Astronomía

¿Es la gravedad de la superficie sólida de 1g de la Tierra inusualmente alta para los exoplanetas?

¿Es la gravedad de la superficie sólida de 1g de la Tierra inusualmente alta para los exoplanetas?

Las gravedades superficiales de los planetas del Sol están todas cercanas a 1g, 0.38-2.53 (aproximadamente un factor de e, por casualidad). La gravedad en la cima de las nubes de los gigantes gaseosos no es demasiado interesante aquí, pero supongo que la gravedad en sus superficies sólidas (si las hay) no tiende a ser mayor. Es probable que los llamados exoplanetas de la súper-Tierra acumulen generalmente atmósferas de gas ligero, lo que disminuye la gravedad esperada de la superficie sólida en relación con su tamaño, medido durante, por ejemplo, los tránsitos (supongo que sí).

¿Hay buenas razones para esperar que en el zoológico de planetas del universo, nuestra Tierra tenga un puntaje alto en la lista superior de gravedad superficial? ¿Que es inusual con un sólido terreno en el que pararse que tiene sustancialmente (como en un factor de unas pocas décimas) una gravedad mayor que la que tenemos aquí?

Gravidades superficiales de Wikipedia:

  • Mercurio 0.38
  • Venus 0.90
  • Tierra 1.00
  • Marte 0.38
  • Júpiter 2.53
  • Saturno 1.07
  • Urano 0.89
  • Neptuno 1,14

La gravedad superficial es una función de dos cosas:

  1. Masa
  2. Radio

La masa es proporcional al cubo del radio multiplicado por la densidad media. La gravedad es proporcional al cuadrado del radio. Como resultado, si tiene dos planetas con la misma densidad, el planeta más grande tendrá la gravedad más alta.

Pero la densidad media puede ser un factor importante.

Tierra:

  • Densidad media 5,515 g / cm3
  • Radio medio 6371,0 km

Venus:

  • Densidad media 5.243 g / cm3
  • Radio medio 6051,8 km

Júpiter:

  • Densidad media 1,326 g / cm3
  • Radio medio 69911 ± 6 km

(fuente: páginas de Wikipedia para la Tierra, Venus y Júpiter)

Entonces, Venus es un poco más pequeño y un poco menos denso que la Tierra, lo que le da el 90% de la gravedad de la Tierra. Júpiter es mucho más grande (más de 10 veces) pero mucho menos denso (aproximadamente un cuarto), lo que le da 10/4 o aproximadamente el 250% de la gravedad de la Tierra.

Tengo entendido que la Tierra es bastante pequeña, pero inusualmente densa. De los planetas que podemos detectar con la tecnología actual, esperaría que más de ellos fueran más grandes y / o más pesados, ya que esas propiedades nos facilitarían la detección.

De todos los planetas del universo, espero que encontremos una distribución no muy diferente a nuestro propio Sistema Solar y que la Tierra caiga justo en el lado alto del promedio.


Según este artículo, la fig. 4, los planetas sólidos de masa arbitraria (hasta 3000 veces la masa de la Tierra) no crecen mucho alrededor de tres o cuatro veces el diámetro de la Tierra. Eso es porque las partes interiores del planeta se comprimen por la alta presión. Los planetas que pesan más de 3.000 veces la masa de la Tierra se encuentran en la zona de transición a las estrellas. En el caso de los planetas rocosos se convertirían en objetos subestelares, similares en sus propiedades físicas (degeneración de electrones en el núcleo) a las enanas blancas o negras, incapaces de iniciar la fusión nuclear debido a la falta de elementos ligeros en su núcleo.

La gravedad superficial es proporcional a la densidad media $ rho $ y al radio $ r $ del planeta: $ g = frac {4 pi} {3} G rho r $, con $ G $ la constante gravitacional .

Un planeta con aproximadamente la composición de la Tierra y 3.000 veces la masa de la Tierra tendría aproximadamente 3 veces el radio de la Tierra, por lo tanto, el volumen de 27 veces y la densidad de 3000/27 = 111 veces. Su gravedad superficial sería por tanto de 333 g. Eso está cerca del límite superior de la gravedad superficial de lo que se llamaría planeta. Con un planeta de hierro puro podríamos ir un poco más allá. Cualquier gravedad superficial por debajo de este límite superior es posible para un planeta sólido, al menos en teoría.

Según la página 1284 del artículo:

Los exoplanetas sólidos masivos de cientos a miles de masas terrestres pueden formarse alrededor de estrellas masivas (estrellas B y O; 5-120 masas solares) donde el disco protoplanetario contendría suficientes elementos pesados.

Las estrellas de tipo B y O son raras (0,13% de las estrellas de la secuencia principal) y de corta vida (menos de 100 millones de años; más exactamente menos de $ 10 ^ {10} cdot 18 ^ {- 2,5} $ años, para masa> 18 masas solares). Por lo tanto, los grandes planetas sólidos del tipo descrito también serán raros, aunque a priori no son imposibles.

El planeta con la gravedad superficial estimada más alta descubierta hasta ahora (8 de marzo de 2014) es CoRoT-Exo-3b (agregue la columna "gravedad superficial" a la tabla de exoplanetas y ordene por esa columna):

CoRoT-Exo-3b tiene un radio de 1.01 ± 0.07 R_Jup y transita alrededor de su primario de tipo F3 cada 4.26 días en una órbita sincrónica. Su masa de 21,66 ± 1,0 M_Jup, densidad de 26,4 ± 5,6 g cm-3 y gravedad superficial de logg = 4,72 lo distinguen claramente de la población regular de planetas cercanos, lo que lo convierte en el objeto subestelar en tránsito más intrigante descubierto hasta ahora.

Una gravedad superficial de logg = 4.72 significa que la gravedad superficial es igual a $ 10 ^ {4.72} mbox {cm} / mbox {s} ^ 2 = 52,480 mbox {cm} / mbox {s} ^ 2 = 53.5 ~ g. $ Esta investigación ha hecho uso de la base de datos Exoplanet Orbit y el Exoplanet Data Explorer en exoplanets.org.

CoRoT-3b en Wikipedia.


En última instancia, no sabemos lo suficiente sobre exoplanetas para estar seguros; por ahora, todos nuestros datos están sesgados hacia planetas más masivos que son más fáciles de detectar usando la oscilación Doppler, o planetas de gran diámetro (casi con certeza gigantes gaseosos) que son fáciles de detectar por la atenuación de su estrella anfitriona cuando la eclipsan en relación con nosotros. Cada día llegan más datos y, por más fantástico que haya sido Keplar, creo que al menos debemos esperar para que James-Webb esté en línea antes de sacar conclusiones realmente duras de los datos.

Sin los datos, solo podemos confiar en nuestras teorías sobre la formación de planetas, en las que somos bastante buenos.
La Tierra es probablemente más densa que un planeta promedio de su tamaño, como resultado de su colisión con un objeto aproximadamente del tamaño de Marte (apodado Theia) al principio de su desarrollo. El núcleo de Theia habría sido absorbido por el núcleo de la tierra, pero las capas externas de ambos se eliminaron, creando un anillo que se fusionaría en nuestra luna. Esto dejaría a la Tierra con un núcleo de mayor masa que el que tendría un planeta que se forma a su distancia.

