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Atmósfera extraterrestre

Principales características del Sistema Solar (no a escala)
Gráficos de la velocidad de escape frente a la temperatura de la superficie de algunos objetos del Sistema Solar que muestran qué gases se retienen. Los objetos están dibujados a escala y sus puntos de datos están en los puntos negros del medio.

El estudio de las atmósferas extraterrestres es un campo de investigación activo, [1] tanto como un aspecto de la astronomía como para conocer mejor la atmósfera de la Tierra. [2] Además de la Tierra, muchos de los otros objetos astronómicos del Sistema Solar tienen atmósferas . Entre ellos se incluyen todos los gigantes gaseosos , además de Marte , Venus y Titán . Varias lunas y otros cuerpos también tienen atmósferas, al igual que los cometas y el Sol . Hay evidencia de que los planetas extrasolares pueden tener atmósfera. Las comparaciones de estas atmósferas entre sí y con la atmósfera de la Tierra amplían nuestra comprensión básica de los procesos atmosféricos como el efecto invernadero , la física de aerosoles y nubes, y la química y dinámica atmosféricas .

En septiembre de 2022, se informó que los astrónomos habían formado un nuevo grupo, llamado " Categorización de tecnofirmas atmosféricas " (CATS), para enumerar los resultados de los estudios de la atmósfera de exoplanetas en busca de biofirmas , tecnofirmas y afines. [3]

Planetas

Planetas internos

Mercurio

Debido a su pequeño tamaño (y por tanto a su pequeña gravedad), Mercurio no tiene una atmósfera sustancial. Su atmósfera extremadamente delgada se compone principalmente de una pequeña cantidad de helio y trazas de sodio, potasio y oxígeno. Estos gases se derivan del viento solar , la desintegración radiactiva, los impactos de meteoritos y la ruptura de la corteza de Mercurio. [4] [5] La atmósfera de Mercurio no es estable y se renueva constantemente debido a que sus átomos escapan al espacio como resultado del calor del planeta.

Venus

Atmósfera de Venus en UV, por Pioneer Venus Orbiter en 1979

La atmósfera de Venus está compuesta principalmente de dióxido de carbono . Contiene cantidades menores de nitrógeno y otros oligoelementos, incluidos compuestos a base de hidrógeno , nitrógeno , azufre , carbono y oxígeno . La atmósfera de Venus es mucho más caliente y densa que la de la Tierra, aunque menos profunda. A medida que los gases de efecto invernadero calientan la atmósfera inferior, enfrían la atmósfera superior, lo que da lugar a termosferas compactas . [6] [7] Según algunas definiciones, Venus no tiene estratosfera. [ cita necesaria ]

La troposfera comienza en la superficie y se extiende hasta una altitud de 65 kilómetros (altitud a la que ya se ha alcanzado la mesosfera en la Tierra). En la cima de la troposfera, la temperatura y la presión alcanzan niveles similares a los de la Tierra. Los vientos en la superficie son de unos pocos metros por segundo, alcanzando 70 m/s o más en la troposfera superior. La estratosfera y la mesosfera se extienden desde los 65 km hasta los 95 km de altura. La termosfera y la exosfera comienzan alrededor de los 95 kilómetros y finalmente alcanzan el límite de la atmósfera entre 220 y 250 kilómetros.

La presión del aire en la superficie de Venus es aproximadamente 92 veces mayor que la de la Tierra. La enorme cantidad de CO 2 en la atmósfera crea un fuerte efecto invernadero , elevando la temperatura de la superficie hasta unos 470 °C, más caliente que la de cualquier otro planeta del Sistema Solar.

Marte

La atmósfera marciana es muy fina y está compuesta principalmente de dióxido de carbono , con algo de nitrógeno y argón . La presión superficial promedio en Marte es de 0,6 a 0,9 kPa , en comparación con aproximadamente 101 kPa en la Tierra. Esto da como resultado una inercia térmica atmosférica mucho menor y, como consecuencia, Marte está sujeto a fuertes mareas térmicas que pueden cambiar la presión atmosférica total hasta en un 10%. La delgada atmósfera también aumenta la variabilidad de la temperatura del planeta. Las temperaturas de la superficie marciana varían desde mínimas de aproximadamente -140 °C (-220 °F) durante los inviernos polares hasta máximas de hasta 20 °C (70 °F) en los veranos.

