[论文解读] Evolution of Mercury's Earliest Atmosphere

Noah Jäggi, Diana Gamborino+7 more|arXiv (Cornell University)|Oct 15, 2021

Astro and Planetary Science参考文献 103被引用 10

一句话总结

本研究模拟了水星在岩浆海洋阶段的早期大气，整合了内部冷却、大气物种形成及逃逸机制。通过耦合内部-大气模型与挥发物物种形成计算，发现大气损失——主要通过光致蒸发——仅限于小于2.3公里地壳等效厚度，或不超过0.02%的Na和H2O，表明水星的高核心-地幔比和富含挥发物的地表成分更可能源于其靠近太阳的吸积环境，而非岩浆海洋阶段后的大气损失。

ABSTRACT

MESSENGER observations suggest a magma ocean formed on proto-Mercury, during which evaporation of metals and outgassing of C- and H-bearing volatiles produced an early atmosphere. Atmospheric escape subsequently occurred by plasma heating, photoevaporation, Jeans escape, and photoionization. To quantify atmospheric loss, we combine constraints on the lifetime of surficial melt, melt composition, and atmospheric composition. Consideration of two initial Mercury sizes and four magma ocean compositions determine the atmospheric speciation at a given surface temperature. A coupled interior-atmosphere model determines the cooling rate and therefore the lifetime of surficial melt. Combining the melt lifetime and escape flux calculations provide estimates for the total mass loss from early Mercury. Loss rates by Jeans escape are negligible. Plasma heating and photoionization are limited by homopause diffusion rates of $\sim10^{6}$ kg/s. Loss by photoevaporation depends on the timing of Mercury formation and assumed heating efficiency and ranges from $\sim10^{6.6}$ to $\sim10^{9.6}$ kg/s. The material for photoevaporation is sourced from below the homopause and is therefore energy-limited rather than diffusion-limited. The timescale for efficient interior-atmosphere chemical exchange is less than ten thousand years. Therefore, escape processes only account for an equivalent loss of less than 2.3 km of crust ($0.3\%$ of Mercury's mass). Accordingly, $\leq0.02\%$ of the total mass of H$_2$O and Na is lost. Therefore, cumulative loss cannot significantly modify Mercury's bulk mantle composition during the magma ocean stage. Mercury's high core:mantle ratio and volatile-rich surface may instead reflect chemical variations in its building blocks resulting from its solar-proximal accretion environment.

研究动机与目标

• 量化原水星在岩浆海洋阶段的大气质量损失。
• 评估大气逃逸机制是否可能显著改变水星整体地幔的组成。
• 确定光致蒸发、等离子体加热和杰恩斯逃逸在塑造早期大气演化中的作用。
• 评估水星当前的高核心-地幔比和富含挥发物的地表是否源于大气损失，还是原始吸积条件。

提出的方法

• 使用SPIDER进行耦合内部-大气建模，模拟岩浆海洋冷却、地表温度和大气压力-温度分布。
• 使用VapoRock计算岩浆海洋表面之上金属氧化物物种（如SiO、Na、K）的平衡分压。
• 将VULCAN化学网络扩展12条关键反应，以模拟Si、Mg、Fe、Na、K及其氧化物的大气物种形成。
• 通过原子和化学键半径近似碰撞截面（CS），以模拟大气中的辐射传输和能量传递。
• 基于能量极限和扩散极限约束，计算光致蒸发、等离子体加热、光致电离和杰恩斯逃逸的大气逃逸通量。
• 将总质量损失在岩浆海洋持续时间内积分，以评估对整体成分的累积影响。

实验结果

研究问题

• RQ1 水星在岩浆海洋阶段由于逃逸过程导致的早期大气总质量损失是多少？
• RQ2 光致蒸发、等离子体加热和光致电离在大气逃逸中的贡献如何比较？
• RQ3 大气逃逸机制在岩浆海洋阶段对水星整体地幔组成的影响有多大？
• RQ4 水星当前Na富集的地表成分是否与岩浆海洋阶段的挥发物损失一致，还是反映了原始吸积条件？
• RQ5 水星内部与大气之间的化学交换发生速度如何，这对大气成分演化有何含义？

主要发现

• 光致蒸发通量范围为∼10^6.6至∼10^9.6 kg/s，具体取决于形成时间与加热效率，且受能量限制而非扩散限制。
• 等离子体加热和光致电离受约10^6 kg/s的同温层扩散速率限制。
• 杰恩斯逃逸贡献的质晕损失可忽略不计，通量低于可探测阈值。
• 岩浆海洋持续期内总大气质量损失等效于小于2.3公里地壳厚度，或约10^20 kg。
• Na和H2O等挥发性元素的损失极小——初始储量的≤0.02%——不足以解释水星当前的地表组成。
• 因此，水星的高核心-地幔比和富含挥发物的地表更可能源于太阳附近吸积导致的物质化学非均质性，而非岩浆海洋阶段的大气损失。