Відкриття екстрасонячних планет розміром із Землю спонукало до досліджень їхнього потенціалу для підтримки життя. Однією із загальновизнаних вимог для планети, що підтримує життя, є рухома, тріщинувата літосфера, яка циклічно перетворюється в енергійно конвекційну мантію в процесі, загальновідомому як тектоніка плит. Тектоніка плит забезпечує засоби геохімічного регулювання атмосферних частинок, а також видалення вуглецю з атмосфери. Це запобігає «вибуховому парниковому ефекту», який може призвести до негостинних температур поверхні та випаровування рідкої поверхневої води. Планетологи не досягли єдиної думки щодо того, чи мають екзопланети, подібні до Землі, тектоніку плит, але існує широко поширена думка, що ймовірність тектоніки плит на екзопланеті, подібній до Землі, залежить від радіуса планети, початкової температури при коалесценції, інсоляції та наявності або відсутності рідкофазної поверхневої води.

Потенційні геодинамічні режими екзопланет Для характеристики геодинамічного режиму екзопланети, подібної до Землі, робиться основне припущення, що така планета є земноподібною або «кам'янистою». Це передбачає тришарову стратиграфію (від центру до поверхні): частково розплавлене залізне ядро, силікатна мантія,що зазнає конвекції впродовж геологічних часових масштабів, та відносно холодна, крихка силікатна літосфера. У межах цих параметрів геодинамічний режим у певний момент часу в історії планети, ймовірно, потрапляє в одну з трьох категорій:

Тектоніка плит Мантія планети з тектонікою плит має рушійні сили, що перевищують межу текучості крихкої літосфери, що призводить до руйнування літосфери на плити, які рухаються одна відносно одної. Критичним елементом системи тектоніки плит є те, що ці літосферні плити в певний момент своєї еволюції стають негативно плавучими, занурюючись у мантію. Дефіцит поверхневої маси компенсується формуванням нових плит в інших місцях через підйом мантійних шлейфів.

Тектоніка плит — це ефективний метод передачі тепла з внутрішньої частини планети до поверхні. Земля — єдина планета, на якій, як відомо, вона відбувається, хоча були представлені докази того, що супутник Юпітера — Європа переживає форму тектоніки плит, аналогічну земній.

Застійна кришка Режим стагнації кришки виникає, коли рушійні сили мантії не перевищують межу текучості літосфери, в результаті чого над мантією перекриває єдина суцільна жорстка плита. Стагнації кришок розвиваються лише тоді, коли контраст в'язкості між поверхнею та внутрішньою частиною планети перевищує приблизно чотири порядки величини.

Епізодична тектоніка Епізодична тектоніка це загальний термін для геодинамічного режиму, який має аспекти як тектоніки плит, так і динаміки стагнуючих кришок. Планети з епізодичними тектонічними режимами матимуть нерухомі поверхневі кришки протягом геологічно тривалих проміжків часу, доки не відбудеться зміна рівноважних умов, спричинена ослабленням літосфери або збільшенням рушійних сил мантії. Коли це відбувається, перехід до тектоніки плит зазвичай має катастрофічний характер і може викликати перебудову всієї планети.

Після такої події перебудови відновлюються рівноважні умови стагнуючої кришки, що призводить до утворення спокійної, нерухомої кришки.

Методи прогнозування геодинамічних режимів екзопланет Екзопланети спостерігалися безпосередньо та дистанційно зондувалися, але через їхню велику відстань та близькість до джерел енергії, що затемнюють їх (зір, навколо яких вони обертаються), існує мало конкретних знань про їхній склад та геодинамічний режим. Тому більшість інформації та припущень про них надходять з альтернативних джерел.

Аналоги Сонячної системи Вважається, що всі кам'янисті планети Сонячної системи, окрім Землі, перебувають у геодинамічному режимі стагнуючої кришки.

