Posibles Estudios De Atmósferas De Planetas Extrasolares Pontificia Universidad Católica de Chile Facultad de Física Departamento de Astronomía Posibles Estudios De Atmósferas De Planetas Extrasolares Alvaro Orsi M.

Para poder encontrar signos sobre la composición atmosférica de un planeta es necesario detectar el planeta mediante un Tránsito Cambios (en función de ) en la altura a la cual el planeta se vuelve opaco a los rayos tangenciales de la estrella resultan en diferencias en el espectro con y sin tránsito Muchos grupos (Seager & Sasselov 2000; Brown 2001; Hubbard et al 2001) han demostrado que las nubes, variaciones de la temperatura, composición química y vientos atmosféricos producen variaciones observables.

Charbonneau et al (2002) detectaron absorción de Na en la atmósfera planetaria de HD209458b, predecido antes por Seager & Sasselov (2000) Seleccionaron tres bandas de ancho variables, todas centradas en la línea del Sodio (589.3 nm)

Fotoionización + Nubes altas = Línea débil de Na La absorción de Na es menor de la esperada por los modelos teóricos. Estos eran modelos de atmósferas sin nubes y composición solar. No incluían efectos secundarios (fotoionización, circulación atmosférica, fotoquímica) Charbonneau propuso sodio molecular gaseoso y condensado. Modelos de equilibrio químico indican que Na2S, NaCl, NaOH, NaH podrían estar presentes en atmósferas planetarias. Seager (2003) propuso además modelos sin LTE: Este es valido a altas densidades y donde la radiación es de cuerpo negro. Sin LTE deben ser calculadas las poblaciones de los niveles atómicos. Fotoionización: Dada la proximidad del planeta a la estrella Nubes altas en la atmósfera. Fortney et al. (2003) mostró que Fotoionización + Nubes altas = Línea débil de Na

Clase II y III comparadas con Júpiter En general, se espera que las atmósferas de todos los EGP sean dominadas por Hidrógeno, similares a Júpiter. Sin embargo A.G Sharp et al (2004) examinaron los efectos de la distancia estelar en las propiedades químicas de EGPs. Radiación UV puede romper moléculas, permitiendo que las interacciones químicas ocurran rápidamente. Clase II y III comparadas con Júpiter Perfiles de Temperatura-Presión considerados en este estudio vienen de la clasificación de Sudarsky et al(2003)

En Júpiter el amoniaco se condensa en la parte alta de la Troposfera; el metano traspasa la estratosfera interactuando con la radiación UV Se inicia la producción de hidrocarburos complejos : C2H2, C2H4, C2H6, C3H4 y otros. NH3 puede ser fotolizado por radiación UV de onda larga, pero no interactúa con metano. O2 se condensa en la troposfera profunda. Planetas de Clase II tienen una fotoquímica más interesante: -Mayor producción de hidrocarburos complejos NH3 es confinado a la estratosfera baja, fotoquímica compleja Fotolisis de NH3 interactúa con hidrocarburos produciendo HCN, CH3CN,C2H3CN y HC3N. Agua confinada a la troposfera alta, no juega un rol importante en la fotoquímica

Planetas Clase III: -Se produce hidrogeno atómico -Metano y Amoniaco es agotado de en la estratosfera alta. Alta producción de HCN -Vapor de Agua esta presente a lo largo de toda la atmósfera. Gran producción de CO y CO2. Distancias Estelares afectan las propiedades físicas y químicas de las atmósferas de EGP, controlando sus temperaturas atmosféricas, niveles de condensación y tasas de fotólisis.

Desde la identificación del primer tránsito se ha trabajado mucho en modelar el espectro, estructura física y evolución temporal de los EGP. Sin embargo, poco se ha estudiado la meteorología de los EGP (temperaturas globales, fluctuaciones de presión, velocidades del viento y propiedades de las nubes) Recientemente C.S. Cooper & A. P. Showman (2005) han desarrollado un modelo sobre la dinámica metereológica en la fotosfera de HD209458b AGDC2: Modelo de diferencias finitas para las ecuaciones primitivas de dinámica metereológica Discretización de 5º x 4º en longitud y latitud (~7000 Km.) 40 niveles de presión (capas). La escala de altura va desde los 500-1500 Km. sobre el dominio de integración Integraron el modelo por 9000 días terrestres usando una discretización del tiempo de 100s.

A presiones inferiores a 10 bars el modelo rápidamente desarrolla fuertes vientos y variaciones de la temperatura dado el contraste dia-noche impuesto. Presión =2.5 mbar ~Equilibrio radiativo Contraste de Temperatura de 1000 K Vientos supersónicos >7 Km. s-1 aparecen A altas latitudes Presión=220 mbar Contraste de Temperatura de ~470 K Viento este del ecuador a latitudes medias Presión =19.6 bar Vientos rápidos (2.4 Km. s-1) Pequeño contraste de Temperatura

Vistas del flujo predecido de HD209458b en el nivel de 220 mbar visto desde la Tierra Es importante notar el patrón de b) : Difiere drásticamente de lo esperado en ausencia de vientos, en cuyo caso la región caliente estaría en c). Basados en el contraste de temperatura de ~470 K (entre el peak de radiación y el eclipse secundario) se deriva una razón de 1.72 entre el flujo máximo y mínimo. Señal de Vientos! La posible formación de nubes altas en la atmósfera (no estudiada aquí) de HD209458b podría alterar significativamente la forma de la radiación (Fortney et al. 2003)

Una nueva forma de detectar las atmósferas de planetas extrasolares podría ser a través de Microlensing (Spiegel et al, 2005) El flujo de un planeta podría ser magnificado por un factor de 100 o más Investigan la viabilidad de detectar un planeta extrasolar como fuente de microlensing, y sobre la medición de un espectro de reflexión para un estudio de la composición atmosférica. Configuración favorable: El planeta cruza la cáustica y la estrella esta fuera de la ICR.

