L'atmosfera terrestre e la sua evoluzione

L'atmosfera terrestre e la sua evoluzione

Accrezione terrestre e atmosfera primitiva

Che cosa è successo all'atmosfera durante l'accrezione terrestre? Durante la formazione dei pianeti, i corpi celesti hanno incorporato al loro interno dei gas (per il semplice fatto che la nebulosa solare conteneva gas, e quando si aggregano particelle dell'ordine del millimetro per poi passare a quelle del centimetro, tali elementi rimangono incorporati). I corpi celesti con la maggiore concentrazione di gas sono le condriti perché rappresentano materiale primitivo che non è stato processato successivamente. Un corpo un po' più grande come la Terra ha subito invece una differenziazione che ha fatto sì che i gas venissero esplusi: una parte del pianeta è stata fusa, un'altra parte è stata compressa ad alta pressione e quindi la risultante di questi due processi è stato produrre un degassamento del materiale condritico e partizionare gli elementi atmofili (nell'atmosfera).

La Terra ha subito notevoli impatti (soprattutto quello che ha originato la Luna) e quindi, in conseguenza a ciò, parte dell'atmosfera primitiva è stata persa; ciò è evidenziato da studi di concentrazioni di elementi volatili in condriti e sulla Terra dove è possibile osservare che gli elementi atmofili sono impoveriti di 2-3 ordini di grandezza sul nostro pianeta rispetto al materiale primitivo (sia gas reattivi che nobili). La Terra durante la storia di impatti ha perso circa il 99% della sua atmosfera.

Atmosfera terrestre: primaria o secondaria?

La domanda principe di tutto il capitolo è: l'atmosfera terrestre attuale è un'atmosfera residuale primaria oppure è un'atmosfera completamente secondaria? Una teoria che suonerebbe ragionevole è quella che afferma che le comete contengono grosse quantità di gas e quindi gli impatti successivi a quello di formazione della Luna avrebbero portato grandi quantità di gas sulla Terra in modo da ripianare i problemi causati dagli impatti precedenti. È una teoria che non è supportata dai dati: nello schema sono rappresentati i valori del rapporto deuterio su idrogeno (D/H); la Terra presenta un suo valore di D/H così come le comete e quello che è stato osservato è che il valore terrestre è circa la metà rispetto a quello delle comete.

Questo fattore “va dalla parte sbagliata”: se prendo del materiale di una cometa e lo disperdo, quello che deve succedere è che il D/H deve aumentare perché la perdita parziale in atmosfera dovrebbe favorire gli isotopi pesanti. Se parto da un valore di 3x10^-4 (per esempio) e perdo parte dell'atmosfera dovrei avere questo valore aumentato; invece nella Terra tale valore scende e si assesta su 1.5x10^-4. La stessa cosa è possibile farla sul rapporto H/C (idrogeno/carbonio): se le comete presentano un rapporto di 7, mi aspetto che perdendo una parte di un'ipotetica atmosfera cometaria, tale rapporto non possa che scendere. Invece il rapporto H/C ha un valore di 50; non c'è modo di arricchire H e C.

Composizione dell'atmosfera terrestre

La risposta alla domanda iniziale è quindi che l'atmosfera terrestre non deriva dall'esterno ma è molto probabilmente pristina. Se fosse completamente pristina ci aspetteremmo che i tre pianeti del Sistema Solare interno (Venere, Terra, Marte) fossero simili come composizione chimica: andando a vedere i gas dominanti nelle varie atmosfere, la CO₂ è dominante così come il rapporto CO₂/N₂ è costante. Ciò significa che Venere e Marte hanno delle atmosfere di CO₂ con un po' di azoto. La Terra ha evidentemente composizione completamente diversa.

Evoluzione delle atmosfere planetarie

Come mai la Terra ha una composizione differente dai due pianeti che le sono vicini? È sempre stato così o un tempo la composizione dell'atmosfera terrestre era uguale alle composizioni attuali di Venere e Marte? Come ha fatto a cambiare nel tempo? Le atmosfere planetarie sono a rischio di essere perse. Una molecola di gas rimane “legata” al pianeta se l'energia potenziale di legame è più bassa (in valore relativo) dell'energia cinetica: se un corpo si muove troppo velocemente, la gravità non è in grado di trattenere, altrimenti sì.

Per mantenere quindi un'atmosfera intorno a un pianeta è necessario che E_pot < E_kin. Per la legge di Boltzmann, l'energia cinetica si scrive così, riscrivendo tale formula otteniamo tanto più alta è la temperatura di un gas, maggiormente si muovono le particelle, maggiore energia cinetica. È possibile andare a giocare con i parametri sopra scritti e vedere quali pianeti trattengono quali elementi e in quali quantità: se considero due gas diversi (H = 2, Xe = 129), noto che la fuga di idrogeno sarà molto maggiore rispetto a quella dello xeno. In particolare sulla Terra, l'idrogeno e l'elio sono troppo leggeri, per cui il nostro pianeta fa fatica a trattenere questi due elementi ma è in grado di trattenere la massa 18 (acqua). Marte ha una gravità troppo bassa, non è in grado di trattenere l'H₂O e quindi è un pianeta ormai morto.

Confronto tra pianeti del Sistema Solare

Se confronto tra loro tre corpi celesti che sono a parità di temperatura (in questo caso tre pianeti del sistema Saturno, Titano ha massa simile alla Luna e Dione raggio di 300 km quindi ha massa molto piccola), noto che Saturno ha un'atmosfera molto densa, praticamente non ha perso nulla del gas primordiale che aveva al momento dell'accrezione, Titano ha un'atmosfera di circa 1 Bar mentre Dione è completamente priva di atmosfera. Il termine M gioca un ruolo determinante nel trattenimento dell'atmosfera. La Luna ha una temperatura media annuale di circa 0°C, Titano una di -150°C e quindi a parità di massa Titano presenta un'atmosfera di 1 Bar mentre la Luna zero.

Riepilogo sull'atmosfera terrestre

• L'atmosfera terrestre è innanzitutto primaria, cioè rappresenta qualcosa che c'è da sempre.
• Quando la Terra si è accresciuta ha acquisito un'atmosfera primaria che poi ha al 90-95% perduto.
• Quella che è rimasta però è in equilibrio con il mantello. Questo equilibrio con il mantello ci dà un'implicazione che è che l'atmosfera primitiva doveva contenere della CO₂ e non doveva contenere ossigeno perché il mantello contiene ferro metallico nel nucleo interno mentre ferro nei minerali (come olivina).
• Può avvenire la fotochimica: le radiazioni solari contengono raggi UV che sono in grado di cominciare reazioni chimiche. Una di queste, che è stata la morte di Marte, è stata la decomposizione della molecola d'acqua (H₂O → H₂ + O); sulla Terra questa decomposizione è sufficientemente lenta da permettere la ricombinazione di idrogeno e ossigeno. Un'altra reazione che avviene nella nostra atmosfera è la formazione di ozono (O₂ + O → O₃), e questa reazione è stata particolarmente utile perché ha permesso che i raggi UV non raggiungessero la superficie terrestre.
• L'ultima reazione che avviene per fotochimica sulla Terra (soprattutto nelle megalopoli equatoriali come Jakarta o Città del Messico) è quella che avviene anche su Titano (N₂ + O → NO_X); si ha la produzione di NO_X che sono composti nei quali l'azoto che avrebbe valenza cinque non riesce a formare molecole stabili a stechiometria. Se si formano molecole NO_X esse sono instabili e liberano energia chimica che va nei polmoni di chi respira quell'aria.

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