Características activas de los climas planetarios terrestres a baja destilación en función de la temperatura de la superficie Tsurf (ejes y) y la presión parcial de dióxido de carbono (ejes x). En cada panel, la línea negra representa la curva de presión de saturación del vapor de CO; Los climas en los que el dióxido de carbono es mayor que la curva de presión de vapor a una temperatura dada están altamente saturados en su superficie (el área gris en los tres paneles). La línea punteada blanca en cada panel representa la ubicación circunferencial aproximada del valor de Seff que separa los climas que pueden soportar la persistencia de CO frente a aquellos que pueden limitar el ciclo entre los estados de condensación y sin condensación (consulte las Secciones 3.2 y 3.3 para ver la discusión de esos climas). tipos). La línea punteada negra en cada panel indica la temperatura por debajo de la cual el hidrato de clatrato de CO puede ser estable. En el panel A, los contornos representan la irradiación estelar por encima de la atmósfera necesaria para mantener un clima con una temperatura superficial y una pCO2 determinadas, medidas por destilación recibida en la órbita terrestre, es decir, S/SEarth = Seff. El panel B muestra la radiación de onda larga (OLR) saliente global. El panel C muestra el albedo planetario global.
Astro-chica
El dióxido de carbono circulante entre la atmósfera y dentro de los planetas rocosos podría estabilizar el clima global y permitir que las temperaturas de la superficie del planeta estén por encima del punto de congelación durante el tiempo geológico.
Sin embargo, las diferencias en el balance global de carbono y los ciclos de retroalimentación inestables entre los sistemas subplanetarios pueden desestabilizar el clima de los exoplanetas rocosos hacia sistemas desconocidos en el Sistema Solar. Aquí, realizamos transportes radiativos atmosféricos en cielo despejado y simulaciones de meteorización superficial para investigar la estabilidad del equilibrio climático de los exoplanetas rocosos oceánicos en estructuras relevantes para los sistemas planetarios en las regiones exteriores de la zona habitable.
Nuestras simulaciones sugieren que los planetas que orbitan estrellas de tipo G y F (pero no estrellas de tipo M) pueden exhibir una estabilización entre un estado climático similar al de la Tierra con un secuestro de carbono eficiente y un equilibrio climático alternativo estable donde el dióxido de carbono se condensa en la superficie y forma a Manta es hidrato de clatrato o CO2 líquido. Cuando se incrementa la destilación y con una meteorización ineficaz, este último caso oscila entre un clima frío con condensación en la superficie del CO2 y un clima cálido sin condensación. Los climas biestables de dióxido de carbono pueden aparecer temprano en la historia planetaria y permanecer estables durante miles de millones de años.
Los climas de condensación de CO2 siguen una tendencia opuesta en la pCO2 frente a la destilación en comparación con las poblaciones estables de planetas expuestas a la intemperie, lo que sugiere la posibilidad de una distinción observacional entre estas distintas clases climáticas.
RJ Graham, Tim Lichtenberg, Ray Berrimbert
Comentarios: Aceptado para su publicación en JGR-Planets. 19 páginas (incluyendo referencias y tablas), 6 dígitos, Correo electrónico correspondiente al autor: [email protected] http URL
Temas: Tierra y Astrofísica Planetaria (astro-ph.EP)
Citado de la siguiente manera: arXiv: 2210.00149 [astro-ph.EP] (o arXiv: 2210.00149v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
Día de entrega
De: RJ Graham
[v1] sábado, 1 de octubre de 2022 00:08:34 UTC (41.626 KB)
https://arxiv.org/abs/2210.0014
astrobiología,
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