Interiores y atmósferas de
exoplanetas
Astrobiología
Lic. Ciencias de la Tierra
Antígona Segura Peralta
Interiores de planetas terrestres en el
sistema solar
Interiores de los gigantes del sistema
solar
Interiores de los satélites helados del
sistema solar
Interiores de exoplanetas
• Los planetas pueden estar compuestos de una mezcla de hierro, silicatos, hielo y gas.
• Una incertidumbre para los modelos de interiores planetarios es la ecuación de estado, que permite predecir el comportamiento de un material en un rango de presión y temperatura.
• Para planetas rocosos las incertidumbres actuales se encuentran en el comportamiento a altas presiones de los silicatos, hielos y
aleaciones de hierro, lo cual incide en la determinación detallada de la composición interna o el tamaño y estado (líquido o sólido) del núcleo planetario
• Los planetas con masas mayores a las 10 M contienen fracciones significativas de gas. Una vez que el planeta alcanza una masa gaseosa (H y He) mayor al 10 %, la envoltura de gas gobierna la evolución del planeta.
Interiores de exoplanetas
• Un planeta de 10 M
que tiene una envoltura del 10% de H
y He, es 50% mayor que un planeta con la misma masa
compuesto de hielo.
• Existe una variedad de composiciones internas, ya sea ricas
en agua o en hierro y silicatos, que puede producir una
relación masa-radio similar (Fortney et al. 2007). Por esta
razón es muy difícil determinar con detalle la estructura
interna de un planeta. A esto se le llama la degeneración de
la composición.
• Una de las principales incertidumbres es si los elementos
pesados se encuentran concentrados de manera
predominante en el núcleo planetario o distribuidos más o
menos homogéneamente en la envoltura gaseosa.
Diagramas ternarios
Súper tierras o mini Neptunos
(sub Neptunos)
• Los planetas con masas entre 1-10 M son denominadas súper Tierras o mini neptunos
• Para una misma masa pueden existir diversas composiciones y estructuras. Podrían ser planetas rocosos, planetas océano o con atmósferas de H2.
• En el sistema solar no existen planetas con masas mayores a 1 M y menores a 14 M por lo que las características que podemos inferir de las súper Tierras deben provenir de modelos y observaciones de planetas alrededor de otras estrellas.
• Seager et al. (2007) definen a una súper Tierra como un planeta sólido que no tiene una cubierta gaseosa significativa,
independientemente de su masa. Otros autores (Valencia et al.
2007) definen a las súper tierras como planetas entre 1 y 10 M con una gran cantidad de material sólido.
Volumen de
agua
Relaciones masa radio para planetas
de agua, silicatos y hierro
Modelos para cuerpos terrestres y
planetas de agua
Formación de Súper Tierras
El proceso de formación de súper Tierras puede
dividirse en 3 categorías:
1) Formación del núcleo
2) Agregación de envolturas gaseosas
Formación de súper Tierras
La cantidad máxima de material sólido que puede
agregar un planeta o protoplaneta, sin considerar la
migración planetaria, está dada por:
1) La masa de aislamiento: Es la suma de material
que se encuentra en la región de la que un
embrión planetario puede agregar sólidos. Esta
depende de la densidad superficial del disco ()
en la zona en la que se forma el planeta.
2) La agregación de masa por grandes
impactadores. Depende de y de la densidad
del planeta.
Formación de súper Tierras
Para reproducir las poblaciones de súper Tierras cercanas a
sus estrellas observadas se requiere que sea tan grande que
el disco sería inestable gravitacionalmente, incluso incluyendo
grandes impactos.
En cambio la formación de súper Tierras más allá de algunas
UA de su estrella es consistente con las masas predichas por la
masa mínima de la nebulosa solar (MMSN).
Esto sugiere que la migración de sólidos o de planetas ya
ensamblados fue importante para la formación de
sub-Neptunos, o bien, las densidades superficiales locales podrían
no ser representativas de todo el disco y la formación de
Formación de súper-Tierras
La fracción de gas que puede agregar un proto
planeta difícilmente puede exceder el 20% de su
masa considerando la distancia a la estrella y las
vidas típicas de los discos protoplanetarios.
