Reevaluación de la estructura, radios y evolución térmica de los sub-Neptunos

Resumen Presentamos un modelo de evolución sub-Neptuno 1D basado en Python que enfatiza la evolución térmica y la potencial solidificación del núcleo de roca/hierro y la estructura de la atmósfera radiativa. Este modelo explora la estructura planetaria desde el centro fundido hasta niveles de presión nbar. Tratar la atmósfera radiativa es crucial para los sub-Neptunos, debido a la gran altura de escala y baja gravedad, lo que contribuye hasta un 40% de su radio observado, especialmente para planetas de baja masa y altamente irradiados. En consecuencia, encontramos genéricamente que se necesitan fracciones de masa de H/He más bajas para igualar un dado radio planetario, en comparación con trabajos anteriores. Mientras que la presencia de enriquecimiento metálico en las capas de H/He (modeladas aquí como 50× solares) no influye sustancialmente en el tamaño del envoltura convectiva, reduce notablemente el radio de tránsito al disminuir la altura de escala de la atmósfera radiativa. Los sub-Neptunos se enfrían de manera diferente a los planetas terrestres, con la tasa de enfriamiento del núcleo de roca/hierro limitada por la envoltura, lo que lleva a escalas de tiempo de solidificación más largas. La solidificación completa del manto de silicato para 10 Gyr se encuentra solo en planetas con masas muy bajas (≤1 M ⊕) y pequeñas envolturas de H/He (≤0.1%). La acción de dínamo en los núcleos de hierro de los sub-Neptunos persiste mientras la superficie del manto se mantenga fundida, a menudo superando los 10 Gyr, y se vuelve sensible a la conductividad térmica del núcleo después de la solidificación. Examinamos aspectos de 'boil-off', que establece la masa de H/He máxima permitida y el radio planetario para la evolución posterior. La energía de enfriamiento de la roca/hierro disminuye moderadamente la fracción de masa de H/He posterior al boil-off en planetas con grandes alturas de escala atmosférica solamente.