Марс і особливо Венера мають ознаки попередніх подій перетворення поверхні, але сьогодні, здається, перебувають у тектонічному спокої. Геодинамічні висновки про планети Сонячної системи були екстрапольовані на екзопланети, щоб обмежити, які геодинамічні режими можна очікувати, враховуючи набір фізичних критеріїв, таких як радіус планети, наявність поверхневих вод та інсоляція. Зокрема, Венера інтенсивно вивчалася через її загальну фізичну подібність до Землі, але зовсім інший геодинамічний режим. Запропоновані пояснення включають відсутність поверхневих вод, або масштабну евакуацію внутрішнього тепла невдовзі після планетарного злиття.

Ще одним джерелом інформації про Сонячну систему є історія нашої планети, Землі, яка, можливо, мала кілька епізодів застійної геодинаміки кришки протягом своєї історії. Ці періоди застою кришок не обов'язково були загальнопланетними; коли існували суперконтиненти, такі як Гондвана, їхня присутність могла зупинити рух плит на великих просторах поверхні Землі, доки накопичення тепла мантії під суперплитою не стало достатнім для їх розриву.

Спостереження екзопланет

Непрямі та прямі методи спостереження, такі як радіальна швидкість та коронографи, можуть дати оцінки параметрів екзопланети, таких як маса, радіус планети та ексцентриситет орбіти. Оскільки загалом вважається, що відстань від зорі-господаря та розмір планети впливають на геодинамічний режим екзопланети, з такої інформації можна зробити деякі висновки: наприклад, екзопланета, достатньо близька до своєї зорі-господаря, щоб бути припливно замкненою, може мати разюче різні температури на «темній» та «світлій» сторонах та відповідно біполярні геодинамічні режими.

Спектроскопію використовували для характеристики позасонячних газових гігантів, але вона ще не застосовувалася на кам'янистих екзопланетах. Однак цифрове моделювання показало, що спектроскопія може виявляти рівні діоксиду сірки в атмосфері аж до 1 ppm. Його присутність в цій концентрації може свідчити про планету без поверхневих вод та з вулканізмом, який є у 1500–80000 разів вищим, ніж на Землі.

Цифрове моделювання Оскільки реальні дані про екзопланети наразі обмежені, значна частина діалогу щодо тектоніки кам'янистих екзопланет була зумовлена результатами досліджень чисельного моделювання. У таких моделях маніпулюють різними фізичними параметрами планет (наприклад, в'язкістю мантії, температурою на межі ядра та мантії, інсоляцією, «вологістю» або гідратацією літосфери, що субдукує), і повідомляється про результуючий вплив на геодинамічний режим. Через обчислювальні обмеження велику кількість змінних, які контролюють геодинаміку планет у реальному житті, неможливо врахувати. Саме тому моделі ігнорують певні параметри, які вважаються менш важливими, і наголошують на інших, щоб спробувати виділити непропорційно важливі рушійні фактори. Деякі з цих параметрів включають:

Параметри масштабування

Ранні моделі кам'янистих екзопланет масштабували різні фактори (а саме в'язкість мантії, межу текучості літосфери та розмір планети) вгору та вниз, щоб передбачити геодинамічний режим екзопланети з заданими параметрами. Два дослідження масштабування розміру екзопланети, опубліковані в 2007 році, дійшли принципово різних висновків:

О'Нілл та Ленардік (2007) показали, що планета з масою 1,1 від Земної матиме літосферну межу текучості, подібну до земної, але зменшені рушійні напруження мантії, що призведе до режиму стаціонарної кришки. І навпаки, Валенсія та ін. (2007) дійшли висновку, що збільшення швидкості мантії (рушійної сили) є великим порівняно з гравітаційно-змушеним збільшенням в'язкості плит, коли планети збільшуються понад одну масу Землі, збільшуючи ймовірність тектоніки плит з розміром планети.

В'язкопружно-пластична реологія Більшість моделей моделюють літосферні плити з в'язкопружно-пластичною реологією. У цьому моделюванні плити деформуються в'язкопружно до порогового рівня напруження, після чого вони деформуються пластичним чином. Границя текучості літосфери є функцією тиску, напруження, складу, але температура має непропорційний вплив на неї. Тому зміни температури літосфери, як від зовнішніх джерел (інсоляція), так і від внутрішніх (нагрівання мантії), збільшуватимуть або зменшуватимуть ймовірність тектоніки плит у в'язкопружно-пластичних моделях.

