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Atmósfera extraterrestre

Principales características del Sistema Solar (no a escala)
Gráficos de la velocidad de escape en función de la temperatura superficial 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 activo de investigación, [1] tanto como un aspecto de la astronomía como para obtener información sobre la atmósfera de la Tierra. [2] Además de la Tierra, muchos de los otros objetos astronómicos del Sistema Solar tienen atmósferas . Estos incluyen todos los planetas gigantes , así como Marte , Venus y Titán . Varias lunas y otros cuerpos también tienen atmósferas, al igual que los cometas y el Sol . Existe evidencia de que los planetas extrasolares pueden tener una 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 los aerosoles y las nubes, y la química y la 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 similares. [3]

Planetas

Planetas interiores

Mercurio

Debido a su pequeño tamaño (y, por lo tanto, a su baja 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 descomposición 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 ultravioleta, tomada 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 basados ​​en 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 una atmósfera inferior, enfrían la atmósfera superior, lo que da lugar a termosferas compactas . [6] [7] Según algunas definiciones, Venus no tiene estratosfera. [ cita requerida ]

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 parte superior 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, llegando a 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 a unos 220 a 250 km.

La presión atmosférica en la superficie de Venus es aproximadamente 92 veces mayor que la de la Tierra. La enorme cantidad de CO2 en la atmósfera crea un fuerte efecto invernadero , elevando la temperatura de la superficie a cerca de 470 °C, más caliente que la de cualquier otro planeta del Sistema Solar.

Marte

La atmósfera marciana es muy delgada y está compuesta principalmente de dióxido de carbono , con algo de nitrógeno y argón . La presión superficial promedio en Marte es de 0,6-0,9 kPa , en comparación con aproximadamente 101 kPa para 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 atmósfera delgada 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 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) observadas durante los períodos de perihelio de 1997 versus 1977" y "que la atmósfera global del afelio de Marte es más fría, menos polvorienta y más nublada de lo indicado por la climatología establecida de Viking", [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 media planetaria y un posible enfriamiento. " Las temperaturas de MCS MY 28 son un promedio de 0,9 (durante el día) y 1,7 K (durante la noche) más frías que las mediciones de TES MY 24". [10] Sin embargo, a nivel local y regional, los cambios en las hendiduras de 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] Las hendiduras en el hielo están creciendo a un ritmo de unos 3 metros (9,8 pies) por año. Malin afirma que las condiciones en Marte no son actualmente propicias para la formación de nuevo hielo. Un sitio web ha sugerido que esto indica un "cambio climático en curso" en Marte . [12] Múltiples estudios sugieren que esto puede ser un fenómeno local en lugar de global. [13]

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

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

Planetas gigantes

Los cuatro planetas exteriores del Sistema Solar son todos planetas gigantes : los gigantes gaseosos Júpiter y Saturno, y los gigantes helados Urano y Neptuno. Comparten algunas características atmosféricas comunes. Todos tienen atmósferas compuestas principalmente por hidrógeno y helio , que se mezclan con el interior líquido a presiones superiores a la presión crítica , de modo que no hay un límite claro entre la atmósfera y el cuerpo.

Júpiter

El óvalo 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 de 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 amoniaco y posiblemente de hidrosulfuro de amonio. Las nubes están ubicadas en la tropopausa y están dispuestas en bandas de diferentes latitudes , conocidas como regiones tropicales. Estas 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 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 fue nombrada 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 plantea la hipótesis de 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 fuertemente y las temperaturas regionales pueden variar hasta 10 K, con los polos enfriándose y la región del ecuador calentándose. El gran diferencial de temperatura resultante desestabiliza la atmósfera y, por lo tanto, conduce a la creación de nuevos vórtices. [28] [29]

Saturno

La atmósfera exterior de Saturno está compuesta por 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 inferiores parecen estar compuestas de hidrosulfuro de amonio (NH4SH ) o agua.

La atmósfera de Saturno es similar en varios aspectos a la de Júpiter. Presenta un patrón de bandas similar al de Júpiter y, ocasionalmente, presenta 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 suprayacentes en la troposfera de Saturno.

La atmósfera de Saturno tiene varias características inusuales. Sus vientos están 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, aparte de la Tierra, en el que se han observado nubes en la pared del ojo con estructuras similares a las de un huracán .

Urano

La atmósfera de Urano está compuesta principalmente de gas y diversos tipos de hielo. Está compuesta por 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 en bandas, aunque no es fácilmente visible sin la mejora de las imágenes visuales del planeta. A diferencia de los planetas gigantes más grandes, las bajas temperaturas en la capa de nubes superior de Urano, de hasta 50 K , provocan la formación de nubes a partir de metano en lugar de amoníaco.

