Predicciones de condensación (a) y resultados experimentales (b). La línea roja discontinua indica la T por debajo de la cual el olivino es estable, la línea negra discontinua la T por debajo de la cual la aleación metálica es estable. Los puntos negros en (b) indican experimentos en composición y T de ensamblajes de óxido condensado de (a), omitiendo la aleación de metal. (a) Adaptado de Ebel (2006, Lámina 10), (b) Adaptado de Ustunisik et al. (2014). – astro-ph.EP
Enfríe un trozo del Sol a 1000 K a una presión de un milibar para producir un conjunto mineral consistente con los que se encuentran en los meteoritos más primitivos. Este es un experimento de equilibrio o condensación fraccionada simulado mediante cálculos utilizando ecuaciones de estado para cientos de moléculas gaseosas, sólidos minerales condensados y líquidos de silicato, los productos de un siglo de mediciones experimentales y estudios teóricos. Tales cálculos han revolucionado nuestra comprensión de la química del cosmos.
La comprensión a mediados del siglo XX de que los meteoritos son registros fósiles del Sistema Solar primitivo hizo que la química fuera fundamental para comprender los orígenes planetarios. Por lo tanto, la «condensación», la distribución de elementos e isótopos entre el vapor y los sólidos y/o líquidos condensados en el equilibrio químico o acercándose a él, informa profundamente la discusión sobre cómo las composiciones de meteoritos/cometas se relacionan con los planetas.
Los cálculos de condensación se han aplicado a discos alrededor de estrellas jóvenes, a la «lluvia» mineral de granos minerales que se espera que se formen en atmósferas frías de estrellas enanas, a las envolturas en expansión de estrellas gigantes, a las columnas de vapor que se forman en impactos planetarios, y a la «capas» química e isotópicamente distintas calculadas y observadas en las supernovas. Al igual que con todos los cálculos sofisticados, existen advertencias inherentes, sutilezas y dificultades computacionales.
La química local aún no se ha integrado de manera consistente en las simulaciones astrofísicas dinámicas para que efectos como el bloqueo de la radiación por parte de los granos, la absorción y reemisión de luz por parte de los granos, y la amortiguación del calor por parte de la evaporación/condensación de los granos retroalimenten la física en cada nodo de un cálculo cuadriculado a lo largo del tiempo. Una integración más profunda de la termoquímica con los modelos físicos hace que la perspectiva de un modelo general de disco protoplanetario sea tan esperanzadora ahora como lo fue un modelo de circulación general para el clima global a principios de los años setenta.
Denton S.Ebel
Comentarios: Revisión para la Enciclopedia Oxford
Asignaturas: Astrofísica Planetaria y de la Tierra (astro-ph.EP); Astrofísica Solar y Estelar (astro-ph.SR)
Citar como: arXiv: 2306.12645 [astro-ph.EP] (o arXiv: 2306.12645v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
DOI relacionado:
https://doi.org/10.1093/acrefore/9780190647926.013.201
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De: Denton Ebel
[v1] jueves, 22 de junio de 2023 03:07:45 UTC (950 KB)
https://arxiv.org/abs/2306.12645
Astrobiología, Astroquímica,