La tenue atmósfera de Marte visible en el horizonte.
Pozos en la capa de hielo del polo sur, MGS 1999, NASA

Entre las misiones Viking y Mars Global Surveyor , Marte vio "temperaturas atmosféricas globales mucho más frías (10-20 K) durante los períodos del perihelio de 1997 frente a 1977" y "que la atmósfera global del afelio de Marte es más fría, menos polvorienta y más nublada". que lo indicado por la climatología vikinga establecida", [8] con "temperaturas atmosféricas generalmente más frías y menor carga de polvo en las últimas décadas en Marte que durante la Misión Viking". [9] El Mars Reconnaissance Orbiter , aunque abarca un conjunto de datos mucho más corto, no muestra ningún calentamiento de la temperatura promedio planetaria y un posible enfriamiento. " Las temperaturas del MCS MY 28 son en promedio 0,9 K (diurnas) y 1,7 K (nocturnas) más frías que las mediciones del TES MY 24." [10] Sin embargo, a nivel local y regional, los cambios en los hoyos en la capa de dióxido de carbono congelado en el polo sur marciano observados entre 1999 y 2001 sugieren que la capa de hielo del polo sur se está reduciendo. Observaciones más recientes indican que el polo sur de Marte continúa derritiéndose. "Se está evaporando ahora mismo a un ritmo prodigioso", dice Michael Malin , investigador principal de la Mars Orbiter Camera. [11] Los hoyos en el hielo crecen aproximadamente 3 metros (9,8 pies) por año. Malin afirma que las condiciones en Marte actualmente no son propicias para la formación de hielo nuevo. Un sitio web ha sugerido que esto indica un "cambio climático en progreso" en Marte . [12] Múltiples estudios sugieren que esto puede ser un fenómeno local más que global. [13]

Colin Wilson ha propuesto que las variaciones observadas se deben a irregularidades en la órbita de Marte. [14] William Feldman especula que el calentamiento podría deberse a que Marte podría estar saliendo de una era de hielo . [15] Otros científicos afirman que el calentamiento puede ser el resultado de cambios en el albedo de las tormentas de polvo. [16] [17] El estudio predice que el planeta podría continuar calentándose, como resultado de la retroalimentación positiva . [17]

El 7 de junio de 2018, la NASA anunció que el rover Curiosity detectó una variación estacional cíclica del metano atmosférico , así como la presencia de querógeno y otros compuestos orgánicos complejos . [18] [19] [20] [21] [22] [23] [24] [25]

Gigantes gaseosos

Los cuatro planetas exteriores del Sistema Solar son todos gigantes gaseosos o gigantes de hielo . Comparten algunos puntos en común atmosféricos. Todos tienen atmósferas que son principalmente hidrógeno y helio y que se mezclan con el interior líquido a presiones superiores a la presión crítica , de modo que no existe un límite claro entre la atmósfera y el cuerpo.

Júpiter

Oval BA a la izquierda y la Gran Mancha Roja a la derecha.

La atmósfera superior de Júpiter está compuesta por aproximadamente un 75% de hidrógeno y un 24% de helio en masa, y el 1% restante está formado por otros elementos. El interior contiene materiales más densos, de modo que la distribución es aproximadamente un 71% de hidrógeno, un 24% de helio y un 5% de otros elementos en masa. La atmósfera contiene trazas de metano , vapor de agua , amoníaco y compuestos a base de silicio . También hay trazas de carbono , etano , sulfuro de hidrógeno , neón , oxígeno , fosfina y azufre . La capa más externa de la atmósfera contiene cristales de amoníaco congelado, posiblemente cubiertos por una fina capa de agua .

Júpiter está cubierto por una capa de nubes de unos 50 km de profundidad. Las nubes están compuestas de cristales de amoníaco y posiblemente de hidrosulfuro de amonio. Las nubes se ubican en la tropopausa y están dispuestas en bandas de diferentes latitudes , conocidas como regiones tropicales. Estos se subdividen en zonas de tonos más claros y cinturones más oscuros . Las interacciones de estos patrones de circulación conflictivos causan tormentas y turbulencias . La característica más conocida de la capa de nubes es la Gran Mancha Roja , una tormenta anticiclónica persistente ubicada a 22° al sur del ecuador y que es más grande que la Tierra. En 2000, se formó una característica atmosférica en el hemisferio sur que es similar en apariencia a la Gran Mancha Roja, pero de menor tamaño. La característica se llamó Oval BA y ha sido apodada Red Spot Junior.

Las observaciones de la tormenta Red Spot Jr. sugieren que Júpiter podría estar en un período de cambio climático global. [26] [27] Se supone que esto es parte de un ciclo climático global de aproximadamente 70 años, caracterizado por la formación relativamente rápida y la posterior erosión lenta y fusión de vórtices ciclónicos y anticiclónicos en la atmósfera de Júpiter. Estos vórtices facilitan el intercambio de calor entre los polos y el ecuador. Si se han erosionado lo suficiente, el intercambio de calor se reduce considerablemente y las temperaturas regionales pueden variar hasta 10 K, enfriándose los polos y calentándose la región del ecuador. La gran diferencia de temperatura resultante desestabiliza la atmósfera y conduce así a la creación de nuevos vórtices. [28] [29]

Saturno

La atmósfera exterior de Saturno se compone aproximadamente de un 93,2% de hidrógeno y un 6,7% de helio. También se han detectado trazas de amoníaco, acetileno , etano, fosfina y metano. Al igual que en Júpiter, las nubes superiores de Saturno están compuestas de cristales de amoníaco, mientras que las nubes de nivel inferior parecen estar compuestas de hidrosulfuro de amonio (NH 4 SH) o agua.