Podemos ver esto en las densidades de los planetas terrestres;

--Objeto ------- Densidad (g cm − 3) ----- Semieje mayor (AU) -

------------- Media ---- Sin comprimir -----------------------

-Mercurio ----- 5.4 --------- 5.3 ------------- 0.39 ------------

-Venus ------- 5.2 --------- 4.4 ------------- 0.72 ------------

-Tierra ------- 5.5 ---------- 4.4 -------------- 1.0 -------------

-Marte -------- 3.9 ---------- 3.8 -------------- 1.5 -------------

Crédito, Wikipedia

Los planetas más cercanos a su estrella naturalmente tendrán densidades más altas como resultado de la diferenciación de masas; material más denso que se asienta en el núcleo de un planeta o en el centro de un disco de acreción solar.

Mirándolo desde la perspectiva de la habitabilidad,
Sabemos que la densidad se correlaciona positivamente con la gravedad de la superficie, por lo que podemos esperar que la Tierra tenga una gravedad de la superficie ligeramente superior a la media para un planeta en la zona habitable alrededor de una estrella en la categoría de una masa solar.

Dicho esto, la mayoría de las estrellas no tienen una masa solar, la mayoría de las estrellas del universo son enanas rojas, que son mucho más tenues y ligeras que nuestro sol, y tendrían una zona habitable más cercana y estrecha. Un planeta habitable alrededor de una enana roja probablemente sería más pequeño y liviano, pero más denso, debido a su nube de acreción de masa más baja y su proximidad más cercana a su estrella, respectivamente.

Creo que podríamos esperar que la mayoría de los exoplanetas fueran planetas similares a mercurio orbitando enanas rojas.
Si este es el caso, podemos esperar que la Tierra tenga una gravedad superficial alta en relación con los planetas terrestres (aunque existen planetas terrestres MUCHO más masivos de diámetro similar) y una gravedad promedio cuando se tienen en cuenta todos los planetas.


Masa, radio y temperatura Editar

K2-229b es un planeta relativamente del tamaño de la Tierra, identificado por primera vez utilizando el método de tránsito, donde un planeta pasa frente a su estrella anfitriona y bloquea una pequeña fracción de su luz. Cuando se descubrió el planeta por primera vez, solo se conocía su radio. Se determinó que era 1,165 R , o aproximadamente un 16,5% más grande que la Tierra. [1] Es muy probable que un planeta de este tamaño sea rocoso con una superficie sólida, como la propia Tierra. Sin embargo, las mediciones de velocidad radial utilizando el espectrógrafo HARPS revelaron que K2-229b era mucho más denso y más masivo de lo que se esperaba inicialmente. El planeta tiene una masa de 2,59 M y una densidad extremadamente alta de aproximadamente 8,9 g / cm 3, [1] lo que le da aproximadamente un 91% más de gravedad superficial que la Tierra. La inusualmente alta masa y densidad de K2-229b indica una composición similar a la de Mercurio dominada por un núcleo de hierro que ocupa aproximadamente el 70% de la masa del planeta. [4] | masa = 0.837 +0.019
−0.025 [1]

Debido a su órbita extremadamente cerrada, K2-229b es uno de los planetas más calientes encontrados hasta ahora. Tiene una temperatura de equilibrio de 1.960 K (1.690 ° C 3.070 ° F), [1] lo suficientemente caliente como para derretir el hierro. El lado diurno tiene una temperatura aún más alta que supera los 2.330 K (2.060 ° C 3.730 ° F). [4]

Órbita y rotación Editar

K2-229b tiene uno de los períodos orbitales más cortos conocidos, con una órbita completa que tarda solo 0,584 días (14 horas) en completarse. El planeta orbita a su estrella anfitriona a una distancia de 0.012888 AU, casi 100 veces más cerca que la Tierra. [1] A modo de comparación, el planeta más interno de nuestro Sistema Solar, Mercurio, tarda 88 días en orbitar a 0,39 AU. K2-229b tiene una excentricidad orbital de 0 y lo más probable es que esté bloqueado por mareas con su estrella anfitriona.

Estrella anfitriona Editar

K2-229b orbita la estrella enana naranja K2-229, que tiene aproximadamente el 79% del radio y el 84% de la masa del Sol, con una temperatura de 5185 K y una edad de aproximadamente 5,4 mil millones de años. [1] A modo de comparación, el Sol tiene una temperatura de 5778 K y tiene 4.500 millones de años. K2-229 tiene una magnitud visual de 10,985, demasiado débil para ser visto sin un telescopio. Se caracteriza por ser extremadamente activo. [4]

El descubrimiento de la alta masa y densidad de K2-229b fue inesperado. "Cuando vimos este planeta del tamaño de la Tierra, pensamos que tendría una composición similar a la de la Tierra. Pero resulta que se parece más a Mercurio", dijo la astrofísica Jessie Christiansen, que no formó parte del equipo que descubrió K2-229b. dijo Newsweek. [5] Se cree que la inusual composición de K2-229b, similar a Mercurio, ofrece una idea de cómo podrían haberse formado él y otros planetas de alta densidad similares a Mercurio.

Existen múltiples hipótesis sobre cómo K2-229b se volvió tan denso, y una afirma que gran parte de la atmósfera del planeta fue erosionada por la radiación estelar de su estrella activa cercana. Otra hipótesis sugiere que K2-229b se formó cuando dos planetas del sistema chocaron, al igual que la teoría sobre cómo se creó la Luna a partir de una colisión entre la Tierra y otro planeta. [4] En marzo de 2018, todas estas teorías todavía están en juego y no hay suficiente evidencia para probarlas o refutarlas. [5]

Los investigadores también notaron la posición de K2-229b en su sistema planetario. "Curiosamente, K2-229b es también el planeta más interno en un sistema de al menos 3 planetas, aunque los tres orbitan mucho más cerca de su estrella que Mercurio. Más descubrimientos como este nos ayudarán a arrojar luz sobre la formación de estos planetas inusuales, también como el propio Mercurio ”, comentó el Dr. David Armstrong, uno de los miembros del equipo del Grupo de Astronomía y Astrofísica de la Universidad de Warwick que descubrió el planeta. [4] [6]

K2-229b se caracteriza por ser bastante similar a Mercurio, con aproximadamente la misma fracción de masa de núcleo de 68 +17
−25 %. Sin embargo, el primero está mucho más cerca de su estrella anfitriona y es más susceptible a la evaporación del manto que el segundo. Con una temperatura del lado diurno de más de 2,330 K (asumiendo que está bloqueada por la marea con su estrella anfitriona), se espera que K2-229 tenga al menos una fina atmósfera de vapor de silicato creada a partir de las altas temperaturas en el lado del planeta que mira hacia las estrellas. . A pesar de la alta actividad de K2-229, no se espera que el planeta pierda completamente esta atmósfera. Si K2-229b tiene un campo magnético, puede resistir la erosión atmosférica, lo que significa que es muy poco probable que la evaporación del manto haya resultado en la composición rica en hierro del planeta. Eso, y se estima que K2-229b solo pierde 1.3 × 10 −5 M por año, muy poco para eliminar más que un pequeño porcentaje de su masa total durante su vida útil. [2]


Exoplaneta "Neptuno caliente" altamente inusual a 260 años luz de distancia que "no debería existir"

La impresión de este artista muestra LTT 9779b cerca de la estrella que orbita y resalta el lado diurno ultra-caliente (2000 Kelvin) del planeta y su lado nocturno bastante caluroso (alrededor de 1000 K). Crédito: Ethen Schmidt

Un equipo dirigido por un astrónomo de la Universidad de Kansas ha analizado datos de los telescopios espaciales TESS y Spitzer de la NASA para retratar por primera vez la atmósfera de un tipo de exoplaneta muy inusual denominado "Neptuno caliente".