En la atmósfera de Urano se ha observado una menor actividad de tormentas que en las de Júpiter o Saturno, debido a las neblinas de metano y acetileno que recubren su atmósfera y que hacen que el planeta parezca un globo azul claro y anodino. [ cita requerida ] Las imágenes tomadas en 1997 con el telescopio espacial Hubble mostraron actividad de tormentas en esa parte de la atmósfera que emerge del invierno uraniano de 25 años de duración. La falta general de actividad de tormentas puede estar relacionada con la falta de un mecanismo interno de generación de energía para Urano, una característica única entre los planetas gigantes. [30]

Neptuno

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

La atmósfera de Neptuno es similar a la de Urano. Está compuesta por 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 , lo que da lugar a nubes de metano en su troposfera, lo que da al planeta su color ultramarino. Las temperaturas aumentan de forma constante en las zonas más profundas de la atmósfera.

Neptuno tiene sistemas meteorológicos extremadamente dinámicos, incluidos los vientos con las velocidades más altas del Sistema Solar, que se cree que son impulsados ​​por el flujo de calor interno. Los vientos típicos en la región ecuatorial con bandas pueden tener 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 alrededor de 900 m/s, en la atmósfera de Neptuno. Se han identificado varios sistemas de tormentas grandes, incluida la Gran Mancha Oscura, un sistema de tormenta ciclónica del tamaño de Eurasia, 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.

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 del brillo en los próximos años: el forzamiento por un cambio en la latitud subsolar debería reflejarse en un aplanamiento y disminución del brillo, mientras que el forzamiento solar debería reflejarse en un aplanamiento y luego reanudación del aumento del 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. Ío tiene una atmósfera extremadamente delgada que consiste principalmente en dióxido de azufre ( SO
2), que surge del vulcanismo y la sublimación de los depósitos de dióxido de azufre de la superficie, impulsada por la luz solar. La atmósfera de Encélado también es extremadamente delgada y variable, y está compuesta principalmente de vapor de agua, nitrógeno, metano y dióxido de carbono que se libera desde el interior de la luna a través del criovulcanismo . Se cree que la atmósfera extremadamente delgada de dióxido de carbono de Calisto se repone mediante la sublimación de los depósitos de la superficie.

Luna

Titán

Imagen en color real de capas de niebla en la atmósfera de Titán.

Titán tiene, con diferencia, la atmósfera más densa de todas las lunas. La atmósfera de Titán es, de hecho, 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 un 94,2% de nitrógeno , un 5,65% de metano y un 0,099% de hidrógeno , [33] y el 1,6% restante está 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 ruptura del metano por la luz ultravioleta del Sol , produciendo una espesa niebla tóxica de color naranja. Titán no tiene campo magnético y, a veces, orbita fuera de la magnetosfera de Saturno , exponiéndolo directamente al viento solar . Esto puede ionizar y arrastrar algunas moléculas de la parte superior de la atmósfera.

La atmósfera de Titán contiene una capa de nubes opacas que ocultan 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 invernadero de la luna y reduce la temperatura al reflejar la luz solar fuera del satélite. La espesa atmósfera impide que la mayor parte de la luz de longitud de onda visible del Sol y otras fuentes llegue a la superficie de Titán.

Tritón

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

La temperatura absoluta de Tritón ha aumentado un 5% entre 1989 y 1998. [34] [35] Un aumento similar de la temperatura en la Tierra equivaldría a un aumento 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 está acercando a una temporada de verano inusualmente cálida que solo ocurre una vez cada pocos cientos de años. Elliot y sus colegas creen que la tendencia al calentamiento de Tritón podría estar impulsada por cambios estacionales en la absorción de energía solar por sus capas de hielo polares. Una sugerencia para este calentamiento es que es el resultado de los patrones de escarcha que cambian en su superficie. Otra es que el albedo del hielo ha cambiado, lo que permite que se absorba más calor del Sol. [36] Bonnie J. Buratti et al. sostienen que los cambios en la temperatura son el resultado de la deposición de material oscuro y rojo de los procesos geológicos en la luna, como la ventilación masiva. Debido a que el albedo de Bond de Tritón es uno de los más altos dentro del Sistema Solar , es sensible a pequeñas variaciones en el albedo espectral . [37]

Plutón

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

Plutón tiene una atmósfera extremadamente delgada que consiste en nitrógeno , metano y monóxido de carbono , derivados de los hielos en su superficie. [38] Dos modelos [39] [40] muestran que la atmósfera no se congela completamente y colapsa cuando Plutón se aleja del Sol en su órbita extremadamente elíptica . Sin embargo, algunos otros modelos sí muestran esto. Plutón necesita 248 años para una órbita completa, y ha sido observado por menos de un tercio de ese tiempo. Tiene una distancia promedio de 39 UA del Sol, por lo tanto, los datos detallados de Plutón son escasos y difíciles de recopilar. La temperatura se infiere indirectamente para Plutón; cuando pasa frente a una estrella, los observadores notan qué tan rápido cae la luz. A partir de esto, deducen la densidad de la atmósfera, y eso se usa como un indicador de temperatura.

