Los océanos disuelven la capa rocosa de los planetas de hielo de agua

Nuevos experimentos muestran que en planetas con hielo de agua entre el tamaño de nuestra Tierra y 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 fueron recreadas 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 complejo ciclo del H2O en el interior profundo de nuestro y otros planetas terrestres está mejorando constantemente. Sin embargo, no sabemos qué sucede en la interfaz entre el H2O caliente y denso y la capa rocosa profunda 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 una gruesa capa 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 llevó a cabo una serie de desafiantes experimentos 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) 2SiO4 a presiones entre 20 y 40 Gigapascal (GPa). Esto equivale a 200.000 a 400.000 veces la presión atmosférica en la Tierra y temperaturas superiores a 1230 ° C, condiciones que están presentes en la interfaz entre los océanos profundos y el manto rocoso en la clase de planetas acuáticos sub-Neptuno. El coautor Sergio Speziale, del GFZ German Research Centre for Geosciences, dice en un comunicado: "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 Nature Astronomy.

Se cargaron pequeños gránulos de ferropericlasa o de polvo de olivina junto con agua en una pequeña cámara de muestra (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 haciendo brillar un láser infrarrojo a través de los yunques de diamante. Se utilizó difracción de rayos X de sincrotrón para determinar la transformación y degradación de minerales inducida por reacciones con agua. Se observó una disminución repentina de la señal de difracción de los minerales de partida y la aparición de nuevas fases sólidas, incluida la brucita (hidróxido de magnesio), a lo largo de los 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 de la olivina; la disolución fue más fuerte en un rango específico de presión-temperatura entre 20 a 40 Gigapascales y 1250 a 2.000 Kelvin". Los detalles del proceso de reacción y la consecuente segregación química de MgO de las fases residuales, se confirmaron mediante 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 la capa de H2O y el manto rocoso subyacente podría producir, en exoplanetas subneptuno ricos en agua con el tamaño y la composición apropiados, como TRAPPIST-1f, gradientes químicos en las primeras épocas fases cálidas de la historia de los planetas. Estos gradientes con distribución diferenciada de óxido de magnesio en el lecho marino planetario podrían conservarse parcialmente a lo largo de su larga evolución de enfriamiento. Las huellas de las 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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