Los hallazgos sobre el planeta LTT 9779b encontrado recientemente se publicaron hoy en Astrophysical Journal Letters. El documento detalla la primera caracterización atmosférica espectral de cualquier planeta descubierto por TESS, el primer mapa de temperatura global de cualquier planeta TESS con una atmósfera y un Neptuno caliente cuyo espectro de emisión es fundamentalmente diferente de los muchos "Júpiter calientes" más grandes estudiados previamente.

"Por primera vez, medimos la luz proveniente de este planeta que no debería existir", dijo Ian Crossfield, profesor asistente de física y astronomía en KU y autor principal del artículo. “Este planeta está tan intensamente irradiado por su estrella que su temperatura supera los 3.000 grados Fahrenheit y su atmósfera podría haberse evaporado por completo. Sin embargo, nuestras observaciones de Spitzer nos muestran su atmósfera a través de la luz infrarroja que emite el planeta ”.

Si bien LTT 9779b es extraordinario, una cosa es segura: a la gente probablemente no le gustará mucho allí.


& # 8220 Por primera vez, medimos la luz procedente de este planeta que no debería & # 8217t existir & # 8221, dijo Ian Crossfield, profesor asistente de física y astronomía en KU y autor principal del artículo. & # 8220 Este planeta está tan intensamente irradiado por su estrella que su temperatura supera los 3.000 grados Fahrenheit y su atmósfera podría haberse evaporado por completo. Sin embargo, nuestras observaciones de Spitzer nos muestran su atmósfera a través de la luz infrarroja que emite el planeta. & # 8221 Crédito: Ethen Schmidt, Universidad de Kansas

"Este planeta no tiene una superficie sólida, y es mucho más caliente incluso que Mercurio en nuestro sistema solar; no solo el plomo se derretiría en la atmósfera de este planeta, sino también el platino, el cromo y el acero inoxidable", dijo Crossfield. “Un año en este planeta es menos de 24 horas; eso es lo rápido que gira alrededor de su estrella. Es un sistema bastante extremo ".

Hot Neptune LTT 9779b fue descubierto el año pasado, convirtiéndose en uno de los primeros planetas del tamaño de Neptuno descubierto por la misión de caza de planetas TESS de todo el cielo de la NASA. Crossfield y sus coautores utilizaron una técnica llamada análisis de "curva de fase" para analizar la composición atmosférica del exoplaneta.

La impresión de este artista muestra el sistema LTT 9779 aproximadamente a escala, con el planeta caliente del tamaño de Neptuno a la izquierda y su brillante estrella cercana a la derecha. El rastro de material que sale del planeta es hipotético pero probable, basado en la intensa irradiación de este planeta. Crédito: Ethen Schmidt

“Medimos cuánta luz infrarroja está siendo emitida por el planeta mientras gira 360 grados sobre su eje”, dijo. “La luz infrarroja te dice la temperatura de algo y dónde están las partes más calientes y frías de este planeta; en la Tierra, no hace más calor al mediodía, hace más calor un par de horas después de la tarde. Pero en este planeta, en realidad hace más calor al mediodía. Vemos que la mayor parte de la luz infrarroja proviene de la parte del planeta cuando su estrella está en lo alto y mucho menos de otras partes del planeta ".

Las lecturas de la temperatura del planeta se consideran una forma de caracterizar su atmósfera.

"El planeta es mucho más frío de lo que esperábamos, lo que sugiere que está reflejando gran parte de la luz estelar incidente que lo golpea, presumiblemente debido a las nubes del lado del día", dijo el coautor Nicolas Cowan del Instituto de Investigación de Exoplanetas (iREx) y McGill University en Montreal, quien ayudó en el análisis e interpretación de las mediciones de la curva de fase térmica. "El planeta tampoco transporta mucho calor a su lado nocturno, pero creemos que entendemos que: la luz de las estrellas que se absorbe probablemente se absorba en lo alto de la atmósfera, desde donde la energía se irradia rápidamente de regreso al espacio".

Según Crossfield, los resultados son solo un primer paso hacia una nueva fase de exploración exoplanetaria a medida que el estudio de las atmósferas de exoplanetas avanza constantemente hacia planetas cada vez más pequeños.

La impresión de este artista muestra a LTT 9779b en tránsito por la estrella que orbita. Este tránsito bloquea brevemente una fracción apreciable de la luz de la estrella y es cómo el planeta fue descubierto por primera vez por la misión TESS de la NASA. Crédito: Ethen Schmidt

"No diría que ahora entendemos todo sobre este planeta, pero hemos medido lo suficiente como para saber que este será un objeto realmente fructífero para un estudio futuro", dijo. “Ya está siendo objeto de observaciones con el Telescopio Espacial James Webb, que es el próximo gran telescopio espacial insignia multimillonario de la NASA que se instalará en un par de años. Lo que nuestras mediciones nos muestran hasta ahora son lo que llamamos características de absorción espectral, y su espectro indica monóxido de carbono o dióxido de carbono en la atmósfera. Estamos empezando a entender qué moléculas componen su atmósfera. Porque vemos esto, y debido a cómo se ve este mapa de temperatura global, también nos dice algo sobre cómo los vientos hacen circular la energía y el material a través de la atmósfera de este mini planeta gaseoso ".

Crossfield explicó la extrema rareza de los mundos similares a Neptuno que se encuentran cerca de sus estrellas anfitrionas, una región típicamente tan desprovista de planetas que los astrónomos la llaman el "desierto caliente de Neptuno".

& # 8220 Creemos que esto se debe a que los Neptunes calientes no son lo suficientemente masivos para evitar la evaporación atmosférica sustancial y la pérdida de masa ”, dijo. "Entonces, la mayoría de los exoplanetas calientes cercanos son los Júpiter calientes masivos o los planetas rocosos que hace mucho tiempo perdieron la mayor parte de sus atmósferas".

Un artículo complementario a esta investigación dirigido por Diana Dragomir, profesora asistente de física y astronomía de la Universidad de Nuevo México, investiga la composición atmosférica del exoplaneta a través de observaciones de eclipses secundarios con la cámara de matriz de infrarrojos Spitzer (IRAC) del Neptuno caliente.