La atmósfera de Plutón iluminada por el Sol

Un evento de ocultación de este tipo 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 predijeron Hansen y Paige. [43] El calentamiento "probablemente no esté 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 se ha alejado lentamente desde entonces. Si tiene alguna inercia térmica, se espera que se caliente durante un tiempo después de que pase el perihelio. [45] "Esta tendencia al calentamiento en Plutón podría durar fácilmente otros 13 años", dice David J. Tholen . [41] También se ha sugerido que el oscurecimiento del hielo superficial también puede ser la causa, pero se necesitan más datos y modelos. La distribución de escarcha en la superficie de Plutón se ve afectada significativamente por la alta oblicuidad del planeta enano. [46]

Enanas marrones

Modelos de nubes para las enanas marrones de tipo T tempranas SIMP J0136+09 y 2MASS J2139+02 (dos paneles de la izquierda) y la enana marrón de tipo T tardía 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 al tipo Y con la disminución de la temperatura. La atmósfera es rica en hidrógeno y una enana marrón está compuesta en un 70 % por hidrógeno en masa . [47] Varios compuestos químicos están presentes en la atmósfera de las enanas marrones y su importancia en la conformación 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 gravedad superficial baja de enanas marrones de baja masa o de 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 las enanas marrones. Cerca de la transición L/T, estas nubes consisten en hierro con un espesor variable, o en una capa irregular de nubes de silicato 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 fosfato de dihidrógeno 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 Júpiteres calientes o Neptunos calientes que orbitan muy cerca de su estrella y, por lo tanto, tienen atmósferas calentadas y extendidas. Las observaciones de atmósferas de exoplanetas son de dos tipos. En primer lugar, la fotometría de transmisión o los espectros detectan la luz que pasa a través de 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 requerida ]

La primera observación de una atmósfera planetaria extrasolar se realizó en 2001. [53] El sodio en la atmósfera del planeta HD 209458 b se detectó durante un conjunto de cuatro tránsitos del planeta alrededor 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 UA. [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 gaseoso 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 titilando desde un satélite en órbita a un millón de kilómetros de distancia, eran luz reflejada de cristales de hielo en la atmósfera . [66] [67] La ​​tecnología utilizada para determinar esto puede ser útil para estudiar las atmósferas de mundos distantes, incluidos los de los exoplanetas.

Composición atmosférica

Los planetas de estrellas enanas rojas podrían 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 estrellas similares al Sol. [73]

En septiembre de 2014, la NASA informó que HAT-P-11b es el primer exoplaneta del tamaño de Neptuno conocido por tener una atmósfera relativamente libre de nubes y, también, la primera vez que se han encontrado moléculas de cualquier tipo, específicamente vapor de agua , en un exoplaneta relativamente pequeño. [74]

La presencia de oxígeno molecular ( O
2) puede ser detectable mediante telescopios terrestres, [75] y puede ser producido por procesos geofísicos, así como un subproducto de la fotosíntesis por las formas de vida, por lo que, aunque alentador, O
2no es una biofirma confiable . [76] [77] [78] De hecho, los planetas con alta concentración de O
2en su atmósfera puede ser inhabitable. [78] La abiogénesis en presencia de cantidades masivas de oxígeno atmosférico podría ser difícil porque los organismos primitivos dependían de la energía libre disponible en reacciones redox que involucraban una variedad de compuestos de hidrógeno; en un 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 una 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, creando dudas sobre si los exoplanetas calientes podrían tener una estratosfera. Una inversión de temperatura y estratosfera fue identificada en WASP-33b causada por óxido de titanio , que es un fuerte absorbente de 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 no vapor de agua , en la atmósfera de 55 Cancri e , la primera vez que se analizaba con éxito la atmósfera de un exoplaneta súper-Tierra . [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 por el telescopio espacial James Webb de dióxido de carbono en la atmósfera de WASP-39b . [86] [87]