Esto sugiere que la mayoría de las super Tierras
no se convirtieron en gigantes porque sus
núcleos no agregaron suficiente gas para entrar
en la fase de agregación desbocada de gas
Formación de súper Tierras
Después de su formación las súper Tierras pueden estar sometidas a procesos que reducen la envoltura gaseosa:
1) Pérdida durante la dispersión del disco. Conforme el gas se disipa la envoltura pierde gas que no puede recuperar.
2) Pérdida potenciada por el núcleo. La energía liberada por el
núcleo y la envoltura del protoplaneta puede ser suficiente para calentar la atmósfera del planeta y que esta adquiera energía suficiente para escapar del planeta.
3) Fotoevaporación. La atmósfera se pierde cuando fotones ionizantes liberan electrones energéticos que calientan a atmósfera.
4) Pérdida por colisiones. Grandes impactos después de que el gas del disco se ha dispersado.
Planetas de roca con envolturas de
H/He
• Una envoltura de H/He puede aumentar considerablemente el radio de un planeta con una masa dada.
• Los planetas con este tipo de envolturas varían su radio con el tiempo y esta evolución depende de la cantidad de radiación que recibe el planeta. • Por ejemplo, en el caso de la masa y radio de Kepler-11 b podría ser el
resultado de un cuerpo con núcleo de hierro y manto de silicatos, con una envoltura de agua (54% en masa) o bien una envoltura de H/He (0.41% en masa).
• Para el resto de los planetas de la estrella Kepler 11, el porcentaje de masa de la envoltura de H/He sería del 14% o menor. A pesar de la pqueña
fracción masa de la envoltura, ésta representaría una parte importante del radio observado.
• En la siguiente gráfica se muestran las posibles composiciones para los planetas que giran alrededor de Kepler 11. Si contienen envolturas de H/He, éstas ocupan casi la mitad del radio del planeta.
Relación masa-radio para planetas en tránsito con masas medidas y curvas para diferentes
composiciones. Los colores de los planetas indican la cantidad de flujo estelar total que reciben en unidades de la constante solar. Los planetas detectados por Kepler están indicados con círculos. Otros planetas son mostrados con cuadrados abiertos, estos son, en orden de radio de menor a mayor: Corot-7 b, 55 Cancri e, GJ1214 b y GJ 34Corot-70 b. Los planetas del sistema solar, Venus y Urano, están marcados con letras negras. Todas las curvas están calculadas suponiendo una envoltura volátil sobre un núcleo de roca y hierro con la misma composición que la de la Tierra. Las líneas azules son para envolturas de agua y las naranjas en puntos son para envolturas de H/He con 8 Ga de edad.
Estructura de exoplanetas
• Los gigantes gaseosos deben tener masas mayores a 15
veces la masa terrestres para agregar y retener el gas,
en el escenario de formación de acreción del núcleo.
En el escenario de la inestabilidad gravitacional deben
tener masas alrededor de 5 M
J.
• Los planetas mayoritariamente rocosos con masas
mayores a 100 M
, podrían existir alrededor de
estrellas muy masivas (5-120 M
) con discos muy
enriquecidos en materiales pesados. Para estrellas
similares al Sol (< 2 M
) lo más probable es que los
exoplanetas con composición rocosa no excedan las 10
M.
Seager et al. (ApJ 2007)
Relación masa-radio teórica. Algunos de los planetas presentados aqui no son posibles como se explica más adelante. El rectángulo señala la zona de las super Tierras.
Síntesis de poblaciones
Mo rd as in iet al. 2 0 1 2 ; Benz et al. 2 0 1 4Planetas de carbono
• Podrían formarse en ambientes donde C/O >1 (la
abundancia solar es C/O =0.5).
• En este caso dominaría el SiC, en vez de los
silicatos (Si + O)
• Dos posibles composiciones podrían ser SiC y
grafito. Esto se deduce a partir de observaciones
de atmósferas de estrellas de carbono.
• Las relación M–R para estos planetas se
sobrepone a la de los planetas de silicatos y agua.