Aunque LTT 9779b no es adecuado para la colonización por seres humanos o cualquier otra forma de vida conocida, Crossfield dijo que evaluar su atmósfera perfeccionaría técnicas que algún día podrían usarse para encontrar planetas más acogedores para la vida.

"Si alguien va a creer lo que dicen los astrónomos acerca de encontrar signos de vida u oxígeno en otros mundos, primero tendremos que demostrar que podemos hacerlo bien en las cosas fáciles", dijo. "En ese sentido, estos planetas más grandes y calientes como el LTT 9779b actúan como ruedas de entrenamiento y demuestran que realmente sabemos lo que estamos haciendo y podemos hacer todo bien".

Crossfield dijo que su mirada a la atmósfera de un planeta tan extraño y distante también fue valiosa por sus propios méritos.

“Como alguien que estudia estos, hay mucha ciencia planetaria interesante que podemos hacer para medir las propiedades de estos planetas, al igual que la gente estudia las atmósferas de Júpiter, Saturno y Venus, aunque no creemos que alberguen vida. ," él dijo. "Todavía son interesantes y podemos aprender sobre cómo se formaron estos planetas y el contexto más amplio de los sistemas planetarios".

Crossfield dijo que queda mucho trabajo por hacer para comprender mejor el LTT 9779b y los Neptunes calientes similares que aún no se han descubierto. (Se está publicando al mismo tiempo un documento complementario sobre la composición atmosférica de LTT 9779b a través del análisis de su "espectro" de eclipse secundario, que Crossfield coescribió).

“Queremos seguir observándolo con otros telescopios para poder responder más preguntas”, dijo. “¿Cómo puede este planeta retener su atmósfera? ¿Cómo se formó en primer lugar? ¿Era inicialmente más grande pero ha perdido parte de su atmósfera original? Si es así, ¿por qué su atmósfera no es solo una versión reducida de las atmósferas de exoplanetas más grandes y ultracalientes? ¿Y qué más podría acechar en su atmósfera?

Algunos de los coautores del artículo del investigador de KU también planean continuar el estudio del exoplaneta improbable.

“Detectamos monóxido de carbono en su atmósfera y que el lado del día permanente es muy caluroso, mientras que se transporta muy poco calor al lado de la noche”, dijo Björn Benneke de iREx y la Université de Montréal. “Ambos hallazgos hacen que LTT 9779b diga que hay una señal muy fuerte que se puede observar, lo que hace que el planeta sea un objetivo muy intrigante para una futura caracterización detallada con JWST. Ahora también estamos planificando observaciones de la curva de fase mucho más detalladas con NIRISS en JWST ".

Referencia: & # 8220Phase Curves of Hot Neptune LTT 9779b Sugerir una atmósfera de alta metalicidad & # 8221 por Ian JM Crossfield, Diana Dragomir, Nicolas B. Cowan, Tansu Daylan, Ian Wong, Tiffany Kataria, Drake Deming, Laura Kreidberg, Thomas Mikal Evans, Varoujan Gorjian, James S. Jenkins, Björn Benneke, Karen A. Collins, Christopher J. Burke, Christopher E. Henze, Scott McDermott, Ismael Mireles, David Watanabe, Bill Wohler, George Ricker, Roland Vanderspek, Sara Seager y Jon M. Jenkins, 26 de octubre de 2020, Cartas de revistas astrofísicas.
DOI: 10.3847 / 2041-8213 / abbc71


Una nueva técnica para & # 8220Ver & # 8221 superficies de exoplanetas basada en el contenido de sus atmósferas

En noviembre de 2021, el Telescopio espacial James Webb (JWST) hará su tan esperado viaje al espacio. Este observatorio de próxima generación observará el cosmos utilizando su avanzada suite de infrarrojos y revelará muchas cosas nunca antes vistas. Para 2024, se unirá al Telescopio espacial romano Nancy Grace (RST), el sucesor de la misión Hubble que tendrá un campo de visión 100 veces superior al del Hubble y un tiempo de observación más rápido.

Estos instrumentos harán enormes contribuciones a muchos campos de investigación, uno de los cuales es el descubrimiento y caracterización de planetas extrasolares. Pero incluso con su óptica y capacidades avanzadas, estas misiones no podrán examinar las superficies de los exoplanetas en detalle. Sin embargo, un equipo de la UC Santa Cruz (UCSC) y el Space Science Institute (SSI) ha desarrollado la siguiente mejor opción: una herramienta para detectar la superficie de un exoplaneta sin verla directamente.

El artículo que describe su investigación, titulado & # 8220 Cómo identificar superficies de exoplanetas usando trazas de especies atmosféricas en atmósferas dominadas por hidrógeno, & # 8221 apareció recientemente en El diario astrofísico. Como indicaron, el equipo buscó desarrollar formas de estudiar las superficies de los exoplanetas en función de su composición atmosférica. Esto es necesario ya que ninguno de los próximos telescopios espaciales tiene la capacidad de estudiar las características de la superficie de un exoplaneta de forma indirecta.

Sin embargo, estos mismos telescopios serán excelentes herramientas para determinar la composición de las atmósferas de exoplanetas. Más allá de James Webb y Telescopios espaciales romanos, varios observatorios terrestres de próxima generación entrarán en funcionamiento en los próximos años y tendrán capacidades similares. Estos incluyen el Telescopio Extremadamente Grande (ELT), el Telescopio Gigante de Magallanes (GMT) y el Telescopio de Treinta Metros (TMT).

Con su combinación de alta sensibilidad, coronografías y óptica adaptativa, estos observatorios podrán realizar estudios de imágenes directas de exoplanetas, donde se estudiará la luz reflejada directamente desde la atmósfera de un exoplaneta para determinar la composición atmosférica. Esto ayudará a los astrónomos y astrobiólogos a establecer restricciones más estrictas sobre qué exoplanetas son & # 8220 potencialmente habitables & # 8221 y cuáles no.

Sin embargo, las condiciones que consideramos prerrequisitos para la vida también incluyen procesos geológicos como la actividad volcánica y la tectónica de placas, que son discernibles a partir de sus características superficiales asociadas. Si bien es posible que no podamos discernirlos en un futuro próximo, Xinting Yu (becaria postdoctoral en Ciencias Planetarias y de la Tierra en UCSC) y sus colegas han propuesto una forma novedosa de determinar las características de la superficie en función de la abundancia de gases atmosféricos.

