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La exploración de exoplanetas ha revelado que muchos de ellos (quizás la mayoría) se formaron con envolturas con un alto contenido de H2, aparentemente en contraste con los planetas terrestres del sistema solar, para los cuales hay escasa evidencia de atmósferas primarias de larga duración. No se sabe cómo una atmósfera primaria de larga duración podría afectar las perspectivas de habitabilidad posteriores de los exoplanetas terrestres. Aquí, presentamos un nuevo modelo evolutivo autoconsistente de la transición de atmósferas primarias a secundarias. El modelo incorpora todas las especies que contienen Fe-C-O-H y simula la solidificación del océano de magma, el clima radiativo-convectivo, el escape térmico y la evolución redox del manto. Para nuestro ejemplo ilustrativo TRAPPIST-1, nuestro modelo favorece fuertemente la retención de atmósfera para el planeta de la zona habitable TRAPPIST-1e. En contraste, el mismo modelo predice una atmósfera comparativamente delgada para el análogo de Venus TRAPPIST-1b, que sería vulnerable a la erosión completa a través del escape no térmico y es consistente con las observaciones del JWST. En términos más generales, concluimos que la erosión de las atmósferas primarias normalmente no impide la habitabilidad de la superficie y con frecuencia da lugar a grandes inventarios de agua superficial debido a la reducción de FeO por H2.
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