Cómo buscar en la composición química de las atmósferas de exoplanetas pistas sobre su historia
Nota del autor: este artículo fue escrito con el Dr. Vincent Kofman, científico de la NASA Centro de vuelo espacial Goddard (GSFC), que trabaja en Sellers Exoplanet Environments Collaboration (SEEC), y es el autor principal de la investigación que analiza.
Se han descubierto miles de exoplanetas en las últimas décadas. A los cazadores de planetas les gusta TESS y Kepler , así como numerosos esfuerzos basados en tierra, han impulsado el campo y estamos comenzando a obtener un número total de planetas que nos permitirá realizar análisis estadísticos efectivos en algunos de ellos.
No solo el número detectado de planetas nos muestra cuán comunes son; expone nuestra falta de comprensión sobre cómo se forman los planetas, qué condiciones están presentes y cuándo los planetas pueden ser habitables. los detección de tránsito de un exoplaneta produce principalmente el período orbital, o la duración de un año en el planeta, y el tamaño relativo del planeta con respecto a la estrella. Los próximos pasos son caracterizar el planeta. Esto generalmente requiere estudios de seguimiento, utilizando diferentes estrategias de observación y telescopios más potentes.
UT Video sobre cómo buscar exoplanetas.
Además de estudiar la ocurrencia, los tamaños, los períodos orbitales y la cantidad de luz que reciben, la composición de las atmósferas puede proporcionar mucha información sobre nuestra comprensión de estos nuevos mundos. La composición de las atmósferas de los exoplanetas se puede revelar observándolas con telescopios espaciales, como el telescopio espacial Hubble , o desde el suelo utilizando observatorios como el Telescopio muy grande o Rizar .
Estas observaciones remotas se basan en la interacción de las moléculas de la atmósfera con la luz y son muy específicas de las condiciones de la atmósfera, lo que sirve como un diagnóstico sólido tanto de la composición del planeta como de su temperatura. Sin embargo, no todas las moléculas son igualmente visibles y la luz de los exoplanetas es muy tenue. Por lo tanto, actualmente solo podemos ver las moléculas más brillantes, como agua, metano, monóxido de carbono, sodio, así como una serie de óxidos metálicos. Para el resto de la atmósfera, los planetas de nuestro sistema solar proporcionan un primer comienzo de lo que puede estar presente, pero los científicos confían en gran medida en modelos químicos y físicos para evaluar lo que puede estar oculto en sus estudios espectroscópicos.
Afortunadamente, las moléculas detectables pueden enseñarnos muchas cosas sobre las condiciones de la atmósfera. Por ejemplo, la relación de carbono a oxígeno (C / O), inferida de la abundancia de (entre otros) monóxido de carbono, dióxido de carbono, metano y agua, indica esencialmente si la química en la atmósfera está dominada por oxígeno o carbono. Estos son miembros finales químicos diferentes y conducen a entornos muy diferentes. La atmósfera de Titán, por ejemplo, está dominada por el carbono, lo que lleva a un mundo brumoso con lagos de hidrocarburos. La atmósfera de Marte es un ejemplo de una relación C / O de menos de 1. Como la relación C / O también se puede determinar en discos protoplanetarios, esta es una relación valiosa que puede vincular el lugar de nacimiento de los planetas con su estado actual.
Otra relación estequiométrica que ha demostrado ser muy reveladora en el sistema solar es la del hidrógeno (H), el elemento más común en el universo, con su isótopo ligeramente más pesado, deuterio (D). Conocido como el Relación D / H , puede proporcionar una visión de la historia y el planeta y su atmósfera, y es el tema central de un nuevo artículo de científicos del Centro de Vuelo Espacial Goddard (GSFC) de la NASA, dirigido por el Dr. Vincent Kofman.
Video de UT sobre mundos acuáticos.
La relación D / H se estableció originalmente como parte del Big Bang en aproximadamente 1/8700, o 8700 átomos de hidrógeno por cada uno de deuterio. No hay muchos procesos naturales que hayan cambiado esa proporción con el tiempo, con la excepción de algunos procesos activos en las estrellas. Esa proporción de 1/8700 luego se transmite a los planetas cuando comienzan a formarse, sin embargo, el valor de la dotación inicial puede diferir en la región de formación de la nebulosa, donde se forman las estrellas y los planetas. Esto se debe a las diferentes temperaturas a las que se congelan las moléculas que contienen hidrógeno y deuterio. Particularmente para las regiones extremadamente frías, la cantidad de deuterio es sustancialmente mayor. Por lo tanto, los planetas pueden tener valores D / H primordiales muy diferentes dependiendo de cuándo y cómo se forman. Nuestro sistema solar es un buen ejemplo de dónde existía esa proporción original durante el proceso de formación planetaria.