La atmósfera de Saturno es similar en varios aspectos a la de Júpiter. Exhibe un patrón de bandas similar al de Júpiter y ocasionalmente exhibe óvalos de larga duración causados ​​por tormentas. Una formación de tormenta análoga a la Gran Mancha Roja de Júpiter, la Gran Mancha Blanca, es un fenómeno de corta duración que se forma con una periodicidad de aproximadamente 30 años. Se observó por última vez en 1990. Sin embargo, las tormentas y el patrón de bandas son menos visibles y activos que los de Júpiter, debido a las neblinas de amoníaco que se encuentran encima en la troposfera de Saturno.

La atmósfera de Saturno tiene varias características inusuales. Sus vientos se encuentran entre los más rápidos del Sistema Solar, y los datos de la Voyager indican vientos máximos del este de 500 m/s. También es el único planeta con un vórtice polar cálido, y es el único planeta, además de la Tierra, donde se han observado nubes en la pared del ojo en estructuras similares a huracanes .

Urano

La atmósfera de Urano está compuesta principalmente de gas y diversos hielos. Se trata de un 83% de hidrógeno, un 15% de helio, un 2% de metano y trazas de acetileno. Al igual que Júpiter y Saturno, Urano tiene una capa de nubes con bandas, aunque esto no es fácilmente visible sin mejorar las imágenes visuales del planeta. A diferencia de los gigantes gaseosos más grandes, las bajas temperaturas en la capa superior de nubes de Urano, hasta 50 K , provocan la formación de nubes a partir de metano en lugar de amoníaco.

Se ha observado menos actividad tormentosa en la atmósfera de Urano que en las de Júpiter o Saturno, debido a las neblinas de metano y acetileno superpuestas en su atmósfera que hacen que el planeta parezca un globo azul claro y suave. [ cita necesaria ] Imágenes tomadas en 1997 con el Telescopio Espacial Hubble mostraron actividad tormentosa en esa parte de la atmósfera que emergió del invierno uraniano de 25 años de duración. La falta general de actividad tormentosa puede estar relacionada con la falta de un mecanismo interno de generación de energía para Urano, una característica única entre los gigantes gaseosos. [30]

Neptuno

Gran Mancha Oscura (arriba), Scooter (nube blanca en el medio) y Ojo de Mago /Mancha Oscura 2 (abajo).

La atmósfera de Neptuno es similar a la de Urano. Se compone de aproximadamente un 80% de hidrógeno, un 19% de helio y un 1,5% de metano. Sin embargo, la actividad meteorológica en Neptuno es mucho más activa y su atmósfera es mucho más azul que la de Urano. Los niveles superiores de la atmósfera alcanzan temperaturas de unos 55 K , dando lugar a nubes de metano en su troposfera, lo que confiere al planeta su color ultramarino. Las temperaturas aumentan constantemente en las profundidades de la atmósfera.

Neptuno tiene sistemas climáticos extremadamente dinámicos, incluidas las velocidades de viento más altas del Sistema Solar, que se cree que están impulsadas por el flujo de calor interno. Los vientos típicos en la región ecuatorial con bandas pueden poseer velocidades de alrededor de 350 m/s (comparable a la velocidad del sonido a temperatura ambiente en la Tierra [31] , es decir, 343,6 m/s), mientras que los sistemas de tormentas pueden tener vientos que alcanzan hasta alrededor de 900 m. /s, en la atmósfera de Neptuno. Se han identificado varios grandes sistemas de tormentas, entre ellos la Gran Mancha Oscura, un sistema de tormentas ciclónicas del tamaño de Eurasia, el Scooter, un grupo de nubes blancas más al sur que la Gran Mancha Oscura, y el Ojo del Mago/Mancha Oscura 2, una tormenta ciclónica del sur. tormenta.

Neptuno , el planeta más alejado de la Tierra, ha aumentado su brillo desde 1980. El brillo de Neptuno está estadísticamente correlacionado con su temperatura estratosférica. Hammel y Lockwood plantean la hipótesis de que el cambio en el brillo incluye un componente de variación solar así como un componente estacional, aunque no encontraron una correlación estadísticamente significativa con la variación solar . Proponen que la resolución de este problema se aclarará mediante observaciones de brillo en los próximos años: el forzamiento por un cambio en la latitud subsolar debería reflejarse en un aplanamiento y una disminución del brillo, mientras que el forzamiento solar debería reflejarse en un aplanamiento y disminución del brillo. Luego reanudó el aumento de brillo. [32]

