Modelo de cancelación por lluvia

El modelo de precipitación es un modelo de la ciencia planetaria que describe la primera etapa de la diferenciación planetaria y la formación del núcleo . Según este modelo, se supone que un cuerpo planetario está compuesto principalmente de minerales de silicato y NiFe (es decir, una mezcla de níquel y hierro ). Si las temperaturas dentro de este cuerpo alcanzan aproximadamente los 1500  K, los minerales y los metales se fundirán. Esto producirá una emulsión en la que glóbulos de NiFe líquido se dispersan en un magma de silicatos líquidos, siendo ambos inmiscibles . Debido a que los glóbulos de NiFe son más densos que los silicatos, se hundirán bajo la influencia de la gravedad hacia el centro del cuerpo planetario; en efecto, los glóbulos de metal "lloverán" desde la emulsión hacia el centro, formando un núcleo.

Según el modelo de precipitación, la formación del núcleo fue un proceso relativamente rápido, que tardó unas pocas decenas de milenios en completarse. Esto ocurrió al final de un largo proceso en el que los planetas se formaron a partir de embriones planetarios que colisionaron . Solo las colisiones de embriones tan grandes podían generar el calor suficiente para fundir cuerpos enteros. Además, solo después de que todo el hierro y el níquel aportados por los cuerpos impactantes hubieran llegado, la formación del núcleo pudo completarse.

Sin embargo, este proceso de formación del núcleo estuvo precedido por un largo período de diferenciación parcial, en el que parte del níquel y el hierro presentes en los embriones planetarios comenzaron a separarse.

El modelo de precipitación puede utilizarse para explicar la formación del núcleo en todos los planetas terrestres , dado que estos se componen principalmente de silicatos, níquel y hierro. También puede adaptarse para explicar la formación del núcleo en cuerpos más pequeños compuestos de hielos y silicatos. En tal caso, serían los silicatos más densos los que precipitarían para formar un núcleo rocoso, mientras que los componentes volátiles formarían un manto helado.

El modelo de precipitación se presentó por primera vez en 1978 y luego nuevamente en 1980 en una serie de artículos de Wayne L. Slattery del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica publicados en Earth, Moon, and Planets (entonces titulado The Moon and the Planets ). ^{[ 1 ] [ 2 ]} En este artículo, Slattery presentó su razonamiento teórico sobre cómo las condiciones en los materiales fundidos de los protoplanetas terrestres eran paralelas a las de la atmósfera actual de la Tierra. ^{[ 1 ]} Esta afirmación no tuvo mucha aceptación en ese momento y se agrupó con otras hipótesis poco conocidas de la época. ^{[ 3 ]}

El trabajo de Slattery proporcionó un modelado matemático riguroso utilizando la ecuación de colección estocástica:${\displaystyle {\partial f(x) \over \partial t}=\int _{0}^{x/2}f(xx')V(xx',x')f(x')dx'-\int _{0}^{\infty }f(x)V(x,x')f(x')dx'}$^{[ 4 ]}

dónde${\displaystyle f(x)}$es la función de densidad numérica (cantidad de gotas por unidad de volumen) y${\displaystyle V(x,x')}$es el núcleo de colección (una función que describe las probabilidades de colisión de gotas). ^{[ 1 ]} Esta ecuación se desarrolló originalmente para una aplicación meteorológica : modelar cómo las pequeñas gotas de agua en las nubes se unen en gotas progresivamente más grandes que finalmente caen de las nubes. ^{[ 4 ]}

En el caso de la formación del núcleo planetario, estas gotitas iniciales son análogas a las pequeñas partículas de metal emulsionadas en los silicatos líquidos de un protoplaneta. La esencia del modelo de precipitación para la formación del núcleo planetario radica en que estas condiciones pueden tratarse con la ecuación de recolección estocástica. ^{[ 1 ]}

• Diferenciación planetaria
• Estructura interna de la Tierra
• catástrofe de hierro
• Diferenciación núcleo-manto
• núcleo externo de la Tierra

• McBride, Neil; Iain Gilmour; Philip A. Bland; Elaine A. Moore; Mike Widdowson; Ian Wright (2004). Introducción al sistema solar . Cambridge: Cambridge University Press . págs. 56–57 . ISBN  0-521-54620-6.