El Escape Atmosférico - Cienciorama

Image Credit: NASA/JSC Gateway to Astronaut Photography of
Earth
El Escape Atmosférico
Gerardo Martínez Avilés
Los cuerpos celestes que giran en torno al Sol poseen características muy diversas.
Hay asteroides pequeños del tamaño de una pelota de golf y grandes como una
montaña, hay planetas rocosos similares al nuestro y planetas enormes gaseosos
junto con sus satélites en el exterior del Sistema Solar. Un ejemplo notable de esta
diversidad es la enorme variedad de atmósferas planetarias. Venus y la Tierra, por
ejemplo, tienen masas muy similares pero atmósferas muy diferentes. La superficie
de Venus tiene una temperatura de 460°C y una presión equivalente a la de una
columna de agua de un kilómetro de altura. Esto se debe a que la atmósfera de
Venus está compuesta principalmente de dióxido de carbono, mientras que la
El escape atmosférico / CIENCIORAMA
1
atmósfera de nuestro planeta se compone principalmente de nitrógeno y oxígeno.
Otro ejemplo son las lunas de Júpiter y Saturno, Calisto y Titán, que aunque sus
masas son comparables, Titán tiene una atmósfera gruesa con una gran cantidad de
nitrógeno y Calisto prácticamente carece de atmósfera. Para encontrar la causa de
estas diferencias debemos conocer los mecanismos de evolución de las atmósferas
planetarias.
Existen varias maneras en que los planetas y satélites obtienen sus atmósferas.
Una es emitiendo vapores desde su interior; otra es capturando gases y elementos
volátiles cuando el planeta o satélite es bombardeado por cometas; una tercera es
captando gas del medio interplanetario por la simple acción de la gravedad. Pero
una vez que en un astro se forma una atmósfera, diversos factores influyen en
retenerla por cierto tiempo, cambiar su composición o perderla irremediablemente.
Por ejemplo, podría parecer que la atmósfera de la Tierra se encuentra tan
firmemente anclada a ella como nuestros pies, sin embargo todos los días una
pequeña parte de esta valiosa mezcla de gases escapa al espacio. Se pierden
alrededor de tres kilogramos de hidrógeno y unos 50 gramos de helio cada
segundo. Y aunque para nuestra escala de tiempo dicha fuga es prácticamente
imperceptible, en escalas de tiempo geológicas, de miles de millones de años, la
pérdida se vuelve importante. Veamos más a detalle cómo funcionan los mecanismos
de fuga presentes en la evolución de las atmósferas.
La gravedad superficial de un cuerpo es fundamental para conocer el destino
de su atmósfera,
pues cuanto mayor es la aceleración generada por la gravedad
en la superficie de un planeta, es más difícil que se escape su atmósfera. En otras
palabras, cuando arrojamos un objeto hacia arriba, alcanza cierta altura antes de
comenzar a caer, y cuando lo lanzamos nuevamente a una velocidad mayor,
alcanzará mayor altura para después caer de nuevo. Existe sin embargo una
velocidad a la que el objeto no volverá a caer después de ser arrojado, y que se
El escape atmosférico / CIENCIORAMA
2
conoce como velocidad de escape;
ésta depende de la aceleración gravitacional
que genera la masa del planeta desde la que se lanza el objeto. A mayor
aceleración gravitacional, mayor es la velocidad de escape. Los átomos y moléculas
que conforman las atmósferas de planetas y satélites se encuentran en constante
movimiento y muchas veces alcanzan esta velocidad de escape y logran salir al
espacio.
El calor en acción
Las diferentes formas en que los gases de una atmósfera se pierden por la acción
del calor son el factor más común de escape de una atmósfera. Todos los cuerpos
del Sistema Solar se calientan con la radiación emitida por el Sol. Existen dos
formas de perder el calor ganado: una es emitiendo radiación en el infrarrojo como
lo hacen la Tierra y otros cuerpos de tamaños similares a ella, y la otra es
perdiendo un poco del material más expuesto en su superficie, como es el caso de
los cometas. Si el balance entre absorción y emisión de energía se pierde, es
posible que un planeta o satélite pierda gran parte de su atmósfera en un tiempo
muy breve. Se cree que esta pérdida térmica es la principal responsable de
que
una gran cantidad de cuerpos del Sistema Solar hayan perdido su atmósfera.
