Identificação de dióxido de carbono na atmosfera de um exoplaneta

Nature volume 614, páginas 649–652 (2023) Cite este artigo

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O dióxido de carbono (CO2) é uma espécie química chave que é encontrada em uma ampla gama de atmosferas planetárias. No contexto dos exoplanetas, o CO2 é um indicador do enriquecimento de metais (isto é, elementos mais pesados ​​que o hélio, também chamados de 'metalicidade')1,2,3 e, portanto, dos processos de formação das atmosferas primárias dos gigantes de gás quente4,5 ,6. É também uma das espécies mais promissoras para detectar nas atmosferas secundárias de exoplanetas terrestres7,8,9. Medições fotométricas anteriores de planetas em trânsito com o Telescópio Espacial Spitzer deram dicas da presença de CO2, mas não renderam detecções definitivas devido à falta de identificação espectroscópica inequívoca10,11,12. Aqui apresentamos a detecção de CO2 na atmosfera do exoplaneta gigante gasoso WASP-39b a partir de observações de espectroscopia de transmissão obtidas com o JWST como parte do programa Early Release Science13,14. Os dados usados ​​neste estudo abrangem 3,0–5,5 micrômetros de comprimento de onda e mostram uma característica proeminente de absorção de CO2 em 4,3 micrômetros (significância de 26 sigma). O espectro geral é bem acompanhado por modelos unidimensionais de metalicidade solar de dez vezes que assumem equilíbrio radiativo-convectivo-termoquímico e têm opacidade de nuvem moderada. Esses modelos preveem que a atmosfera deve conter água, monóxido de carbono e sulfeto de hidrogênio, além do CO2, mas pouco metano. Além disso, também detectamos provisoriamente uma pequena característica de absorção próxima a 4,0 micrômetros que não é reproduzida por esses modelos.

WASP-39b é um exoplaneta em trânsito quente (temperatura de equilíbrio planetário de 1.170 K assumindo albedo zero e redistribuição total de calor) que orbita uma estrela do tipo G7 com um período de 4,055 dias15. O planeta tem aproximadamente a mesma massa de Saturno (M = 0,28 MJ, onde MJ é a massa de Júpiter), mas é cerca de 50% maior (raio R = 1,28 RJ, onde RJ é o raio de Júpiter), provavelmente devido à alta nível de irradiação que recebe de sua estrela hospedeira16,17,18. Escolhemos este planeta para as observações de espectroscopia de transmissão do JWST Early Release Science (ERS) porque as análises dos dados existentes no espaço e no solo detectaram grandes características espectrais e mostraram que havia contaminação mínima do sinal planetário da atividade estelar10,19,20, 21. As principais características espectrais previamente detectadas foram atribuídas com segurança à absorção de sódio, potássio e vapor de água10,19,20, enquanto o dióxido de carbono (CO2) foi sugerido para explicar o trânsito profundo a 4,5 µm observado com o Spitzer10.

Há muito se pensa que a metalicidade atmosférica é um diagnóstico do acréscimo relativo de sólidos e gás durante a formação de planetas gigantes gasosos, ambos trazendo elementos pesados ​​para o envelope dominado por hidrogênio e para a atmosfera visível4,5,6. A metalicidade da estrela hospedeira de WASP-39b, que é um proxy para o enriquecimento de metal do disco protoplanetário no qual o planeta se formou, é aproximadamente solar15,22,23,24. Portanto, a tendência de metalicidade atmosférica-massa do planeta observada nos gigantes do Sistema Solar25,26 prevê que ele tenha um aumento de cerca de dez vezes o solar (como o de Saturno; ref. 27). Além disso, os modelos de estrutura interior que correspondem à baixa densidade do WASP-39b prevêem um limite superior de 95º percentil para a metalicidade atmosférica de 55 vezes a solar, sob a suposição de que o planeta não possui núcleo de elementos pesados ​​e que todos os metais são distribuídos uniformemente ao longo do envelope28.

Apesar de ter algumas das mais altas detecções sinal-ruído de características espectrais em seu espectro de transmissão, a modelagem dos dados existentes para WASP-39b resultou em estimativas de metalicidade que variam em cinco ordens de magnitude, de 0,003 vezes solar a 300 vezes solar10,29,30,31,32,33. A ampla gama de valores decorre da qualidade insuficiente dos dados para quebrar a degeneração entre nuvens e metalicidade em modelos de espectros de transmissão34, bem como da incerteza sobre a interpretação das medidas fotométricas do Telescópio Espacial Spitzer em 3,6 µm e 4,5 µm. Assim, dados espectroscópicos com maior precisão, canais espectrais mais finos e cobertura de comprimento de onda mais ampla foram necessários para melhor restringir a metalicidade desta (e de outras) atmosferas de exoplanetas gigantes.