Como el Dr. Yu explicó a Universe Today por correo electrónico, la inspiración para este método provino de dos cuerpos en nuestro Sistema Solar: Júpiter y Titán (Saturno y la luna más grande). Ambos cuerpos tienen atmósferas gaseosas densas con dos especies químicas & # 8211 amoníaco (NH 3) y metano (CH 4) & # 8211 que juegan un papel importante en los procesos atmosféricos. Dijo Yu:

& # 8220Titan tiene una superficie fría y poco profunda sin casi nada (o se supone que no tiene nada) de amoníaco y metano, mientras que la atmósfera de Júpiter tiene mucho amoníaco y metano. ¿Por qué está pasando esto? En la atmósfera superior de Júpiter y Titán, el amoníaco y el metano son destruidos constantemente por fotones UV, formando nitrógeno (para el amoníaco) e hidrocarburos más complejos (para el metano). En Titán, el nitrógeno formado por fotoquímica y los hidrocarburos complejos se siguen formando y acumulando. & # 8221

Imagen de Cassini de Saturno y Titán, la luna más grande # 8217. Crédito: NASA / JPL-Caltech / Space Science Institute

En resumen, el metano y el amoníaco se destruyen en la atmósfera de Titán y luego se consumen para formar nitrógeno e hidrocarburos. Esto es lo que llevó a que el nitrógeno se convirtiera en el gas dominante en la atmósfera de Titán (98% en volumen) y la gran deposición de hidrocarburos en su superficie, lo que llevó a la formación de un ambiente rico en orgánicos. Debido al frío extremo de la superficie de Titan & # 8217, este proceso de conversión es irreversible.

Júpiter, por otro lado, también tiene amoníaco y metano en su atmósfera densa, pero no tiene una superficie de la que hablar. Como explicó Yu, esto da como resultado un proceso bastante diferente en el que participan las especies químicas:

& # 8220 Debido a que no hay superficie en Júpiter, la atmósfera simplemente se extiende hasta miles de presiones de la superficie de la Tierra y miles de kelvin. El nitrógeno formado por fotoquímica y los hidrocarburos complejos en la atmósfera superior pueden transportarse a esta parte profunda y caliente de la atmósfera. Allí, podrían combinar hidrógeno para reformar el metano y el amoníaco. El metano y el amoníaco reformados se "reciclan" de nuevo a la atmósfera superior. Este ciclo continúa reponiendo el metano y el amoníaco destruidos. & # 8221

Otro punto clave abordado por Yu y su equipo tiene que ver con el censo actual de exoplanetas. Hasta la fecha, la mayoría de los exoplanetas descubiertos han sido mini-Neptunes, es decir, planetas que son menos masivos que Neptuno pero tienen una atmósfera espesa dominada por hidrógeno y helio. De hecho, de los 4.401 exoplanetas confirmados hasta la fecha, 1.488 han sido identificados como & # 8220 Neptuno, & # 8221 con masas que van desde 9 veces la de la Tierra hasta un poco menos que la de Júpiter.

La atmósfera de Júpiter y # 8217, según la imagen de la misión Juno (coloreada por Kevin M. Gill). Crédito: NASA / JPL-Caltech / SwRI / MSSS / Kevin M. Gill

Debido a sus envolturas gaseosas y las distancias involucradas, es imposible determinar si estos planetas han salido a la superficie y dónde se encuentran. Debido a su importancia estadística, Yu y su equipo decidieron utilizar uno en particular para probar su novedoso enfoque. Se trataba de K2-18b, un mini-Neptuno con aproximadamente 8 veces la masa de la Tierra que orbita dentro de la zona habitable (HZ) de una estrella enana roja (K2-18) ubicada a 124 años luz de la Tierra.

Originalmente detectado por el Telescopio Espacial Kepler en 2015, K2-18b es el primer exoplaneta HZ que tiene cantidades significativas de vapor de agua en su atmósfera. Usando un modelo fotoquímico, Yu y su equipo simularon cómo la presencia de una superficie en este exoplaneta afectaría la evolución atmosférica de K2-18b. También tuvieron en cuenta los diferentes niveles de temperatura y presión atmosférica, factores que están relacionados con la elevación de la superficie.

"Nos preguntamos si podemos usar la abundancia de especies como el amoníaco y el metano para saber si un exoplaneta tiene superficie o no", dijo Yu. & # 8220 Una superficie fría y poco profunda cortaría todas las reacciones de "reciclaje" que requieren altas temperaturas y presiones en atmósferas planetarias profundas para reformar el metano y el amoníaco. Por lo tanto, esperamos ver poco metano y amoníaco en un exoplaneta con una superficie fría y poco profunda, y mucho metano y amoníaco en un exoplaneta sin superficie o con una superficie profunda y caliente. & # 8221

Lo que encontraron fue que el amoníaco y el metano, como se predijo, eran sensibles tanto a la presencia como a la elevación de una superficie. Esto es consistente con lo que se ha observado con exoplanetas que tienen superficies frías y poco profundas, donde especies químicas como el agua, el cianuro de hidrógeno y los hidrocarburos más pesados ​​se descomponen por la exposición a los rayos UV. Mientras tanto, se retienen especies como el monóxido de carbono y el dióxido de carbono (que son menos propensos a la destrucción por rayos UV).

Impresión artística de un planeta Supertierra orbitando una estrella similar al Sol. Crédito: ESO / M. Kornmesser

Lo inesperado, sin embargo, fue la forma en que diferentes sustancias químicas son sensibles de diferentes maneras a diferentes niveles de elevación. Según Yu, esto se debe al hecho de que las especies de carbono y nitrógeno tienen un & # 8220sweet spot & # 8221 donde pueden reciclarse por completo. Mientras que el amoníaco y el cianuro de hidrógeno (HCN) son sensibles a atmósferas con densidades de 100 bar en la superficie (100 veces la de la Tierra, similar a Venus), el metano, el monóxido de carbono y el dióxido de carbono son sensibles a presiones por debajo de los 10 bar en la superficie. (diez veces mayor que la de la Tierra).

Estos hallazgos presentan múltiples implicaciones para el estudio de exoplanetas, la principal de las cuales es el hecho de que las superficies planetarias son importantes. Dijo Yu:

& # 8220 Anteriormente, los científicos predecían las composiciones atmosféricas de los exoplanetas utilizando modelos de equilibrio termoquímico. Las composiciones atmosféricas están determinadas únicamente por la presión y la temperatura de la atmósfera. Pero nuestro estudio muestra que, incluso si la presión y la temperatura son iguales, ¡agregar una superficie puede cambiar drásticamente la composición atmosférica de un exoplaneta! & # 8221

Otra implicación de este estudio es que es posible que los astrónomos aprendan sobre las superficies de los exoplanetas en función de su composición atmosférica. & # 8220Por ejemplo, cuando los observadores ven cantidades agotadas de amoníaco y HCN, podemos decir que este exoplaneta tiene una superficie de menos de 100 bar, & # 8221 agregó Yu. & # 8220Entonces, si también vemos cantidades agotadas de metano, hidrocarburos y una mayor cantidad de monóxido de carbono, eso indica una superficie de menos de 10 bar. ¡Eso es bastante prometedor para identificar exoplanetas habitables! & # 8221

Más allá de la caracterización de mini-Neptunes, esta investigación también tiene implicaciones para todos los demás tipos de exoplanetas, incluidos los rocosos, similares a los de la Tierra. De hecho, mientras el planeta en cuestión tenga atmósfera y esté sujeto a radiación ultravioleta en su atmósfera superior, el tamaño del exoplaneta es irrelevante. En todos los casos, los astrónomos verán las mismas diferencias en las abundancias químicas dependiendo de si hay o no superficie.

