxyde de carbone est le principal constituant de l'atmosphère. Ensuite, l'équipe prévoit de continuer à utiliser les données de composition isotopique et minérale pour déterminer le devenir des minéraux azotés et soufrés. En outre, Scheller prévoit de continuer à examiner les processus par lesquels l'eau de surface de Mars a été perdue dans la croûte à l'aide d'expériences en laboratoire qui simulent les processus d'altération martienne, ainsi qu'à travers des observations de la croûte ancienne par le rover Perseverance. Scheller and Ehlmann will also aid in Mars 2020 operations to collect rock samples for return to Earth that will allow the researchers and their colleagues to test these hypotheses about the drivers of climate change on Mars.

The paper, titled "Long-term Drying of Mars Caused by Sequestration of Ocean-scale Volumes of Water in the Crust," published in Science on 16 March 2021.


What Happened to Mars's Water? It is Still Trapped There

Billions of years ago, the Red Planet was far more blue according to evidence still found on the surface, abundant water flowed across Mars and forming pools, lakes, and deep oceans. The question, then, is where did all that water go?

The answer: nowhere. According to new research from Caltech and JPL, a significant portion of Mars's water—between 30 and 99 percent—is trapped within minerals in the planet's crust. The research challenges the current theory that the Red Planet's water escaped into space.

The Caltech/JPL team found that around four billion years ago, Mars was home to enough water to have covered the whole planet in an ocean about 100 to 1,500 meters deep a volume roughly equivalent to half of Earth's Atlantic Ocean. But, by a billion years later, the planet was as dry as it is today. Previously, scientists seeking to explain what happened to the flowing water on Mars had suggested that it escaped into space, victim of Mars's low gravity. Though some water did indeed leave Mars this way, it now appears that such an escape cannot account for most of the water loss.

"Atmospheric escape doesn't fully explain the data that we have for how much water actually once existed on Mars," says Caltech PhD candidate Eva Scheller (MS ✠), lead author of a paper on the research that was published by the journal La science on March 16 and presented the same day at the Lunar and Planetary Science Conference (LPSC). Scheller's co-authors are Bethany Ehlmann, professor of planetary science and associate director for the Keck Institute for Space Studies Yuk Yung, professor of planetary science and JPL senior research scientist Caltech graduate student Danica Adams and Renyu Hu, JPL research scientist. Caltech manages JPL for NASA.

The team studied the quantity of water on Mars over time in all its forms (vapor, liquid, and ice) and the chemical composition of the planet's current atmosphere and crust through the analysis of meteorites as well as using data provided by Mars rovers and orbiters, looking in particular at the ratio of deuterium to hydrogen (D/H).

Water is made up of hydrogen and oxygen: H2O. Not all hydrogen atoms are created equal, however. There are two stable isotopes of hydrogen. The vast majority of hydrogen atoms have just one proton within the atomic nucleus, while a tiny fraction (about 0.02 percent) exist as deuterium, or so-called "heavy" hydrogen, which has a proton and a neutron in the nucleus.

The lighter-weight hydrogen (also known as protium) has an easier time escaping the planet's gravity into space than its heavier counterpart. Because of this, the escape of a planet's water via the upper atmosphere would leave a telltale signature on the ratio of deuterium to hydrogen in the planet's atmosphere: there would be an outsized portion of deuterium left behind.

However, the loss of water solely through the atmosphere cannot explain both the observed deuterium to hydrogen signal in the Martian atmosphere and large amounts of water in the past. Instead, the study proposes that a combination of two mechanisms—the trapping of water in minerals in the planet's crust and the loss of water to the atmosphere—can explain the observed deuterium-to-hydrogen signal within the Martian atmosphere.

When water interacts with rock, chemical weathering forms clays and other hydrous minerals that contain water as part of their mineral structure. This process occurs on Earth as well as on Mars. Because Earth is tectonically active, old crust continually melts into the mantle and forms new crust at plate boundaries, recycling water and other molecules back into the atmosphere through volcanism. Mars, however, is mostly tectonically inactive, and so the "drying" of the surface, once it occurs, is permanent.

