Mundos infernales: analizando la atmósfera de un Júpiter ultra caliente

• Título del artículo original: Atmospheric characterization of the ultra-hot Jupiter MASCARA-2b/KELT-20b.
  
• Autores: N. Casasayas-Barris et al.
• Institución de la primera autora: Instituto de Astrofísica de Canarias y Universidad de La Laguna
• Estado: acceso abierto en arXiv

Mundos infernales

Los planetas denominados “ultra hot Jupiters” (planetas tipo Júpiter muy calientes) son planetas gigantes gaseosos que orbitan muy cerca de su estrella anfitriona. Esto hace que sean verdaderos infiernos: reciben mucha más radiación de su estrella y tienen temperaturas extremas, que pueden incluso superar los 3000 grados. Es por esto que la composición química de sus atmósferas es muy distinta a la de los demás planetas gigantes gaseosos que hemos descubierto, incluyendo nuestro Júpiter.

Para agravar aún más su situación extrema, se encuentran ligados por una fuerza de marea, por lo que muestran siempre la misma cara a su estrella (como en el caso Tierra-Luna). Esto hace que incluso podamos ver diferencias en la composición de su atmósfera en la cara diurna y nocturna, debido a la diferencia de temperatura entre ambas caras.

Si quieres leer más sobre otros Júpiter extremos, te recomendamos los astrobitos sobre Wasp-107b, HD 131399Ab o HD 80606b.

Observando en detalle a MASCARA-2b

En este trabajo se estudia la atmósfera de uno de estos ultra hot Jupiters: se trata del planeta MASCARA-2b, también conocido como KELT-20b, que orbita a una estrella tipo A en tan sólo 3.5 días. Su temperatura media es de más de 2500 grados centígrados, y su tamaño es de aproximadamente el doble de nuestro Júpiter.

Para estudiar su atmósfera se ha usado espectroscopía de transmisión (explicada en detalle en este Astrobite): cuando un planeta pasa por delante de su estrella, se produce un oscurecimiento en la luz que nos llega de la estrella, lo que se usa como método para detectar planetas (método de los tránsitos). Sin embargo, este fenómeno también nos permite estudiar la atmósfera del propio planeta, ya que la luz de la estrella atravesará la atmósfera del mismo, y los elementos químicos que la componen dejarán huella en el espectro de esta luz. Por tanto, tomando espectros en alta resolución (con mucho detalle) del planeta durante un tránsito podemos averiguar de qué está hecha su atmósfera. Esto es lo que se ha aplicado para MASCARA-2b: se han observado hasta cuatro tránsitos del planeta con espectroscopía de muy alta resolución, tres con el espectrógrafo HARPS-N y otro con el espectrógrafo CARMENES.

Tras las observaciones y la primera reducción de los datos se restó el espectro de la atmósfera de la Tierra a los espectros medidos, para no confundir las líneas propias de los elementos atmosféricos terrestres con las del planeta. Además, se corrigió por el llamado efecto Rossiter-McLaughlin, y por el efecto de la variación centro-limbo. Finalmente, para obtener los espectros de transmisión de la atmósfera del planeta hay que restar la contribución de la luz de la estrella. Para esto se dividieron los espectros obtenidos por el espectro de la estrella, que se había medido con antelación. Como ejemplo, en la Figura 1 se puede ver el análisis para la línea Hα.

Figura 2: Resultados del análisis de la línea Hα del planeta MASCARA-2b para los datos tomados una de las noches con HARPS-N (izquierda) y con CARMENES (derecha). Las tres primeras filas son mapas bidimensionales, y muestran el proceso para calcular los residuos tras aplicar espectroscopía diferencial (sustracción del espectro de la estrella al espectro medido).  El color representa el flujo (brillo) relativo, donde azul indica menos brillo y rojo más brillo. Las líneas punteadas horizontales indican el inicio y final del tránsito. La cuarta fila muestra el espectro de transmisión de la línea Hα: los puntos negros son bins (cajas) en intervalos de 0.2 angstroms y sus errores. En rojo se muestra el modelo gaussiano del espectro, y en azul claro la desviación estándar de los residuos. Finalmente, en la quinta fila se muestran los residuos tras restar el modelo gaussiano al espectro de transmisión. Adaptación de la figura 5 del artículo original.

¿De qué está hecha su atmósfera?

Gracias a estas observaciones se ha detectado calcio, hierro, sodio y las líneas de Balmer del hidrógeno (Hα, Hβ y Hγ) en la atmósfera del planeta MASCARA2-b. Las medidas de las líneas del hidrógeno nos dicen que el planeta está hinchado, debido a la expansión del gas por su temperatura extrema. Por otra parte, el calcio y el hierro detectados se encuentran ionizados, es decir, un electrón de la capa más externa del átomo ha sido arrancado, y el elemento ya no es neutro, sino que presenta carga (positiva en este caso). Esto indica que posiblemente estemos viendo la ionosfera de este planeta, la capa más externa de la atmósfera en la cual la temperatura es aún más alta, provocando la ionización de estos elementos.

Otra explicación es que estemos viendo iones procedentes de la zona de día del planeta, con temperaturas extremas, que hayan sido transportados al terminador del planeta (zona de transición entre día y noche perpetuos, que es la región que estamos viendo con espectroscopía de transmisión). Como las líneas de absorción encontradas están desplazadas al azul, esto puede indicar que estamos viendo vientos en la atmósfera, con velocidad estimada de hasta 2.4 km/s (¡unos 8640 kilómetros por hora!). La velocidad del sonido es de unos 340 metros por segundo, por lo que estaríamos hablando de vientos supersónicos en este planeta infernal.

Dentro de poco podremos estudiar más planetas como éste en más detalle, gracias a instrumentos como el espectrógrafo HIRES en telescopios como el de 40 metros de diámetro ELT, que se encuentra ya en proceso de construcción. ¡Quién sabe qué otras cosas sorprendentes encontraremos en planetas tan distintos al nuestro!