Escape de gases na atmosfera de Vénus

            Vénus está constantemente a perder água devido à fotodissociação das moléculas de água nos estratos atmosféricos superiores, por acção da radiação ultravioleta. Esta radiação, origina átomos de hidrogénio () e radicais hidróxilo (). Quer o hidrogénio, quer o , poderiam voltar a combinar-se, contudo, parte dos átomos de  «perdem-se» para a termosfera e alguns deles para a exosfera (definida como sendo a região onde as partículas viajam grandes percursos, sem sofrerem colisões).

            Uma vez que a molécula da água () é mais leve do que a do dióxido de carbono (), migra para a atmosfera superior onde sofre dissociação por radiação UV (representada na reacção [1] pela letra grega gama,), segundo a reacção:

        [1]

Conforme se pode verificar, este processo de fotodissociação liberta o hidrogénio que é mais leve, permitindo deste modo o seu escape do planeta.

            Segundo Kumar et al (1983), o hidrogénio produzido pela reacção [1], terá sido o responsável pela modificação no passado da estrutura e química da atmosfera de Vénus e deste modo, do escape de gases da atmosfera do respectivo planeta. Dado que o dióxido de carbono permaneceu no planeta em grandes quantidade, tornou-se a espécie dominante.

            A figura seguinte, faz uma comparação entre a atmosfera de Vénus (círculo vermelho) e a do nosso planeta.

Figura 1 – Composição química da atmosfera de Vénus e da Terra actualmente.

            A parte superior da atmosfera de Vénus é relativamente fria; pelo que as perdas térmicas directas de espécies neutras, até mesmo de hidrogénio atómico, são lentas e pouco importantes para uma temperatura de  ao nível da exobase, que é o local de onde se verificam as perdas de partículas.

            O Hélio também se perde em Vénus e até ao momento o único que foi detectado é de origem radiogénica. A sua abundância tem sido determinada a grandes altitudes, e os valores observados a  e a alturas superiores, sugerem uma abundância troposférica de  com um erro entre  a .

Esta quantidade incerta de hélio radiogénico é várias vezes mais pequena do que a quantidade produzida pelas decadentes cadeias de urânio e tório ao longo da era do Sistema Solar. A troca de cargas é ineficaz como meio de produzir iões que pudessem ser arrastados na cauda magnética; o elevado potencial de ionização do hélio origina que os iões de hélio separem electrões de outros átomos e moléculas em eminente colisão. Algum hélio neutro pode perder-se ao ser atingido por átomos de oxigénio () “quentes”, em analogia ao referido em cima.

            A perda de outros gases por parte do planeta Vénus na actualidade, é negligenciavel, mas alguns modelos do princípio da evolução de Vénus, especialmente aqueles referentes a outros tipos de água, contemplavam outras condições à luz das quais outros mecanismos poderiam ter sido também eficazes.

Processos Evolucionários

            Para os modelos da evolução atmosférica é importante ter alguns conhecimentos da energia libertada pelo Sol nos seus «primeiros anos» de vida. De facto, o Sol nos seus primórdios, era cerca de 30% menos luminoso do que é hoje em dia. A figura 4 faz referência à evolução do Sol até aos nossos dias~

Os primeiros modelos detalhados do escape de hidrogénio da atmosfera de Vénus foram apresentados pelo Kasting e Pollack (1983). O seu principal objectivo foi investigar, a perda de um “oceano” de uma atmosfera quente contendo muito mais humidade que a atmosfera actual. Os investigadores anteriormente referidos, concluíram que essa quantidade poderia ser perdida em mil milhões de anos, mesmo apesar desse modelo conter uma zona «fria» que mantinha a estratosfera razoavelmente seca.

            Se Vénus tivesse inicialmente um oceano, tal como foi proposto por Kasting e Pollack (1983), e um efeito de estufa forte, estaria presente uma atmosfera constituída por 88% de  na forma de vapor e 12% de . Este tipo de atmosfera não possui uma zona fria bem demarcada, facilitando a difusão de grandes quantidades de água para as altas camadas da atmosfera. Estas circunstâncias são propícias ao escape hidrodinâmico de hidrogénio. Neste caso, o fluxo de escape só é limitado pela intensidade fornecida pelos fotões ultravioletas (EUV), cujo valor máximo é cerca de , ou o dobro desse valor para . Deste modo, para o período estimado, Vénus perdeu cerca de 98% da sua água, pelos processo térmicos; o processo hidrodinâmico e o escape de Jeans deixam de ser relevantes nas mesmas condições e assim vão continuar até à actualidade.

            Neste caso, a quantidade de água presente na atmosfera actual deveria ser mil vezes à que foi observada pela Pionner Venus. Deste modo, outros processos terão um papel activo no escape de hidrogénio. Estes processos designam-se por não-térmicos. A primeira prova da actividade destes processos foi obtida pela sonda Mariner.

            A explicação para o baixo valor de água presente na atmosfera de Vénus, passa por um fluxo de escape, de origem não-térmica, da ordem de .

O Sol, os planetas e as suas atmosferas acredita-se terem sido formados há cerca de 4.5 mil milhões a partir de uma nebulosa solar. As alterações subtis que ocorreram durante as condições iniciais, conduziram ás diferenças entre os planetas. A formação das atmosferas dos planetas interiores ainda não é muito bem compreendida e é actualmente uma área de muita pesquisa.

            Por que razão a composição de Vénus é tão diferente da Terra? Por que razão há tão pouca água em Vénus quando comparado com o planeta Terra?

            As duas questões anteriores são dois problemas difíceis de responder em ciências planetárias e uma possível resposta, mas de natureza do «senso comum» seria dizer que se deve ao facto dos planetas se encontrarem a distâncias diferentes do Sol e ás diferenças nos seus ciclos rotacionais. Uma das explicações “adiantadas” é da falta de um campo magnético intrínseco no planeta Vénus.

            Conhecer como evoluiu o planeta Vénus e os outros planetas, é querer conhecer como evoluiu o nosso planeta até á actualidade, e eventualmente como poderá vir a evoluir.

            A evolução de uma atmosfera planetária é um processo complicado que depende de diversos factores, tais como, a temperatura da nebulosa planetária no momento em que se formou o planeta, a temperatura do planeta, gravidade e a composição química. Nos planetas interiores, a libertação de gases pelos vulcões e rochas, também desempenharam um papel importante na evolução da atmosfera dos planetas. Na Terra, por exemplo, o desenvolvimento da vida, também terá contribuído significativamente para o desenvolvimento da nossa atmosfera.

            O impacto de cometas e meteoritos também terá tido um papel na evolução da atmosfera de um planeta, pelo que conhecer a evolução de uma dada atmosfera, é ter como pré-requisito, conhecimento destes corpos.