• Esto se debe a la similitud entre la densidad del
Planetas de carbono
Seager et al. (ApJ 2007)
Agua
Silicatos
Hierro
Carbono COGrafito +núcleo Fe SiC+núcleo Fe
Con la relación masa-radio no podríamos distinguir un planeta de carbono de uno de silicatos. Se requiere medir la metalicidad de la estrella.
Observaciones
• Los planetas poco masivos (<30 M
) tienen
grandes variaciones de tamaño a una masa dada.
Por ejemplo:
– Kepler-10b tiene una masa de 4.6 M
y una densidad
de 9 g/cm
-3, lo que indica una composición re
roca/hierro.
– Kepler-11e tiene una densidad de 0.5 g/cm
-3y una
masa de 8 M
. Se requiere una cantidad substancial
de elementos ligeros (probablemente hidrógeno) para
explicar esta combinación de masa y radio.
Tierra. 5.5 g/cm3
Hierro: 8 g/cm3
Silicatos: 2.5 g/cm3
Júpiter: 1.3 g/cm3
Hidrógeno metálico líquido: 4 g/cm3
H fluido supercrítico: 0.7 g/cm3
Observaciones
• Las masas y radios de los planetas intermedios llevan a
conclusiones ambiguas sobre su composición. Este es el caso de GJ 1214b (masa 6.5 M, radio 2.7 R, densidad 1.9 g/cm-3) que son
consistentes con diversas composiciones:
– “Súper Tierra” con un núcleo de roca/hierro rodeado de una atmósfera de H2 que sería el 3% en peso del planeta.
– “Planeta de agua” con un núcleo de roca/hierro, océano de agua y atmósfera que contribuirían con un 50% de la masa.
– “Mini Neptuno” compuesto de roca/hierro, agua y una envoltura de gas de H/He.
• La composición puede determinarse a partir de observaciones de la atmósfera del planeta. En el caso de GJ 1214b la pequeña altura de escala de la atmósfera favorece un alto peso molecular promedio de ésta (posiblemente agua) pero también podría ser una
Planets are color-coded by their incident bolometric stellar flux (compared to the Earth) and equilibrium temperatures. https://www.cfa.harvard.edu/~lzeng/planetmodels.html
1. The data of exoplanets are largely taken from the NASA Exoplanet Archive
2. Curves show models of different compositions, with solid indicating single composition (Fe, MgSiO3, i.e. rock, H2O) and dashed indicating Mg-silicate planets with different amounts of H2O or Fe added. Rocky planets without volatile envelope likely lie in the shaded region within uncertainty, and those ones with volatile envelope may lie above. 3. Planets are color-coded by their incident bolometric stellar flux (compared to the Earth) and equilibrium temperatures. (updated 2016/10)
Factores que influyen en la química
atmosférica de los exoplanetas
Gravedad: Determina la capacidad del planeta de retener su atmósfera y en particular
de retener elementos ligeros como el H y el He. Puede ser derivada directamente de las mediciones de masa y radio del planeta.
Composición elemental: La abundancia relativa de los diferentes elementos es uno de
los aspectos más importantes para determinar la composición atmosférica. No se puede medir observacionalmente.
• A partir de modelos inferimos que los planetas gigantes formados por el proceso de acreción del núcleo serán lo suficientemente masivos para retener cantidades significativas de H y He.
• Los planetas terrestres no son lo suficientemente masivos para retener H2 y He y sus atmósferas, ya sea gruesas o delgadas, dependerán de la masa del planeta y su evolución (parámetros orbitales, impactos, interacciones con la superficie,
degasamiento etc.). Se espera que tengan atmosferas dominadas por H2O, CO2, CO, N2, Ne, Ar, Kr, SO2,SiO2 degasados de los planetésimos que formaron al planeta o cuerpos que se agregaron después de la formación del planeta.
• En el caso de los planetas de masas intermedias entre la Tierra y Neptuno la
composición es desconocida, en este caso los modelos y las observaciones han ido estableciendo las restricciones para las posibles composiciones.