Otros cuerpos del Sistema Solar

Satélites naturales

Se sabe que diez de los muchos satélites naturales del Sistema Solar tienen atmósferas: Europa , Ío , Calisto , Encélado , Ganímedes , Titán , Rea , Dione , Tritón y la Luna de la Tierra . Tanto Ganímedes como Europa tienen atmósferas de oxígeno muy tenues, que se cree que se producen por la radiación que divide el hielo de agua presente en la superficie de estas lunas en hidrógeno y oxígeno. Io tiene una atmósfera extremadamente delgada que consiste principalmente en dióxido de azufre ( SO
2), que surge del vulcanismo y la sublimación impulsada por la luz solar de los depósitos superficiales de dióxido de azufre. La atmósfera de Encelado también es extremadamente delgada y variable, y consiste principalmente en vapor de agua, nitrógeno, metano y dióxido de carbono expelidos desde el interior de la luna a través del criovulcanismo . Se cree que la extremadamente delgada atmósfera de dióxido de carbono de Calisto se repone mediante la sublimación de los depósitos superficiales.

Luna

Titán

Imagen en color verdadero de las capas de neblina en la atmósfera de Titán.

Titán tiene, con diferencia, la atmósfera más densa de todas las lunas. De hecho, la atmósfera de Titanio es más densa que la de la Tierra , con una presión superficial de 147 kPa , una vez y media la de la Tierra. La atmósfera está compuesta por 94,2% de nitrógeno , 5,65% de metano y 0,099% de hidrógeno , [33] con el 1,6% restante compuesto por otros gases como hidrocarburos (incluidos etano , diacetileno , metilacetileno , cianoacetileno , acetileno , propano ), argón , dióxido de carbono . , monóxido de carbono , cianógeno , cianuro de hidrógeno y helio . Se cree que los hidrocarburos se forman en la atmósfera superior de Titán en reacciones resultantes de la descomposición del metano por la luz ultravioleta del Sol , produciendo una espesa niebla tóxica de color naranja. Titán no tiene campo magnético y en ocasiones orbita fuera de la magnetosfera de Saturno , exponiéndolo directamente al viento solar . Esto puede ionizar y arrastrar algunas moléculas desde la parte superior de la atmósfera.

La atmósfera de Titán sostiene una capa de nubes opaca que oscurece las características de la superficie de Titán en longitudes de onda visibles. La neblina que se puede ver en la imagen adyacente contribuye al efecto anti-invernadero de la luna y reduce la temperatura al reflejar la luz solar lejos del satélite. La espesa atmósfera bloquea la mayoría de las longitudes de onda visibles de la luz del Sol y otras fuentes para que no lleguen a la superficie de Titán.

Tritón

Tritón , la luna más grande de Neptuno, tiene una tenue atmósfera de nitrógeno con pequeñas cantidades de metano. La presión atmosférica tritoniana es de aproximadamente 1 Pa . La temperatura de la superficie es de al menos 35,6 K, con la atmósfera de nitrógeno en equilibrio con el hielo de nitrógeno en la superficie de Tritón.

Tritón ha aumentado su temperatura absoluta en un 5% desde 1989 a 1998. [34] [35] Un aumento similar de temperatura en la Tierra equivaldría a un aumento de temperatura de aproximadamente 11 °C (20 °F) en nueve años. "Al menos desde 1989, Tritón ha estado atravesando un período de calentamiento global. En términos porcentuales, es un aumento muy grande", dijo James L. Elliot , quien publicó el informe. [34]

Tritón se acerca a una temporada de verano inusualmente cálida que sólo ocurre una vez cada pocos cientos de años. Elliot y sus colegas creen que la tendencia al calentamiento de Tritón podría deberse a cambios estacionales en la absorción de energía solar por sus casquetes polares. Una sugerencia para este calentamiento es que es el resultado de los cambios en los patrones de escarcha en su superficie. Otra es que el albedo del hielo ha cambiado, lo que permite absorber más calor del Sol. [36] Bonnie J. Buratti y otros. Argumentan que los cambios de temperatura son el resultado de la deposición de material rojo oscuro procedente de procesos geológicos en la Luna, como las ventilaciones masivas. Debido a que el albedo de Bond de Tritón se encuentra entre los más altos del Sistema Solar , es sensible a pequeñas variaciones en el albedo espectral . [37]

Plutón

Plutón - Norgay Montes (primer plano izquierda); Hillary Montes (horizonte izquierdo); Sputnik Planitia (derecha)
La vista cercana al atardecer incluye varias capas de neblina atmosférica .

Plutón tiene una atmósfera extremadamente delgada que se compone de nitrógeno , metano y monóxido de carbono , derivados de los hielos de su superficie. [38] Dos modelos [39] [40] muestran que la atmósfera no se congela ni colapsa por completo cuando Plutón se aleja del Sol en su órbita extremadamente elíptica . Sin embargo, algunos otros modelos sí lo demuestran. Plutón necesita 248 años para completar una órbita y ha sido observado durante menos de un tercio de ese tiempo. Tiene una distancia promedio de 39 AU del Sol, por lo que los datos detallados de Plutón son escasos y difíciles de recopilar. La temperatura se infiere indirectamente para Plutón; cuando pasa por delante de una estrella, los observadores notan la rapidez con la que la luz disminuye. De ahí deducen la densidad de la atmósfera, que se utiliza como indicador de la temperatura.

