Coupled atmospHere Interior modeL Intercomparison (CHILI). I. Evolutionary Modelling -- Primordial Magma Oceans of Earth and Venus

Resumen Técnico: Intercomparación de Modelos de Interacción Acoplada Atmósfera-Interior (CHILI). I. Modelado Evolutivo – Océanos de Magma Primordial de la Tierra y Venus

Planteamiento del Problema
La Tierra y Venus representan resultados evolutivos divergentes de estados iniciales de "océano de magma" fundido, aunque sus historias térmicas y geofísicas tempranas permanecen insuficientemente restringidas. Si bien las simulaciones numéricas son la herramienta principal para reconstruir estas historias e interpretar las observaciones de exoplanetas, los códigos existentes de acoplamiento interior-atmósfera emplean aproximaciones y simplificaciones heterogéneas. Estas discrepancias introducen incertidumbres significativas en la predicción de las escalas de tiempo de enfriamiento planetario, las composiciones atmosféricas y los presupuestos de volátiles. El proyecto CHILI tiene como objetivo evaluar estos modelos frente a la "verdad fundamental" (ground truth) de los planetas terrestres del Sistema Solar para identificar las sensibilidades críticas y las limitaciones de los modelos.

Metodología
Este estudio (Parte I de CHILI) presenta una intercomparación controlada de ocho códigos evolutivos distintos: GOOEY, NEONGOOEY, PROTEUS, PACMAN, LINCS, MOAI, PlanAtMO y una variante temprana/tardía de MOAI. Los modelos simulan la evolución acoplada del interior y la atmósfera para escenarios "nominales" de la Tierra y Venus.

• Condiciones Iniciales: Todas las simulaciones se inicializan a una edad estelar de 50 Ma con un estado completamente fundido, un radio de núcleo fijo (55% del radio planetario) e inventarios de volátiles idénticos: $4.7 \times 10^{20}$ kg de hidrógeno (equivalente a tres océanos terrestres) y $2.73 \times 10^{20}$ kg de carbono.
• Grilla de Parámetros: Más allá de los casos nominales, el estudio explora una grilla de nueve escenarios que varían los inventarios de hidrógeno (1, 5, 10 océanos) y carbono para evaluar la sensibilidad a los presupuestos de volátiles.
• Restricciones del Modelo: Las simulaciones omiten nubes y aerosoles, imponen un albedo de Bond constante del 10% y desactivan la dispersión de Rayleigh (excepto en MOAI). Los criterios de terminación varían según el modelo, pero generalmente ocurren cuando la fracción de fusión del manto cae por debajo de un umbral específico (que oscila entre el 1% y el 5%).
• Variaciones de Física: Los códigos difieren en su tratamiento de la transferencia radiativa (línea por línea vs. correlated-k vs. gris), la fuga atmosférica (fraccionadora vs. no fraccionadora, limitada por energía vs. limitada por difusión), la convección del manto, la reología y la partición de volátiles (equilibrio vs. atrapamiento de fundido dinámico).

Contribuciones Clave y Resultados
La intercomparación revela que, si bien todos los modelos coinciden cualitativamente en la rápida solidificación del océano de magma de la Tierra (dentro de $\sim$4 Ma para los casos nominales), exhiben una divergencia cuantitativa sustancial en las escalas de tiempo de enfriamiento y la evolución atmosférica.

1. Escalas de Tiempo de Enfriamiento y Solidificación:

   • Tierra: Los modelos nominales de la Tierra predicen la solidificación dentro de 4 Ma, lo cual es consistente con las restricciones empíricas de los circones del Hadeano. Sin embargo, las escalas de tiempo de enfriamiento son más sensibles a la física específica del modelo (por ejemplo, viscosidad del manto, curvas de fusión) que al inventario de volátiles inicial.
   • Venus: Los escenarios de Venus muestran una mayor varianza. Varios modelos (LINCS, PROTEUS, PlanAtMO) predicen un comportamiento de "Tipo II", donde el planeta entra en un estado de equilibrio radiativo global (efecto invernadero desbocado) que sostiene un océano de magma durante hasta 49 Ma hasta que la fuga atmosférica elimina los gases de efecto invernadero. Otros modelos (MOAI, GOOEY) predicen una solidificación directa ("Tipo I").

