Caminhos evolutivos para a sobrevivência de uma atmosfera espessa rica em CO2 ou SO2 no mundo de lava TOI-561 b

Os planetas rochosos evoluem através da troca de voláteis entre os seus interiores e atmosferas, uma interação ainda pouco limitada pelas observações. Notavelmente, exoplanetas de período ultracurto (USP) altamente irradiados podem oferecer uma janela para esta troca - alguns retêm baixas densidades aparentes compatíveis com envelopes ricos em voláteis que rodeiam interiores rochosos, indicando possíveis atmosferas secundárias.

TOI-561 b é um excelente exemplo, com uma densidade aparente de $4, 3\pm0, 4$ g cm$^{-3}$ e observações recentes do JWST favorecendo uma espessa atmosfera volátil sobrejacente a um oceano de magma diurno. Aqui, investigamos os caminhos evolutivos que permitem ao TOI-561 b reter uma atmosfera substancial ao longo de gigaanos usando a estrutura interior-atmosfera acoplada ao PROTEUS.

Exploramos diferentes frações do raio central, albedos de Bond, eficiências de escape atmosférico, estados redox do manto e inventários voláteis iniciais de C--H--O--N--S, sob evolução in situ e migração interna tardia. Mais de metade das nossas simulações deixam um interior vazio demasiado denso para corresponder às observações.

Atualmente, TOI-561 b é consistente com um oceano global de magma sob uma atmosfera espessa (pressão superficial $\approx 10^{3}$--$10^{4}$ bar) de alto peso molecular médio ($38$--$60$ g mol$^{-1}$). Surgem dois arquétipos, diferenciados pelo conteúdo de enxofre em massa: uma atmosfera dominada por CO$_2$ e uma atmosfera dominada por SO$_2$.

A migração é viável, mas não é necessária para reproduzir as observações. Nosso estudo ilustra como o acoplamento interior-atmosfera governa a retenção atmosférica em planetas rochosos irradiados.

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