Identificazione dell'anidride carbonica nell'atmosfera di un esopianeta

Natura volume 614, pagine 649–652 (2023) Citare questo articolo

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L’anidride carbonica (CO2) è una specie chimica chiave che si trova in un’ampia gamma di atmosfere planetarie. Nel contesto degli esopianeti, la CO2 è un indicatore dell'arricchimento di metalli (cioè di elementi più pesanti dell'elio, detti anche 'metallicità')1,2,3, e quindi dei processi di formazione delle atmosfere primarie dei giganti gassosi caldi4,5 ,6. È anche una delle specie più promettenti da rilevare nelle atmosfere secondarie degli esopianeti terrestri7,8,9. Precedenti misurazioni fotometriche di pianeti in transito con il telescopio spaziale Spitzer hanno dato indizi della presenza di CO2, ma non hanno prodotto rilevazioni definitive a causa della mancanza di un'identificazione spettroscopica univoca10,11,12. Qui presentiamo il rilevamento di CO2 nell'atmosfera dell'esopianeta gigante gassoso WASP-39b da osservazioni di spettroscopia di trasmissione ottenute con JWST come parte del programma Early Release Science13,14. I dati utilizzati in questo studio coprono una lunghezza d'onda compresa tra 3,0 e 5,5 micrometri e mostrano una caratteristica prominente di assorbimento di CO2 a 4,3 micrometri (significatività 26-sigma). Lo spettro complessivo è ben abbinato a modelli unidimensionali di metallicità dieci volte superiore a quella solare che presuppongono un equilibrio radiativo-convettivo-termochimico e hanno una moderata opacità delle nuvole. Questi modelli prevedono che l’atmosfera dovrebbe contenere acqua, monossido di carbonio e idrogeno solforato oltre alla CO2, ma poco metano. Inoltre, rileviamo anche provvisoriamente una piccola caratteristica di assorbimento vicino a 4,0 micrometri che non è riprodotta da questi modelli.

WASP-39b è un esopianeta caldo (temperatura di equilibrio planetario di 1.170 K assumendo albedo zero e completa ridistribuzione del calore) in transito che orbita attorno a una stella di tipo G7 con un periodo di 4.055 giorni15. Il pianeta ha all'incirca la stessa massa di Saturno (M = 0,28 MJ, dove MJ è la massa di Giove) ma è circa il 50% più grande (raggio R = 1,28 RJ, dove RJ è il raggio di Giove), probabilmente a causa dell'elevata livello di irradiazione che riceve dalla sua stella ospite16,17,18. Abbiamo scelto questo pianeta per le osservazioni spettroscopiche di trasmissione JWST Early Release Science (ERS) perché le analisi dei dati esistenti spaziali e terrestri hanno rilevato grandi caratteristiche spettrali e hanno mostrato che c'era una contaminazione minima del segnale planetario da parte dell'attività stellare10,19,20, 21. Le principali caratteristiche spettrali precedentemente rilevate sono state attribuite con sicurezza all'assorbimento di sodio, potassio e vapore acqueo10,19,20, mentre è stato suggerito che il biossido di carbonio (CO2) spieghi il transito profondo a 4,5 µm osservato con Spitzer10.

Per molto tempo si è pensato che la metallicità atmosferica fosse un indicatore del relativo accrescimento di solidi e gas durante la formazione di pianeti giganti gassosi, che portano entrambi elementi pesanti nell'involucro dominato dall'idrogeno e nell'atmosfera visibile4,5,6. La metallicità della stella ospite di WASP-39b, che è un indicatore dell'arricchimento di metalli del disco protoplanetario in cui si è formato il pianeta, è approssimativamente solare15,22,23,24. Pertanto, l’andamento della metallicità massa-atmosferica del pianeta osservato nei giganti del Sistema Solare25,26 prevede che abbia un potenziamento di circa dieci volte quello solare (come quello di Saturno; rif. 27). Inoltre, i modelli della struttura interna che corrispondono alla bassa densità di WASP-39b prevedono un limite superiore del 95° percentile per la metallicità atmosferica pari a 55 volte quella solare, sotto il presupposto limitante che il pianeta non abbia un nucleo di elementi pesanti e che tutti i metalli siano distribuiti uniformemente. in tutta la busta28.

Nonostante abbia alcuni dei più alti rilevamenti segnale-rumore delle caratteristiche spettrali nel suo spettro di trasmissione, la modellazione dei dati esistenti per WASP-39b ha portato a stime di metallicità che vanno su cinque ordini di grandezza, da 0,003 volte solare a 300 volte solare10,29,30,31,32,33. L'ampio intervallo di valori deriva dalla qualità dei dati insufficiente per rompere la degenerazione tra nuvole e metallicità nei modelli di spettri di trasmissione34, nonché dall'incertezza sull'interpretazione delle misurazioni fotometriche del telescopio spaziale Spitzer a 3,6 µm e 4,5 µm. Pertanto, erano necessari dati spettroscopici con maggiore precisione, canali spettrali più fini e una copertura di lunghezza d’onda più ampia per limitare meglio la metallicità di questo (e di altri) atmosfere di esopianeti giganti.