2. Composición Atmosférica y Partición de Volátiles:

   • Especiación del Carbono: Se predice que las atmósferas tempranas estén dominadas por CO/CO$_2$. La proporción depende fuertemente del estado redox del manto ($f_{O2}$) y la temperatura superficial. Modelos como PROTEUS (con $f_{O2}$ fija) predicen atmósferas ricas en CO$_2$, mientras que MOAI (con redox dinámico) predice atmósferas dominadas por CO.
   • Almacenamiento de Hidrógeno: Una fuente crítica de desacuerdo entre modelos es el tratamiento del almacenamiento de hidrógeno en el manto sólido. PACMAN y MOAI incorporan un "atrapamiento de fundido dinámico", secuestrando una cantidad significativa de hidrógeno en el manto solidificado, lo que conduce a atmósferas más delgadas y dominadas por CO$_2$. PROTEUS, que descuida el almacenamiento en fase sólida, predice atmósferas masivas dominadas por H$_2$O (>450 bar).
   • Escape: La fuga atmosférica es un punto de gran desacuerdo. LINCS predice una pérdida significativa de hidrógeno (comportamiento de Tipo II), mientras que GOOEY predice una pérdida insignificante. El estudio encuentra que, aunque la fuga impulsa la oxidación del manto en algunos modelos, su papel en la regulación de las escalas de tiempo de la evolución térmica es secundario frente a la geodinámica interna y la transferencia radiativa.

3. Transferencia Radiativa y Geodinámica:

   • Varianza de la OLR: La Radiación de Onda Larga Saliente (OLR) varía por órdenes de magnitud entre los modelos debido a las diferencias en los esquemas de transferencia radiativa (inclusión de absorción inducida por colisión, perfiles de temperatura estratosférica, etc.). Estas diferencias en las relaciones OLR-T$_{surf}$ impulsan las tasas de enfriamiento divergentes de manera más significativa que las variaciones en los presupuestos iniciales de carbono.
   • Reología del Manto: Las diferencias en la parametrización de la viscosidad y las curvas de fusión (sólidus/líquidus) impactan significativamente la tasa de transporte de calor. PROTEUS, por ejemplo, predice un enfriamiento más lento debido a su tratamiento de la supresión convectiva por cúmulos de sedimentación y leyes de viscosidad específicas.

Significancia y Afirmaciones
El artículo afirma que el "zoológico" de modelos de océanos de magma actuales produce vías evolutivas divergentes no solo debido a las condiciones iniciales desconocidas, sino principalmente debido a las diferentes parametrizaciones físicas.

• Sensibilidades de los Modelos: El estudio identifica la partición de volátiles (específicamente el almacenamiento profundo de hidrógeno), la eficiencia de la fuga atmosférica, la viscosidad del manto y las curvas de fusión como las sensibilidades más críticas que impulsan la divergencia de los modelos.
• Implicaciones para Exoplanetas: Debido a que la Tierra y Venus sirven como la única "verdad fundamental" para la evaluación, estas discrepancias limitan la capacidad de interpretar las observaciones de exoplanetas (por ejemplo, del JWST). Los autores argumentan que validar estos tratamientos físicos específicos es un prerrequisito para una interpretación significativa de los datos de exoplanetas.
• Direcciones Futuras: El artículo concluye que las mejoras de los modelos futuros deben centrarse en una transferencia radiativa precisa (incluyendo la absorción de continuo), una parametrización robusta del atrapamiento de fundido y la reología, y la inclusión de la física no modelada, como el calentamiento por marea y la formación de nubes. Los autores señalan que estos hallazgos sientan las bases para la Parte II (exoplanetas TRAPPIST-1) y la Parte III (intercomparación de atmósferas estáticas) del proyecto CHILI.

Los autores mantienen una postura modesta, reconociendo que ningún modelo es "correcto" por sí solo y que la intercomparación actual resalta las incertidumbres epistemológicas en la física subyacente más que proporcionar una solución definitiva. El valor principal reside en cuantificar estas incertididades para guiar futuros esfuerzos observacionales y teóricos.