Artist’s impression of the Earth-sized, rocky exoplanet GJ 1132 b, located 41 light-years away around a red dwarf star. Credit: NASA, ESA, and R. Hurt (IPAC/Caltech)

According to Yu, it is the smaller colder exoplanets that are more promising testing targets for this method since they are more likely to have shallow and cold surfaces. However, smaller planets are also more likely to have interior or surface processes that will affect the abundance of certain chemicals in their atmospheres – such as volcanic activity and plate tectonics. The smaller they are, the more significant these processes could be.

These and other concerns are things that Yu and her team look forward to studying in greater detail in the future to determine the robustness of their results and how it might be affected by different perturbations from the surface/interior of the exoplanets. Their efforts, and those of astrobiologists in general, will benefit greatly from the launch of the JWST, which is currently scheduled to take place sometime in November of 2021. Said Yu:

“Our study points out an exciting science angle for JWST. It is fine to have solely atmospheric characterization data. Without direct surface observations, we can still tell if an exoplanet has a surface, and even roughly where the surface is located. Knowing whether an exoplanet has a surface is also undoubtedly important for astrobiology. A liquid or a solid surface is likely necessary for sustaining complex lifeforms. Thus, the existence of a surface would be an essential thing to look for when assessing an exoplanet’s habitability.”

The ability to study exoplanets directly, combined with the ability to constrain their surface conditions, will advance the study of astrobiology considerably. The field will also benefit from innovative methods that could allow scientists to search for life (aka. biosignatures) based on different levels of entropy in an environment or different levels of complexity with organic particles. Little by little, we are narrowing the focus and tightening the constraints!


Was 'Star Wars' Right? Can We Walk On Most Exoplanets?

When you saw "Star Wars: The Force Awakens" for the fourth time in theaters, did you see any niggling issues with gravity? Or the fact that alien worlds had breathable atmospheres? The characters were conveniently zipping from planet to planet and walking on each surface with no apparent problem.

Is this actually true for most exoplanets we know of? After all, several of the planets in our solar system aren't that friendly for a stroll. Jupiter's pressure would crush you long before you reached the surface &mdash if there es a "surface" buried beneath the gas layers. Venus-landing spacecraft had to be reinforced against the immense surface pressure from its thick clouds. The moon and Mars &mdash past and future destinations for astronauts &mdash are both possible for astronauts to walk on, however, though those gravitational fields would take some getting used to.

A new paper in the journal Astrobiology (also available in preprint version on Arxiv) says the "Star Wars" problem is understandable because "filming is done on Earth, and an accurate representation of other gravity fields would be technically difficult and expensive." But is it representative of exoplanets generally? Led by the University of Valencia&rsquos Fernando Ballesteros, the authors say reality may actually be not too far off.

The authors say more than 2,000 extrasolar worlds (both confirmed and plausible) have been found, at a rate of about three per week since 2011. That's mostly thanks to NASA's prolific Kepler space telescope. While Kepler finds planets by looking at the dip in light they produce when passing across a star, other telescopes measure the gravitational wobble these planets create in the star instead. That wobble gives an estimate of how massive the planet is.

The authors classify found exoplanets into three categories: 1) masses below Earth (like Mars), 2) a transition zone with super-Earths, Neptunes and some solar system planets, 3) gas giants with masses hundreds of times that of Earth. Surprisingly, that "transition zone" has several planet analogs in our own solar system with surface gravities similar to Earth: Venus, Uranus, Neptune, and Saturn. (Note again that the gravity of Venus is similar to Earth, but its atmosphere can quickly crush unprotected spacecraft.)

But it's still unclear what the precise relationship is between planetary masses and their diameters. "For a given mass one could expect a diversity of sizes depending on the planetary composition and atmospheric size," the authors write, "and we do not even know whether all that we call super-Earths have a solid surface."

The authors add that in theory, you could have a huge rocky planet with no natural atmosphere, but that is challenged by current planetary formation models. Generally it is believed that planets assembled with bits of rock and gas attracting each other over time.

"One could in principle propose a rocky planet as big and massive as one would wish, with no atmosphere at all, but no natural process produces it. The accretion process and the competition for materials during planetary formation impose severe constraints on feasible planets," the authors wrote.

But the authors note that several super-Earths that are both rocky, and that have surface gravities similar to our own planet, have already been spotted by telescopes. So perhaps the "Star Wars" strolls are not too far-fetched, they said.

"If while viewing 'The Force Awakens' the reader sees Harrison Ford walking on Takodana as if he were strolling down Hollywood Boulevard, do not be too critical," they said at the end of the paper. "After all, this may not be so wrong."


Is Earth's 1g solid surface gravity unusually high for exoplanets? - Astronomía

Can life exist on any of the recently discovered planets that orbit other stars?

We sure hope so! The search for life is an exciting motivator that gets us to find new planets, build new telescopes and study their atmospheres. We have only one example of life on a planet in the Universe. One way to search for life on other planets is to look for their effect on the atmosphere - does it produce oxygen and methane the way life on the Earth does? If it has a solid surface, liquid water and atmosphere like the Earth, it could be a sign of Earth-like life. There is a big focus on planets that are in the so-called habitable zone - the location where an Earth-like planet is not too hot and not too cold so it can have liquid water, a requirement for all life we know of.

There is a growing list of planets that are in the Habitable Zone, one catalog is here:

Of course we don't know yet if any of these planets host life, nor even if they have a solid surface or an ocean. Sometime in the future, we may be able to measure these properties and also to look for bio-signatures (such as methane and oxygen) in there atmosphere. This list should just keep growing and including more and more Earth-like planets.

UPDATED by Everett Schlawin, July 18, 2015

Sobre el Autor

Dave Kornreich

Dave was the founder of Ask an Astronomer. He got his PhD from Cornell in 2001 and is now an assistant professor in the Department of Physics and Physical Science at Humboldt State University in California. There he runs his own version of Ask the Astronomer. He also helps us out with the odd cosmology question.


Experimental Determination of Mantle Solidi and Melt Compositions for Two Likely Rocky Exoplanet Compositions

This article has been accepted for publication and undergone full peer review but has not been through the copyediting, typesetting, pagination and proofreading process, which may lead to differences between this version and the Version of Record. Please cite this article as doi: 10.1029/2020JE006731

Resumen

For rocky exoplanets, knowledge of their geologic characteristics such as composition and mineralogy, surface recycling mechanisms, and volcanic behavior are key to determining their suitability to host life. Thus, determining exoplanet habitability requires an understanding of surface chemistry, and understanding the composition of exoplanet surfaces necessitates applying methods from the field of igneous petrology.

Piston-cylinder partial melting experiments were conducted on two hypothetical rocky exoplanet bulk silicate compositions. HEX1, a composition with molar Mg/Si = 1.42 (higher than bulk silicate Earth’s Mg/Si = 1.23) yields a solidus similar to that of Earth’s undepleted mantle. However, HEX2, a composition with molar Ca/Al = 1.07 (higher than Earth Ca/Al = 0.72) has a solidus with a slope of ∼10°C/kbar (versus ∼15°C/kbar for Earth) and as result, has much lower melting temperatures than Earth. The majority of predicted adiabats point toward the likely formation of a silicate magma ocean for exoplanets with a mantle composition similar to HEX2. For adiabats that do intersect HEX2’s solidus, decompression melting initiates at pressures more than 4x greater than in the modern Earth’s undepleted mantle. The experimental partial melt compositions for these exoplanet mantle analogs are broadly similar to primitive terrestrial magmas but with higher CaO, and for the HEX2 composition, higher SiO2 for a given degree of melting.

