Estudo sugere que 60 bilhões de exoplanetas podem suportar vida

A zona habitável (HZ) é a região circum estelar onde um planeta pode sustentar superfície água líquida. Procurar planetas terrestres de HZ em estrelas próximas é o objetivo declarado pesquisas de planetas extra-solares em curso e/ou planeados. Estimativas anteriores de a borda interna do HZ foram baseadas em modelos radiativo-convectivos unidimensionais. A limitação mais séria destes modelos é a incapacidade para prever o comportamento das nuvens. Aqui usamos modelos climáticos globais com sofisticados sistemas de nuvem para mostrar que, devido a um “feedback” da nuvem de estabilização, planetas  bloqueados podem ser habitáveis com o dobro do fluxo estelar encontrado por estudos anteriores. Isso expande dramaticamente a HZ e praticamente dobra a frequência de planetas habitáveis ​​que orbitam estrelas anãs vermelhas. No alto fluxo estelar, a forte convecção produz grossas nuvens de água perto do local sub estelar que aumentam o albedo planetário e a reduzir as temperaturas de superfície. Insolação superior produz convecção sub estelar mais forte e, portanto, maior albedo, tornando este um fenômeno estabilização de feedback do clima. Nuvens sub estelares também bloqueiam eficientemente a radiação de saída a partir da superfície, reduzindo ou até mesmo a reverter completamente o contraste entre o lado diurno da emissão térmica ou noturno. A presença de nuvens de água e as condições de superfície nas regiões sub estelares serão perceptíveis, portanto, detectáveis com o James Webb Telescópio Espacial.

O Que Ocorre e Como Ocorre? 

Nuvens de água influenciam o clima e a habitação proeminente de vida em um planeta por qualquer entrada estelar, espalhando radiação de volta ao espaço (Refrigeração) ou por absorção de emissão térmica da superfície (aquecimento). Perto da borda exterior fria da zona habitável, nuvens de gelo de CO2 podem espalhar radiação térmica de saída de volta para a superfície, causando também aquecimento. Perto da borda interna quente do HZ, o vapor de água torna-se a maior componente da atmosfera e domina seu infravermelho com opacidade. Nuvens de água teriam, portanto, uma estufa de efeito fraco neste regime, mas podem de forma significativa aumentar o albedo planetário. Investigações anteriores da borda interna do HZ têm sido tipicamente baseadas em modelos convectivos de radioatividade unidimensional (1D) em que os efeitos da nuvem negligenciam. Recentemente, os modelos de nuvem 1D foram desenvolvidos para investigar os efeitos de nuvens sobre o clima de um exoplaneta. Estes modelos incorporam um tratamento de micro física de nuvens, mas não é possível prever cobertura de nuvens, localização, ou altitude, todas as quais são essenciais para determinar efeitos radiativos em nuvem. Tais características da nuvem podem apenas ser previstos, fazendo cálculos tridimensionais (3D) de circulação atmosférica. Alguns estudos com  modelos 3D de circulação geral (GCMs) têm nuvens simuladas de planetas tidally trancados em baixos fluxos estelares, mas o impacto do comportamento da nuvem 3D no borda interna do HZ não foi considerada.

Nós nos concentramos em planetas em torno de estrelas anãs M, que têm pequenas massas, temperaturas baixas fotosféricos, e constituem ≈ 75% estrelas da sequencia principal. Os dados atuais sugerem que há ≈ 1 do tamanho da Terra planeta no HZ por M-star e estes planetas são relativamente fáceis para detectar por velocidade radial e pesquisas trânsito. Porque as forças de maré são fortes em distâncias curtas, planetas habitáveis ​​em órbitas circulares em torno de estrelas de baixa massa são deverá ser tidally bloqueado, com um hemisfério experimentando dia perpétuo e na outra noite perpétua.

Modelos Climáticos Globais.

