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Evolución de gases de origen volcánico en atmósferas de exoplanetas rocosos

Resumen

En este trabajo se analiza la evolución de gases de origen volcánico en atmósferas secundarias de exoplanetas rocosos mediante simulaciones numéricas. Se utiliza el código EVolve para explorar el efecto de la fugacidad de oxígeno (ΔIW) y de la masa planetaria sobre la composición atmosférica resultante, considerando especies como SO₂, CO₂ y H₂O, entre otras. La metodología asume desgasificación controlada por la solubilidad en el manto y química de equilibrio en la atmósfera. Los resultados identifican un umbral redox crítico (ΔIW ≈ +3) que separa atmósferas tipo C (dominadas por H₂O, CO₂, CH₄) de atmósferas tipo B (dominadas por O₂) bajo condiciones estrictamente geológicas. Los planetas de 10 M⊕ exhiben menor abundancia atmosférica de especies sulfuradas que planetas de masa terrestre a pesar de generar ∼5 veces más material fundido, revelando una anticorrelación entre masa planetaria y eficiencia de desgasificación. El análisis de detectabilidad con el Telescopio Espacial James Webb demuestra que SO₂ y CO₂ son accesibles en 2–3 tránsitos para sistemas análogos a TRAPPIST-1 bajo condiciones oxidantes, habilitando la caracterización indirecta del estado redox mantélico mediante espectroscopía atmosférica. Este trabajo establece un marco predictivo que vincula observaciones atmosféricas con procesos en el interior planetario y proporciona criterios cuantitativos para distinguir firmas volcánicas de señales potencialmente biogénicas en exoplanetas rocosos.