La atmósfera de Plutón iluminada por el Sol

Uno de esos eventos de ocultación ocurrió en 1988. Las observaciones de una segunda ocultación el 20 de agosto de 2002 sugieren que la presión atmosférica de Plutón se ha triplicado, lo que indica un calentamiento de aproximadamente 2 °C (3,6 °F), [41] [42] como lo predijo Hansen. y Paige. [43] El calentamiento "probablemente no está relacionado con el de la Tierra", dice Jay Pasachoff. [44] Un astrónomo ha especulado que el calentamiento puede ser el resultado de la actividad eruptiva, pero es más probable que la temperatura de Plutón esté fuertemente influenciada por su órbita elíptica. Estuvo más cerca del Sol en 1989 ( perihelio ) y desde entonces ha retrocedido lentamente. Si tiene alguna inercia térmica, se espera que se caliente durante un tiempo después de pasar el perihelio. [45] "Esta tendencia al calentamiento en Plutón podría fácilmente durar otros 13 años", dice David J. Tholen . [41] También se ha sugerido que un oscurecimiento de la superficie del hielo también puede ser la causa, pero se necesitan datos y modelos adicionales. La distribución de las heladas en la superficie de Plutón se ve significativamente afectada por la alta oblicuidad del planeta enano. [46]

enanas marrones

Modelos de nubes para las primeras enanas marrones de tipo T SIMP J0136+09 y 2MASS J2139+02 (dos paneles de la izquierda) y la última enana marrón de tipo T 2M0050–3322.

Las enanas marrones tienen una atmósfera que produce un espectro que va desde el tipo M tardío, pasando por el tipo L, el tipo T y finalmente llega a la enana Y con temperatura decreciente. La atmósfera es rica en hidrógeno y una enana marrón tiene un 70% de hidrógeno en masa . [47] Varios compuestos químicos están presentes en la atmósfera de las enanas marrones y su importancia en la configuración del espectro cambia con la temperatura. El metano y el vapor de agua , por ejemplo, se vuelven más prominentes en las enanas marrones más frías. [48]

Las propiedades físicas pueden influir significativamente en la atmósfera. Una baja gravedad superficial de enanas marrones de baja masa u objetos de masa planetaria puede provocar un desequilibrio químico en la atmósfera . [49] La metalicidad puede influir en la cantidad de metano en la atmósfera y, en el caso extremo de WISEA 1810-1010, la característica de metano es indetectable.

Existen varios modelos de nubes en la atmósfera de enanas marrones. Cerca de la transición L/T, estas nubes consisten en hierro con espesor variable, o en una capa de nubes de silicato irregular sobre una gruesa capa de nubes de hierro. [50] Por otro lado, las enanas T tardías y las enanas Y tempranas tienen nubes hechas de cromo y cloruro de potasio , así como varios sulfuros . A la temperatura más baja de algunas enanas Y, podrían existir nubes de agua y posiblemente nubes de dihidrógenofosfato de amonio . [51]

Las enanas marrones que flotan libremente giran más rápido que Júpiter y los estudios han inferido la presencia de vientos zonales . La enana marrón 2MASS J1047+21 tiene un período de rotación de 1,77 ± 0,04 horas y tiene fuertes vientos con velocidades de 650 ± 310 m/s que avanzan hacia el este. [52]

Exoplanetas

Imagen telescópica del cometa 17P/Holmes en 2007

Se ha observado que varios planetas fuera del Sistema Solar ( exoplanetas ) tienen atmósferas. En la actualidad, la mayoría de las detecciones de atmósferas son de Júpiter o Neptuno calientes que orbitan muy cerca de su estrella y, por tanto, tienen atmósferas calentadas y extendidas. Las observaciones de atmósferas de exoplanetas son de dos tipos. Primero, la fotometría de transmisión o espectros detecta la luz que atraviesa la atmósfera de un planeta cuando transita frente a su estrella. En segundo lugar, la emisión directa de la atmósfera de un planeta puede detectarse diferenciando la luz de la estrella más el planeta obtenida durante la mayor parte de la órbita del planeta con la luz de solo la estrella durante el eclipse secundario (cuando el exoplaneta está detrás de su estrella). [ cita necesaria ]

La primera observación de una atmósfera planetaria extrasolar se realizó en 2001. [53] Se detectó sodio en la atmósfera del planeta HD 209458 b durante una serie de cuatro tránsitos del planeta a través de su estrella. Observaciones posteriores con el Telescopio Espacial Hubble mostraron una enorme envoltura elipsoidal de hidrógeno , carbono y oxígeno alrededor del planeta. Esta envoltura alcanza temperaturas de 10.000 K. Se estima que el planeta está perdiendo(1–5) × 10 8  kg de hidrógeno por segundo. Este tipo de pérdida de atmósfera puede ser común a todos los planetas que orbitan estrellas similares al Sol a menos de 0,1 AU. [54] Además de hidrógeno, carbono y oxígeno, se cree que HD 209458 b tiene vapor de agua en su atmósfera. [55] [56] [57] También se ha observado sodio y vapor de agua en la atmósfera de HD 189733 b , [58] [59] otro planeta gigante de gas caliente.

