Calentamiento e ionización por electrones no térmicos en las atmósferas superiores de exoplanetas ricos en agua

Algunas propiedades calculadas de la desaceleración de fotoelectrones. Arriba: Fracción de la energía inicial del fotoelectrón E0 que se transfiere al gas en colisiones elásticas. Abajo: Número de iones secundarios creados por un fotoelectrón con energía inicial E0, normalizado por E0. Las combinaciones de estilo de tres colores se refieren a H puro (negro, punteado largo), O puro (negro, punteado) y una mezcla de OH con fOn/Hn=1/2 (azul, sólido). Para cada mezcla, las cuatro curvas mostradas (distinguibles por su grosor) se refieren a las fracciones de ionización log10(xe)=−1 (más gruesa), −2, −3 y −4 (más delgada). Aunque no se muestra en aras de la claridad, la relación Eelas/E0 para E0≳100 eV para H puro se vuelve esencialmente independiente de la ionización fraccionada en x y

Contexto. Es probable que la evolución a largo plazo de una atmósfera y la detección remota de sus componentes químicos determinen cómo responde el gas atmosférico a la irradiación estelar. La respuesta sigue estando mal caracterizada para el agua y sus productos de disociación, sin embargo, este conocimiento es relevante para nuestra comprensión de hipotéticos exoplanetas ricos en agua.

Objetivos: Nuestro trabajo investiga el efecto de los fotoelectrones, es decir, los electrones no térmicos producidos por la radiación estelar fotoionizante en el calentamiento y la ionización de atmósferas extensas dominadas por productos de disociación de agua. Métodos: Usamos un modelo de Monte Carlo y secciones transversales de colisión actualizadas para simular la desaceleración de fotoelectrones en mezclas de OH para un rango de ionizaciones fraccionarias y energías de fotoelectrones.

Resultados: Encontramos que la fracción de energía de un fotoelectrón que se calienta es similar en un gas de H puro y en mezclas de OH, excepto en fracciones de muy baja ionización, en las que el átomo de O sigue siendo un sumidero de energía eficiente. Las mezclas de OH producirán más electrones porque el átomo de O es particularmente susceptible a la ionización. Cuantificamos toda esta información y la presentamos de manera que pueda incorporarse fácilmente en modelos fotoquímicos-hidrodinámicos.

Conclusiones: Descuidar el papel de los fotoelectrones en los modelos de atmósferas ricas en agua dará como resultado sobreestimaciones del calentamiento atmosférico y, como era de esperar, también de las tasas de pérdida de masa. También subestimará la velocidad a la que se ioniza el gas atmosférico, lo que puede tener implicaciones para detectar atmósferas extendidas con espectroscopia de transmisión Lyman-{\alpha}. Nuestras simulaciones para los pequeños exoplanetas {\pi} Men c y TRAPPIST-1 b revelan que responden de manera muy diferente a la irradiación de sus estrellas anfitrionas, permaneciendo el agua en forma molecular a presiones más bajas en el último caso.

A. García Muñoz

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Disciplinas: Tierra y Astrofísica Planetaria (astro-ph.EP)
Citar como: arXiv:2308.06026 [astro-ph.EP] (o arXiv:2308.06026v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
Referencia de revista: Astronomy & Astrophysics, Volumen 672, id.A77, 12 pp., 2023
DOI relacionado:
https://doi.org/10.1051/0004-6361/202245766
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De: Antonio García Muñoz
[v1] viernes, 11 de agosto de 2023 09:12:45 UTC (739 KB)
https://arxiv.org/abs/2308.06026
astrobiología,