Exometeorology

Climate models have been used to study Earth's climate since the 1960s and other planets in the Solar System since the 1990s.^[3] Once exoplanets were discovered, those same models were used to investigate the climates of planets such as Proxima Centauri b and the now-refuted Gliese 581g. These studies simulated what atmospheric pressures and compositions are necessary to maintain liquid water on each terrestrial exoplanet's surface, given their orbital distances and rotation periods.^[3] Climate models have also been used to study the possible atmospheres of the Hot JupiterHD 209458b, the Hot NeptuneGJ 1214b, and Kepler-1649b, a theorized Venus analog.^[3][4][5][6]

Estos modelos asumen que el exoplaneta en cuestión tiene atmósfera para determinar su clima . Sin atmósfera, las únicas variaciones de temperatura en la superficie del planeta se deberían a la insolación de su estrella. ^{[ 7 ]} Además, las principales causas del clima —las diferencias de presión y temperatura del aire que generan vientos y el movimiento de las masas de aire— solo pueden existir en un entorno con una atmósfera significativa, a diferencia de una atmósfera tenue y, por consiguiente, bastante estática, como la de Mercurio. ^{[ 8 ]} Por lo tanto, la existencia de clima exometeorológico (a diferencia del clima espacial ) en un exoplaneta depende de si tiene atmósfera o no.

La primera atmósfera de exoplaneta observada fue la de HD 209458b , un Júpiter caliente que orbita una estrella de tipo G similar en tamaño y masa al Sol. Su atmósfera fue descubierta mediante espectroscopia ; a medida que el planeta transitaba su estrella, su atmósfera absorbía parte de la luz estelar según el espectro de absorción detectable del sodio en la atmósfera del planeta. ^{[ 9 ]} Si bien la presencia de sodio fue posteriormente refutada, ^{[ 10 ]} ese descubrimiento allanó el camino para que se observaran y midieran muchas otras atmósferas de exoplanetas. Recientemente, se han observado atmósferas de exoplanetas terrestres ; en 2017, astrónomos que utilizaban un telescopio en el Observatorio Europeo Austral (ESO) en Chile encontraron una atmósfera en un exoplaneta del tamaño de la Tierra, Gliese 1132 b . ^{[ 11 ]}

Sin embargo, medir las variaciones meteorológicas tradicionales en la atmósfera de un exoplaneta —como la precipitación o la cobertura de nubes— es más difícil que observar solo la atmósfera, debido a las resoluciones limitadas de los telescopios actuales. Dicho esto, algunos exoplanetas han mostrado variaciones atmosféricas cuando se observan en diferentes momentos y otras evidencias de clima activo. Por ejemplo, un equipo internacional de astrónomos observó en 2012 variaciones en las velocidades de escape de hidrógeno de la atmósfera de HD 189733 b usando el Telescopio Espacial Hubble . ^{[ 12 ]} Además, HD 189733 b y Tau Boötis Ab tienen sus temperaturas superficiales más calientes desplazadas hacia el este de sus puntos subsolares , lo que solo es posible si esos planetas con rotación sincrónica tienen fuertes vientos que desplazan el aire caliente hacia el este, es decir, un viento del oeste . ^{[ 13 ]} Por último, las simulaciones por computadora de HD 80606b predicen que el aumento repentino de insolación que recibe en el periastro genera tormentas de viento similares a ondas de choque que reverberan alrededor del planeta y distribuyen el repentino flujo de calor. ^{[ 14 ]}

Como se mencionó anteriormente, la exometeorología requiere que un exoplaneta tenga atmósfera. Algunos exoplanetas que actualmente no tienen atmósfera comenzaron con una; sin embargo, es probable que estos hayan perdido sus atmósferas primordiales debido a la fuga atmosférica ^{[ 17 ]} de la insolación estelar y las erupciones estelares o las hayan perdido debido a impactos gigantes ^{[ 18 ]} que despojaron al exoplaneta de su atmósfera.

