Gli astronomi esplorano la composizione superficiale di una super-Terra vicina

Il James Webb Space Telescope ha analizzato l’esopianeta roccioso LHS 3844 b, rivelando una superficie scura e calda senza atmosfera. L’analisi indica che la superficie del pianeta è probabilmente composta da basalto o roccia mantale, escludendo una composizione simile a quella della crosta terrestre ricca di silicati. I risultati suggeriscono che LHS 3844 b possa aver subito una prolungata inattività geologica, poiché non sono stati rilevati segni di gas vulcanici.

Utilizzando MIRI (Mid Infrared Instrument) a bordo del James Webb Space Telescope (JWST), un team di ricercatori guidato dall’ex dottorando MPIA (Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg, Germania) Sebastian Zieba (Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian, Cambridge, USA) e Laura Kreidberg, direttrice dell’MPIA e investigatore principale dello studio, hanno analizzato la composizione superficiale dell’esopianeta roccioso LHS 3844 b.

Oltre a caratterizzare le atmosfere esoplanetarie, questo tipo di decifrazione delle proprietà geologiche dei pianeti che orbitano attorno a stelle lontane è il passo successivo per svelarne la natura. I risultati di questa indagine sono ora pubblicati sulla rivista Nature Astronomy.

Una super-Terra rocciosa, buia e senza aria

LHS 3844 b è un pianeta roccioso più grande del 30% della Terra e orbita attorno a una nana rossa fredda una volta in circa 11 ore.

Ruotando a soli tre diametri stellari sopra la superficie della stella ospite, il pianeta è bloccato per marea nella sua orbita. Questo significa che una rotazione richiede tanto quanto una rotazione.

Di conseguenza, lo stesso emisfero di LHS 3844 b è sempre rivolto verso la sua stella, generando un lato diurno costante con una temperatura media di circa 1000 Kelvin (circa 725 gradi Celsius). Il sistema LHS 3844 si trova a soli 48,5 anni luce (14,9 parsec) dalla Terra.

Il MIRI suddivideva una parte delle emissioni infrarosse del pianeta, che variavano da 5 a 12 micrometri, in sezioni di lunghezza d’onda più piccole e misurava la luminosità per ogni bin.

Questo è ciò che gli astronomi chiamano uno spettro, una distribuzione arcobaleno delle componenti della luce. Un altro dato, ottenuto da osservazioni con il telescopio spaziale Spitzer e pubblicato qualche anno fa, ha arricchito l’analisi.

Limitazione dell’attività geologica

Similmente a come la ricerca sull’atmosfera esoplanetaria ha beneficiato della scienza del clima, questo campo emergente della geologia esoplanetaria si basa su conoscenze geologiche terrestri.

Zieba, Kreidberg e i loro collaboratori eseguirono modelli e accedettero a librerie template di rocce e minerali noti dalla Terra, dalla Luna e da Marte per vedere quali firme infrarosse avrebbero prodotto nelle condizioni di LHS 3844 b.

Il confronto con questi calcoli ha escluso con sicurezza una composizione paragonabile alla crosta terrestre, tipicamente rocce ricche di silicati come il granito.

Sebbene questo risultato non sia molto sorprendente – anche nel Sistema Solare, la Terra è l’unico pianeta con tale crosta – potrebbe rivelare dettagli sulla storia geologica di LHS 3844 b.

Si pensa che croste ricche di silicati simili alla Terra si formino attraverso un processo di raffinamento prolungato che richiede attività tettonica e che tipicamente si basa sull’acqua come lubrificante.

Il materiale roccioso si scioglie e solidifica ripetutamente mentre viene miscelato con il materiale del mantello, lasciando i minerali più leggeri in superficie.

“Poiché LHS 3844 b non possiede tale crosta silicata, si può concludere che la tettonica a placche simile a quella terrestre non si applichi a questo pianeta, o che sia inefficace,” afferma Sebastian Zieba. “Questo pianeta probabilmente contiene poca acqua.”

