Exometeorología

Modelado y fundamentos teóricos

Los modelos climáticos se han utilizado para estudiar el clima de la Tierra desde la década de 1960 y de otros planetas del sistema solar desde la década de 1990.^[3] Una vez que se descubrieron los exoplanetas, estos mismos modelos se utilizaron para investigar los climas de planetas como Próxima Centauri b y el ahora refutado Gliese 581 g. Estos estudios simularon qué presiones atmosféricas y composiciones son necesarias para mantener agua líquida en la superficie de cada exoplaneta terrestre, dadas sus distancias orbitales y períodos de rotación.^[3] Los modelos climáticos también se han utilizado para estudiar las posibles atmósferas del Júpiter caliente HD 209458b, el Neptuno caliente GJ 1214b, y Kepler-1649b, un análogo teorizado de Venus.^[3][4][5][6]

Estos modelos asumen que el exoplaneta en cuestión tiene una atmósfera para determinar su clima. Sin una atmósfera, las únicas variaciones de temperatura en la superficie del planeta serían debidas a la insolación de su estrella.^[7] Además, las principales causas del tiempo meteorológico (diferencias de presión y temperatura del aire que impulsan los vientos y el movimiento de masas de aire) solo pueden existir en un entorno con una atmósfera significativa, a diferencia de una atmósfera tenue y, por lo tanto, bastante estática, como la de Mercurio.^[8] Por lo tanto, la existencia de un tiempo meteorológico exometeorológico (en contraposición a la meteorología espacial) en un exoplaneta depende de si tiene una atmósfera.

Descubrimientos recientes y fundamentos observacionales

La primera atmósfera de un exoplaneta observada fue la de HD 209458b, un Júpiter caliente que orbita una estrella de tipo G similar en tamaño y masa al Sol. Su atmósfera fue descubierta mediante espectroscopia; cuando el planeta transitó su estrella, su atmósfera absorbió parte de la luz de la estrella según el espectro de absorción detectable de sodio en la atmósfera del planeta.^[9] Aunque la presencia de sodio fue posteriormente refutada,^[10] ese descubrimiento abrió el camino para que se observaran y midieran muchas otras atmósferas de exoplanetas. Recientemente, las atmósferas de exoplanetas terrestres han sido observadas; en 2017, astrónomos que utilizaban un telescopio en el Observatorio Europeo Austral (ESO) en Chile encontraron una atmósfera en el exoplaneta del tamaño de la Tierra Gliese 1132 b.^[11]

Sin embargo, medir las variaciones meteorológicas tradicionales en la atmósfera de un exoplaneta (como la precipitación o la cobertura de nubes) es más difícil que simplemente observar la atmósfera, debido a las resoluciones limitadas de los telescopios actuales. Dicho esto, algunos exoplanetas han mostrado variaciones atmosféricas cuando se observan en diferentes momentos y otras evidencias de un tiempo meteorológico activo. Por ejemplo, un equipo internacional de astrónomos en 2012 observó variaciones en las velocidades de escape de hidrógeno de la atmósfera de HD 189733 b utilizando el Telescopio Espacial Hubble.^[12] Además, HD 189733 b y Tau Boötis Ab tienen sus temperaturas superficiales más altas desplazadas hacia el este desde sus puntos subsolares, lo que solo es posible si estos planetas bloqueados por marea tienen fuertes vientos que desplazan el aire calentado hacia el este, es decir, un viento del oeste.^[13] Por último, las simulaciones por computadora de HD 80606b predicen que el aumento repentino en la insolación que recibe en el periastro genera tormentas de ondas de choque que reverberan alrededor del planeta y distribuyen el flujo de calor repentino.^[14]

Presencia de una atmósfera

Como se mencionó anteriormente, la exometeorología requiere que un exoplaneta tenga una atmósfera. Algunos exoplanetas que actualmente no tienen atmósferas comenzaron con una; sin embargo, probablemente perdieron sus atmósferas primordiales debido al escape atmosférico^[17] por la insolación estelar y fulguraciones estelares o las perdieron debido a impactos gigantes.^[18]