Algunos exoplanetas, en particular los planetas de lava , podrían tener atmósferas parciales con patrones meteorológicos únicos. Los mundos de lava con rotación sincrónica reciben tanta insolación estelar que parte de la corteza fundida se vaporiza y forma una atmósfera en el lado diurno del planeta. Fuertes vientos intentan transportar esta nueva atmósfera al lado nocturno; sin embargo, la atmósfera vaporizada se enfría al acercarse al lado nocturno del planeta y precipita de nuevo hacia la superficie, colapsando esencialmente una vez que alcanza el terminador . Este efecto se ha modelado a partir de datos de tránsitos de K2-141b ^{[ 19 ]} , así como de CoRoT-7b , Kepler-10b y 55 Cancri e ^{[ 20 ]} . Este patrón inusual de evaporación de la corteza, vientos de kilómetros por segundo y colapso atmosférico por precipitación podría comprobarse con observaciones de telescopios avanzados como el Webb ^{[ 19 ]} .

Los exoplanetas con atmósferas completas pueden tener diversos rangos de condiciones climáticas, similares al clima en los planetas terrestres y gigantes gaseosos de nuestro Sistema Solar . ^{[ 13 ]} Las atmósferas planetarias permiten la circulación global del aire, la distribución de la energía térmica estelar, ^{[ 13 ]} y ciclos químicos relativamente rápidos , como se observa en el transporte de material de la corteza por las atmósferas parciales de los mundos de lava y los propios ciclos del agua y el carbono de la Tierra . Esta capacidad de ciclar y distribuir globalmente la materia y la energía puede impulsar la lluvia de hierro en los Júpiter calientes, ^{[ 13 ]} vientos superrotatorios de 2 km/s (4500 mph) en HD 189733b , ^{[ 16 ]} y precipitación y colapso atmosférico en mundos con rotación sincrónica. ^{[ 21 ]}  

Uno de los factores más importantes que determinan las propiedades de un exoplaneta es su período orbital , o su distancia promedio a su estrella. Esto por sí solo determina la temperatura efectiva de un planeta (la temperatura base sin el aislamiento adicional de una atmósfera) ^{[ 7 ]} y la probabilidad de que el planeta esté en rotación síncrona. ^{[ 22 ]} Estos, a su vez, pueden afectar la composición química de las nubes que pueden estar presentes en la atmósfera de un planeta, ^{[ 13 ]} el movimiento general de transferencia de calor y circulación atmosférica, ^{[ 23 ]} y los lugares donde puede ocurrir el clima (como en el caso de mundos de lava en rotación síncrona con atmósferas parciales).

Por ejemplo, el período orbital de un gigante gaseoso puede determinar si sus patrones de viento son principalmente advectivos (el calor y el aire fluyen desde la parte superior de la atmósfera calentada por la estrella hacia la inferior) o convectivos (el calor y el aire fluyen desde abajo, cerca del núcleo del planeta que se contrae gradualmente , hacia arriba a través de la atmósfera). Si la atmósfera de un gigante gaseoso recibe más calor de la insolación que de la contracción gravitacional continua del planeta, entonces tendrá patrones de circulación advectiva; si la fuente de calor opuesta es más fuerte, tendrá patrones de circulación convectiva, como exhibe Júpiter . ^{[ 13 ]}

Además, la radiación estelar incidente promedio de un exoplaneta, determinada por su período orbital, puede determinar qué tipos de ciclos químicos podría tener. El ciclo del agua de la Tierra ocurre porque la temperatura promedio de nuestro planeta está lo suficientemente cerca del punto triple del agua (a presiones atmosféricas normales) como para que la superficie del planeta pueda mantener tres fases del ciclo químico; se teoriza un ciclo similar para Titán , ya que su temperatura y presión superficiales están cerca del punto triple del metano . ^{[ 24 ]}

De manera similar, la excentricidad orbital de un exoplaneta —cuán elíptica es su órbita— puede afectar la radiación estelar incidente que recibe en diferentes puntos de su órbita y, por lo tanto, su meteorología. Un ejemplo extremo de esto son las tormentas con forma de onda expansiva de HD 80606b, que ocurren cada vez que el planeta alcanza el punto más interno de su órbita extremadamente excéntrica. La diferencia de distancia entre su apoastro (análogo al afelio de la Tierra ) y su periastro ( perihelio ) es tan grande que la temperatura efectiva del planeta varía considerablemente a lo largo de su órbita. ^{[ 14 ]} Un ejemplo menos extremo es la excentricidad en la órbita de un exoplaneta terrestre. Si el planeta rocoso orbita una tenue estrella enana roja , pequeñas excentricidades pueden provocar variaciones de temperatura efectiva lo suficientemente grandes como para colapsar la atmósfera del planeta, dadas las composiciones, temperaturas y presiones atmosféricas adecuadas. ^{[ 21 ]}