A la forma más común de escape térmico se le llama escape de Jeans, en
honor al astrónomo inglés James Jeans quien describió este fenómeno a principios
del siglo pasado. En dicho mecanismo el gas atmosférico se pierde literalmente
molécula por molécula en las partes más externas de las atmósferas. Las moléculas
y los átomos que conforman un gas ganan velocidad al calentarse y sufren choques
unos con otros en direcciones aleatorias. Pero en el caso de una atmósfera,
después de cierta altura conocida como exobase, la concentración se vuelve tan
tenue que es posible que dichas partículas de gas no encuentren con quien chocar
y salgan disparadas al espacio. Por supuesto que mientras más ligero sea el
El escape atmosférico / CIENCIORAMA
3
elemento que sufre las colisiones, más fácil le será escapar. Es por ello que el
hidrógeno y el helio son de los elementos que más se pierden. Este es el caso de
la Tierra. Esto también explica por qué la composición de una atmósfera cambia con
el tiempo; las moléculas más pesadas como el agua, el metano o el dióxido de
carbono nunca alcanzan la altura de la exobase, la atmósfera de la Tierra pierde
mucho hidrógeno, pero prácticamente no pierde esas moléculas pesadas.
Figura 1. Las partículas de las capas más altas de la atmósfera que alcanzan la velocidad de escape,
salen disparadas al espacio, liberándose del campo gravitacional que las ataba al planeta o satélite.
Credito: Silvia Zenteno 2014
Existe otra forma de escape térmico que es un poco más violenta; en ella las capas
más altas de la atmósfera pueden absorber radiación ultravioleta proveniente del Sol.
Al calentarse dichas capas sufren una expansión que puede acelerar los gases que
El escape atmosférico / CIENCIORAMA
4
las conforman empujándolos hacia arriba. La velocidad puede alcanzar incluso a la
del sonido, y por lo tanto superar la velocidad de escape. Dicha forma de escape
térmico se conoce como escape hidrodinámico, aunque comúnmente se le llama
viento planetario, en analogía al viento solar, que es el chorro de partículas
cargadas emitidas al espacio por el Sol.
El turno del campo magnético
Hemos dicho que el escape térmico es responsable de la pérdida atmosférica de
muchos de los cuerpos de nuestro sistema planetario. Pero si bien éste ha actuado
de manera constante durante la historia de nuestra atmósfera y de atmósferas de
planetas similares al nuestro, como Venus, no es el mecanismo más importante que
ha transformado sus composiciones. Las formas de escape no térmicas, como la
colisión entre iones o incluso reacciones químicas, pueden catapultar a las partículas
de la atmósfera a velocidades mayores que la velocidad de escape. Lo que es
común en este tipo de reacciones es que un átomo o molécula adquiera una
enorme velocidad como resultado de un único evento que tiene lugar por encima de
la exobase, lo que causa que incluso choques posteriores con otras partículas no
impidan el escape. Gran parte de los escapes que no son térmicos involucran la
presencia de iones, partículas cargadas eléctricamente. Los iones se encuentran
normalmente atados a la atmósfera de un planeta por la presencia de un campo
magnético. No importa si dicho campo es generado en el interior del planeta, como
en el caso de la Tierra, o por un campo magnético inducido por un agente externo,
como podría ser el paso del viento solar, pero las partículas con frecuencia
encuentran una forma de vencer estos campos que las atan. Por ejemplo, en un
tipo de evento conocido como intercambio de carga, un ión de hidrógeno colisiona
a gran velocidad con un átomo de hidrógeno neutro, y este último “roba” el
electrón del primer ión. El resultado es que el ión se transforma en hidrógeno
El escape atmosférico / CIENCIORAMA
5
neutro pero su velocidad casi no se ve afectada, por lo que se obtiene un átomo
de hidrógeno a gran velocidad pero sin carga, cosa que lo hace inmune al campo
magnético y le permite escapar de su confinamiento. Este tipo de proceso da cuenta
de entre el 60 y el 90 por ciento de la pérdida de hidrógeno en nuestra atmósfera
y de la mayor parte de la pérdida de hidrógeno de nuestro planeta vecino, Venus.
Otra forma de vencer al campo magnético es encontrando aquellos puntos en
donde las líneas de campo están abiertas. La mayoría de las líneas del campo
magnético de un planeta forman bucles que salen del polo norte y se cierran
entrando nuevamente por el polo sur. Sin embargo, la presencia del viento solar
hace que algunas de estas líneas queden abiertas al espacio exterior y que los
iones puedan escapar a través de dichas aberturas. Por supuesto que para lograrlo
los iones deben primero vencer a la fuerza de gravedad y es por ello que sólo los
más ligeros pueden lograrlo. El resultado es un chorro de partículas cargadas
conocido como viento polar (ojo, no confundir con el viento planetario) y que da
cuenta del 15% de la pérdida de hidrógeno en la Tierra, así como prácticamente de
toda la pérdida de helio. Dicha forma de escape atmosférico puede funcionar
también
para
átomos
más
pesados,
siempre
que
uno
de
los
iones
ligeros
involucrados en el proceso lo “jale” consigo en su escape.