Моделі з різними режимами нагрівання мантії (тепло, що походить від межі ядро–мантія, на відміну від внутрішнього нагрівання мантії) можуть створювати доволі різні геодинамічні режими.

Залежні від часу та квазістаціонарні стани Для обчислювальних цілей ранні моделі конвекції мантії екзопланет припускали, що планета перебуває в квазістаціонарному стані, тобто надходження тепла від межі ядро-мантія або внутрішнього нагрівання мантії залишалося постійним протягом усього модельного періоду.

Пізніші дослідження, такі як дослідження Ноака та Бройера (2014), показують, що це припущення може мати важливі наслідки, що призводять до поступового збільшення різниці температур між ядром і мантією. Планета, змодельована з реалістичним зменшенням внутрішнього нагрівання з часом, мала меншу ймовірність переходу в режим тектонічних плит порівняно з моделлю квазістаціонарного стану.

Теорія пошкодження Недоліком в'язкопружно-пластичних моделей геодинаміки екзопланет є те, що для початку тектоніки плит необхідні наднизькі значення межі текучості. Крім того, плити у в'язкопружно-пластичних моделях не мають пам'яті деформації, тобто як тільки напруження на літосферній плиті падає нижче межі текучості, вона повертається до своєї додеформаційної міцності. Це суперечить наземним спостереженням, які показують, що плити переважно ламаються вздовж вже існуючих областей деформації.

Теорія пошкоджень намагається вирішити цей недолік моделі, моделюючи пустоти, що утворюються в областях деформації, що представляють собою механічне подрібнення грубих зерен породи на дрібніші. У таких моделях пошкодження компенсується «загоєнням», або динамічною перекристалізацією дрібніших зерен на більші, зумовленою температурою та тиском.

Якщо зменшення розміру зерен (пошкодження) інтенсивно локалізоване в застійній кришці, початкова тріщина в мантії може перетворитися на повноцінний рифт, ініціюючи тектоніку плит. І навпаки, висока температура поверхні матиме ефективніше загоєння. Це є ще одним потенційним поясненням того, чому Венера має застійну кришку, а Земля — ні.

Потенційні визначальні фактори для геодинамічних режимів екзопланет земного типу

Початкова температура Для кам'янистих екзопланет розміром більше Землі, початкова внутрішня температура після планетарного одужання може бути важливим контролюючим фактором руху поверхні. Ноак та Бройер (2014) продемонстрували, що початкова температура межі ядро-мантія 6100 K, ймовірно, утворить застійну кришку, тоді як планета тих самих розмірів з початковою межею ядро-мантія на 2000 K гарячішою, ймовірно, зрештою розвине тектоніку плит. Цей ефект зменшується на планетах, менших за Землю, оскільки їхні менші планетарні внутрішня частина ефективно перерозподіляє тепло, зменшуючи градієнти тепла між ядром і мантією, які зумовлюють конвекцію мантії.

Інсоляція

Зовнішні джерела планетарного тепла (а саме випромінювання від зорі, на якій знаходиться планета) можуть мати суттєвий вплив на геодинамічний режим. За умови незмінності всіх інших змінних, екзопланета розміром із Землю з температурою поверхні 273 K еволюціонуватиме протягом свого геологічного життя від режиму тектоніки плит до епізодичних періодів тектоніки плит, що чергуються зі стагнаційною геодинамікою кришки, до термінальної фази стагнації кришки, коли внутрішнє тепло вичерпується.

Тим часом, «гаряча» планета (759 температура поверхні K) за тих самих початкових умов матиме аморфну поверхню (через постійне перевищення межі текучості літосфери) до нерухомої кришки, оскільки внутрішнє тепло вичерпується, без спостереження за тектонікою плит.