This first of its kind exoplanetary experimental data can be used to calibrate future exoplanet petrologic models and predict volatile solubilities, volcanic degassing, and crust compositions for exoplanets with bulk compositions and ƒO2 similar to those explored herein.

Plain Language Summary

The composition of rocky exoplanets can be approximated, to first order, from the composition of the stars they orbit. In this work, we conducted experiments to determine the types of minerals found in the interior of two hypothetical exoplanets that orbit stars with compositions different from our star, and the magma compositions produced from melting them. Our results suggest that in many ways exoplanets with these potential compositions have melting behavior similar to that of the Earth’s interior. A key difference is that one composition produced melt at much lower temperatures than Earth, such that the exoplanet may form a magma ocean early in its history or begin melting at depths greater than are common in Earth today. These results provide constraints for modeling geologic processes on exoplanets and their ability to support life this study underlines the need for further experimentation of this kind. The geochemical models that can be derived from this and similar studies will allow us to better interpret the data returned by satellites that will observe exoplanets in the near future.

This article is protected by copyright. Reservados todos los derechos.

Please note: The publisher is not responsible for the content or functionality of any supporting information supplied by the authors. Any queries (other than missing content) should be directed to the corresponding author for the article.

Accepted, unedited articles published online and citable. The final edited and typeset version of record will appear in the future.


The Pressure and Temperature Limits of Likely Rocky Exoplanets

The interior composition of exoplanets is not observable, limiting our direct knowledge of their structure, composition, and dynamics. Recently described observational trends suggest that rocky exoplanets, that is, planets without significant volatile envelopes, are likely limited to <1.5 Earth radii. We show that given this likely upper limit in the radii of purely rocky super-Earth exoplanets, the maximum expected core-mantle boundary pressure and adiabatic temperature are relatively moderate, 630 GPa and 5000 K, while the maximum central core pressure varies between 1.5 and 2.5 TPa. We further find that for planets with radii less than 1.5 Earth radii, core-mantle boundary pressure and adiabatic temperature are mostly a function of planet radius and insensitive to planet structure. The pressures and temperatures of rocky exoplanet interiors, then, are less than those explored in recent shock-compression experiments, ab initio calculations, and planetary dynamical studies. We further show that the extrapolation of relevant equations of state does not introduce significant uncertainties in the structural models of these planets. Mass-radius models are more sensitive to bulk composition than any uncertainty in the equation of state, even when extrapolated to terapascal pressures.


6 Future Directions

Approximately 15 years since their first discovery, the nature and origins of sub-Neptune size exoplanets have started to come into focus. The global picture that has recently emerged from population level studies is that most close-in, sub-Neptune size planets are actually large terrestrial bodies, with the absence (“true super-Earths”) or presence (“gas-rich super-Earths”) of hydrogen-dominated atmospheres separating them into two classes. These objects are likely poor in volatiles (≲10% by mass), and their final assembly occurred close to their host stars in the presence of a gas-rich disk. It has been tempting to compare these objects to the solar system ice giants Uranus and Neptune because they have hydrogen-dominated atmospheres as a common factor (e.g., Atreya et al., 2020 Wakeford & Dalba, 2020 ). However, the more we learn about these objects the less appropriate this comparison is. Uranus and Neptune have roughly 10 times more hydrogen and helium by mass than the typical gas-rich super-Earth, their bulk and envelopes are likely rich in volatiles, and their formation histories must be quite different to have arrived at very different orbital distances.

The distinct internal structures of gas-rich super-Earths, that is, rock overlaid by thick, hydrogen-dominated atmospheres, leads us to propose that these objects are the first fundamentally new type of planetary object identified from the study of exoplanets. There are a number of observations that can be done to test this hypothesis. One ongoing area of work is the precise measurement of masses and radii for sub-Neptune size planets orbiting stars with a range of masses and ages, and with a wide range of orbital separations. These observations should seek to determine how the planet radius gap varies with stellar mass (Cloutier & Menou, 2020 Hardegree-Ullman et al., 2020 ) and age (Berger et al., 2020 ), and to ultimately reveal the statistical distribution of planet densities in the multi-dimensional parameter space. Early results on this topic from further analysis of Kepler/K2 data have yielded tentative evidence that super-Earths form in gas poor disks around low-mass stars (Cloutier & Menou, 2020 ), and that the mass-loss timescale for these planets around stars with masses ≳1 M is approximately a Gyr, which is a potential signpost to the core-powered mechanism (Berger et al., 2020 ). Continuing work on this topic is currently enabled through the detection of transiting planets around bright stars by NASA's TESS mission (launched 2018 Ricker et al., 2015 ) and ESA's CHEOPS mission (launched 2019 Benz et al., 2020 ), and will be furthered by ESA's PLATO mission (scheduled for launch in 2026 Rauer et al., 2014 ).

Another key observation that can be done for sub-Neptune size planets is precise spectroscopy to reveal their atmospheric compositions. While such observations have been mostly stymied so far, the increased sensitivity and spectral range of the James Webb Space Telescope (Beichman et al., 2014 Greene et al., 2016 ) and the next generation of ground-based Extremely Large Telescopes (Gandhi et al., 2020 Hood et al., 2020 ) are expected deliver breakthroughs on this topic. Spectroscopy of gas-rich super-Earths should seek to determine if the metallicities of their atmospheres follow the trend of increasing metallicity with lower planet mass that is expected from extrapolating from giant planet formation (Fortney et al., 2013 ). These observations may also reveal atmospheric carbon-to-oxygen abundance ratios, which are a tracer of formation location and migration (Madhusudhan et al., 2014 Öberg et al., 2011 ). Gas-rich super-Earths are expected to have deep magma oceans in contact with their atmospheres, thus yielding unique chemistry in atmospheric gases that could be detectable (Kite et al., 2020 ), as well as potentially sculpting the populations statistics at large sizes (Kite et al., 2019 ).

On the theoretical side, work combining models of photoevaporation and core-powered mass loss into a unified picture of hydrodynamic escape is necessary. This modeling should help identify the regions of parameter space that each mass-loss mechanism dominates. Further, observations of atmospheric escape for the emerging class of very young planets that are the likely antecedents of mature sub-Neptune size planets (David, Cody, et al., 2019 David, Petigura, et al., 2019 David et al., 2016 Newton et al., 2019 Plavchan et al., 2020 Rizzuto et al., 2020 ) offer the hope of distinguishing between the photoevaporative and core-powered atmospheric loss mechanisms. Ultimately, our quantitative insights into how these planets formed, such as the core-mass function and how much H/He these planets accreted, depend strongly on the assumed mass-loss model.

