La convección moldea el terreno poligonal en Plutón

Por Francisco R. Villatoro, el 2 junio, 2016. Categoría(s): Ciencia • Física • Nature • Noticias • Physics • Science

Dibujo20160602 Sputnik Planum pluto youngest terrains nitrogen ice sheet 534040a-f1

Sputnik Planum es una planicie de 1200 km de diámetro formada por hielo de nitrógeno. A la izquierda del famoso “corazón” de Plutón (Tombaugh Regio) muestra un patrón en forma de polígonos irregulares de entre 10 y 40 km de diámetro. Se publican en Nature dos artículos que afirman que la causa es la convección del hielo de nitrógeno, aunque difieren en los detalles.

La convección requiere un gradiente térmico (en la superficie hay 37 K luego en el interior debe haber al menos 40 K). Se sabe que el interior de Plutón está caliente por la presencia de radioisótopos. La velocidad de convección observada es de pocos centímetros al año, por lo que la superficie visible tiene menos de un millón de años. Los dos artículos difieren en el grosor estimado para el hielo de nitrógeno en la planicie y en el régimen convectivo dominante. Uno propone que tiene unos 10 km de grosor y que la convección es tipo Rayleigh–Bénard. El otro que tiene entre 3 y 6 km, siendo la convección de tipo superficie lenta (sluggish lid) con viscosidad fuertemente no lineal. Futuros estudios tendrán que decidir quién tiene razón.

Los artículos son A. J. Trowbridge, H. J. Melosh, …, A. M. Freed, “Vigorous convection as the explanation for Pluto’s polygonal terrain,” Nature 534: 79–81 (02 Jun 2016), doi: 10.1038/nature18016, y William B. McKinnon, Francis Nimmo, …, New Horizons Geology, Geophysics and Imaging Theme Team, “Convection in a volatile nitrogen-ice-rich layer drives Pluto’s geological vigour,” Nature 534: 82–85 (02 Jun 2016), doi: 10.1038/nature18289. Más información divulgativa en Andrew J. Dombard, Sean O’Hara, “Planetary science: Pluto’s polygons explained,” Nature 534: 40–41 (02 Jun 2016), doi: 10.1038/534040a.

Dibujo20160602 Calculated convection for Sputnik Planum polygons nature18016-f2

La transferencia de calor en un sistema se caracteriza por los números de Rayleigh y Nusselt, entre otros. El número de Rayleigh es un parámetro adimensional que caracteriza el punto crítico a partir del cual una perturbación inicia el movimiento convectivo en el fluido; se calcula como el cociente entre las fuerzas de flotación y las fuerzas viscosas en el seno del fluido. Ambos artículos publicados en Nature estiman que el número de Rayleigh es varios órdenes de magnitud mayor que el valor crítico (el punto negro para Ra ≈ 1000 en esta figura). El número de Nusselt es otro parámetro adimensional que determina si la transferencia de calor está dominada por la convección o por la conducción; valores superiores a la unidad indican que domina la convección (como muestra esta figura).

 

El artículo de Trowbridge et al. propone la convección de Rayleigh-Bénard. La clave es la viscosidad del hielo de nitrógeno a la temperatura de Plutón. En su opinión, las “montañas flotantes” de hielo de agua en Plutón apuntan a un espesor de la capa de nitrógeno de al menos 5 km. Por tanto, el número de Rayleigh es superior a un millón (incluso podría alcanzar los diez millones) y la temperatura interior de la capa de hielo de nitrógeno debe ser de unos 40 K. Esta temperatura es cercana a la transición de fase α-β en el hielo de nitrógeno (Tαβ  = 35,61 K). Cuando el nitrógeno no es puro y contiene CO disuelto (como en el caso de Plutón), dicha temperatura ronda los 40 K (para una concentración de CO mayor del 10%).

Dibujo20160602 Minimum thickness for convection in a layer of solid N2 ice on Pluto as a function of basal temperature nature18289-f3

El artículo de McKinnon et al. presenta resultados de simulaciones por ordenador que apoyan otro tipo de convección. El hielo de nitrógeno tiene una conductividad térmica muy baja. El flujo de calor radiogénico en el interior de Plutón se estima en 3 mW/m², lo que implica un gradiente de temperatura por conducción de ~ 15 km/K. Para explicar las estructuras poligonales en superficie la conducción no es suficiente. Se necesita la convección, que explica dichos patrones para capas de hielo de nitrógeno de al menos 500 metros. Más aún, el diámetro de las celdas de convección de Rayleigh-Bénard permite estimar su profundidad. Para diámetros entre 20 y 40 km se requiere una capa de hielo de entre 10 y 20 km. Demasiada profundidad para una cuenca de impacto. Por ello, proponen otro tipo de convección diferente que permita grosores menores.

Dibujo20160602 Example numerical model of N2 ice convection in pluto nature18289-f4

La clave es la dependencia con la temperatura de la viscosidad del hielo de nitrógeno. Gracias a ella sugieren el tipo de convección llamada de superficie lenta (sluggish lid). En este tipo de convección la superficie se mueve mucho más lentamente que las regiones más profundas del fluido. Según las simulaciones numéricas, celdas de convección con diámetros entre 20 y 40 km implican un espesor de la capa de hielo de entre 3 y 6 km. Esta figura muestra una simulación para un espesor de 4,5 km y un gradiente térmico Δ T  = 20 K, con lo que la escala superficial de las celdas ronda los 30 km. Si se confirmase que este tipo de convección es la dominante, la superficie visible tendría una edad de unos 500.000 años.

En resumen, la convección es la explicación más razonable para las estructuras poligonales en la superficie de Sputnik Planum. Se descartan otras hipótesis como la compactación de sedimentos en un terreno lleno de cráteres, procesos tectónicos o el criovulcanismo. Sin embargo, el régimen convectivo dominante todavía no está claro. En ciencia, una respuesta cierra una pregunta pero abre muchas otras.



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Por Francisco R. Villatoro, publicado el 2 junio, 2016
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