Ранний выпуск науки об экзопланете WASP

Nature, том 614, страницы 659–663 (2023 г.) Процитировать эту статью

4934 Доступа

16 цитат

22 Альтметрика

Подробности о метриках

Пропускная спектроскопия1,2,3 экзопланет выявила признаки водяного пара, аэрозолей и щелочных металлов в нескольких десятках атмосфер экзопланет4,5. Однако этим предыдущим выводам с помощью космических телескопов «Хаббл» и «Спитцер» препятствовали относительно узкий диапазон длин волн и спектральная разрешающая способность наблюдений, что препятствовало однозначной идентификации других химических видов, в частности первичных углеродсодержащих молекул6,7. Здесь мы сообщаем о широковолновом спектре атмосферного пропускания 0,5–5,5 мкм WASP-39b8, экзопланеты с массой Сатурна и радиусом Юпитера, массой около 1200 К, измеренной с помощью режима PRISM9 JWST NIRSpec в рамках раннего выпуска сообщества JWST Transiting Exoplanet Community Early Release. Программа научной группы10,11,12. Мы надежно обнаруживаем несколько химических соединений высокой значимости, включая Na (19σ), H2O (33σ), CO2 (28σ) и CO (7σ). Необнаружение CH4 в сочетании с сильной особенностью CO2 благоприятствует атмосферным моделям со сверхсолнечной металличностью атмосферы. Непредвиденное поглощение на длине волны 4 мкм лучше всего объясняется SO2 (2,7σ), который может быть индикатором фотохимии атмосферы. Эти наблюдения демонстрируют чувствительность JWST к богатому разнообразию составов экзопланет и химических процессов.

Мы наблюдали один транзит WASP-39b 10 июля 2022 года с помощью спектрографа ближнего инфракрасного диапазона JWST (NIRSpec)9,13, используя режим PRISM, в рамках научной программы раннего выпуска транзитной экзопланеты JWST (Программа ERS 1366) (PI: Натали). Баталья, Джейкоб Бин, Кевин Стивенсон)10,11. Эти наблюдения охватывают диапазон длин волн 0,5–5,5 мкм при собственной разрешающей способности 20–300. WASP-39b был выбран для этой программы JWST-ERS из-за предыдущих космических и наземных наблюдений, обнаруживших сильное поглощение щелочных металлов и несколько заметных полос H2O4,6,14,15,16, что позволяет предположить, что сильное соотношение сигнал/шум может получить с помощью JWST. Однако ограниченный диапазон длин волн существующих спектров пропускания (0,3–1,65 мкм в сочетании с двумя широкими фотометрическими каналами Спитцера на 3,6 и 4,5 мкм) оставил нерешенными несколько важных вопросов. Предыдущие оценки металличности атмосферы WASP-39b — меры относительного содержания всех газов тяжелее водорода или гелия — различаются на четыре порядка6,16,17,18,19,20. Точное определение металличности может объяснить пути формирования и обеспечить более глубокое понимание истории планеты21. Наблюдения JWST NIRSpec PRISM, которые мы представляем здесь, дают более детальное представление о составе атмосферы WASP-39b, чем это было возможно ранее (первоначальный инфракрасный анализ этих данных см. в ссылке 21).

Мы получили спектроскопию временных рядов за 8,23 часа, сосредоточенную вокруг транзитного события, чтобы извлечь зависящее от длины волны поглощение атмосферой планеты, то есть спектр пропускания, который исследует область терминатора дня и ночи планеты при давлениях в миллибарах. Мы использовали NIRSpec PRISM в режиме временных рядов ярких объектов (BOTS). WASP-39 — яркая, близкая, относительно неактивная звезда типа 22 G7 с эффективной температурой 5400 К (ссылка 8). Магнитуда J-диапазона WASP-39, равная 10,66, приближает его к пределу насыщения PRISM, что позволяет нам проверить влияние насыщения на качество получаемых научных результатов по сравнению с прошлыми измерениями (методами).

В нашем базовом уменьшении с использованием Fast InfraRed Exoplanet Fitting for Lightcurves (FIREFLy)23 мы выполняем калибровку необработанных данных с помощью конвейера jwst Python12, а затем выявляем и корректируем плохие пиксели и космические лучи. Мы уменьшаем шум 1/f9 на уровне группы, а не на уровне интегрирования, чтобы обеспечить точную аппроксимацию наклона, что, по нашему мнению, является решающим шагом для наблюдений NIRSpec PRISM с несколькими группами на интегрирование.

Мы объединяем полученные спектрофотометрические данные по длинам волн, чтобы создать 207 спектральных каналов переменной ширины с примерно равным количеством отсчетов в каждом. На рис. 1 показаны кривые белого и спектрофотометрического блеска FIREFLy на этом этапе на верхней панели. Некоторые особенности поглощения видны на глаз в виде более темных горизонтальных полос в области транзита на двумерной (2D) кривой блеска (рис. 1), что демонстрирует высокое качество необработанных спектрофотометрических данных, достигнутых в режиме наблюдения PRISM.