Nota del autor: este artículo fue escrito por el científico de la NASA Dr. Escrito con Vincent Kofman.Centro de vuelo espacial Goddard(GSFC), Sellers Exoplanet Environments Collaboration (SEEC), y es el autor principal del estudio discutido en este estudio.
Miles de exoplanetas han sido descubiertos en las últimas décadas.El favorito de Planet HuntertessYKepler, y numerosos esfuerzos en tierra han impulsado este campo y estamos comenzando a obtener el número total de planetas que nos permitirán realizar análisis estadísticos efectivos en algunos de ellos.
La cantidad de planetas detectados no solo muestra cuán comunes son;Expone nuestra falta de comprensión de cómo se forman los planetas, qué condiciones existen y cuándo se pueden habitar los planetas.tantodetección de transporte públicoProduce el período orbital principal de un exoplaneta, es decir, la duración del año del planeta y el tamaño del planeta en relación con su estrella.El siguiente paso es caracterizar el planeta.Esto generalmente requiere estudios de seguimiento utilizando diferentes estrategias de observación y telescopios más potentes.
Además de estudiar su aparición, tamaño, período orbital y cantidad de luz recibida, la composición de la atmósfera puede proporcionar muchas ideas sobre nuestra comprensión de este nuevo mundo.La composición de las atmósferas de los exoplanetas se puede determinar mediante la observación utilizando telescopios espaciales como:telescopio espacial Hubble, o en tierra utilizando los siguientes observatorios:telescopio extra grandeoSentirse enfermo.
Estas observaciones remotas se basan en la interacción de la luz con las moléculas en la atmósfera y son muy específicas de las condiciones atmosféricas, lo que las convierte en diagnósticos poderosos tanto para la composición como para la temperatura planetaria.Sin embargo, no todas las moléculas se parecen y la luz de los exoplanetas es muy tenue.Así que ahora solo podemos ver las moléculas más brillantes: agua, metano, monóxido de carbono, sodio y muchos óxidos metálicos.Para el resto de nuestra atmósfera, los planetas de nuestro sistema solar brindan un primer vistazo de lo que podría existir, pero los científicos confían en gran medida en modelos químicos y físicos para evaluar lo que podría estar oculto en los estudios espectroscópicos.
Afortunadamente, las moléculas detectables pueden decir mucho sobre las condiciones atmosféricas.Por ejemplo, la relación carbono-oxígeno (C/O), deducida de la abundancia de monóxido de carbono, dióxido de carbono, metano y agua, indica esencialmente si la sustancia química en la atmósfera está dominada por el oxígeno o el carbono.Estos son miembros finales químicos diferentes y conducen a ambientes muy diferentes.La atmósfera de Titán, por ejemplo, está dominada por el carbono, lo que da lugar a un mundo nebuloso de lagos de hidrocarburos.La atmósfera de Marte es un ejemplo de una relación C/O de menos de 1. La relación C/O también se puede determinar a partir del disco protoplanetario, por lo que es una relación valiosa que vincula el lugar de nacimiento de un planeta con su estado actual.
Otra relación estequiométrica que ha demostrado ser muy reveladora en el sistema solar es la relación entre el hidrógeno (H), el elemento más común del universo, y sus isótopos ligeramente más pesados.hidrogeno pesado(d).conocido comoRelación D/H, que brinda un vistazo a la historia, los planetas y las atmósferas, es el tema central de un nuevo artículo de científicos del Centro de Vuelo Espacial Goddard (GSFC) de la NASA, dirigido por el Dr. Vincent Kofman.
La relación D/H se estableció originalmente como parte del Big Bang con aproximadamente 1/8700 u 8700 átomos de hidrógeno por deuterio.No hay muchos procesos naturales que hayan cambiado sus proporciones con el tiempo. Algunos procesos activos en las estrellas son una excepción.Esa proporción de 1/8700 se transmite al planeta a medida que comienza a formarse, pero los valores de calidad iniciales pueden variar según la región de formación de la estrella y la nebulosa a partir de la cual se forma el planeta.Esto se debe a las diferentes temperaturas a las que se congelan las moléculas que contienen hidrógeno y deuterio.Especialmente en regiones extremadamente frías, la cantidad de deuterio es bastante alta.Por lo tanto, los planetas pueden tener valores de D/H primordiales muy diferentes dependiendo de cuándo y cómo se formaron.