En octubre de 2013 se anunció la detección de nubes en la atmósfera de Kepler-7b , [60] [61] y, en diciembre de 2013, también en las atmósferas de Gliese 436 b y Gliese 1214 b . [62] [63] [64] [65]

En mayo de 2017, se descubrió que los destellos de luz de la Tierra , vistos centelleantes desde un satélite en órbita a un millón de kilómetros de distancia, reflejaban la luz de los cristales de hielo en la atmósfera . [66] [67] La ​​tecnología utilizada para determinar esto puede ser útil en el estudio de las atmósferas de mundos distantes, incluidas las de exoplanetas.

Composición atmosférica

Los planetas de estrellas enanas rojas pueden sufrir pérdida de oxígeno

En 2001, se detectó sodio en la atmósfera de HD 209458 b . [53]

En 2008, se detectaron agua , monóxido de carbono , dióxido de carbono [68] y metano [69] en la atmósfera de HD 189733 b .

En 2013, se detectó agua en las atmósferas de HD 209458 b, XO-1b , WASP-12b , WASP-17b y WASP-19b . [70] [71] [72]

En julio de 2014, la NASA anunció el hallazgo de atmósferas muy secas en tres exoplanetas ( HD 189733b , HD 209458b , WASP-12b ) que orbitan alrededor de estrellas similares al Sol. [73]

En septiembre de 2014, la NASA informó que HAT-P-11b es el primer exoplaneta del tamaño de Neptuno del que se sabe que tiene una atmósfera relativamente libre de nubes y, además, la primera vez que se encuentran moléculas de cualquier tipo, específicamente vapor de agua , en tales un exoplaneta relativamente pequeño. [74]

La presencia de oxígeno molecular ( O
2) puede ser detectable mediante telescopios terrestres, [75] y puede producirse mediante procesos geofísicos, así como un subproducto de la fotosíntesis de formas de vida, por lo que, aunque alentador, O
2no es una firma biológica confiable . [76] [77] [78] De hecho, los planetas con alta concentración de O
2en su atmósfera pueden ser inhabitables. [78] La abiogénesis en presencia de cantidades masivas de oxígeno atmosférico podría ser difícil porque los primeros organismos dependían de la energía libre disponible en reacciones redox que involucraban una variedad de compuestos de hidrógeno; en una O
2En un planeta rico en oxígeno, los organismos tendrían que competir con el oxígeno por esta energía libre. [78]

En junio de 2015, la NASA informó que WASP-33b tiene estratosfera . El ozono y los hidrocarburos absorben grandes cantidades de radiación ultravioleta, calentando las partes superiores de las atmósferas que los contienen, creando una inversión de temperatura y una estratosfera. Sin embargo, estas moléculas se destruyen a las temperaturas de los exoplanetas calientes, lo que genera dudas sobre si los exoplanetas calientes podrían tener una estratosfera. En WASP-33b se identificó una inversión de temperatura y estratosfera causada por el óxido de titanio , que es un fuerte absorbente de la radiación visible y ultravioleta y solo puede existir como gas en una atmósfera caliente. WASP-33b es el exoplaneta más caliente conocido, con una temperatura de 3200 °C (5790 °F) [79] y tiene aproximadamente cuatro veces y media la masa de Júpiter. [80] [81]

En febrero de 2016, se anunció que el Telescopio Espacial Hubble de la NASA había detectado hidrógeno y helio (y sugerencias de cianuro de hidrógeno ), pero nada de vapor de agua , en la atmósfera de 55 Cancri e , la primera vez que se detecta la atmósfera de una súper Tierra. El exoplaneta fue analizado con éxito. [82]

En septiembre de 2019, dos estudios de investigación independientes concluyeron, a partir de datos del Telescopio Espacial Hubble , que había cantidades significativas de agua en la atmósfera del exoplaneta K2-18b , el primer descubrimiento de este tipo para un planeta dentro de la zona habitable de una estrella. [83] [84] [85]

El 24 de agosto de 2022, la NASA publicó el descubrimiento realizado por el telescopio espacial James Webb de dióxido de carbono en la atmósfera de WASP-39b . [86] [87]