Factores que influyen en la química
atmosférica de los exoplanetas
Insolación: La cantidad de energía recibida por la
atmósfera por unidad de tiempo y área depende
esencialmente de la luminosidad de su estrella y de la
distancia a ella que pueden ser obtenidas a partir de
observaciones.
La distribución del espectro electromagnético también es
fundamental. El infrarrojo y el visible calientan la
atmósfera, especialmente a presiones mayores a 1
microbar, mientras que los fotones ultravioleta calientan
la alta atmósfera y dan lugar a la ionización y disociación
de los constituyentes atmosféricos, además de inducir la
fotoquímica atmosférica a diversas alturas.
Factores que influyen en la química
atmosférica de los exoplanetas
Calor interno: Los interiores de los planetas pueden proveer
una fuente de energía para el calentamiento de la atmósfera
dependiendo de la edad del planeta y las interacciones de
marea con su estrella u otros planetas del sistema.
El calentamiento interno puede derivarse de modelos teóricos
de evolución de interiores planetarios y su reacción a fuerzas
de marea. Sin embargo las incertidumbres en algunos
parámetros como las propiedades de disipación del material
que forma la mayor parte del planeta y la edad de la estrella
(y por lo tanto del sistema planetario), hacen del
calentamiento interno un aspecto poco restringido en la
mayor parte de los caso.
Factores que influyen en la química
atmosférica de los exoplanetas
• Para algunos planetas es importante considerar otros
procesos como la interacción con la superficie o la
formación de granos de polvo o niebla fotoquímica.
• Los modelos químicos para atmósferas planetarias intentan
describir la cantidad y distribución de los constituyentes de
una atmósfera. Para ello se requieren dos parámetros
adicionales:
– Estructura térmica
– Magnitud de los procesos de transporte: una atmósfera es esencialmente un fluido que está sujeto a procesos como
convección, difusión y transporte turbulento. Estos procesos son una fuente de desequilibrio pues las especies generadas pueden ser removidas de una región de la atmósfera y transportadas a otra.
http://www.planetary.org/blogs/gu est-blogs/2016/0324-clouds-and-haze-and-dust-oh-my.html
Las nubes son el
resultado de un cambio
de fase en la atmósfera
(gas a líquido o gas a
sólido).
Las nieblas son el
resultado de la
fotoquímica de la
Atmósferas de súper Tierras
Atmósferas degasadas con hidrógeno: Los planetas que tienenatmósferas liberadas desde el interior planetario (degasamiento) y no capturadas del disco protoplanetario, tendrán algo de hidrógeno en forma de H2. La cantidad depende de la composición de los
planetésimos que formaron al planeta. La idea es que algunos planetas en el rango de masas de 10 a 30 M deben ser lo suficientemente
masivos y fríos para retener el hidrógeno degasado en sus atmósferas en contra del escape atmosférico.
Estas atmósferas ricas en H tendrán conjuntos distintos de moléculas dominantes como H2O y CH4 o CO. Algunas Súper Tierras pueden tener atmósferas masivas degasadas que pueden alcanzar hasta el 50% de masa en hidrógeno. Otros planetas pueden tener atmósferas masivas de vapor de agua. Las atmósferas degasadas de H no contendrán He porque este no es atrapado en las rocas y no puede se agregado
durante el proceso de formación.
Atmósferas de mini Neptunos y súper
Tierras
• En orden de las atmósferas más calientes a las más frías los
condensados que dominan las atmósferas ricas en H2 son las de óxidos y silicatos de Al-Ca-Ti, Fe metálico, silicatos de Mg, Cr
metálico, MnS, Na2S, ZnS, KCl, NH4H2PO4, H2O, NH4SH, NH3, y CH4. • Para el caso de GJ1214b se han propuesto nubes de ZnS y KCl.
• Otras posibilidades son materiales orgánicos de alto peso molecular (“hollín”) generados por procesos fotoquímicos o grafito que es
estable en atmósferas ricas en metales o con C/O altos.
• La formación de nubes de ácido sulfúrico (H2SO4) por procesos fotoquímicos también es posible para un amplio rango de
atmósferas con altas metalicidades o atmósferas ricas en CO2 con suficiente SO2.
