Mercurio è un pianeta molto insolito. È il pianeta più piccolo del Sistema Solare e il pianeta più vicino al Sole; è in risonanza orbitale-rotazionale 3:2; ruota lentamente e sperimenta un calore torrido fino a 430 gradi Celsius, mentre il lato notturno è gelido e arriva fino a -170 gradi Celsius . A causa del suo nucleo ricco di ferro molto più grande rispetto a quello della Terra, ha la seconda densità media più alta nel Sistema Solare, appena l'1,5% al ​​di sotto di quella terrestre. Nonostante la sua vicinanza al Sole, la sua superficie è sorprendentemente ricca di elementi volatili come sodio e zolfo.

All'interno, la separazione del nucleo ricco di ferro con il mantello roccioso, la regione geologica tra il nucleo e la crosta, suggerisce che il pianeta avesse un oceano di magma all'inizio della sua formazione. Come qualsiasi liquido, questo oceano sarebbe evaporato ma nel caso di Mercurio le temperature sarebbero state così alte che il vapore non era composto da acqua, bensì da roccia.

Il nuovo studio, pubblicato sul The Planetary Science Journal e guidato da Noah Jäggi, affronta questi delicati passaggi evolutivi e la questione dei volatili, come il sodio, che si sono inaspettatamente accumulati sulla superficie.


Gli oceani di magma erano comuni

"Pensiamo che tutti i pianeti rocciosi abbiano avuto uno o più, forse diversi, oceani di magma mentre si formano. Gli impatti da accrescimento avvenuti verso la fine della formazione dei pianeti erano davvero energetici da fondere i pianeti fino a una certa profondità", ha detto Lindy Elkins-Tanton, direttrice della School of Earth and Space Exploration presso l'Arizona State University.

Il primo Sistema Solare era un posto aspro e difficile, pieno di rocce volanti che causavano collisioni frequenti. Il calore generato da questi eventi, oltre al decadimento radioattivo e al calore prodotto dalle caratteristiche gravitazionali del nucleo ricco di ferro di Mercurio, mantennero fusa la superficie e l'interno del pianeta per diverso tempo. I modelli indicano che questi processi causarono un aumento della temperatura superficiale fino a circa 2.000 gradi Celsius. In questo scenario, che ruolo ha avuto l'evaporazione e la perdita atmosferica sulla composizione di Mercurio?


I modelli

Jäggi e il suo team hanno simulato diverse situazioni: una in cui Mercurio era più grande rispetto ad oggi, come ipotizzato da alcuni scienziati e quattro possibili composizioni di oceani di magma.

Specie volatili come anidride carbonica, monossido di carbonio, idrogeno (H2) e acqua si dissolvono nel magma e possono fuoriuscire come gas quando viene rilasciata pressione. Elementi relativamente non volatili, che formano rocce come silicio, sodio o ferro possono esistere come gas, come il monossido di silicio (SiO), solo a temperature molto elevate come quelle che si pensava esistessero nell'oceano di magma primitivo. La differenza tra le specie gassose volatili e non volatili è che, per una data temperatura, le specie volatili hanno pressioni di vapore di equilibrio (o tensione di vapore o pressione di vapore saturo) molto più elevate di quelle non volatili. Questa è la pressione esercitata dal vapore della sostanza sulla fase condensata (solida o liquida) della stessa sostanza quando tali fasi sono in condizioni di equilibrio termodinamico tra loro all'interno di un sistema chiuso, cioè in condizioni di vapore saturo.

Il modello dei ricercatori voleva determinare l'effetto dell'evaporazione dall'oceano nell'atmosfera, tenendo conto dei processi chimici e fisici atmosferici e della conseguente perdita di massa dall'atmosfera verso lo spazio o verso il pianeta.

Sia nel caso volatile che non volatile, l'oceano di magma evapora e rifornisce l'atmosfera.
Le molecole possono sfuggire all'atmosfera in diversi modi: riscaldamento del plasma per via delle particelle cariche del vento solare; fotoevaporazione di specie atmosferiche causato da fotoni solari ad altissima energia come raggi X e fotoni ultravioletti che creano un deflusso di gas nell'alta atmosfera chiamato fuga idrodinamica; fuga termica che avviene attraverso i Jeans escape, con cui molecole ad alta quota, ad alta velocità e a bassa massa sfrecciano fuori dalla parte superiore dell'atmosfera; fotoionizzazione, in cui i fotoni ad alta energia producono ioni che sfuggono attraverso vari mezzi.

Lo studio ha scoperto che dei potenziali meccanismi di fuga, i Jeans escape erano trascurabile, con gli altri fattori che portavano a perdite di massa da 1 milione a 4 miliardi di chilogrammi al secondo, a seconda dei periodo di formazione di Mercurio e delle ipotesi sull'efficienza del riscaldamento e della quantità di radiazione prodotta ed erogata dal primo Sole. Inoltre, la perdita totale di massa atmosferica, in diverse condizioni simulate, è risultata piuttosto simile per sostanze volatili e non volatili.

Data la perdita di massa, la scala temporale risultante dal modello per un efficiente scambio chimico dall'interno del pianeta alla sua atmosfera, era inferiore a 10.000 anni. Il che implica che i processi di fuga atmosferica rappresentano solo circa lo 0,3 percento della massa iniziale di Mercurio, o meno di 2,3 chilometri di crosta (Il raggio attuale del pianeta è di 2.440 chilometri).

In conclusione, la perdita di massa cumulativa sembra non aver modificato in modo significativo la composizione del mantello di Mercurio durante la fase dell'oceano di magma.
L'insignificanza della perdita di massa atmosferica totale, fuga idrodinamica a parte, è stata sorprendente, ha detto Jäggi. "Ciò indica che devono esserci altri processi per spiegare le alte misurazioni di sodio sulla superficie di Mercurio, poiché non possono essere accumulati né persi in alcuna quantità significativa dati i tassi di perdita modellati e la durata dell'oceano di magma".