Qual é a relevância do exoplaneta K2-415b?

É importante analisarmos a recente confirmação de K2-415b. Este mundo se enquadra em uma categoria interessante: planetas com grandes implicações para o estudo de suas atmosferas. Orbitando um uma estrela anã vermelha classe M5V a cada 4,018 dias a uma distância de 0,027 UA, inferimos que não é um planeta com qualquer probabilidade de vida. Longe disso, dada uma temperatura de equilíbrio esperada na faixa de 400 K (o valor equivalente para a Terra é 255 K). E embora seja aproximadamente do tamanho da Terra, o K2-415b é pelo menos três vezes mais massivo.

O que este planeta tem a seu favor, porém, é que ele transita por uma estrela de baixa massa e, a 70 anos-luz, está próximo. Considere: Se quisermos aproveitar a espectroscopia de transmissão para estudar a luz sendo filtrada pela atmosfera planetária durante o ingresso e a saída do trânsito, os sistemas de estrela anãs M próximos são alvos ideais. Suas zonas habitáveis ​​estão próximas, então temos trânsitos frequentes em torno de estrelas pequenas. Mas o número de mundos em trânsito do tamanho da Terra em torno de exemplos próximos de tais estrelas é pequeno, totalizando 14 em oito 8 sistemas diferentes (limitando o alcance a 30 parsecs, ou seja, aproximadamente 100 anos-luz). Isso inclui os sete de alta prioridade em torno de TRAPPIST-1.

À medida que avançamos em buscas cada vez mais profundas por biomarcadores atmosféricos, mundos como esses estarão na vanguarda, forragem para a classe emergente de telescópios de 30 metros e, é claro, observatórios espaciais como o Telescópio Espacial James Webb. Vamos conhecer bem esse pequeno grupo de mundos ao longo desta década, o que também nos ajudará muito a entender como os planetas anões dos sistema classe M evoluem. Quando se trata de atmosferas em torno de pequenas estrelas vermelhas, não há garantias.

Afinal, essas estrelas, especialmente em sua juventude, são conhecidas por serem intensas emissoras de ultravioleta extremo e de radiação em raios-X, com níveis impressionantes de atividade de erupção. Uma atmosfera pode sobreviver a esse bombardeio ou a um intenso vento estelar? Esses planetas desenvolverão atmosferas secundárias por meio da liberação de gases de superfície de vulcões e interações com o magma? Sem dúvida encontraremos exemplos de vários cenários, que deverão aprofundar nosso conhecimento de como surgem as atmosferas dos mundos habitáveis.

Também será interessante ver se a falta aparente e recentemente observada (nos dados do TESS) de planetas detectados em torno das estrelas de menor massa será suportada por conjuntos de dados posteriores. K2-415b força essa questão, pois orbita uma das estrelas de menor massa que hospeda um planeta do tamanho da Terra. Contando planetas de qualquer tamanho, apenas dez estrelas que hospedam planetas em trânsito são mais frias que K2-415. Uma deles é a TRAPPIST-1.

K2, a missão estendida do Kepler, observou K2-415b, um sistema extraordinariamente próximo a 70 anos-luz, dado que das estrelas-alvo originais do Kepler, menos de um por cento estava a menos de 600 anos-luz (temos muito a agradecer ao K2 enquanto ele se movia fora do campo original de Kepler, um caso clássico de fazer da necessidade uma virtude). A campanha de acompanhamento descrita no jornal de hoje valida o planeta. E os autores observam que futuros estudos de velocidade radial estarão atentos a planetas adicionais neste sistema.

Tal desenvolvimento pode tornar-se interessante. O principal autor Teruyuki Hirano (Graduate University for Advanced Studies, Japão) e o time da pesquisa explicam:

K2-415b está localizado ligeiramente dentro da zona habitável clássica (Kopparapu et al. 2016) com base no fluxo de insolação para o planeta, mas um planeta externo, se houver, no sistema com um período ligeiramente mais longo (por exemplo, 10 − 15 dias) poderia ficar dentro da zona habitável. Pouco se sabe sobre as propriedades dos sistemas multiplanetários em torno das estrelas de menor massa (< 0,3 M), mas assumindo que suas propriedades são semelhantes às dos sistemas “Kepler-multi”, os planetas podem ter um espaçamento típico de aproximadamente 20 raios de Hill [ver nota 1] mútuos (Weiss et al. 2018). Recentemente, Hoshino & Kokubo (2023) também mostraram que o espaçamento orbital típico de planetas formados por impactos gigantes é de aproximadamente 20 raios de Hill mútuos independentemente das massas estelares por meio de simulações de N-corpos. Assim, é bem possível que um planeta secundário com ∼ 1 M⊕ tenha um período orbital de 10 − 15 dias.

Hirano et al.,

O artigo científico, assinado por Hirano et al., intitulado “An Earth-sized Planet around an M5 Dwarf Star at 22 pc”, está disponível no Astrophysical Journal.

Nota

[1] A esfera Hill de um corpo astronômico é a região em que domina a atração dos satélites. Para ser mantida por um planeta, uma lua deve ter uma órbita que esteja dentro da esfera Hill do planeta. Essa lua, por sua vez, teria uma esfera Hill própria. Qualquer objeto dentro dessa distância tenderia a se tornar um satélite da lua, e não do próprio planeta. Uma visão simples da extensão do Sistema Solar é a esfera Hill do Sol em relação às estrelas locais e ao núcleo galáctico. Em termos mais precisos, a esfera de Hill se aproxima da esfera de influência gravitacional de um corpo menor diante das perturbações de um corpo mais massivo. Foi definido pelo astrônomo americano George William Hill, baseado no trabalho do astrônomo francês Édouard Roche. Às vezes é chamado de esfera de Roche. No exemplo da ilustração abaixo, a esfera Hill da Terra se estende entre os pontos Lagrange L1 e L2, que se encontram ao longo da linha de centros dos dois corpos. A região de influência do corpo menor é mais curta nessa direção e, portanto, atua como fator limitante para o tamanho da esfera de Hill. Além dessa distância, um terceiro objeto em órbita ao redor do pequeno objeto passaria pelo menos parte de sua órbita fora da esfera de Hill e seria progressivamente perturbado pelas forças de maré do corpo central (por exemplo, o Sol), acabando por orbitar o último.

Para qualquer energia dada do terceiro objeto (considerado como tendo uma massa desprezível), existe uma superfície de velocidade zero no espaço que não pode ser ultrapassada. Este é um contorno da integral de Jacobi. Quando a energia é baixa, a superfície de velocidade zero envolve o segundo corpo (o menor dos dois) completamente, o que significa que o terceiro corpo não pode escapar. Em energia mais alta, haverá uma ou mais lacunas ou gargalos pelos quais o terceiro objeto pode escapar do segundo objeto e entrar em órbita ao redor do primeiro objeto. Se a energia estiver bem na fronteira entre esses dois casos, então o terceiro objeto não pode escapar, mas a superfície de velocidade zero que o confina toca uma superfície de velocidade zero maior ao redor do primeiro objeto em um dos pontos de Lagrange próximos (formando um cone -como ponto lá). No lado oposto do planeta, aproxima-se do outro ponto de Lagrange. Essa superfície limitante de velocidade zero ao redor do segundo objeto é basicamente sua “esfera” Hill.

Fonte

Centauri Dreams: The Relevance of K2-415b por Paul Gilster

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