¿Qué está sucediendo en las profundidades de la superficie de los planetas de hielo? ¿Hay agua líquida y, de ser así, cómo interactúa con el "fondo marino" rocoso planetario?hasta seis veces este tamaño, el agua filtra selectivamente magnesio de los minerales típicos de las rocas. Las condiciones con presiones de cien mil atmósferas y temperaturas superiores a mil grados Celsius se recrearon en un laboratorio e imitaron planetas similares, pero más pequeños que Neptuno y Urano.
Los mecanismos de interacción agua-roca en la superficie de la Tierra son bien conocidos, y la imagen del ciclo complejo de H 2 O en el interior profundo de nuestro y otros planetas terrestres está mejorando constantemente. Sin embargo, no sabemos qué sucede en la interfaz entre el H caliente y denso 2 O y el caparazón rocoso profundo de los planetas de hielo de agua a presiones y temperaturas órdenes de magnitud más altas que en el fondo de los océanos más profundos de la Tierra. En el sistema solar, Neptuno y Urano se clasifican como gigantes de hielo; tienen un espesor decapa externa de hielo de agua, que está sustentada por una capa rocosa profunda, y todavía se discute si la temperatura en la interfaz es lo suficientemente alta como para formar agua líquida.
Un equipo de investigación internacional dirigido por Taehyun Kim de la Universidad Yonsei de Seúl, Corea, incluidos científicos de la Universidad de Arizona, de DESY, del Laboratorio Nacional de Argonne, y Sergio Speziale del Centro Alemán de Investigación de Geociencias de GFZ, realizó una seriede experimentos desafiantes tanto en PETRA III Hamburgo como en Advanced Photon Source Argonne, EE. UU. que muestran cómo el agua lixivia fuertemente óxido de magnesio MgO de ciertos minerales, es decir, ferropericlasa Mg, Fe O y olivino Mg, Fe 2SiO 4 a presiones entre 20 y 40 Gigapascales GPa. Esto equivale a 200.000 a 400.000 veces la presión atmosférica en la Tierra y temperaturas superiores a 1500 K ? 1230 ° C, condiciones que están presentes en la interfaz entre los océanos profundos y el manto rocoso.en la clase subneptuno de planetas acuáticos. Sergio Speziale dice: "Estos hallazgos abren nuevos escenarios para la historia térmica de grandes planetas helados como Neptuno y Urano". Los resultados de este estudio se publican en la revista científica Astronomía de la naturaleza .
Se cargaron pequeños gránulos de ferropericlasa o de polvo de olivina junto con agua en una pequeña cámara de muestra de menos de un milímetro de diámetro perforada en una lámina de metal y exprimida entre dos culets de diamantes de calidad gema utilizando una celda de yunque de diamante DAC. Las muestras se calentaron al hacer brillar un láser infrarrojo a través de los yunques de diamante. Se utilizó la difracción de rayos X sincrotrón para determinar la transformación y descomposición de minerales inducida por reacciones con agua. Una disminución repentina de la señal de difracción de los minerales de partida y la aparición de nuevosSe observaron fases sólidas que incluían brucita hidróxido de magnesio a lo largo de ciclos completos de calentamiento y enfriamiento. Sergio Speziale explica: "Esto demostró el inicio de reacciones químicas y la disolución del componente de óxido de magnesio tanto de la ferropericlasa como del olivino; la disolución fue más fuerte en unrango de presión-temperatura entre 20 a 40 Gigapascal y 1250 a 2000 Kelvin. "Los detalles del proceso de reacción yla consecuente segregación química de MgO de las fases residuales, fueron confirmadas por microscopía electrónica de barrido SEM y espectroscopía de rayos X de las muestras recuperadas."A estas presiones y temperaturas extremas, la solubilidad del óxido de magnesio en agua alcanza niveles similares a los de la sal en condiciones ambientales", dice Sergio Speziale.
Los científicos concluyen que la disolución intensiva de MgO en la interfaz entre el H 2 La capa de O y el manto rocoso subyacente podrían producir, en exoplanetas sub-Neptuno ricos en agua con tamaño y composición apropiados, como TRAPPIST-1f, gradientes químicos en las primeras fases calientes de la historia de los planetas. Estos gradientes con distribución diferenciadade óxido de magnesio en el lecho marino planetario podría conservarse parcialmente a lo largo de su larga evolución de enfriamiento.Las huellas de interacciones iniciales relativamente poco profundas entre el agua y el material rocoso durante la acreción planetaria también podrían conservarse durante miles de millones de años en grandes planetas helados del tamaño de Urano.
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Materiales proporcionado por GFZ GeoForschungsZentrum Potsdam, Centro Helmholtz . Nota: el contenido se puede editar por estilo y longitud.
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