Formação Molecular Ao Longo Da Perda De Massa Atmosférica Dos Exoplanetas Gliese 436B E HD 209458B
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Universidade Federal do Rio de Janeiro – UFRJ Programa de Pós-Graduação em Astronomia Observatório do Valongo Formação molecular ao longo da perda de massa atmosférica dos exoplanetas Gliese 436b e HD 209458b Aluno: Heriberto Garzón Guacaneme Orientadora: Profa. Dra. Heloisa Maria Boechat-Roberty Co-Orientador: Dr. Rafael Pinotti Rio de Janeiro – Brasil Agosto de 2018 Formação molecular ao longo da perda de massa atmosférica dos exoplanetas Gliese 436b e HD 209458b Heriberto Garzón Guacaneme Dissertação de Mestrado apresentada ao Programa de Pós-graduação em Astronomia Observatório do Valongo, da Universidade Federal do Rio de Janeiro – UFRJ, como parte dos requisitos necessários à obtenção do título de Mestre em Ciências-Astronomia. Orientadora: Profa. Dra. Heloisa Maria Boechat-Roberty Co-Orientador: Dr. Rafael Pinotti Rio de Janeiro – Brasil Agosto de 2018 3 4 Agradecimentos Agradeço à CAPES pela ajuda financeira ao longo destes dois anos de mestrado em Astronomia no Observatório do Valongo, OV. A toda a comunidade OV, já que durante a minha estadia como estudante de mestrado, tive a oportunidade de me beneficiar de um programa de pós-graduação que atendeu minhas expectativas acadêmicas e humanas. Aos meus orientadores, Dra. Heloisa Maria Boechat-Roberty e o Dr. Rafael Pinotti, pelo conhecimento adquirido e ajudas na realização deste trabalho. A Cláudia pela ajuda nos assuntos burocráticos. Aos astrônomos, Dr. Vincent Bourrier e o Dr. Tommi Koskinen, pelos dados fornecidos. Ao Brasil, por ser um povo receptivo. 5 Dedicado à Heriberto Garzón, pai. 6 RESUMO A proximidade entre exoplanetas e suas estrelas hospedeiras, como no caso dos chamados Júpiteres e Netunos quentes, pode levar à perda de massa atmosférica, gerando regiões semelhantes a caudas de cometas. Estas regiões são submetidas a intensos campos de radiação UV e raios-X, onde podem acontecer reações de destruição e formação de moléculas. Alguns planetas gasosos quentes têm suas atmosferas superiores, compostas principalmente de Hidrogênio neutro, estendidas além do seu lóbulo de Roche, como acontece com o Netuno quente GJ 436b e o Júpiter quente HD 209458b, e apresentando taxas de perda de massa atmosférica entre - g . Estas taxas foram deduzidas a partir de observações de trânsito planetário primário na faixa espectral do UV, mostrando que a absorção da linha Ly do H I é bem maior do que a esperada para o disco do planeta. Nosso objetivo foi investigar a formação de moléculas ao longo da perda de massa atmosférica de GJ 436b e HD 209458b, usando um modelo estacionário 1D de reações químicas e fotoquímicas onde a temperatura é inferior a 2000 K. Utilizamos o pacote DASSLC (Differential Algebraic System Solver in C), adaptado para o programa MATLAB, onde foram incluídas 81 espécies contendo H, He, C, O e N, e 972 reações. Os resultados sugerem que para GJ 436b, pequenas moléculas neutras e ionizadas contendo oxigênio e carbono, tais como , , , , , são as mais abundantes, com valores de abundância e densidade de coluna na ordem de grandeza entre - e - , respectivamente. No caso de HD 209458b, os resultados mostraram um cenário menos favorável para a formação molecular, devido ao campo de radiação estelar mais intenso, sendo que as espécies , , foram as mais abundantes, com valores entre - e densidades de coluna entre - . Os resultados anteriores aumentaram quando a metalicidade da atmosfera ou a abundância de na exosfera foi aumentado. No caso da espécie molecular mais abundante, o íon , sua intensidade na detecção poderia ser um forte indicador da presença de em abundâncias significativas ou para estimar o valor de metalicidade da atmosfera em cada um dos exoplanetas estudados. Só para HD 209458b, o efeito de aumentar o valor da extinção ou diminuir o fator relacionado com o campo de radiação UV e raios-X estelar, levou a mudanças de ordens de grandeza nos valores de abundância e densidade de coluna para a maioria das espécies moleculares que foram consideradas neste trabalho. Palavras chaves: exoplanetas – Netuno quente: GJ 436b – Júpiter quente: HD 209458b – radiação estelar: UV e raios-X – perda atmosférica – formação molecular – abundância – densidade de coluna. 