Dados de massa planetária e raio estão mostrando uma ampla variedade de densidades de exoplanetas de baixa massa. Isso inclui sub-Neptunes, cujas baixas densidades podem ser explicadas com a presença de uma camada rica em voláteis. A água é um dos voláteis mais abundantes, que pode estar na forma de diferentes fases dependendo das condições da superfície planetária.
Para restringir sua composição e estrutura interna, é necessário desenvolver modelos que calculem com precisão as propriedades da água em suas diferentes fases. Aims. Apresentamos um modelo de estrutura interior que inclui uma camada multifásica de água com as fases vapor, supercrítica e condensada. Derivamos as restrições para os parâmetros de composição planetários e suas incertezas, com foco no sistema multiplanetário TRAPPIST-1, que apresenta planetas quentes e temperados. Métodos.
Usamos uma atmosfera de vapor 1D em equilíbrio radiativo-convectivo com um interior cuja camada de água está em fase supercrítica de forma autoconsistente. Para condições de superfície temperadas, implementamos as fases Ih de gelo e gelo VII na hidrosfera. Adotamos um esquema de inversão MCMC para derivar as distribuições de probabilidade dos resultados dos parâmetros de composição do núcleo e da água.
Refinamos a composição de todos os planetas e derivamos parâmetros atmosféricos para os planetas be c. Este último estaria em um estado de estufa pós-fuga e poderia ser estendido o suficiente para ser sondado por uma missão espacial como o JWST. Os planetas d a h apresentam fases de gelo condensado, com frações máximas da massa de água abaixo de 20%. Conclusões. As quantidades derivadas de água para os planetas TRAPPIST-1 mostram um aumento geral com o semieixo maior, com exceção do planeta d. Esse desvio da tendência pode ser devido a mecanismos de formação, como migração e enriquecimento de água na região onde o planeta d se formou, ou uma extensa atmosfera rica em CO2.
Publicado em 21/01/2021 15h07
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