O esquema radiativo é preciso para atmosferas com CO2 concentração até ≈ 0,1 bar e água conteúdo da coluna de vapor inferior a 1200 kg/m2, em todas as simulações de CO2 e vapor de água estão abaixo estes limites. Absorção de nuvens e ondas curtas de espalhamento são representados em termos de conteúdo de água de nuvem, a fração de cloud, e gota de raio efetivo. Nuvem de dispersão de infravermelho não está incluída como é negligenciada devido à absorção de infravermelho de alta por nuvens de água. Fração nuvem é parametrizado com base na umidade relativa do ar, a estabilidade atmosférica, e os fluxos de massa convectiva. Conteúdo de água de nuvem é uma determinada prognóstica de um esquema de microfísica de nuvens. Temos os modelos modificados para ser capaz de simular o climas dos planetas extra-solares com diferentes espectros estelares, órbitas, e atmosferas. O espectro estelar que usamos é para um M-estrela (ou K-star), com uma temperatura efetiva de 3400 (ou 4500) K, assumindo uma distribuição espectral de corpo negro. O fluxo estelar é definido como uma seqüência de valores 1000-2600 W m-2, que corresponde ao movimento do planeta mais perto da estrela central. O fluxo de calor geotérmico está definido para zero. Por padrão, o raio, gravidade e período orbital do planeta está definido para 2 R ⊕ (R ⊕ é Raio da Terra), 1,4 g (g ⊕ ⊕ é o raio da Terra) e 60 dias terrestres, respectivamente. Tanto a obliquidade e excentricidade são definidas para zero. Assumindo a hipótese silicato de intemperismo é correta, o nível de CO2 deve ser baixa, perto da extremidade interior da HZ embora isso depende da presença e da localização dos continentes. Nós, portanto, definimos CO2 a zero, bem como CH4, N2O e O3. Consideramos três configurações continentais idealizadas em nossos oceanos-atmosfera CCSM3 simulações: (1) agua-planeta: um oceano global planeta coberto, (2) um cume: a fina barreira que obstrui completamente o fluxo do oceano execução de pólo a pólo no terminador leste, (3) dois cumes: duas barreiras finas em o oeste e terminadores orientais, respectivamente. O planetário com parâmetros para os CCSM3 simulações são um 37 E-dias órbita periodicamente, um raio de 1,5 ⊕ R, e da gravidade de 1,38 g ⊕ em torno de um M-star.

Esta circulação decorrente da convergência perto da superfície produz nuvens de alto nível e de baixo nível que cobrem ≈ 60% e 80% do lado diurno, respectivamente, resultando a convecção no ponto sub estelar. Desde nuvens espessas ocorrerem logo onde a insolação é mais elevada, elas aumentam de forma significativa a albedo planetário. Além disso, aumentam o albedo planetário com o fluxo estelar (S0) para planetas em torno de ambos os M-e K-estrela (FIGURA 2) que conduz a uma reação de estabilização em nuvem climáticas. Isto é devido ao aumento de convecção em sub estelar de um ponto como as temperaturas da superfície lá aumentam. Para uma insolação de 2200 W m-2 e um espectro de M-star, o albedo planetário atinge 0,53, e a temperatura máxima da superfície do planeta é de apenas 305 K. O efeito estufa das nuvens é semelhante à da Terra, com um valor global de – significativo de 20-30 W m-2. Para um mais quente de K-estrela, o espectro estelar é tal que o albedo planetário é maior em todos os fluxos estelares e atinge 0,60 para S0 = 2600 W m-2. Assumindo HD 85512 b estando preso como a Terra, nossos cálculos sugerem que há um albedo de 0,59 e uma temperatura média de superfície 271 K. Os recém-descobertos super-Terras GJ 163 c, desde que esteja preso, também deve ter um elevado albedo e, portanto, ser habitável. O comportamento da nuvem para não travado tidally planetas contrastes acentuadamente com a de planetas tidally bloqueadas. Não tidally bloqueado planetas têm um albedo semelhante à da Terra (≈ 0,3). Isto é porque apenas parte dos trópicos e as latitudes médias são cobertas por nuvens (Figura 1) e o teor de água da nuvem é relativamente pequeno. Em contraste com o caso gravitacional bloqueado, o albedo planetário S0 que diminui é aumentada (Figura 2 (c)), representando um feedback desestabilizador. Isto é principalmente devido a uma diminuição cobertura de nuvens associada com a redução da temperatura latitudinal gradiente, resultando células de Hadley enfraquecidos. De modo a demonstrar claramente a influência das nuvens, que desligam o módulo de cloud no modelo e repetem o tidally bloqueado em simulações. Em uma insolação de 1600 W m-2, o albedo planetário cai 0,53-0,04, e o global mean temperatura da superfície aumenta 246-319 K (Figura 2 (a)). Por isso as nuvens são responsáveis ​​por 73K de resfriamento, o que é fundamental para estender o HZ ao fluxo estelar superior.

