estás leyendo...
Papers recientes

Calentando las tripas de los gigantes gaseosos

Los exoplanetas gigantes de gas del tamaño de Júpiter que se encuentran en órbitas cercanas a sus estrellas, comúnmente denominados Júpiteres calientes, han sido de gran utilidad en la exploración de atmósferas planetarias más allá de nuestro sistema solar. Una de las muchas características desconcertantes de los Júpiteres calientes, que irónicamente también los hace más fáciles de detectar y caracterizar, es su radio inflado. Una buena fracción de los Júpiter calientes conocidos tienen tamaños más grandes que los predichos por los modelos evolutivos; que toman en cuenta propiedades del sistema como su temperatura, su edad y su metalicidad. ¿Qué podría estar causando que estos Júpiteres calientes se hinchen?

Un mecanismo propuesto para explicar la inflación de los Júpiteres calientes es la deposición de energía de la irradiación estelar en los interiores del planeta. Sin embargo, además de inflar el planeta, la energía del flujo estelar que calienta los interiores planetarios también puede alterar radicalmente la estructura térmica (variación de la temperatura con la altitud) de su atmósfera, lo que tiene consecuencias directas en las propiedades atmosféricas inferidas. El artículo de hoy intenta establecer una conexión entre la irradiación estelar de los Júpiteres calientes y su temperatura intrínseca, y determinar cómo esto afecta en última instancia las observaciones y nuestro entendimiento de las atmósferas de estos gigantes gaseosos.

Estructurando la atmósfera de un gigante gaseoso

La estructura térmica vertical, también conocida como perfil de presión-temperatura, de una atmósfera planetaria está directamente relacionada al cambio en el modo de transporte de calor (radiación o convección) dentro de la atmósfera a diferentes alturas. Se puede pensar en esto dentro del contexto de la atmósfera de la Tierra: mientras más cerca de la superficie, el intercambio de calor se produce por convección, con paquetes de aire caliente que se elevan, se expanden y enfrían adiabáticamente. Esto hace que la temperatura disminuya constantemente a medida que se asciende hasta una cierta altitud (llamada tropopausa) después de la cual se llega a la estratosfera, donde el aire absorbe la mayor parte del calor de la radiación ultravioleta (UV, por sus siglas en inglés) del Sol, lo que hace que la temperatura aumente con la altitud de ese punto en adelante. Incluso antes de que esto suceda, la convección comienza a debilitarse considerablemente y la radiación se convierte en el modo dominante de intercambio de calor. La altitud o el nivel de presión atmosférica en donde esto sucede se denomina límite de convección radiativa (RCB, por sus siglas en inglés, vea la Figura 1). Dicha estratificación atmosférica se ve con mucha frecuencia en las atmósferas planetarias del sistema solar y se ha estudiado ampliamente a partir de mediciones realizadas por sondas como Galileo y Cassini-Huygens.

Figura 1: Perfiles de presión-temperatura para Júpiteres calientes a diferentes distancias de un sol como estrella y, por lo tanto, diferentes temperaturas de equilibrio (Teq). Tenga en cuenta que en el eje y, la presión disminuye a medida que asciende, lo que corresponde a subir más arriba en la atmósfera. La parte gruesa del perfil marca las regiones de la atmósfera que son convectivas, y puede ver cómo el límite de equilibrio radiativo-convectivo se desplaza a presiones más bajas para planetas más calientes. Figura 3 en el papel.

La determinación de la altura del RCB para atmósferas gigantes de gas requiere una comprensión del flujo de calor de los interiores planetarios, que se puede describir por la temperatura intrínseca efectiva del planeta (Tint). Para dar una idea de los números, Júpiter, con Tint ~ 100 K, tiene RCB alrededor de la altura correspondiente a la presión de 0.2 bares (1 bar = presión al nivel del mar en la Tierra). Por otro lado, en el caso de los Júpiteres calientes, los cuales reciben radiación dependiendo de su proximidad a la estrella anfitriona, reciben una cantidad de radiación que es miles de veces más grande que la recibida por Júpiter en nuestro sistema solar. La atmósfera sigue siendo radiativa hasta una profundidad mucho mayor y el RCB se puede esperar mucho más profundo en torno a las presiones de 1 kilobar (recuerda la presión aumenta con la profundidad). Sin embargo, esta es una buena estimación solo si asumes Tint de 100 K para Júpiteres calientes también. La inflación observada de los radios de los Júpiteres calientes, como se mencionó anteriormente, apunta hacia un posible calentamiento de sus interiores por irradiación estelar (cuya fuerza se refleja en la temperatura de equilibrio del planeta Teq). Esto implica que los Júpiteres calientes pueden tener un Tint mucho más alto, lo que empujaría la región de convección y, por lo tanto, el RCB a altitudes mayores (presiones más bajas). Ya que Tint y Teq afectan la altura de RCB, y Tint también depende de Teq, ¿a qué altura deberíamos esperar RCB para un Júpiter caliente con Teq dado?

Para responder a esta pregunta, los autores calculan los perfiles de temperatura-presión a partir de modelos atmosféricos de equilibrio térmico de Júpiteres calientes arquetípicos con un rango de Teq, e investigan cómo cambia la altura de RCB con respecto a diferentes niveles de irradiación estelar (ver Figura 1 y 2) .

Marcando el límite

Como es evidente en la Figura 1, el RCB se mueve a presiones más bajas (altitudes mayores) con Teq más alto, de manera similar a cómo Tint aumenta con Teq. La gravedad de la superficie y la metalicidad del planeta también afectan la altura del RCB como se ve en la Figura 2.

La variación de la altura de RCB y Tint con respecto a la Teq del planeta tiene varias implicaciones significativas para los modelos y observaciones de los Júpiteres calientes. El RCB a una presión más baja (mayores altitudes) implica que ahora se puede depositar más calor en la región convectiva de la atmósfera a partir de la irradiación estelar, lo que permite que el mecanismo de disipación óhmica sea aún más eficiente para inflar el planeta. Un Tint más alto (del orden de unos 100 K) también afectaría las predicciones del transporte de energía día-noche y la circulación atmosférica predicha por los modelos de circulación global. También significaría que las observaciones de la curva de fase de algunos Júpiteres calientes podrían ser capaces de sondear el flujo de este calor intrínseco del planeta. Además, una Tint más alta significa que la condensación de la nube se producirá mucho más arriba en la atmósfera, lo que afectará la emisión observada desde el lado diurno del planeta.

Con más descubrimientos de exoplanetas de TESS y oportunidades de caracterización de exoplanetas de JWST en el horizonte, podemos esperar obtener una restricción más fuerte en condiciones de límites atmosféricos como éstas, lo cual sería importante para interpretaciones precisas de las observaciones de la atmósfera de exoplanetas.

Comentarios

Aún no hay comentarios.

Deja un comentario

Tu dirección de correo electrónico no será publicada.