The main uncertainty in our understanding of the formation of sub-Neptune systems is where large cores (planetary embryos) form. Do they originate past the snow line and undergo large-scale migration, or very close to their stars and only migrate to a limited extent? Future advances will likely be aided by a better understanding of the bulk compositions of close-in planets, in particular their volatile contents (e.g., Gupta & Schlichting, 2019 J. G. Rogers & Owen, 2020 ). Improved observations and models of the structure and evolution of planet-forming disks will also play a role, as the disk determines how fast pebbles drift, where and when they accumulate to form planetesimals (Dra̧żkowska & Alibert, 2017 ), and how fast and in what direction growing planets migrate (Bitsch et al., 2019 ).

Putting our Solar System—and its lack of close-in super-Earths or sub-Neptunes—in the context of extrasolar planets is a challenge (for a discussion, see Raymond, Boulet, et al., 2018 ). Jupiter is the only Solar System planet that would be detectable if the Sun were observed with present-day technology. Understanding where our system fits within the bigger picture may thus rest on demographic studies that correlate the nature of inner and outer parts of planetary systems, including super-Earths and sub-Neptunes, Jupiter-like gas giants, ice giant analogs, and even debris disks (Barbato et al., 2018 Bryan et al., 2019 Clanton & Gaudi, 2016 Moro-Martín et al., 2015 Raymond et al., 2011 Suzuki et al., 2016 Zhu & Wu, 2018 ). Fortunately, we are in a golden era of extrasolar planetary astronomy where the observational tools needed for these studies are rapidly advancing. The next 15 years are sure to bring dramatic surprises and insights to match those of the first 15 years of sub-Neptune planet discovery and characterization.


Contenido

K2-18b was identified as part of the Kepler space telescope program, one of over 1,200 exoplanets discovered during the "Second Light" K2 mission. [9] The discovery of K2-18b was made in 2015, orbiting a red dwarf star (now known as K2-18) with a stellar spectral type of M2.8 about 124 light-years (38 pc) from Earth. The planet was detected through variations in the star's light curve caused by the transit of the planet in front of the star as seen from Earth. [1] [10] The planet was designated "K2-18b" as it was the eighteenth planet discovered during the K2 mission. The predicted relatively low contrast between the planet and its host star would make it easier to observe K2-18b's atmosphere in the future. [1]

In 2017, data from the Spitzer Space Telescope confirmed that K2-18b orbits in the habitable zone around K2-18 with a 33-day period, short enough to allow for observations of multiple K2-18b orbital cycles and improving the statistical significance of the signal. This led to widespread interest in continued observations of K2-18b. [11]

Later studies on K2-18b using the High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher (HARPS) and the Calar Alto high-Resolution search for M dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical Echelle Spectrographs (CARMENES) instruments also identified a likely second exoplanet, K2-18c, with an estimated mass of 5.62 ± 0.84 METRO in a tighter, 9-day orbit, [4] but this additional planet has not yet been confirmed, and may instead be due to stellar activity. [2]

K2-18 is in the constellation of Leo, but outside its lion asterism. [12] When first discovered, K2-18's distance from Earth was estimated to be 110 light-years (34 pc). [1] However, more precise data from the Gaia star mapping project has shown K2-18 to be at a distance of 124.02 ± 0.26 light-years (38.025 ± 0.079 pc). This improved distance measurement helped to refine the properties of the exoplanetary system. [4]

K2-18b orbits K2-18 at about 0.1429 au (21.38 million km), which lies within the calculated habitable zone for the red dwarf, 0.12–0.25 au (18–37 million km). [8] The exoplanet has an orbital period of about 33 days, [11] which suggests it is tidally locked, with the same face to its host star. [13] The planet's equilibrium temperature is estimated to be around 265 ± 5 K (−8 ± 5 °C 17 ± 9 °F), [4] due to its stellar irradiance of approximately 94% of Earth's. [11] K2-18b is estimated to have a radius of 2.279 ± 0.025 R and a mass of 8.63 ± 1.35 METRO , based on analysis using HARPS and CARMENES instruments as well as followup observations from Spitzer. [4] [11] It was initially considered a mini-Neptune on its 2015 discovery, [1] but improved data on K2-18b has classified it as a super-Earth. [11] A later study from 2019 classified the planet as a sub-Neptune. [14] [3]

Artist's impression of the K2-18 star system

Diagram of the K2-18 planetary system, showing the orbits of K2-18b and the unconfirmed candidate K2-18c, and the star's habitable zone

A comparison of K2-18b's size, orbit, and other features to other detected exoplanets suggests that the planet could support an atmosphere that contains additional gases besides hydrogen and helium. [15]

External video
Hubblecast Light on the discovery of water vapor on K2-18b
(video/1:19 11 September 2019)
On the discovery of water vapor on K2-18b
NASA Goddard Space Center (video/2:03 11 September 2019)

Further studies using the Hubble Space Telescope were performed, corroborating the results of the Kepler y Spitzer observations and allowing additional measurements of the planet's atmosphere. Two separate analyses by researchers at Université de Montréal and University College London (UCL) of the Hubble data were published in 2019. Both examined spectra of starlight passing through the planet's atmosphere during transits, finding that K2-18b has a hydrogen–helium atmosphere with a high concentration of water vapor, which could range from between 0.01% to 12.5%, up to between 20% and 50%, depending on what other gaseous species are present in the atmosphere. At the upper concentration levels, the water vapor would be sufficiently high to form clouds. [7] [8] [16] The UCL-led study was published on 11 September 2019 in the journal Nature Astronomy the study led from the Université de Montréal was posted one day earlier on the preprint server arXiv.org and later published in The Astrophysical Journal Letters. [13] The UCL-led analysis detected water with a statistical significance of 3.6 standard deviations, equivalent to a confidence level of 99.97%. [8]

This was the first super-Earth exoplanet within a star's habitable zone whose atmosphere was detected, [8] and the first discovery of water in a habitable-zone exoplanet. [6] [7] Water had previously been detected in the atmospheres of non-habitable-zone exoplanets such as HD 209458 b, XO-1b, WASP-12b, WASP-17b, and WASP-19b. [17] [18] [19]

Astronomers emphasised that the discovery of water in the atmosphere of K2-18b does not mean the planet can support life or is even habitable, as it probably lacks any solid surface or an atmosphere that can support life. [6] Nevertheless, finding water in a habitable zone exoplanet helps understand how planets are formed. [6] A study led by astronomers from the University of Cambridge considered the interior structure of the planet and found a range of possible solutions, from a rocky core with a thick hydrogen envelope to a planet primarily made up of water with a thinner atmosphere. A subset of these solutions could allow for liquid water on the surface of the planet, albeit at temperatures and pressures higher than STP. [20] K2-18b is now expected to be observed with the James Webb Space Telescope, due to launch in 2021, and the ARIEL space telescope, due to launch in 2029. Both will carry instruments designed to determine the composition of exoplanet atmospheres. [7]

The detailed simulation of planetary spectrum in 2020 has indicated the 1.4um absorption band attributed previously to water may actually be due to methane. The water vapor spectral signatures would not be dominant for cool (below 600 K) planets. [21] [22]


Ver el vídeo: HI-MACS Presentation (Enero 2022).