Gran Interferómetro para Exoplanetas (LIFE): XII.  La detectabilidad de las biofirmas de Capstone en el infrarrojo medio: olfateo de gas de la risa exoplanetario y halógenos metilados

Gran Interferómetro para Exoplanetas (LIFE): XII. La detectabilidad de las biofirmas de Capstone en el infrarrojo medio: olfateo de gas de la risa exoplanetario y halógenos metilados

Distribución de distancias de poblaciones de planetas HZ alrededor de estrellas de tipo M y FGK detectables con LIFE en la configuración de referencia actual (ver Tabla 1). Izquierda: predicciones de resultados de detección para planetas alrededor de estrellas de tipo M con una población de exoplanetas AFGKM subyacente siguiendo las estimaciones de tasa de ocurrencia de ExoPaG SAG13 de la NASA (Kopparapu et al. 2018) y Dressing & Charbonneau (2015). Derecha: La detección ofrece predicciones alrededor de estrellas de tipo FGK con una población de exoplanetas FGK subyacente, según las tasas de aparición de Bryson et al. (2021). Diferenciamos tres definiciones de HZ: HZ optimista (opt), HZ conservador (con) y candidatos exo-Tierras (CEE). Las barras muestran los rendimientos planetarios medios previstos y las incertidumbres de 1-σ derivadas de las simulaciones de Monte Carlo. — astro-ph.EP

Este estudio tiene como objetivo identificar casos científicos ejemplares para la observación de N2O, CH3Cl y CH3Br en atmósferas de exoplanetas en abundancias compatibles con la producción biogénica utilizando un observatorio interferométrico espacial con cancelación del infrarrojo medio, como el concepto de misión LIFE (Large Interferometer For Exoplanets).

Distribución de distancias de poblaciones de planetas HZ alrededor de estrellas de tipo M y FGK detectables con LIFE en la configuración de referencia actual (ver Tabla 1). Izquierda: predicciones de resultados de detección para planetas alrededor de estrellas de tipo M con una población de exoplanetas AFGKM subyacente siguiendo las estimaciones de tasa de ocurrencia de ExoPaG SAG13 de la NASA (Kopparapu et al. 2018) y Dressing & Charbonneau (2015). Derecha: La detección ofrece predicciones alrededor de estrellas de tipo FGK con una población de exoplanetas FGK subyacente, según las tasas de aparición de Bryson et al. (2021). Diferenciamos tres definiciones de HZ: HZ optimista (opt), HZ conservador (con) y candidatos exo-Tierras (CEE). Las barras muestran los rendimientos planetarios medios previstos y las incertidumbres de 1-σ derivadas de las simulaciones de Monte Carlo. — astro-ph.EP

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Este estudio tiene como objetivo identificar casos científicos ejemplares para la observación de N2O, CH3Cl y CH3Br en atmósferas de exoplanetas en abundancias compatibles con la producción biogénica utilizando un observatorio interferométrico espacial con cancelación del infrarrojo medio, como el concepto de misión LIFE (Large Interferometer For Exoplanets).

Utilizamos un conjunto de escenarios derivados de modelos cinéticos químicos que simulan la respuesta atmosférica a niveles variables de producción biogénica de N2O, CH3Cl y CH3Br en las atmósferas de planetas terrestres ricos en O2 para producir modelos avanzados para nuestro software de simulación de observación LIFEsim. Además, demostramos el vínculo con las recuperaciones para casos seleccionados.

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Utilizamos los resultados para derivar los tiempos de observación necesarios para detectar estos escenarios y aplicarlos para definir los requisitos científicos de la misión. Nuestro análisis muestra que para detectar abundancias relevantes con una misión como LIFE en su configuración básica actual, necesitamos:

(i) sólo unos pocos días de tiempo de observación para algunos escenarios de “objetivo dorado” muy cercanos, que también motivan futuros estudios observacionales “espectral-temporales”

(ii) ~10 días en algunos escenarios estándar, como planetas terrestres templados alrededor de estrellas M a 5 pc,

(iii) ~50 – 100 días en los casos más difíciles pero aún factibles, como un gemelo de la Tierra del 5%. Algunos casos de flujo muy débil alrededor de estrellas anfitrionas específicas no son detectables.

En resumen, la abundancia de estas biofirmas fundamentales es detectable en flujos de trabajo biológicos plausibles para la mayoría de los casos examinados y para un número significativo de objetivos potenciales.

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Detectabilidad de varios flujos de N2O en el espectro de emisión de un planeta similar a la Tierra alrededor de una estrella similar al Sol (arriba de izquierda a derecha): K6V, tipo Próxima Centauri y tipo trapense en 5pc, después de 50 días de observación con LIFE. Arriba: flujo planetario para atmósferas con y sin N2O. El área gris representa la sensibilidad 1-σ; Las barras de error de color gris oscuro muestran observaciones individuales simuladas. Abajo: significación estadística de las diferencias detectadas entre un modelo atmosférico con y sin N2O. Para el caso similar al Sol, la principal contribución a la detectabilidad se encuentra en la banda de 16-18 µm. Para los casos de estrellas de tipo posterior, las diferencias se encuentran especialmente en el rango de 8-9 µm (ver también la discusión en la sección 4.1. — astro-ph.EP

Daniel Angerhausen, Daria Pidhorodetska, Michaela Leung, Janina Hansen, Eleonora Alei, Felix Dannert, Jens Kammerer, Sascha P. Quanz, Edward W. Schwieterman

Comentarios: Aceptado para publicación en AJ. 42 páginas, 23 figuras, 14 tablas. Aceptado para publicación
Materias: Astrofísica terrestre y planetaria (astro-ph.EP); Instrumentación y métodos para astrofísica (astro-ph.IM)
Citar como: arXiv:2401.08492 [astro-ph.EP] (o arXiv:2401.08492v1 [astro-ph.EP] para esta versión) https://doi.org/10.48550/arXiv.2401.08492
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Por: Daniel Angerhausen
[v1] Martes, 16 de enero de 2024 16:50:31 UTC (7346 KB)
https://arxiv.org/abs/2401.08492
Astrobiología,

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