Problema de metano faltante

El monóxido de carbono debería ser reemplazado por metano como molécula dominante portadora de carbono en la atmósfera de los exoplanetas a temperaturas inferiores a 1000 K. Si bien el metano se detecta en objetos del sistema solar, exoplanetas jóvenes de imágenes directas y en enanas marrones que flotan libremente ( enanas T/Y ), rara vez se detecta en exoplanetas en tránsito. Esta observación fue denominada el problema del metano perdido . Algunos estudios intentaron explicar esto con un agotamiento del metano. La detección más sólida de metano se encuentra en la atmósfera del cálido Júpiter (825 K) WASP-80b , que fue detectada con NIRCam . Esta detección está de acuerdo con modelos que no requieren un fuerte agotamiento de metano. Esta detección sugirió que otros instrumentos no tenían la cobertura de longitud de onda o la precisión necesaria para detectar metano. [88] Por otro lado, la no detección de metano en HD 209458b demostró que el problema del metano faltante no se puede resolver para todos los exoplanetas con JWST y se requiere una explicación para el metano faltante. Las explicaciones a menudo implican una alta metalicidad y una baja proporción de carbono a oxígeno . [88] [89]

Existe un problema similar para la detección de amoníaco. [90] Se detecta metano y amoníaco en enanas Y flotantes (T eff <400 K), como WISE 0359-5401 . Por otro lado, los exoplanetas en tránsito rara vez muestran amoníaco. Por ejemplo, los exoplanetas K2-18b de ~300 K mostraron un agotamiento de metano y amoníaco [91] y observaciones más recientes con NIRISS y NIRSpec pudieron resolver el problema del metano para K2-18b. Las observaciones mostraron una fuerte absorción debido al metano, pero no pudieron detectar amoníaco en K2-18b. [92] El equipo de investigación explicó esta falta de amoníaco con un océano que absorbe ciertos gases. Otros investigadores son más cautelosos acerca de esta afirmación sobre el océano. [93] Un problema es que la absorción de amoníaco y metano se superpone en el infrarrojo cercano. La absorción de amoníaco podría confundirse con metano y las detecciones de amoníaco en el infrarrojo medio son mucho más claras, como en WISE 0359-5401 con MIRI .

Otro problema existe para la fosfina (PH 3 ), que es un fuerte absorbente en Júpiter, pero no aparece en enanas T e Y frías y flotantes similares, como WISE 0855-0714 , WISE 0359-5401 , WISE 1828+2650. y 2MASA 0415-0935 . Una explicación es que no se comprende bien el comportamiento del fósforo en la atmósfera de las enanas marrones hacia los exoplanetas gigantes. [94]

circulación atmosférica

La circulación atmosférica de los planetas que giran más lentamente o tienen una atmósfera más espesa permite que fluya más calor hacia los polos, lo que reduce las diferencias de temperatura entre los polos y el ecuador. [95]

vientos

Se han descubierto vientos de más de 2 km/s, siete veces la velocidad del sonido o 20 veces más rápidos que los vientos más rápidos jamás conocidos en la Tierra, que fluyen alrededor del planeta HD 189733b . [96] [97]

Nubes

La composición de las nubes en los gigantes gaseosos depende de la temperatura. Una capa de nubes se "hunde" al disminuir la temperatura. De esta manera, un exoplaneta podría tener una capa de nubes a una presión más alta (menor altitud) en comparación con un exoplaneta más cálido. [50] [51] Las nubes de gran altitud a menudo bloquean la luz proveniente de capas más profundas de la atmósfera, incluidas las características de absorción química . Las características de absorción más débiles de lo normal son el método principal para detectar la presencia de nubes mediante espectroscopía de transmisión . [98] En algunos casos, la absorción de las nubes se puede observar directamente, como las nubes de cuarzo en WASP-17b con JWST . [99] Una forma de predecir la aparición de un gigante gaseoso es la clasificación de gigantes gaseosos de Sudarsky . Pero este esquema de clasificación tiene más de dos décadas y los modelos más recientes [51] a veces predicen nubes delgadas para las clases III y IV. Esta clasificación tampoco considera a los Júpiter ultracalientes, que sí tienen nubes nocturnas. [100] También existen atmósferas relativamente libres de nubes. [101]

Similar a las enanas marrones, la composición a temperaturas más altas (clase V o >900 K) [51] es una gruesa capa de nubes de hierro con nubes de silicato ( cuarzo , corindón , fosterita y/o enstatita ) en la parte superior. Esta capa superior puede ser irregular y cubrir entre el 70 y el 90% del planeta. [50] [102] A temperaturas más bajas (clase III-IV o 400-1300 K) las nubes de hierro y silicato se hunden profundamente en la atmósfera y las nubes delgadas compuestas de cromo , cloruro de potasio y especialmente sulfuros ( sulfuro de manganeso , sulfuro de sodio y zinc sulfuro ) se vuelven más importantes. A bajas temperaturas (clase II <400 K) pueden existir nubes de agua y posiblemente nubes de dihidrógenofosfato de amonio . Pero a esta temperatura deberían existir capas inferiores de nubes de sulfuros y cloruro de potasio. [51] Las atmósferas similares a Júpiter y Saturno (clase I o <150 K) están dominadas por nubes de amoníaco , pero pueden existir capas inferiores de nubes de agua. [103]