7 ABSTRACT The proximity between exoplanets and their host stars, as in the case of the so-called Hot Jupiters and Hot Neptunes, can lead to atmospheric mass loss, generating regions similar to tails of comets. These regions are subjected to intense fields of UV radiation and X-rays, where reactions of destruction and formation of molecules can occur. Some hot gaseous planets have their upper atmospheres, composed mainly of neutral hydrogen, extending beyond their Roche lobe, as the Hot Neptune GJ 436b and the Hot Jupiter HD 209458b, and having atmospheric mass loss rates between - g . These rates were deduced from observations of primary planetary transit in the UV spectral range, showing the absorption of the Lyα line of H I is much larger than that expected for the planet's disk. Our objective was to investigate the formation of molecules along the atmospheric mass loss of GJ 436b and HD 209458b using a 1D stationary model of chemical and photochemical reactions where the temperature is below 2000 K. We used the DASSLC (Differential Algebraic System Solver in C) package, adapted for the MATLAB program, including 81 species containing H, He, C, O and N, and 972 reactions. The results suggest that for GJ 436b, small molecules containing neutral and ionized carbon and oxygen, such as , , , , , are the most abundants, with abundance and column density values in the order of - and - , respectively. In the case of HD 209458b, the results showed a less favorable scenario for molecular formation due to the more intense stellar radiation field, where the species , , were the most abundants, with values between - and column densities between - . The previous results increased when the metallicity of the atmosphere or the abundance of in the exosphere was increased. In the case of the most abundant molecular species, the ion , its intensity in the detection could be a strong indicator of the presence of in significant abundances or to estimate the metallicity value of the atmosphere in each of the studied exoplanets. Only for HD 209458b, the effect of increasing the extinction value or decreasing the factor related to the stellar field of UV radiation and X-rays, led to changes of order of magnitude in the abundance and column density values for most molecular species which were considered in this work. Keywords: exoplanets – Hot Neptune: GJ 436b – Hot Jupiter: HD 209458b - stellar radiation: UV and X-rays - atmospheric loss - molecular formation - abundance - column density. 8 SUMÁRIO Pág. Lista de Figuras …………………………………………………………………….. 10 Lista de Tabelas .......................................................................................................... 16 1. Introdução 1.1. Técnicas de detecção de exoplanetas ………………………............................ 24 1.2. Classes de exoplanetas...................................................................................... 27 1.3. HD 209458b e GJ 436b ……………………………………………………..... 29 2. Atmosferas de exoplanetas 2.1. Introdução …………………………………………………………………... 32 2.2. Composição atmosférica …………………………………………………… 33 2.3. Razões C/O ………………………………………………………………… 36 2.4. Metalicidade ……………………………………………………………….. 37 2.5. Opacidade ...................................................................................................... 38 3. Perda de massa atmosférica em gigantes quentes 3.1. Introdução …………………………………………………………………... 40 3.2. As observações ……………………………………………………………... 41 3.3. A teoria ……………………………………………………………………... 47 4. Campo de radiação UV e raios-X estelar 4.1. Introdução …………………………………………………………………... 53 4.2. A linha de emissão estelar ……………………………………........ 54 4.3. Radiação EUV e raios-X estelares…………………………………………... 55 4.4. Campo de radiação UV e raios-X de HD 209458 e GJ 436 ......................... 56 5. Modelo químico para a exosfera 5.1. Introdução …………………………………………………………………... 60 5.2. A equação de continuidade para espécies químicas ………………………... 61 5.3. As constantes da taxa de reação e …………………………………….... 63 9 5.4. Processos químicos .......................................................................................... 64 5.5. Modelo químico da atmosfera superior de HD 209458b e GJ 436b ............... 65 6. Metodologia 6.1. Os programas AstroReactions e ReactionEquations ...................................... 68 6.2. Os perfis para GJ 436b e HD 209458b ……………………………………... 69 6.3. Abundâncias iniciais e valores de para GJ 436b e HD 209458b ……….. 74 7. Resultados 7.1. GJ 436b e HD 209458b com parâmetros padrão ………………………….... 76 7.2. Resultados variando a relação C/O …………………………………………. 78 7.3. Resultados para perfis diferentes de ……………………………………. 80 7.4. Resultados variando a metalicidade ……………………………………….. 82 7.5. Resultados variando o fator de correção P ………………………………… 85 7.6. Resultados variando o valor de extinção ……………………………….. 87 7.7. Outros resultados para GJ 436b e HD 209458b ............................................ 89 8. Conclusões e perspectivas futuras 92 A. Apêndice A – Programas MATLAB/DASSLC A.1. Programa densidade ...................................................................................... 94 A.2. Programa caminho …………………………………………………………. 95 A.3. Programa de reações químicas e fotoquímicas ao longo da perda de massa atmosférica de GJ 436b e HD 209458b ……………………………………. 97 B. Apêndice B – Resultados de abundância fracionária máxima e densidade