Идентификация углекислого газа в атмосфере экзопланеты

Nature, том 614, страницы 649–652 (2023 г.) Процитировать эту статью

17 тысяч доступов

20 цитат

121 Альтметрика

Подробности о метриках

Углекислый газ (CO2) — ключевой химический вид, который встречается в широком диапазоне планетарных атмосфер. В контексте экзопланет CO2 является индикатором обогащения металлами (то есть элементами тяжелее гелия, также называемыми «металличностью»)1,2,3 и, следовательно, процессами формирования первичных атмосфер горячих газовых гигантов4,5. ,6. Это также один из наиболее многообещающих видов для обнаружения во вторичных атмосферах экзопланет земной группы7,8,9. Предыдущие фотометрические измерения транзитных планет с помощью космического телескопа Спитцер дали намек на присутствие CO2, но не дали окончательных результатов из-за отсутствия однозначной спектроскопической идентификации10,11,12. Здесь мы представляем обнаружение CO2 в атмосфере газовой гигантской экзопланеты WASP-39b на основе наблюдений трансмиссионной спектроскопии, полученных с помощью JWST в рамках программы Early Release Science13,14. Данные, использованные в этом исследовании, охватывают длину волны 3,0–5,5 микрометров и демонстрируют выраженную особенность поглощения CO2 при длине волны 4,3 микрометра (значимость 26 сигм). Общий спектр хорошо согласуется с одномерными моделями металличности, в десять раз превышающими солнечную, которые предполагают радиационно-конвективно-термохимическое равновесие и имеют умеренную непрозрачность облаков. Эти модели предсказывают, что в атмосфере помимо CO2 должна быть вода, окись углерода и сероводород, но мало метана. Кроме того, мы также предварительно обнаружили небольшую особенность поглощения около 4,0 микрометров, которая не воспроизводится этими моделями.

WASP-39b — горячая (температура планетарного равновесия 1170 К при условии нулевого альбедо и полного перераспределения тепла) транзитная экзопланета, вращающаяся вокруг звезды типа G7 с периодом 4,055 дня15. Планета имеет примерно такую ​​же массу, как Сатурн (M = 0,28 МДж, где MJ — масса Юпитера), но примерно на 50 % больше (радиус R = 1,28 RJ, где RJ — радиус Юпитера), вероятно, из-за высокой уровень радиации, которую он получает от своей родительской звезды16,17,18. Мы выбрали эту планету для наблюдений с помощью трансмиссионной спектроскопии JWST Early Release Science (ERS), поскольку анализ существующих космических и наземных данных выявил большие спектральные особенности и показал минимальное загрязнение планетарного сигнала звездной активностью10,19,20, 21. Основные ранее обнаруженные спектральные особенности были уверенно отнесены к поглощению паров натрия, калия и воды10,19,20, тогда как углекислый газ (CO2) был предложен для объяснения глубокого транзита на длине волны 4,5 мкм, наблюдаемого с помощью Спитцера10.

Долгое время металличность атмосферы считалась показателем относительной аккреции твердых тел и газа во время формирования газовых планет-гигантов, которые приносят тяжелые элементы в оболочку с преобладанием водорода и в видимую атмосферу4,5,6. Металличность родительской звезды WASP-39b, которая является показателем обогащения металлами протопланетного диска, в котором сформировалась планета, примерно равна солнечной15,22,23,24. Таким образом, тенденция изменения массы планеты и металличности атмосферы, наблюдаемая у гигантов Солнечной системы25,26, предсказывает, что она имеет усиление примерно в десять раз солнечное (как и у Сатурна; ссылка 27). Кроме того, модели внутренней структуры, соответствующие низкой плотности WASP-39b, предсказывают верхний предел 95-го процентиля металличности атмосферы, в 55 раз превышающий солнечную, при условии, что планета не имеет ядра из тяжелых элементов и что все металлы распределены равномерно. по всему конверту28.

Несмотря на одно из самых высоких показателей обнаружения спектральных особенностей в спектре передачи сигнала, моделирование существующих данных для WASP-39b привело к оценкам металличности в диапазоне пяти порядков: от 0,003-кратного солнечного до 300-кратного. солнечные10,29,30,31,32,33. Широкий диапазон значений обусловлен недостаточным качеством данных, чтобы преодолеть вырождение между облаками и металличностью в моделях спектров пропускания34, а также неопределенностью в интерпретации фотометрических измерений космического телескопа Спитцер на длинах волн 3,6 мкм и 4,5 мкм. Таким образом, для лучшего ограничения металличности атмосфер этой (и других) гигантских экзопланет были необходимы спектроскопические данные с большей точностью, более тонкими спектральными каналами и более широким охватом длин волн.