Um planeta rochoso quente e sem atmosfera

Título: Absence of a thick atmosphere on the terrestrial exoplanet LHS 3844b

Autores: Laura Kreidberg, Daniel D.B. Koll, Caroline Morley, Renyu Hu, Laura Schaefer, Drake Deming, Kevin B. Stevenson, Jason Dittmann, Andrew Vanderburg, David Berardo, Xueying Guo, Keivan Stassun, Ian Crossfield, David Charbonneau, David W. Latham, Abraham Loeb, George Ricker, Sara Seager, Roland Vanderspek

Instituição do primeiro autor: Harvard University

Status: Aceito pela Nature, acesso aberto no arXiv

Os exoplanetas têm uma grande variedade de sabores e tamanhos, variando de gigantes gasosos a pequenos mundos rochosos. Caracterizar as atmosferas dessa população diversificada nos dá uma visão de seus processos de formação e habitabilidade potencial. Nesta frente, os candidatos mais atraentes são os exoplanetas terrestres orbitando as anãs M, que formam uma fração significativa dos exoplanetas terrestres conhecidos. O tamanho menor de anãs M em comparação com estrelas semelhantes ao Sol significa que o sinal devido a um exoplaneta em trânsito é relativamente maior, tornando mais fácil detectar e caracterizar até os pequenos planetas rochosos que os orbitam. Mas o que torna os mundos rochosos em torno dos anãs M tão intrigantes? Como as anãs M têm uma fração da luminosidade do Sol, suas zonas habitáveis ​​ficam muito mais próximas – cerca de um décimo da distância Terra-Sol.

No entanto, as anãs M também são famosas por terem explosões de alta energia que, com o tempo, podem tirar a atmosfera de exoplanetas rochosos próximos a eles. Observar mais desses sistemas com uma variedade de configurações e propriedades físicas pode nos ajudar a entender a sobrevivência de atmosferas em exoplanetas que orbitam anãs M. Os autores do artigo de hoje apresentam uma investigação de um desses exoplanetas recentemente detectados pelo telescópio TESS. Conheça LHS3844 – uma anã M próxima (~ 14 parsecs) que hospeda um exoplaneta rochoso 1,3 vezes o tamanho da Terra e com um período orbital de apenas 11 horas.

O monitoramento do brilho de um sistema estelar e planetário revela informações diferentes sobre o planeta em diferentes pontos da órbita. Enquanto medir a profundidade do trânsito planetário e sua variação com o comprimento de onda (também conhecido como espectroscopia de transmissão) pode nos mostrar como a atmosfera fica verticalmente, a curva de fase e a medição secundária do eclipse (quando o planeta passa atrás da estrela) geram informações sobre os processos horizontais na atmosfera como a circulação atmosférica. Como extraímos essas informações? A variação no brilho do sistema, medida por curvas de fase, à medida que diferentes longitudes ou fases do planeta entram e desaparecem, pode ser usada para reconstruir a distribuição do brilho da superfície do planeta, ainda mais facilmente se o planeta estiver gravitacionalmente sincronizado com a estrela. O brilho da superfície inferido a partir das curvas de fase no infravermelho (também conhecidas como curvas de fase térmica), em particular, pode nos dizer como a energia térmica do dia é redistribuída em todo o planeta pelos ventos nas atmosferas. A assinatura da presença de tal circulação atmosférica pode ser vista na forma de um ponto quente deslocado para leste na distribuição do brilho da superfície do planeta. Os autores do artigo de hoje usam essa mudança como um diagnóstico para determinar a presença de atmosfera em LHS3844. Eles usam dados do Telescópio Espacial Spitzer para obter uma curva de fase do planeta na faixa do comprimento de onda de 4,5 mícrons então usaram isso para reconstruir a distribuição do brilho da superfície do planeta. Como visto na Figura 1, eles observam uma curva de fase simétrica e uma distribuição de brilho da superfície com o ponto de acesso no ponto diretamente voltado para a estrela hospedeira, indicando a ausência de circulação atmosférica no planeta. Eles concluem que o planeta é consistente com a imagem de um mundo rochoso sincronizado gravitacionalmente com a estrela e que tem ausência de atmosfera espessa (pressões superficiais superiores a 10 bar). A temperatura da superfície escaldante de 1040 K, obtida a partir da profundidade secundária do eclipse (que mede a razão entre o brilho do planeta e a estrela) torna esse cenário ainda mais plausível.

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Figura 1: Curva de fase de LHS3844b, usando dados do Spitzer em 4.5 micron. O diagrama da esquerda mostra a mudança no brilho do sistema estrela-planeta à medida que o planeta gira em torno da estrela e seu lado do dia fica visível (o que aumenta o brilho total do sistema, já que o dia do planeta também está contribuindo), logo é eclipsado pela estrela, e então volta à ser visível novamente. O diagrama à direita mostra a distribuição de temperatura inferida do brilho do dia no planeta, com o ponto quente exatamente quando o planeta está voltado para a estrela (Figura 1 no artigo)

 

Os autores modelam ainda espectro de emissão do planeta devido a diferentes tipos de superfície planetária e descobrem que o brilho observado do planeta a 4,5 mícrons é mais consistente com uma superfície coberta por rochas basálticas escuras (veja a Figura 2). No sistema solar, as rochas basálticas se formam como resultado da solidificação dos fluxos de lava dos vulcões, como visto na Terra e em Mercúrio. Eles também consideram a possibilidade de uma atmosfera fina sobreviver no planeta e concluem a partir de seu modelo que, dada a idade do sistema, os ventos estelares teriam corroído uma atmosfera fina de 1 a 10 bar, a menos que exista um mecanismo como a eliminação de gases que a reabasteça continuamente.

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Figura 2: Variação do brilho da razão planeta-estrela em comparação com as previsões de vários tipos de superfície de rocha (Figura 2 no artigo)

Enquanto aguardamos futuras observações com o JWST para revelar detalhes mais fascinantes sobre LHS3844b, TESS continuará a encontrar mais sistemas interessantes no próximo ano. Pode ser que exista um planeta mais frio com as condições certas para hospedar uma atmosfera habitável por aí!

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