Problema del metano desaparecido

El monóxido de carbono debería ser reemplazado por metano como la molécula dominante portadora de carbono en la atmósfera de exoplanetas a temperaturas inferiores a 1000 K. Si bien el metano se detecta en objetos del sistema solar, exoplanetas jóvenes fotografiados directamente y en enanas marrones flotantes ( enanas T/Y ), rara vez se detecta en exoplanetas en tránsito. Esta observación se denominó el problema del metano faltante . Algunos estudios intentaron explicarlo con un agotamiento de metano. La detección más sólida de metano está en la atmósfera del cálido Júpiter (825 K) WASP-80b , que se detectó con NIRCam . Esta detección concuerda con los 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 necesarias para detectar metano. [88] Por otra parte, la no detección de metano en HD 209458b mostró que el problema del metano faltante no puede resolverse 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 relación carbono - oxígeno . [88] [89]

Existe un problema similar para la detección de amoníaco. [90] El metano y el amoníaco se detectan en enanas Y que flotan libremente (T eff <400 K), como WISE 0359−5401 . Los exoplanetas en tránsito, por otro lado, 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 ningún 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 sobre esta afirmación del océano. [93] Un problema es que la absorción de amoníaco y metano se superponen 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 similares frías que flotan libremente, como WISE 0855−0714 , WISE 0359−5401 , WISE 1828+2650 y 2MASS 0415−0935 . Una explicación es que no se entiende bien el comportamiento del fósforo en la atmósfera de las enanas marrones y 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 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" con la disminución de 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 que proviene 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 espectroscopia 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 apariencia 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 la clase III y la clase IV. Esta clasificación tampoco considera a los Júpiter ultracalientes, que sí tienen nubes en el lado nocturno. [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 el 70-90% del planeta. [50] [102] A temperaturas más bajas (clase III-IV o 400-1.300 K) las nubes de hierro y silicato se hunden profundamente en la atmósfera y las nubes delgadas hechas de cromo , cloruro de potasio y especialmente sulfuros ( sulfuro de manganeso , sulfuro de sodio y sulfuro de cinc ) se vuelven más importantes. A bajas temperaturas (clase II <400 K) podrían existir nubes de agua y posiblemente nubes de fosfato de dihidrógeno de amonio . Pero deberían existir capas inferiores de nubes de sulfuros y cloruro de potasio a esta temperatura. [51] Las atmósferas similares a Júpiter y Saturno (clase I o <150 K) están dominadas por nubes de amoníaco , pero podrían 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 tienen un lado diurno libre de nubes [100] con moléculas a menudo disociadas en átomos o iones. Se detectó una amplia variedad de líneas atómicas en los espectros de transmisión de los Júpiter ultracalientes. [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 hace 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 hecha de capas delgadas dominadas por dióxido de titanio , corindón (óxido de aluminio), perovskita (titanato de calcio) y hierro . La mayoría de la porción vertical de la nube está formada por nubes de enstatita, fosterita, periclasa (óxido de magnesio), cuarzo, hierro e inclusión de otro material. La parte inferior de la nube cambia de un predominio de cuarzo a uno de hierro, luego de corindón y luego de perovskita. Estas capas inferiores tienen tamaños de partículas grandes de aproximadamente 60 μm. En otras posiciones del terminador, estas nubes cambian su composición y tamaño de partícula. [100] El lado diurno sin nubes y el lado nocturno/terminador nublado harían que estos Júpiter ultracalientes se parecieran 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 atmosférica, la presión, la composición y la altitud . Las atmósferas cálidas 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 las profundidades de las atmósferas de los gigantes gaseosos, podría llover diamantes [110] y helio que contiene neón disuelto. [111]

Oxígeno abiótico

Existen 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 sólida es el oxígeno molecular ( O
2) y su subproducto fotoquímico ozono ( O
3). La fotólisis del agua ( H
2O ) por rayos UV seguido de un escape hidrodinámico de hidrógeno puede conducir a una acumulación de oxígeno en planetas cercanos a su estrella que experimentan un efecto invernadero descontrolado . Para los planetas en la zona habitable , se pensaba que la fotólisis del agua estaría fuertemente limitada por el atrapamiento en frío del vapor de agua en la atmósfera inferior. Sin embargo, el grado de atrapamiento en frío del H 2 O depende fuertemente 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 maneras complejas 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 biofirma robusta. [113] La relación de nitrógeno y argón con el oxígeno podría detectarse estudiando las curvas de fase térmica [114] o mediante la medición de espectroscopia de transmisión de tránsito de la pendiente de dispersión de Rayleigh espectral 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 la vida , [116] [118] [119] y también, 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: posibles fuentes y sumideros.
Nubes polares, compuestas de metano, en Titán (izquierda) comparadas con nubes polares en la Tierra (derecha).

Véase también

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