Uma Navalha de Occam para Júpiters Quentes Muito Quentes

Título: H− Opacity and Water Dissociation in the Dayside Atmosphere of the Very Hot Gas Giant WASP-18 b

Autores:  Jacob Arcangeli, Jean-Michel Desert, Michael R. Line, Jacob L. Bean, Vivien Parmentier, Kevin B. Stevenson, Laura Kreidberg, Jonathan J. Fortney, Megan Mansfield, Adam P. Showman

Instituição do Primeiro Autor: Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam

Status: Aceito na revista The Astrophysical Journal, acesso aberto

Júpiters quentes é a única família de exoplanetas que continua a desafiar nossa compreensão sobre sistemas planetários, mesmo sendo um dos primeiros tipos de exoplanetas a serem detectados. O tamanho relativo, a massa e a proximidade da estrela hospedeira tornam esses exoplanetas mais fáceis de serem detectados e caracterizados quanto a sua atmosfera, especialmente com o uso de instrumentos terrestres. Não é de admirar que os grandes levantamentos de dados recentes (WASP, KELT e MASCARA para citar alguns) tenham tido bastante sucesso em encontrar esses gigantes gasosos, alguns dos quais estão orbitando estrelas brilhantes. As atmosferas de Júpiters quentes em torno de estrelas tão brilhantes são atingidas com uma quantidade significativamente alta de radiação no hemisfério voltado para a estrela (lado-dia). Observações utilizando a técnica de espectroscopia de transmissão revelaram características surpreendentes da estrutura e da composição química dessas atmosferas. O artigo de hoje centra-se nas propriedades atmosféricas de um desses gigantes de gás – WASP-18b – que está em uma órbita estreita de 0,94 dias em torno de sua estrela hospedeira e que tem uma temperatura de equilíbrio de 2700 K.

Estudos recentes de alguns dos Júpiters muito quentes sugerem a presença de inversão térmica em suas atmosferas. Isso é semelhante ao que acontece na estratosfera terrestre devido à presença da camada de ozônio. No caso de Júpiters quentes, a energia a partir da irradiação estelar é absorvida pela presença de TiO e VO em fase gasosa na atmosfera do exoplaneta. Embora a inversão térmica não seja totalmente inesperada nessas atmosferas, os valores altos de metalicidade e da razão C/O (indicador de propriedades características na atmosfera de exoplanetas) são limitados pelos modelos que explicam essas observações. O artigo de hoje tenta resolver esta questão se inspirando nas condições das fotosferas estelares, que têm temperaturas efetivas semelhantes às dos exoplanetas gasosos gigantes  muito quentes.

Quem está bebendo toda a água?

A água é uma das fontes mais proeminentes de opacidade que é levada em consideração pelos modelos teóricos utilizados para explicar o espectro de emissão de Júpiters quentes na faixa de comprimento de onda do trabalho de hoje (ver Figura 1). Apesar da baixa resolução nas bandas Spitzer/IRAC, há uma boa indicação da presença de algumas características espectrais em torno de 4,5 μm. Uma característica de emissão em uma banda onde a atmosfera é opticamente espessa (devido à presença de fontes de opacidade que absorvem relativamente mais nessa faixa, como a água) pode ser explicada pela presença de uma inversão térmica. A ausência traços característicos de água, esperados em torno de 1,4 μm, não se encaixa direito nessa explicação. Uma razão C/O alta poderia ser invocada para explicar isso, pois reduziria a abundância de água na atmosfera, permitindo ainda um perfil atmosférico invertido. No entanto, os autores sugerem que a água a alta temperatura e condições de baixa pressão em Júpiters quentes muito quentes deve, em vez disso, sofrer dissociação térmica. Para comparação, as fotosferas estelares com temperaturas efetivas semelhantes têm pressões mais altas (devido a maiores gravidades superficiais) que impedem a água da dissociação térmica, tornando-a visível no espectro de emissão.

Outro fator chave usado pelos autores para explicar a ausência de água é a presença de íons H-, cujas opacidades se tornam importantes na faixa de temperatura entre 2500-8000 K. O efeito das opacidades H- foi incluído nos modelos atmosféricos para anãs marrons e Júpiters quentes no passado, mas não foi considerado para recuperar as propriedades de gigantes gasosos muito quentes. A geração de íons H- nas atmosferas de Júpiters quentes muito quentes pode ocorrer devido à dissociação térmica de hidrogênio molecular e à presença de elétrons livres com ionização metálica em altas temperaturas.

A inversão poderia, de fato, ser uma tendência

Na inclusão da dissociação térmica da água e da contribuição da opacidade H- nos modelos teóricos, os valores recuperados para a metalicidade e a relação C/O para a atmosfera do WASP-18b caem aos valores solares. A estrutura de temperatura de melhor ajuste, neste caso, também é invertida devido à presença de absorventes de alta altitude como TiO e VO. No entanto, suas características no espectro de emissão são amortecidas pela absorção concorrente devido aos íons H- (Figura 1). Isso contrasta com os resultados anteriores para o WASP-18b, que sugeriram valores super-solares para sua metalicidade e relação C/O, mas é mais plausível, dado o histórico de formação esperado para planetas nesta faixa de massa (ver Figura 2).

Figura 2: Comparação de metalicidades dos planetas em relação às suas estrelas hospedeiras. Não se espera que gigantes de gás maciço como o WASP-18b sigam a mesma tendência que os planetas menos maciços e, em vez disso, se assemelhem a suas estrelas hospedeiras em termos de sua metalicidade. Isto é reconfirmado a partir das observações neste artigo. Figura 3 do artigo.

Isto enfatiza a importância de considerar opacidades de H- e a depleção de espécies atmosféricas devido à dissociação térmica quando analizar atmosferas de exoplanetas com altas temperaturas de equilíbrio. Isso também fortalece a tendência de inversão térmica, que foi observada na maioria dos gigantes gasosos muito quentes. Seria interessante ver como isto funciona no futuro sob o contexto de outros gigantes de gasosos muito quentes.

Original em inglês: An Occam’s razor for very-hot hot Jupiters, por Vatsal Panwar.