Un tipo más nuevo de exoplanetas, llamados Júpiter ultracalientes, tienen una temperatura superior a 2000 K y un lado diurno libre de nubes [100] con moléculas a menudo disociadas en átomos o iones. En los espectros de transmisión de los Júpiter ultracalientes se detectaron una gran variedad de líneas atómicas. [104] [105] [106] El lado nocturno puede ser hasta 2500 K más frío que el lado diurno y en WASP-18b esta caída de temperatura provoca que se formen nubes en el terminador . En el ecuador del terminador, que forma nubes en WASP-18b (en el oeste visto desde el lado diurno), la parte superior de la nube está formada por capas delgadas dominadas por dióxido de titanio , corindón (óxido de aluminio), perovskita (titanato de calcio) y hierro . La mayor parte de la porción vertical de la nube está formada por nubes de enstatita, fosterita, periclasa (óxido de magnesio), cuarzo, hierro e inclusiones de otros materiales. El fondo de la nube cambia de dominado por cuarzo a hierro, luego corindón y finalmente perovskita. Estas capas inferiores presentan tamaños de partículas grandes, de aproximadamente 60 µm. En otras posiciones del terminador, estas nubes cambian su composición y tamaño de partículas. [100] El lado diurno libre de nubes y el lado nocturno/terminador nublado harían que estos Júpiter ultracalientes se vean similares a un planeta con forma de globo ocular .

En octubre de 2013 se anunció la detección de nubes en la atmósfera de Kepler-7b , [60] [61] y, en diciembre de 2013, también en las atmósferas de GJ 436 b y GJ 1214 b . [62] [63] [64] [65]

Precipitación

La precipitación en forma líquida (lluvia) o sólida (nieve) varía en composición dependiendo de la temperatura, presión, composición y altitud atmosférica . Las atmósferas calientes podrían tener lluvia de hierro, [107] lluvia de vidrio fundido, [108] y lluvia hecha de minerales rocosos como enstatita, corindón , espinela y wollastonita . [109] En lo profundo de las atmósferas de los gigantes gaseosos, podrían llover diamantes [110] y helio que contengan neón disuelto. [111]

Oxígeno abiótico

Hay procesos geológicos y atmosféricos que producen oxígeno libre, por lo que la detección de oxígeno no es necesariamente un indicio de vida. [112]

Los procesos de la vida dan como resultado una mezcla de sustancias químicas que no están en equilibrio químico , pero también hay procesos de desequilibrio abiótico que deben tenerse en cuenta. A menudo se considera que la biofirma atmosférica más robusta es el oxígeno molecular ( O
2) y su subproducto fotoquímico ozono ( O
3). La fotólisis del agua ( H
2O ) por rayos ultravioleta seguidos de un escape hidrodinámico de hidrógeno puede provocar una acumulación de oxígeno en planetas cercanos a su estrella que sufren un efecto invernadero descontrolado . Para los planetas en la zona habitable , se pensaba que la fotólisis del agua estaría fuertemente limitada por el atrapamiento frío del vapor de agua en la atmósfera inferior. Sin embargo, el grado de atrapamiento frío del H 2 O depende en gran medida de la cantidad de gases no condensables en la atmósfera, como el nitrógeno N 2 y el argón . En ausencia de tales gases, la probabilidad de acumulación de oxígeno también depende de manera compleja de la historia de acreción del planeta, la química interna, la dinámica atmosférica y el estado orbital. Por lo tanto, el oxígeno, por sí solo, no puede considerarse una firma biológica sólida. [113] La proporción de nitrógeno y argón a oxígeno podría detectarse estudiando las curvas de fase térmica [114] o mediante la medición por espectroscopía de transmisión de tránsito de la pendiente de dispersión espectral de Rayleigh en una atmósfera de cielo despejado (es decir, libre de aerosoles ). [115]

Vida

Metano

La detección de metano en cuerpos astronómicos es de interés para la ciencia y la tecnología, ya que puede ser evidencia de vida extraterrestre ( biofirma ), [116] [117] puede ayudar a proporcionar ingredientes orgánicos para que se forme vida , [116] [118] [ 119] y además, el metano podría usarse como combustible o propulsor de cohetes para futuras misiones robóticas y tripuladas en el Sistema Solar. [120] [121]

Metano (CH 4 ) en Marte: fuentes y sumideros potenciales.
Nubes polares, hechas de metano, en Titán (izquierda) en comparación con las nubes polares de la Tierra (derecha).

Ver también

Referencias

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