Espectro de Reflexión = Albedo x Espectro Solar Ciertas bandas en el visible y NIR entregan más información sobre la composición química que otras. Absorción por Metano (Karkoschka 1994)

Imposible separar A de f A es determinado dado un modelo para f(dado por el modelo de Microlensing usado) Se modela un planeta con espectro de reflexión Joviano para encontrar evidencia de Metano Comparan la curva de luz de MBF de modelos con el albedo de Júpiter y con un albedo constante (Albedo medio de Júpiter <A> = 0.45) Se construye una “banda de Metano(MBF)” centrada en 880nm-905nm y 980-1030nm

No se detecta el planeta! Se han predicho otros compuestos químicos con fuertes absorciones para EGP (Seager et al,2000) como el sodio (~600nm), potasio (~800nm) y hasta el agua (~1400nm) equivalentes a la de metano.

El estudio de la composición química de los espectros de reflexión de los planetas está muy ligado a la Astrobiología Es interesante, por ejemplo, estudiar los posibles indicadores espectroscópicos de vida Al respecto Seager (2005) ha estudiado el “red edge” de la vegetación de plantas caducas, aprox.. entre 700nm y 750 nm Wolstencroft & Raven (2002) concluyen que la fotosíntesis sería común en planetas tipo Tierra. Apuestan por el O2 como indicador.

Este red edge es producido por la gran reflectividad de la clorofila en los 700 nm. El bump en 500nm es el que le da el color verde a las plantas. Además las plantas de hoja caduca tienen una alta transmisión en la misma longitud de onda, aunque la longitud exacta del red edge depende de la especie y el ambiente.

La mejor forma de verificar el método es midiendo el Red Edge en la Tierra A fines de 1990 la nave Galileo tomó espectros de baja resolución a la Tierra. Observando sobre un área de ~ 100 km2, Sagan et al (1993) encontraron el red edge como un incremento en un factor 2.5 en la reflectancia en una banda centrada en 670nm. Una nueva técnica es medir el brillo de la tierra: Esto es la luz del sol scattereada por la tierra y reflejada por la Luna. Esto abarca la luz del planeta entero, más que de una zona en particular A medida que los continentes aparecen y desaparecen de la vista, el espectro del planeta cambiará Mediciones del Earthshine con el Double Imaging Spectrograph del Apache Point Observatory de 3.5m. (8 Feb 2002 y 16 Feb 2002) Al parecer se confirma la medición del Red Edge en el rango 700-750nm Sin embargo no encontraron explicación para la variación en el espectro en los 850nm. Podría deberse a una variación en el color de la superficie lunar

Claramente el Red Edge sería útil sólo si la vegetación extrasolar exhibiera una reflexión similar a la terrestre. Sin embargo sucede lo mismo con cualquier otra técnica para buscar vida en el Universo Sin embargo existen dificultades: Algunos minerales también tienen espectros de reflexión con saltos en el rojo (HgS) Un planeta con muchas rocas expuestas podría producir fuertes Edges minerales, los cuales también variarían con la rotación del planeta Mediciones de la composición atmosférica podrían descartar ciertos minerales

Con la presente y futura-cercana tecnología la detección del red edge es no trivial, aún en la Tierra, debido a efectos atmosféricos y de la superficie. La presencia de organismos que absorban luz en planetas extrasolares es plausible, pero sus características (longitud de onda de su reflectividad) no es posible conocerlo a priori Espectros pueden ser integrados en muchos rangos posibles de longitud de onda una vez que los datos son adquiridos Si se llegase a detectar un red edge, en combinación con espectros de reflexión de gases indicadores de vida , entonces sería una fuerte prueba de la presencia de vida en el planeta.

Referencias Charbonneau, Brown, Noyes, Guilliland, 2002, Detection of an Extrasolar planet Atmosphere ApJ 568, 377-384 S. Seager, 2003, The Significance of the Sodium Detection in the Extrasolar Planet HD209458b Atmosphere ASP Conference Series, Vol 294 Sharp, J.I. Moses, A.J. Friedson, B.Fegley, Jr., M.S. Marley, K, Lodders, 2004, Predicting the atmospheric composition of extrasolar giant planets, Lunar and Planetary Science XXXV Curtis S. Cooper, Adam P. Showman, 2005, Dynamic Metereology at the photosphere of HD209458b, Submitted to ApJ Letters David S. Spiegel, Michel Zamojski, Alan Gersch, Jennifer Donovan, Zoltan Haiman, 2005, Can we probe the atmospheric composition of an extrasolar planet from it’s reflection spectrum in a high-magnification microlensing event?, ApJ S. Seager, 2005, Vegetation’s Red Edge: A Possible Spectroscopic Biosignature of Extraterrestrial Plants,