Una larga búsqueda de óxido de titanio en jupiteres calientes

Una larga búsqueda de óxido de titanio en jupiteres calientes

Título del artículo: Detection of titanium oxide in the atmosphere of a hot Jupiter

Autores: Elyar Sedaghati, Henri M. J. Boffin, Ryan J. MacDonald, Siddharth Gandhi, Nikku Madhusudhan, Neale P. Gibson, Mahmoudreza Oshagh, Antonio Claret, and Heike Rauer

Institución del primer autor: European Southern Observatory, Santiago, Chile

Estado de: Publicado en Nature, acceso abierto en arXiv

Astrobito original: A long hunt for Titanium Oxide in hot Jupiters por Shang-Min Tsai

Jupiteres calientes corresponden a una clase de planetas extrasolares (“exoplanetas”) que fueron los primeros descubiertos y mejores estudiados.  Tienen un tamaño parecido al de Júpiter, y una órbita cercana a su estrella (normalmente menos de 0.1 au, o unidades astronómicas).  Muchas investigaciones se han enfocado en la dinámica y composición de sus atmósferas, con algunos misterios todavía por resolver (por ejemplo, uno que tiene que ver con su tamaño hinchado, ver estos bites en inglés).  Los autores de la publicación de hoy anunciaron unas esperadas novedades del descubrimiento de óxido de titanio (TiO) en la atmósfera de un jupiter caliente, WASP-19b.

WASP-19b está tan cerca a su estrella (~0.016 au) que su temperatura efectiva supera los 2000 K.  Con tan alta temperatura,  el metal refractario (si existe alguno) debería presentarse en la fase gaseosa y posiblemente poder formar óxidos metálicos.  Astrofísicos han propuesto que deben existir TiO y VO (óxido de vanadio) en algunos de estos planetas calientes.  Una de las razones para buscar TiO y VO es que lo han estado observado en enanas marrones.  Planetas gigantes gaseosos y enanas marrones comparten algunas características y mecanismos de formación.  Por lo tanto, los astrónomos han buscado marcas de TiO y VO durante una década.  Sin embargo, ninguna investigación presentaba una detección definitiva, hasta la investigación de hoy.

Figura 1: Curvas de luz de WASP-19b medidas durante tres campañas de observaciones.  Los colores corresponden a distintos rangos (“bandas”) de longitud de onda : 600B (azul), 600RI (verde) and 600z (rojo).  En cada panel, la línea más arriba es la curva de luz de banda ancha, usada para determinar parámetros planetarios. Las otras líneas son curvas de luz que corresponden a rangos de longitud de onda de ancho de 50 nm. (Figura 1 del artículo original)

 

La figura 1 muestra las curvas de luz de tres tránsitos de WASP-19b observado por el Very Large Telescope (VLT) del Observatorio Europeo Austral (ESO por sus siglas en inglés). Los datos de alta resolución permiten que los astrónomos obtengan parámetros planetarios importantes (por ejemplo, el radio del planeta). Con el conocimiento del radio del planeta, los autores construyeron modelos para adaptarse al radio en función de la longitud de onda (el espectro de transmisión, ver este astrobite).  En el espectro en la Figura 2 se pueden ver las líneas de absorción de distintas moléculas.  Los autores descubrieron que el mejor modelo incluye H2O, TiO, Na, y partículas de “haze” (similar a la neblina o bruma), las cuales producen la inclinación en longitudes de onda cortas debido a la dispersión de Rayleigh (la misma razón de que el cielo se vea azul).  Las abundancias detectadas son en general menores que la composición solar.

 

Figura 2: El espectro de transmisión de WASP-19b. Puntos azules, verdes, y rojos corresponden a observaciones con distintas bandas de longitud de onda (600B, 600RI and 600z, ver los 3 paneles de Figura 1).  El mejor modelo (rojo) incluye las moléculas H2O, TiO, Na, y una calima (“haze”) ancha. Las otras curvas (naranja, azul, negro) corresponden a modelos que faltan distintas moléculas (por ejemplo, “No TiO” significa “Sin óxido de titanio”).   (Figura 2 del artículo original)

 

TiO y VO que existen en la fase gaseosa de temperaturas muy altas (mayores de 2000 K) pueden absorber muy fácilmente la radiación visible e infrarrojo cercano.  Funcionan de una manera parecida a la capa de ozono que absorbe la radiación UV en la Tierra, resultando en una inversión de temperatura en la estratosferadonde la temperatura aumenta con la altura. La estructura con aire cálido abajo está muy estable porque no se permite convección.  Ésta es otra razón para motivar la búsqueda de TiO y VO.  Astrofísicos propusieron por primera vez que hay una alta posibilidad de que algunos jupiteres calientes muestran inversiones de temperatura (Fortney et al. 2008), pero no existe una prueba definitiva todavía.

Los autores sugieren que luego, con observaciones de emisión termal con el Telescopio Espacial Hubble o el Telescopio Espacial James Webbpueden buscar evidencia de la inversión de temperatura.  Además, en base de las observaciones actuales de jupiteres calientes, queda una duda de ¿porqué la presencia de TiO y/o VO, o la inversión de temperatura parecen tan poco común?  Estas cautivadoras preguntas les mantienen ocupados a los astrónomos.

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