• La formación de nieblas fotoquímicas en las atmósferas de planetas de tamaño intermedio está pobremente entendida.
Categorías de atmósferas de
exoplanetas
• Atmósferas degasadas dominadas por CO
2: En la Tierra el
CO
2se disuelve en el océano y queda secuestrado en la
roca caliza sedimentaria, dejando al N
2como gas
atmosférico dominante. Esta categoría está poblada por
atmósferas que han perdido el H y el He y en las que el
vapor de agua puede ser un indicador de la presencia de
agua líquida en la superficie. La composición atmosférica
específica dependerá de la composición interna.
• Súper Tierras calientes sin volátiles: Con temperaturas
atmosféricas por arriba de los 1,500 K las Tierras o súper
Tierras calientes perderán no sólo el H sino también otros
volátiles como el C, N, O y S. Entonces, la atmósfera estará
compuesta por silicatos enriquecidos con elementos más
refractarios como el Ca, Al y Ti.
Observaciones
• Los planetas masivos (>100 M
) deben su
variación de tamaño, dada una masa) a:
– La presencia de un núcleo sólido masivo (o
elementos pesados distribuidos uniformemente),
lo que aumenta la gravedad superficial del planeta
haciéndolo más compacto.
– Los planetas con órbitas muy cercanas a su
estrella reciben mayor flujo estelar y estàn màs
propensos a estar “inflados” con relación al
Atmósferas observadas
• Se espera que las atmósferas de los Júpiter calientes
estén dominadas por moléculas de H
2, H
2O y,
dependiendo de la metalicidad, CO o CH
4. De estas
moléculas, el agua es por mucho el gas que tiene
más presencia en el espectro infrarrojo y visible.
• Por ello se espera que el H
2O sea la señal espectral
más distintiva en las atmósferas de los Júpiter
calientes. Otros átomos y moléculas identificados
son el sodio atómico (Na), metano, monóxido de
carbono y bióxido de carbono
Espectro de transmisión observado por el telescopio Spitzer (puntos verde obscuro con barras de error). Las líneas corresponden a modelos teóricos para atmósferas de
distintas composiciones. Los puntos verde limón y rojo corresponden al flujo pedicho por el modelo en las bandas de observación del Spitzer.
Figuras: Seager y Deming (Ann. Rev. Astron. Astrophys. 2010)
R=1.7 R
Ja=0.05 AU
Figuras: Seager y Deming (Ann. Rev. Astron. Astrophys. 2010)
R=1.14 R
JM =1.14 M
Ja=0.03 AU
Atmósferas evaporadas
Atmósferas evaporadas
• El desierto de las súper Tierras calientes: Hay
una clara ausencia de planetas con tamaños
entre 2.2 y 3.8 R
y flujo incidente 650 veces
mayor al de la Tierra. Fue predicho por
modelos teóricos.
• Las pampas sub-jovianas: Distintos estudios
muestran una merma en los exoplanetas con
radios entre 3-10 R
y periodos menores a 2.5
días.
Atmósferas evaporadas
• La migración puede ser una razón de los
huecos observados en el diagrama de
radio-flujo. Sin embargo esto no explica el caso del
desierto de las súper Tierras.
• El límite en el flujo puede ser una función de
la masa del planeta, donde los más masivos
pueden resistir mejor la evaporación.
Atmósferas evaporadas
Es posible que la fotoevaporación sea la clave para explicar la ausencia de sub-Neptunos o super Tierras a periodos cortos.
La figura anterior muestra el límite para la fotoevaporacion por XUV en exoplanetas. Compara la cantidad de radiación fotoionizante de un
planeta con su energía gravitacional de retención (binding) dada por GM2/R.
Cada uno de los puntos es un exoplaneta observado para el cual se
estimó la radiación XUV que recibe de su estrella usando una relación obtenida empíricamente.
La eficiencia de evaporación según un modelo teórico está dada por el parámetro , en la figura la línea punteada señala una eficiencia de evaporación del 10%.
La fracción de la envoltura de H/He fue calculada para cada planeta a partir de modelos a partir de las masas y radios observados.