"Atmospheric escape clearly had a role in water loss, but findings from the last decade of Mars missions have pointed to the fact that there was this huge reservoir of ancient hydrated minerals whose formation certainly decreased water availability over time," says Ehlmann.

"All of this water was sequestered fairly early on, and then never cycled back out," Scheller says. The research, which relied on data from meteorites, telescopes, satellite observations, and samples analyzed by rovers on Mars, illustrates the importance of having multiple ways of probing the Red Planet, she says.

Ehlmann, Hu, and Yung previously collaborated on research that seeks to understand the habitability of Mars by tracing the history of carbon, since carbon dioxide is the principal constituent of the atmosphere. Next, the team plans to continue to use isotopic and mineral composition data to determine the fate of nitrogen and sulfur-bearing minerals. In addition, Scheller plans to continue examining the processes by which Mars's surface water was lost to the crust using laboratory experiments that simulate Martian weathering processes, as well as through observations of ancient crust by the Perseverance rover. Scheller and Ehlmann will also aid in Mars 2020 operations to collect rock samples for return to Earth that will allow the researchers and their colleagues to test these hypotheses about the drivers of climate change on Mars.

The paper, titled "Long-term Drying of Mars Caused by Sequestration of Ocean-scale Volumes of Water in the Crust," published in La science on 16 March 2021. This work was supported by a NASA Habitable Worlds award, a NASA Earth and Space Science Fellowship (NESSF) award, and a NASA Future Investigator in NASA Earth and Space Science and Technology (FINESST) award.


Is Mars tectonically active like Earth? Or is Earth unique to our solar system in that aspect?

The consensus is "not any more" and that it may not ever have experienced major tectonic activity as you're probably imagining (plate tectonics).

There is however, some residual energy left in the lithosphere and faulting and small quakes are thought to occur, these are what the 2016 Insight Mission is hoping to measure.

Oh. That's interesting. I always just assumed (often a mistake) that Mars' Olympus Mons (Mount Olympus--the tallest mountain in the solar system) was formed by super violent tectonic activity. But according to Wikipedia, "Olympus Mons is the result of many thousands of highly fluid, basaltic lava flows that poured from volcanic vents over a long period of time. (The Hawaiian Islands exemplify similar shield volcanoes on a smaller scale – see Mauna Kea.) The extraordinary size of Olympus Mons is likely because Mars lacks mobile tectonic plates. Unlike on Earth, the crust of Mars remains fixed over a stationary hotspot, and a volcano can continue to discharge lava until it reaches an enormous height."


You can synthesize "everything", with enough energy

I put "everything" in quotes because there are some complex substances that we humans have not yet perfected creating. But for all the simple stuff, like Calcium Carbonate and Calcium Silicates that you need for making cement, you can synthesize, as long as you just have an abundance of energy.

So you bring your reactor, either plain old fission reactor running on Uranium or Thorium or discarded Plutonium, or a handy little fusion ditto like a Polywell running on Boron and Hydrogen. These are the first thing you then mine: fuel for your reactor.

Next up you want to sustain yourself. For that you need water, air and fertilizer. Using the energy from your handy reactor you reduce minerals to extract Oxygen, Nitrogen, Hydrogen, Phosphorous and Carbon Dioxide. From this you start your hydroponics. Then, using the plant matter from these, and the load of useful soil bacteria you brought along, you can start making real soil.

In the mean time you are also busy extracting all sorts of primary materials, Silicates, Calcium, Iron, Aluminium and so on, to be used for construction materials.

I am not saying this will be easy or efficient, but if you just hand-wave away the difficulties in producing energy — by for instance assuming that fusion is viable and works as well as we hope it will — then you will have all the starting material you need to get going.


Voir la vidéo: Quest-ce que la tectonique des plaques? (Juillet 2021).