Intercomparação de Modelos Acoplados Atmosfera-Interior (CHILI). I. Modelagem Evolutiva – Oceanos de Magma Primordial da Terra e Vênus

A Terra e Vênus representam dois resultados evolutivos distintos, ambos originados de períodos iniciais de 'oceano de magma' derretido, seguidos por trajetórias de divergência química e geofísica. A física subjacente a esses processos é comum a todos os planetas rochosos e pode ser investigada por meio de simulações que empregam abordagens acopladas de modelagem da atmosfera e do interior planetário. A compreensão das histórias evolutivas desses planetas e a interpretação de seus estados atuais dependem criticamente dessa modelagem, embora os códigos existentes apresentem variações significativas em suas aproximações. Neste contexto, apresentamos os primeiros resultados do projeto Coupled atmospHere Interior modelL Intercomparison (CHILI), cujo objetivo principal é avaliar os códigos de evolução planetária no contexto da Terra e de Vênus, a fim de identificar as principais sensibilidades do modelo.

Os modelos 'nominais' desenvolvidos para a Terra preveem escalas de tempo de solidificação do oceano de magma que se situam dentro de 4 milhões de anos de evolução térmica. Esses resultados são consistentes com as restrições empíricas estabelecidas para a história inicial do nosso planeta, reforçando a validade das abordagens de modelagem empregadas. A rápida solidificação do oceano de magma terrestre é um fator crucial para a subsequente diferenciação e evolução geológica que levou à formação das condições atuais.

Em contraste, os cenários modelados para Vênus exibem comportamentos evolutivos consideravelmente mais diversos. Nesses modelos, estágios prolongados do oceano de magma podem ser sustentados condicionalmente por períodos que chegam a 50 milhões de anos. Essa diferença marcante em relação à Terra sugere que a evolução inicial de Vênus pode ter sido caracterizada por um período de resfriamento e solidificação muito mais lento, com implicações profundas para a formação de sua atmosfera e superfície atuais.

Os prazos de resfriamento dos oceanos de magma, tanto para a Terra quanto para Vênus, correlacionam-se diretamente com os orçamentos iniciais de hidrogênio e carbono presentes nos sistemas planetários. Contudo, os tratamentos específicos adotados por cada modelo para o particionamento volátil e o transporte vertical de energia introduzem uma variação substancial nos resultados obtidos entre os diferentes modelos. Essa sensibilidade destaca a importância de uma parametrização precisa desses processos para a obtenção de previsões robustas sobre a evolução térmica e química dos planetas.

A diversidade nos comportamentos evolutivos observados nos modelos é atribuída a diferentes parametrizações de diversos fatores críticos. Entre eles, destacam-se a geodinâmica do manto, os mecanismos de convecção, as curvas de fusão dos materiais, as propriedades reológicas e a transferência radiativa. Cada uma dessas parametrizações pode influenciar significativamente a taxa de resfriamento e a diferenciação interna dos planetas, resultando em trajetórias evolutivas distintas para a Terra e Vênus.

As discrepâncias observadas nas atmosferas geradas pela liberação de gases do oceano de magma também ressaltam essas diferenças fundamentais entre os modelos e os cenários planetários. Embora composições de C-H-O com pressões superficiais superiores a 100 bar sejam frequentemente favorecidas nos modelos, a variabilidade nos processos de desgaseificação e nas interações atmosfera-superfície contribui para a complexidade na previsão das condições atmosféricas iniciais e subsequentes de cada planeta.

Esta intercomparação de modelos, portanto, identifica sensibilidades críticas em diversos parâmetros e processos que governam a evolução inicial dos planetas rochosos. As áreas de maior sensibilidade incluem a partição volátil entre o interior e a atmosfera, os processos de escape atmosférico, a viscosidade do manto e os mecanismos de fusão. A compreensão aprofundada dessas sensibilidades é essencial para refinar futuros modelos e para uma interpretação mais precisa das histórias geofísicas e geoquímicas da Terra e de Vênus.