Planetas com tidally bloqueadas não só têm um maior albedo de nuvem, mas também um menor efeito de estufa
(G = T srf los – Tef, onde T srf los = (Fsrf ↑ / σ)^(1/4) e TEF = (F topo ↑ / σ) (1/4), onde Fsrf ↑ e F topo ↑ são a média global fluxos radiativos infravermelhos para cima no a superfície de topo e de atmosfera, respectivamente). Para referência, G ≈ 33 K na Terra moderna. O efeito estufa para planetas tidally fechados é muito menor do que para os não-tidally bloqueado planetas (Figura 2 (d)). Isto resulta de uma temperatura de baixo nível inversão no lado noturno de planetas tidally bloqueados. A inversão é devidamente eficiente para resfriamento radiativo pela superfície no noturno e forte transporte de energia atmosférica do lado diurno para o noturno.

O infravermelho de saída de radiação para o espaço é, por conseguinte, semelhante à próximo da superfície ascendente radiação infravermelha, o que resulta num pequeno G. Nossos resultados demonstram que a alta do fluxo estelar, como a da Terra e planetas tidally bloqueados têm um alto albedo planetário, um baixo efeito estufa, e as temperaturas de superfície bastante baixos, portanto, a ser classificadamente habitável. As temperaturas da superfície do sub-estelares e global-média em nossas simulações permanecem bem abaixo do 340 K úmido limite de estufa de Kopparapu et al. Mas na parte do dia a proporção de mistura de vapor de água atmosférica nas nossas simulações mais quentes (Figura 2 (b)) é comparável ao ≈ 3,0 × 10-3 estufa húmido limite sugerido pela Kasting. A modelagem futura, incluindo Fotólise H2O e fuga de hidrogênio, seria necessária para determinar o limiar úmido estufa para tidally bloqueado dos planetas.

As Curvas de Fase Térmica

A chave para a confirmação observacional da presença sub estelar de nuvens é que elas também afetam uma onda longa da radiação planetaria(ROL). Após Cowan, nós utilizamos os mapas de ROL dos GCMs para calcular tempo resolvido, largas bandas curvas térmicas em fase de disco integradas medidamente por um observador distante. Variabilidade inter anual no ROL é de menos de 1% para as simulações, por isso usamos em longo prazo, o que significa diversos mapas. A latitude sob observador está definida para zero. Embora Isto corresponda a uma borda em órbita zero de um planeta obliquo, os trânsitos e eclipses foram omitidos para maior clareza. Um planeta sem ar apresenta variações térmicas de amplitudes de grande fase com um pico em conjunção superior (Figura 3 (a)). Para o caso de ar seco, o pico térmico de emissão ocorre pouco antes da conjunção superior porque razão da super rotação equatorial. Este é qualitativamente semelhante ao deslocamento do leste . 5 ◦ -60 ◦ típico de Júpiter quente. Super Rotação Equatorial é uma característica genérica de tidally bloqueado planetas decorrentes do forte dia-noite forçado.

