Le panneau supérieur gauche montre les températures (échelle de couleurs) et les vents (flèches) sur le plan équatorial moyennés sur ±30◦ latitudes à partir de notre K2-18 b GCM (point substellaire situé à 180◦ de longitude). Le panneau supérieur droit affiche les profils de température verticaux autour de l’équateur correspondant à différents emplacements longitudinaux, où le profil de température issu du calcul de transfert radiatif 1D (HELIOS) est tracé en noir à des fins de comparaison. Les deux panneaux du bas montrent les températures et les vents à 0,1 bar et 0,1 mbar. — astro-ph.EP
Les prédictions théoriques et les données d’observation indiquent qu’une classe d’exoplanètes sub-Neptune pourrait avoir des intérieurs riches en eau recouverts d’atmosphères dominées par l’hydrogène. Si les conditions climatiques sont favorables, ces planètes pourraient abriter des océans liquides en surface.
Motivés par les récentes observations JWST de K2-18 b, nous modélisons pour la première fois de manière auto-cohérente la photochimie et la détectabilité potentielle des gaz soufrés biogéniques dans les atmosphères des mondes aquatiques tempérés sub-Neptune. Aujourd’hui sur Terre, les composés organiques soufrés produits par le biote marin sont rapidement détruits par des processus photochimiques avant de pouvoir s’accumuler à des niveaux significatifs. Shawn et coll. (2011) suggèrent que des signatures de soufre biogénique détectables pourraient émerger dans des atmosphères de type archéen avec une production biologique plus élevée ou un faible flux UV.
À gauche : les spectres stellaires dans l’UV de GJ 436 (M2,5), une jeune étoile M (45 Myr) et active, Epsilon Eridani, et le Soleil dans le panneau supérieur. Les spectres de GJ 436 et Epsilon Eridani sont issus de l’enquête MUSCLES (version 2.2) (France et al. 2016 ; Youngblood et al. 2016 ; Loyd et al. 2016), le spectre des étoiles M actives est issu de HAZMAT (Peacock et al. 2020), et le spectre solaire est de Gueymard (2018). Le panneau inférieur montre la photosphère UV (τ = 1) avec différents Sorg. Les contributions de DMS, DMDS et CH3SH sont en outre affichées pour le modèle 30× Sorg. À droite : le panneau supérieur montre les VMR moyens de plusieurs espèces de soufre en fonction de l’atténuation du flux UV stellaire total pour le flux Sorg de la Terre. Le panneau inférieur montre la durée d’abondance moyenne comprise entre 1 et 10−4 bars pour un flux Sorg de 1 × à 20 × autour de différents types d’étoiles. — astro-ph.EP
Dans cette étude, nous explorons le soufre biogénique dans un large éventail de flux biologiques et d’environnements UV stellaires. Il est important de noter que les principaux puits photochimiques sont absents du côté nocturne des planètes verrouillées par les marées. Pour résoudre ce problème, nous effectuons en outre des expériences avec un GCM 3D et un modèle photochimique 2D (VULCAN 2D (Tsai et al. 2024)) pour simuler la distribution mondiale des gaz biogéniques afin d’étudier leurs concentrations de terminateurs, comme le montre la spectroscopie de transmission. Nos modèles indiquent que les gaz de soufre biogéniques peuvent atteindre des niveaux potentiellement détectables sur les mondes aquatiques riches en hydrogène, mais uniquement pour un flux global accru de biosoufre (≳20 fois le flux terrestre moderne).
Nous constatons qu’il est difficile d’identifier le DMS à 3,4 μm là où il chevauche fortement le CH4, alors qu’il est plus plausible de détecter le DMS et ses sous-produits compagnons, l’éthylène (C2H4) et l’éthane (C2H6), dans l’infrarouge moyen entre 9 et 13. µm.
Les rapports de mélange volumique moyens (VMR) en fonction du flux biologique de soufre (Sorg). Nous adoptons le spectre stellaire de GJ 436 comme étoile analogue à K2-18 pour notre modèle nominal Hycean K2-18 b (en haut). De plus, nous avons mis à l’échelle le flux solaire pour qu’il corresponde à un flux équivalent (en bas). Les cercles ouverts représentent les VMR moyens sur la plage de pression de 1 à 10−4 bars, tandis que les barres d’erreur indiquent la plage complète des VMR dans cette plage de pression. La ligne pointillée représente la limite de DMS donnée par le dépôt en surface avec une vitesse de dépôt sec de 0,01 cm−1. Combinée aux abondances de DMS sans dépôt dans notre modèle, la région ombrée en bleu illustre les limites supérieure et inférieure de l’abondance de DMS. La barre d’erreur noire marque le DMS VMR signalé par Madhusudhan et al. (2023) (M23). La bande orange met en évidence le régime dans lequel les précurseurs du voile d’hydrocarbures, C4H2 et C6H6, dépassent 1 %. De même, la bande jaune met en évidence le régime dans lequel le soufre élémentaire (S8) devient saturé et se condense. — astro-ph.EP
Shang-Min Tsai, Hamish Innes, Nicholas F. Wogan, Edward W. Schwieterman
Commentaires : 9 pages, 4 figures, révisées après la revue initiale
Matières : Astrophysique terrestre et planétaire (astro-ph.EP)
Citer comme : arXiv:2403.14805 [astro-ph.EP] (ou arXiv :2403.14805v1 [astro-ph.EP] pour cette version)
Historique des soumissions
De : Shang-Min Tsai
[v1] Jeu. 21 mars 2024 19:35:27 UTC (1 369 Ko)
https://arxiv.org/abs/2403.14805
Astrobiologie,
2024-03-25 05:49:20
1711336576
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