Marte, Venus y el satélite Titán, a diferencia de la Tierra, carecen de campos
magnéticos propios y esto los vuelve vulnerables a un tipo de escape atmosférico
conocido como pulverización. Sin un campo magnético que las proteja, las capas
más externas de las atmósferas de estos astros están totalmente expuestas al viento
solar que arrastra consigo iones que después de un intercambio de carga, como ya
se explicó, son capaces de escapar. Se cree que este tipo de proceso está
fuertemente involucrado en el escape de la atmósfera de Marte, que ha perdido
alrededor del 90% de su atmósfera original.
El escape atmosférico / CIENCIORAMA
6
Eventos catastróficos
Los tipos de escape atmosférico que hemos visto hasta ahora son solamente
pequeños goteos que tienen gran impacto a lo largo de miles de millones de años
de acción. Es por ello que no pueden compararse con la violencia del escape
provocado por el choque de cometas o asteroides en un planeta o satélite. Si estos
proyectiles son lo suficientemente grandes y veloces, pueden gasificar o pulverizar
en su choque una enorme parte de su masa. Este gas o polvo de una temperatura
muy alta se expande a una velocidad mayor que la de escape y arrastra consigo a
las capas de atmósfera con las que está en contacto. Mientras mayor es la energía
del impacto, mayor el cono de atmósfera que es arrojado al espacio. En un impacto
como el del famoso asteroide que se cree que causó la extinción de los dinosaurios
hace 65 millones de años, el cono causado tenía un ángulo de apertura de unos 80°
y contenía aproximadamente una cienmilésima parte de la atmósfera terrestre. Se
calcula que eventos aún más energéticos pueden llevarse consigo toda la parte de
la atmósfera por encima de un plano tangente a la superficie del planeta donde
ocurre el impacto. La densidad de la atmósfera influye en qué tan fácilmente ésta
puede ser
arrancada
en un
proceso
de éste tipo.
Por
supuesto,
son
más
susceptibles las atmósferas menos densas.
Se cree que Marte ha sufrido numerosos bombardeos en su pasado, dada su
cercanía al cinturón de asteroides que se encuentra entre él y su vecino, el gigante
Júpiter. De hecho, el rompecabezas de los astrónomos planetarios no es explicar por
qué Marte ha perdido casi toda su atmósfera ¡sino explicar por qué no la ha
perdido completamente! Otros astros susceptibles a éste tipo de bombardeos son
los satélites de Júpiter y Saturno, pues los enormes campos gravitacionales de estos
gigantes
gaseosos atraen hacia ellos a un gran número de asteroides y cometas.
El escape atmosférico / CIENCIORAMA
7
Figura 2. La secuencia muestra una simulación del cono que se forma al chocar un asteroide con la
atmósfera de un planeta o satélite.
(http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Impact_sequence.jpg)
El futuro de nuestra atmósfera
La vida en la Tierra depende enormemente de su atmósfera y está íntimamente
relacionada con ella. Pareciera que nuestro planeta ha sido afortunado en el sentido
de haber
conservado
una atmósfera
que nos permite
respirar,
comunicarnos
(recordemos que el sonido de nuestras voces se transmite en el aire) y hasta volar.
Además, nos protege de las radiaciones UV y gamma que pueden ser muy dañinas
para la vida. Sin embargo, sabemos que dicha situación cambiará en el futuro. Hoy
El escape atmosférico / CIENCIORAMA
8
en día el escape del hidrógeno es limitado gracias a que una gran parte se
encuentra en forma de agua. El agua se condensa en las capas bajas de la
atmósfera y vuelve a la superficie terrestre en forma de lluvia. El problema es que el
Sol aumenta poco a poco su temperatura, incrementándola alrededor de 10% cada
mil millones de años. A escalas de tiempo geológicas, dicho cambio tendrá un
efecto considerable. Siguiendo la tendencia que le marque el Sol, nuestra atmósfera
se volverá más húmeda y se calentará cada vez más, haciendo el escape de
hidrógeno mucho más fácil. Esto ocurrirá en algo así como mil millones de años y
en otro tanto el proceso desecará los océanos. La mayor parte de nuestro planeta
se convertirá en un desierto, y el agua será un vestigio confinado a las regiones
polares. Otros dos mil millones de años habrán de pasar para que el inclemente
calor del Sol termine incluso también con el agua en las regiones polares. Lo último
que quede del líquido se encontrará en forma de vapor, causando un efecto
invernadero brutal que generará temperaturas capaces de fundir rocas en la
superficie terrestre. Entonces la Tierra se parecerá a nuestro vecino Venus. Pero
para que esto pase faltan varios miles de millones de años, lo cual nos puede
calmar y hacernos conscientes de lo afortunados que somos.
Para saber más:

Catling, David & Zahnle, Kevin, The planetary air leak, Scientific American, Mayo 2009.

http://www.atmosfera.unam.mx/vinculacion/videos.html

http://www.windows2universe.org/earth/Atmosphere/overview.html⟨=sp
El escape atmosférico / CIENCIORAMA
9