O vapor de água e as nuvens, no entanto, modificam drasticamente as curvas de fase. O vapor de água é adi vetada do leste sub estelar onde absorve a radiação térmica de saída, o que conduz a uma curva de luz máxima após conjunção superior(Figura 3 (b)). Nuvens sub estelares também absorvem emissão térmica, produzindo um mínimo local, em COV (Figura 4 (f)) que enfraquece ou inverte completamente o contraste fluxo térmico dia-noite (Figura 3 (b)). Nota-se que como o fluxo estelar é variado, o fluxo térmico perto da conjunção superior permanece mais ou menos constante e igual para o nível elevado fluxo de emissão de nuvem, que corresponde à temperatura na tropopausa. Se ocorrer nuvens convectivas sobre Júpiter quente, ha interpretação de suas variações de fase térmica terão de ser revistos.

Para determinar se esta característica da curva de fase seria detectável pelo telescópio James Webb Space (JWST), nós estimamos a relação do ruído em sinal esperado. A relação de contraste sobre alguma banda [λ1, λ2] é dada por:

Assumindo que tanto a estrela e o planeta emitem energias como corpos negros. Em seguida, dimensionamos esse fluxo estelar à distância, pelo tempo de integração e tamanho do  telescópio, assumindo o ruído Poisson, σ / M * α 1 / √ N. Portanto, o número de fótons é:

onde E (λ) = hc / λ é a energia por fóton. Adotamos os mesmos valores como acima, além de
D = 6,5 m, τ = Um dia, e d = 5 ou 20 pc (distâncias conservadoras ao mais próximas não transitam o M-anão e a HZ planetas terrestres, respectivamente; Dividindo a taxa de contraste pela  precisão das estimativas, achamos que a integração de um dia com JWST poderia produzir um Detecção 49σ, sendo σ a constante de Steffan Bolttzman, de uma emissão planetária de banda larga para o próximo trânsito da HZ do planeta M-anã(barra de erro na Figura 3 (b)).

Os Testes de Sensibilidade

Realizamos experimentos de sensibilidade em uma ampla faixa de parâmetros, inclusive, partículas de nuvem fração de bloqueios parâmetros, pressão à superfície, a concentração de CO2, planetários raio, a taxa de rotação, a gravidade de superfície, profundidade da camada de mistura oceânica, esquema de convecção, modelo resolução, distribuição terra-mar, e oceano transporte de calor (ESB). 

As Conclusões Tomadas Pelos Pesquisadores

Fizemos os primeiros cálculos 3D globais do efeito de nuvens naturais de agua na borda interna do HZ e previmos que o tidally trancaram planetas como a Terra à condições de superfície clemente o dobro do fluxo estelar calculado pelos modelos 1D. Isto traz planetas já detectados, tais como HD 85512 b e GJ 163 c, em uma HZ, e aumenta drasticamente as estimativas da freqüência de planetas habitáveis​​. Adotando a demografia planetária  de vestir e carbonizar (2013), a nossa revista interna borda da HZ aumenta a frequência de habitação do tamanho da Terra planetas por, pelo menos, 50% -100%. Crucialmente, também têm mostrado como esta estabilização realimenta a nuvem por estar sendo testado no próximo futuro, com curvas de fase térmica do JWST. Somos gratos a D. Koll, Y. Wang, F. Ding, Y. Liu, C. Bitz, e R. Pierrehumbert de assistência técnica e / ou discussões. D.S.A. reconhece o apoio de um Alfred P. Sloan Research Fellowship.

Este Artigo foi obtido através do “STABILIZING CLOUD FEEDBACK DRAMATICALLY EXPANDS THE HABITABLE ZONE OF TIDALLY LOCKED PLANETS“, pelo “The Astrophysical Journal Letters, 771:L45 (6pp), 2013 July 10”. No qual o mesmo foi elaborado por Jun Yang, Nicolas B. Cowan and Dorian S. Abbot.