Aquecendo as entranhas dos planetas gigantes gasosos

Título: The Intrinsic Temperature and Radiative-Convective Boundary Depth in the Atmospheres of Hot Jupiters

Autores: Daniel P. Thorngren, Peter Gao, Jonathan J. Fortney

Instituição do primeiro autor: Departamento de Física, Universidade da California, Santa Cruz

Status: Submetido a The Astrophysical Journal Letters, acesso livre

Os exoplanetas gigantes gasosos com tamanho semelhante a Júpiter em órbitas próximas a suas estrelas hospedeiras são chamadas de Júpiteres quentes. Estes exoplanetas têm sido os principais alvos para estudar as atmosferas planetárias além do nosso sistema solar. Uma das principais características dos Júpiteres quentes é o seu raio inflado. Ou seja, uma boa fração dos Júpiteres quentes conhecidos atualmente tem tamanhos maiores do que o previsto pelos modelos evolutivos que levam em conta as propriedades do sistema, como temperatura, idade e metalicidade do sistema. Mas o que poderia estar causando o aumento de raio no Júpiteres quentes?

Um mecanismo proposto para explicar a inflação dos Júpiteres quentes é o depósito de energia da irradiação estelar no interior do planeta. No entanto, além de inflar o planeta, a energia do fluxo estelar aquecendo os interiores planetários pode – também – alterar radicalmente a estrutura térmica (variação de temperatura com a altitude) de sua atmosfera, o que tem consequências diretas sobre suas propriedades atmosféricas inferidas. O trabalho de hoje tenta estabelecer uma conexão entre a irradiação estelar absorvida por Júpiteres quentes e a sua temperatura intrínseca, analisando como isso afeta as observações e a nossa compreensão das atmosferas desses gigantes gasosos.

A estruturação da atmosfera de gigantes gasosos

A estrutura térmica vertical, também conhecida como perfil pressão-temperatura, de uma atmosfera planetária está diretamente relacionada à mudança no modo de transporte de calor (radiação ou convecção) dentro da atmosfera em diferentes alturas. Você pode pensar nisso no contexto da atmosfera da Terra: mais perto da superfície, a troca de calor ocorre por convecção, com pacotes de ar quente subindo, expandindo e esfriando adiabaticamente. Isso faz com que a temperatura diminua gradualmente à medida que você sobe até certa altitude (chamada tropopausa), após a qual atinge a estratosfera, onde o ar absorve a maior parte do calor da radiação UV do sol, fazendo com que a temperatura aumente com a altitude. Mesmo antes disto acontecer, a convecção começa a enfraquecer consideravelmente e a radiação assume o modo dominante de troca de calor. A altitude, ou o nível de pressão, em que isso acontece é chamado de limite convectivo-radiativo (do inglês: radiative-convective boundary, -RCB-, veja a Figura 1, por exemplo). Tal estratificação de atmosferas é muito comumente vista em atmosferas planetárias no sistema solar e tem sido extensivamente estudada a partir de medições por sondas espaciais como a Galileo e Cassini-Huygens.

Figura 1: Perfis de temperatura e pressão para Júpiteres quentes a diferentes distâncias de um sol como a estrela mãe e, portanto, diferentes temperaturas de equilíbrio (Teq). Observe que no eixo y a pressão diminui à medida que você sobe, o que corresponde a subir mais alto na atmosfera. A parte mais grossa do perfil marca as regiões da atmosfera que são convectivas, e você pode ver como o limite de equilíbrio convectivo-radiativo se move para pressões mais baixas em planetas mais quentes. Figura 3 no artigo.

Determinar a altura do RCB para atmosferas de planetas gigantes gasosos requer uma compreensão do fluxo de calor dos interiores planetários, que pode ser descrito pela temperatura intrínseca efetiva do planeta (Tint). Para dar uma ideia dos números, Júpiter tem Tint ~ 100 K, e tem RCB em torno da altura correspondente à pressão de 0,2 bar (1 bar = pressão ao nível do mar na Terra). No caso de Júpiteres quentes, por outro lado, que dada a sua proximidade com a estrela mãe, recebe radiação milhares de vezes mais intensa que Júpiter, assim, a atmosfera permanece radiativa até uma profundidade muito maior e a RCB. No entanto, esta é uma boa estimativa apenas se assumir Tint ~ 100 K para Júpiteres quentes também. A inflação dos raios observados dos Júpiteres quentes, como mencionado anteriormente, aponta para o possível aquecimento de seus interiores por irradiação estelar (cuja intensidade é refletida pela temperatura de equilíbrio do planeta Teq). Isto implica que os Júpiteres quentes podem ter Tint muito mais alta, o que empurraria a região de convecção e, portanto, a RCB para maiores altitudes (pressões mais baixas). Como o Tint e o Teq afetam a altura do RCB, e o Tint também depende do Teq, em qual altura devemos esperar o RCB para um Júpiter quente com o dado Teq?

Para responder a essa questão, os autores calculam os perfis de pressão-temperatura a partir de modelos atmosféricos em equilíbrio térmico de Júpiteres quentes com uma gama de Teq e investigam como a altura de RCB muda em relação a diferentes níveis de irradiação estelar (ver Figura 1 e 2) .

Marcando os contornos

Como fica evidente na Figura 1, o RCB move-se para pressões mais baixas (altitudes maiores) com Teq mais alto, semelhante a como o Tint aumenta com o Teq. A gravidade e a metalicidade do planeta também afetam a altura do RCB, como visto na Figura 2.

Figura 2: O nível de pressão RCB em relação ao Teq do planeta, calculado para diferentes gravidades superficiais e metalicidades do planeta. Note que o RCB diminui a pressões mais altas para maior gravidade superficial e menores pressões para maior metalicidade. Figura 4 no artigo.

A variação da altura do RCB e da Tint em relação ao Teq do planeta tem várias implicações significativas para modelos e observações de Júpiteres quentes. RCB a baixas pressões (maiores altitudes) implica que mais calor pode agora ser depositado na região convectiva da atmosfera planetária a partir da irradiação estelar, permitindo que o mecanismo de dissipação seja ainda mais eficiente em inflar o planeta. Um Tint mais alto (da ordem de poucos 100 K) também afetaria as previsões de transporte de energia durante dia e noite, assim como a circulação atmosférica prevista pelos modelos de circulação global. Também significaria que as observações da curva de fase de alguns Júpiteres quentes poderiam ser capazes de sondar o fluxo deste calor intrínseco do planeta. Além disso, um Tint mais alto significa que a condensação da nuvem ocorrerá muito mais acima na atmosfera, afetando a emissão observada do lado diurno do planeta.

Com as novas descobertas de exoplanetas esperadas com a missão TESS e as oportunidades de caracterização de exoplanetas com JWST, podemos esperar obter uma restrição mais forte nas condições de contorno atmosféricas como estas, o que seria importante para interpretações precisas das observações da atmosfera de exoplanetas.


Adaptado de Heating up the guts of gas giants, escrito por Vatsal Panwar

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