Cosa possiamo dedurre sulla superficie rocciosa di un esopianeta?

Invece, la superficie scura indica una composizione che ricorda il basalto terrestre o lunare, o il materiale del mantello terrestre. Tuttavia, gli astronomi tentarono una caratterizzazione ancora più dettagliata.

Un’analisi statistica di quanto bene questo spettro si adatta a varie miscele e configurazioni minerali ha rivelato che aree solide estese di basalto o roccia magmatica corrispondono meglio alle osservazioni.

Sono ricche di magnesio e ferro e possono includere olivina. Anche il materiale frantumato, come rocce o ghiaia, si adatta abbastanza bene, mentre i grani o le polveri sono incoerenti con le osservazioni a causa del loro aspetto più brillante, almeno a prima vista.

Senza un’atmosfera protettiva, i pianeti sono soggetti a alterazioni spaziali, prevalentemente guidate da radiazioni intense ed energetiche provenienti dalla stella ospite e da impatti di meteoriti di varie dimensioni.

“Si scopre che questi processi non solo sciogliono lentamente le rocce dure in regolite, uno strato di granelli fini o polvere come quello presente sulla Luna,” spiega Zieba. “Scuriscono anche lo strato aggiungendo ferro e carbonio, rendendo le proprietà del regolite più coerenti con le osservazioni.”

Geologicamente fresco o consumato? Due possibili scenari

Questa valutazione ha lasciato agli astronomi due scenari per la superficie del pianeta che corrispondono altrettanto bene ai dati.

Uno riguarda una superficie dominata da rocce solide e scure composte da minerali basaltici o magmatici. Rispetto alle scale temporali geologiche, l’alterazione spaziale ne altera rapidamente le proprietà. Pertanto, gli astronomi concludono che, in questo scenario, la superficie dovrebbe essere relativamente fresca, prodotta da attività geologiche recenti, come il vulcanismo diffuso.

Il secondo scenario propone anche una superficie scura, paragonabile alla Luna o a Mercurio. Tuttavia, ciò spiega l’alterazione prolungata dello spazio, che porta a lunghe aree coperte da uno strato di regolite scurito, una polvere fine presente anche sulla Luna, come dimostrano le iconiche foto delle impronte degli astronauti. Questa alternativa si basa su periodi più lunghi di inattività geologica, richiedendo quindi condizioni opposte al primo scenario.

Tentativi di risolvere l’ambiguità

Queste due alternative differiscono per il grado di attività geologica recente richiesta. Sulla Terra e in altri oggetti attivi del Sistema Solare, un fenomeno tipico durante tale attività è l’espulsione di gas.

Anidride zolfosa (SO₂) è un gas comunemente collegato al vulcanismo. Se presente su LHS 3844 b in quantità ragionevoli, il MIRI avrebbe dovuto rilevarlo. Eppure, non trovò nulla. Pertanto, un recente periodo di attività sembra improbabile, il che porta gli astronomi a favorire il secondo scenario. Se corretto, LHS 3844 b potrebbe davvero assomigliare molto a Mercurio.

Per testare la loro idea, Zieba, Kreidberg e i loro colleghi stanno già adottando un approccio più diretto. Hanno ottenuto ulteriori osservazioni JWST, che dovrebbero permettere loro di discernere le condizioni superficiali sfruttando piccole differenze nel modo in cui lastre solide e polveri emettono o riflettono la luce.

La distribuzione degli angoli di emissione dipende dalla rugosità superficiale, che influisce sulla quantità di radiazione ricevuta a un dato angolo di visione.

Questo concetto viene applicato con successo nella caratterizzazione degli asteroidi nel Sistema Solare. “Siamo fiduciosi che la stessa tecnica ci permetterà di chiarire la natura della crosta di LHS 3844 b e, in futuro, di altri esopianeti rocciosi,” conclude Kreidberg.