Debido al alto contenido de deuterio del hielo primordial, los gigantes de hielo gigantes Urano y Neptuno tienen una relación D/H más alta que Júpiter y Saturno.Sin embargo, las proporciones de algunos planetas cambiaron después de su formación.Los planetas rocosos recibieron agua de asteroides y cometas, y estos planetas se formaron en diferentes lugares de la nebulosa, lo que resultó en un mayor contenido de deuterio en las atmósferas de la Tierra, Venus y Marte.
Después de eso, la proporción aumentó aún más la pérdida significativa de agua.Este efecto, visto más claramente en Marte y Venus, se puede entender de la siguiente manera.Debido a que gran parte del hidrógeno y el deuterio en la atmósfera del planeta están ligados al agua, la luz solar los destruye fácilmente para producir oxígeno e hidrógeno elementales.
Flotando en lo alto de la atmósfera, el hidrógeno es acelerado fácilmente hacia el espacio por el viento solar y viaja lo suficientemente rápido como para escapar de la gravedad del planeta.Con esa pérdida de hidrógeno, las moléculas de agua no se pueden reformar y el planeta se queda con menos agua.Si este proceso continúa durante miles de millones de años, el contenido de agua de la atmósfera del planeta podría disminuir significativamente.
Sin embargo, hay un elemento confuso en esta historia de pérdida de agua. En otras palabras, es mucho menos probable que el deuterio, que es aproximadamente el doble de pesado que el hidrógeno elemental, vuele al espacio.Por lo tanto, es mucho menos probable que una molécula de agua “pesada” que se ha dividido en la atmósfera pierda átomos de deuterio que una molécula de agua ordinaria pierde un átomo de hidrógeno ordinario.La relación D/H aumenta en estas atmósferas durante miles de millones de años.
Para investigar la relación D/H del exoplaneta, los investigadores de GSFC tuvieron que extraer información de una enorme base de datos espectral.Para aliviar la carga, crearon una herramienta que puede hacer el trabajo mucho más rápido que con los sistemas tradicionales.La base de datos se integró en las herramientas que construyeron.Generador de espectro planetario(PSG).PSG son todos los elementos del cálculo (espectro solar/estrella, superficie y atmósfera del planeta, absorción por la atmósfera de la Tierra, telescopio utilizado).
Simule interacciones de exoplanetas con el generador de espectro planetariotrapense 1bLos investigadores investigaron la posibilidad de detectar la relación D/H utilizando el telescopio espacial James Webb, que se lanzará próximamente, a medida que la luz de la estrella pasa frente a ella.Demostraron que en el caso de una atmósfera rica en agua, la relación D/H puede limitarse observando algunos pasajes del planeta frente a la estrella anfitriona.
Con una mejor comprensión de la relación D/H, los cazadores de exoplanetas deberían poder determinar parte de la historia atmosférica e hidrológica de estos nuevos planetas.Esto mejorará nuestra comprensión de la química que ocurre en los exoplanetas y mejorará los modelos atmosféricos.En última instancia, podemos comprender mejor qué necesita el planeta para ser habitable.
Aprende más:
Diario de Espectroscopía Cuantitativa y Transferencia Radiativa –Absorción en atmósferas exoplanetarias: combinación de bases de datos teóricas y experimentales para facilitar el cálculo de la opacidad molecular en el agua
Generador de espectro planetario
Las transacciones filosóficas de la Royal Society –Relación D/H del sistema solar interior
UT-Colores del mundo habitable
UT-Nueva tecnología para encontrar vida, se parezca o no a la vida en la Tierra
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Concepto del sistema trapense del artista.
Créditos – NASA/JPL-Cal Tech
Dr. Vicente Kaufman, (Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA, Greenbelt, MD, Universidad Americana, Departamento de Física de Washington, DC)