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Explicar la composición de las atmósferas de los planetas del Sistema Solar presenta muchas más dificultades de las que en un principio pueda parecer. La idea de que las atmósferas fueran el resultado de la atracción gravitatoria del gas de la nebulosa solar por parte del núcleo de hielo/roca ya formado (lo que se denomina una atmósfera primaria) no es incorrecta, pero queda un poco lejos de la realidad mucho más compleja que los descubrimientos nos están mostrando. La composición de los planetas se ha interpretado durante mucho tiempo como consecuencia de las condiciones físicas en su origen. Una idea que resultó muy útil fue pensar que la composición era determinada por la distancia al Sol dónde se formaba el planeta. Esta visión se ha ido matizando a medida que se ha apreciado la complejidad del proceso.
Los planetas llamados terrestres (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) tienen una abundancia de elementos volátiles menor que la del Sol, y varía de un planeta a otro de forma considerable. Las atmósferas de estos planetas (tan tenue como la de Mercurio con 105 átomos/cm3 o tan densa como la de Venus con 1021 moléculas/cm3) no son primarias, sino que en su mayor parte son el resultado de procesos físicos posteriores, como desintegraciones radiactivas del núcleo, fraccionamiento de isótopos, evaporación de los hielos atrapados en los planetesimales (principalmente hielos de agua, y dióxido y monóxido de carbono, con algo de metano y amoniaco), o como en el caso p.ej. de Venus, un efecto invernadero desbocado. O de procesos que han actuado a gran escala, como colisiones que resultaron en la ganancia de elementos volátiles como por ejemplo choques de cometas que trajeron agua a la Tierra. A estas atmósferas se las llama secundarias. No son exclusivas de los planetas terrestres; la atmósfera de Titán (rica en N2) también tiene, muy probablemente, este origen.
Imagen: Foto
de familia del Sistema Solar conseguida componiendo imágenes obtenidas
por el satélite SOHO, las sondas Mariner 10, Voyager y Viking, y la
nave tripulada Apolo 17. Arriba a la izquierda vemos a nuestro Sol,
rodeado por un primer arco formado por los planetas: Mercurio, Venus,
la Tierra y Marte, de abajo a arriba. En el segundo arco aparecen:
Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón. (Fotografía de Calvin J.
Hamilton).
La atmósfera de los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) es básicamente de tipo primaria, si bien tienen una abundancia de elementos pesados mayor que la del Sol. En particular, el carbono (elemento más abundante en estas atmósferas después del H y He) es mucho más abundante que en el Sol, y es más abundante según el planeta orbita a mayor distancia. De este hecho ha surgido un modelo de su formación que comienza con la acreción al mismo tiempo de planetesimales y gas nebular. A medida que la masa de esta atmósfera primaria aumenta, es lo suficientemente densa como para romper y disolver los planetesimales, cuyos constituyentes se incorporan a la atmósfera, no al núcleo sólido. El resultado es un planeta con un pequeño núcleo y una atmósfera principalmente de H y He, pero enriquecida en elementos más pesados como C, N, S, P, etc. proveniente de tales planetesimales. El nitrógeno y el fósforo se hallan a niveles atmosféricos más profundos, mientras que el carbono se presenta sobre todo en las capas altas de la atmósfera, en forma de metano. Su descomposición por efecto de la luz solar y posteriores reacciones da lugar a gran cantidad moléculas orgánicas, como los hidrocarburos.
Todos los planetas pierden volátiles por efecto del viento solar y también por escape térmico. La pérdida depende de la gravedad del planeta y su proximidad al Sol. Algunos planetas, como en el nuestro, disponen de un mecanismo especial de defensa: su campo magnético que actúa de escudo frente al viento solar. Se estima que gracias al campo magnético terrestre la pérdida de volátiles en nuestro planeta es sólo de alrededor de 1 a 3 kg/s. A este ritmo harán falta unos 150.000 millones de años para eliminar completamente la atmósfera de nuestro mundo.