Nubes de hierro y forsterita en el planeta SIMP0136

Crédito de la portada: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)

Datos del artículo científico:

• Título: Multiple Patchy Cloud Layers in the Planetary Mass Object SIMP0136+0933
• Autores: Allison M. McCarthy, Philip S. Muirhead, Patrick Tamburo, Johanna M. Vos, Caroline V. Morley et al.
• Institución de la primera autora: Department of Astronomy & The Institute for Astrophysical Research, Boston University, 725 Commonwealth Ave., Boston, MA 02215, USA
• Estado de la publicación: Aceptado en the Astrophysical Journal, acceso abierto en arxiv.

¿Cómo es posible detectar nubes en otros planetas?

Los planetas que se encuentran orbitando alrededor de otras estrellas que no sean el Sol se les denomina exoplanetas. La comunidad astronómica ha sido capaz de desarrollar técnicas de detección de exoplanetas y hasta la fecha se han confirmado 5599 y el número va en aumento. Ahora el reto es poder caracterizar la composición de estos planetas para entender los procesos de formación de planetas y sistemas planetarios. Una de las partes más accesible de observar es la atmósfera de los planetas. Si se observan cambios de brillo en el planeta persistentes durante más de una rotación, entonces esto es indicativo de la presencia de nubes en su atmósfera. Las nubes estarán a cierta altura de la atmósfera dependiendo de su composición y, como no cubrirán uniformemente toda la superficie del planeta, entonces se detectan cambios en el brillo del planeta conforme gira. Además, al observar el planeta en distintas bandas del espectro electromagnético, se pueden sondear diferentes alturas en la atmósfera pudiendo llegar a reconstruir la estructura atmosférica de los planetas.

El planeta SIMP0136

SIMP J013656.5+093347 (SIMP0136 para les amigues) es un objeto con una masa 13 veces mayor que la de Júpiter y se encuentra en el grupo de estrellas de Carina. Este objeto de masa planetaria se ha observado en banda J (correspondiente a la luz que tiene una longitud de onda 1220 nanómetros) y banda K_s (longitud de onda de la luz de 2190 nanómetros), ambos filtros detectan el rango del infrarrojo cercano. Las observaciones se realizaron con un telescopio de 1.8 metros de diámetro en Arizona durante ocho horas y media alternando ambos filtros. La Figura 1 muestra todas las medidas de ambas bandas y con colores más fuertes los puntos obtenidos al promediar 37 y 36 puntos para la banda J y la K_s, respectivamente. Las curvas de los mismos colores que los puntos muestran el mejor ajuste de las curvas de luz.

La serie fotométrica en ambas bandas tiene un periodo de unas dos horas y cuarenta segundos que se corresponde con el periodo de rotación de SIMP0136. Sin embargo, la variación en la banda K_s está retrasada respecto a la de la banda J. Desplazando ambas curvas se puede obtener el desfase entre ellas y pudiendo estimar las barras de error como se muestra en la Figura 2. El desfase encontrado se traduce en un retraso temporal de Δt = φT/360° = 0.3 horas o, equivalentemente, unos 20 minutos, donde φ es el desfase y T el periodo de rotación.

De variaciones y desfases a estructura atmosférica

La variación de brillo se explica por la presencia de nubes, pero para poder explicar el retraso temporal entre ambas bandas es necesaria, además, la presencia de dos capas de nubes a distintas alturas. La emisión en una banda u otra depende de la temperatura y en las atmósferas planetarias hay un gradiente de temperatura desde la superficie donde es máxima hasta el final de la atmósfera. Por lo tanto, la banda J sondea zonas de la atmósfera más bajas que la banda K_s porque a menor altitud, mayor temperatura y la luz emitida tiene menor longitud de onda, siguiendo la ley de desplazamiento de Wien.

El equipo de investigación propone una estructura atmosférica donde una capa de nubes esté por encima o cerca de la zona desde donde emerge la emisión de la banda K_s y otra capa por debajo en la región de emisión de J o entre ambas bandas. De este modo, la capa baja solo afectaría a la emisión observada en la banda J y la alta a la correspondiente en banda K_s y, como las nubes tendrán distinta distribución, tamaño y forma, entonces se producirá el desfase que se detecta entre ellas. Este modelo de atmósfera se esquematiza en la Figura 3 donde se superpone el rango de presiones de la atmósfera (que es equivalente al rango de altura) que emiten en cada banda y la composición propuesta de cada capa de nubes. Esta composición se basa en un trabajo anterior donde el espectro que detectan de SIMP0136 se puede explicar por con una nube de forsterita encima de una nube de hierro y además dan el rango de presiones donde estas nubes pueden existir.