Algunos exoplanetas, específicamente los planetas de lava, podrían tener atmósferas parciales con patrones meteorológicos únicos. Los mundos de lava bloqueados por marea reciben tanta insolación estelar que parte de su corteza fundida se vaporiza y forma una atmósfera en el lado diurno del planeta. Los fuertes vientos intentan llevar esta nueva atmósfera al lado nocturno del planeta; sin embargo, la atmósfera vaporizada se enfría a medida que se acerca al lado nocturno del planeta y se precipita de nuevo a la superficie, colapsando esencialmente una vez que alcanza el terminador. Este efecto ha sido modelado basándose en datos de tránsitos de K2-141b^[19] así como CoRoT-7b, Kepler-10b, y 55 Cancri e.^[20] Este patrón inusual de evaporación de la corteza, vientos de kilómetros por segundo y colapso atmosférico a través de la precipitación podría ser comprobable con observaciones de telescopios avanzados como el Webb.^[19]

Los exoplanetas con atmósferas completas pueden tener diversos rangos de condiciones meteorológicas, similares al tiempo en los planetas terrestres y gigantes gaseosos de nuestro sistema solar.^[13] Las atmósferas planetarias permiten la circulación global del aire, la distribución de la energía térmica estelar,^[13] y un ciclaje químico relativamente rápido, como se ve en el transporte de material de la corteza por las atmósferas parciales de los mundos de lava y en los propios ciclos de agua y carbono de la Tierra. Esta capacidad para ciclar y distribuir globalmente materia y energía puede impulsar la lluvia de hierro en Jupíteres calientes,^[13] vientos superrotantes de 2 km/s (4,500 mph) en HD 189733b,^[16] y la precipitación y colapso atmosférico en mundos bloqueados por marea.^[21]

Propiedades orbitales

Uno de los factores más importantes que determinan las propiedades de un exoplaneta es su período orbital, o su distancia promedio de su estrella. Esto por sí solo determina la temperatura efectiva del planeta (la temperatura base sin el aislamiento adicional de una atmósfera)^[7] y la probabilidad de que el planeta esté bloqueado por marea.^[22] Estos, a su vez, pueden afectar qué composiciones químicas de nubes pueden estar presentes en la atmósfera de un planeta,^[13] el movimiento general de la transferencia de calor y la circulación atmosférica,^[23] y los lugares donde puede ocurrir el tiempo meteorológico (como en los mundos de lava bloqueados por marea con atmósferas parciales).

Por ejemplo, el período orbital de un gigante gaseoso puede determinar si sus patrones de viento son principalmente advectivos (calor y aire que fluyen desde la parte superior de la atmósfera calentada por la estrella hacia abajo) o convectivos (calor y aire que fluyen desde abajo cerca del núcleo del planeta en contracción gradual hacia arriba a través de la atmósfera). Si la atmósfera de un gigante gaseoso recibe más calor de la insolación que de la contracción gravitacional interminable del planeta, entonces tendrá patrones de circulación advectivos; si la fuente de calor opuesta es más fuerte, tendrá patrones de circulación convectivos, como exhibe Júpiter.^[13]

Además, la radiación estelar incidente promedio de un exoplaneta, determinada por su período orbital, puede determinar qué tipos de ciclado químico podría tener un exoplaneta. El ciclo del agua de la Tierra ocurre porque la temperatura promedio de nuestro planeta está lo suficientemente cerca del punto triple del agua (a presiones atmosféricas normales) que la superficie del planeta puede sostener tres fases de la sustancia; un ciclado similar se teoriza para Titán, ya que su temperatura y presión superficial están cerca del punto triple del metano.^[24]

De manera similar, la excentricidad orbital de un exoplaneta (qué tan elíptica es la órbita del planeta) puede afectar la radiación estelar incidente que recibe en diferentes puntos de su órbita, y por lo tanto, puede afectar su meteorología. Un ejemplo extremo de esto son las tormentas de ondas de choque de HD 80606b que ocurren cada vez que el planeta alcanza el punto más interno de su órbita extremadamente excéntrica. La diferencia en la distancia entre su apastron (análogo al afelio de la Tierra) y su periastro (perihelio) es tan grande que la temperatura efectiva del planeta varía enormemente a lo largo de su órbita.^[14] Un ejemplo menos extremo es la excentricidad en la órbita de un exoplaneta terrestre. Si el planeta rocoso orbita una enana roja tenue, pequeñas excentricidades pueden llevar a variaciones de temperatura efectiva lo suficientemente grandes como para colapsar la atmósfera del planeta, dadas las composiciones, temperaturas y presiones atmosféricas adecuadas.^[21]