El mayor contenido de deuterio de los hielos primordiales es la razón por la que el gigante de hielo Urano y Neptuno tienen una relación D / H más alta que Júpiter y Saturno. Sin embargo, después de que se formaron los planetas, la proporción en algunos planetas cambió. Para los planetas rocosos, se cree que recibieron su agua de asteroides y cometas, que se formaron en lugares muy diferentes en la nebulosa como esos planetas, lo que resultó en un mayor contenido de deuterio en las atmósferas de la Tierra, Venus y Marte.
Planetas en el sistema solar con sus niveles de deuterio / hidrógeno en comparación con los valores originales de la nebulosa.
Crédito: NASA / Kofman
Posteriormente, esa relación se incrementó aún más por una pérdida significativa de agua. Este efecto, que se puede ver más claramente en Marte y Venus, se puede entender de la siguiente manera. La mayor parte del hidrógeno y el deuterio en las atmósferas planetarias está atrapado en el agua, que es fácilmente destruida por la luz solar, lo que produce oxígeno e hidrógeno elementales.
Ese hidrógeno, que flota en lo alto de la atmósfera, es susceptible de ser acelerado hacia el espacio por el viento solar, y luego vuela lo suficientemente rápido como para escapar de la gravedad de los planetas terrestres. Con esa pérdida de hidrógeno, la molécula de agua no se puede reformar y el planeta se queda con una menor cantidad total de agua. En el transcurso de miles de millones de años, este proceso, si continúa, puede causar una caída significativa en el contenido de agua de la atmósfera de un planeta.
Video de UT sobre vapor de agua en atmósferas de exoplanetas
Sin embargo, hay un factor de confusión en esta historia de la pérdida de agua: el deuterio, que es aproximadamente el doble de pesado que el hidrógeno elemental, es mucho menos probable que sea lanzado al espacio. Por lo tanto, es mucho menos probable que cualquier molécula de agua 'pesada' que se separe en la atmósfera pierda su átomo de deuterio que una molécula de agua normal que pierda su átomo de hidrógeno regular. Durante miles de millones de años, esto aumenta la relación D / H en esas atmósferas.
Para poder investigar la relación D / H en exoplanetas, los investigadores de GSFC tuvieron que extraer información de enormes bases de datos espectroscópicas. Para reducir la carga, construyeron una herramienta que les permitió hacerlo en órdenes de magnitud más rápidamente que los sistemas existentes. Las bases de datos se han incorporado a una herramienta que crearon denominada Generador de espectro planetario (PSG). PSG es una herramienta en línea que permite la simulación de espectros de (exo) planetas, teniendo en cuenta todos los elementos de los cálculos (el espectro solar / estelar, la superficie y atmósfera de los planetas, así como la absorción por la atmósfera de la Tierra y las características específicas de el telescopio utilizado).
Diagrama de cómo podemos usar la lectura espectral de absorción para determinar la atmósfera de un exoplaneta.
Créditos de imagen: A. Feild, STScl, NASA
Uso del generador de espectro planetario para simular la interacción del exoplaneta Trapense 1b con la luz de su estrella mientras pasa frente a ella, los investigadores han investigado la posibilidad de detectar la relación D / H utilizando el telescopio espacial James Webb, que pronto será lanzado. Demostraron que para atmósferas ricas en agua, la relación D / H podría restringirse al observar algunos tránsitos del planeta frente a su estrella anfitriona.
Con una mejor comprensión de la relación D / H, los cazadores de exoplanetas deberían poder determinar parte de la historia atmosférica e hidrológica de estos nuevos planetas. Esto mejorará nuestra comprensión de la química que tiene lugar en los exoplanetas y perfeccionará los modelos atmosféricos. En última instancia, puede permitir un mejor control de lo que se necesita para que un planeta sea habitable.
Aprende más:
Revista de espectroscopia cuantitativa y transferencia radiativa - Absorción en atmósferas de exoplanetas: combinación de bases de datos experimentales y teóricas para facilitar los cálculos de las opacidades moleculares del agua
Generador de espectro planetario
Transacciones filosóficas de la Royal Society - Relaciones D / H del sistema solar interior
UT - El color de los mundos habitables
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Imagen principal
Concepción artística del sistema trapense.
Crédito-NASA / JPL-Cal Tech
Dr. Vincent Kofman , (Centro de vuelo espacial Goddard de la NASA, Greenbelt, MD, y Departamento de Física, Universidad Americana, Washington, DC)