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May 12, 2023

Ciência da Liberação Antecipada do exoplaneta WASP

Natureza volume 614, páginas

Nature volume 614, páginas 670–675 (2023) Cite este artigo

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O exoplaneta de massa de Saturno WASP-39b tem sido objeto de extensos esforços para determinar suas propriedades atmosféricas usando espectroscopia de transmissão1,2,3,4. No entanto, esses esforços foram prejudicados por degenerações de modelagem entre a composição e as propriedades da nuvem causadas pela qualidade limitada dos dados5,6,7,8,9. Aqui apresentamos o espectro de transmissão de WASP-39b obtido usando o modo de espectroscopia sem fendas de objeto único (SOSS) do instrumento Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph (NIRISS) no JWST. Este espectro abrange 0,6–2,8 μm de comprimento de onda e mostra várias bandas de absorção de água, o dupleto de ressonância de potássio e assinaturas de nuvens. A precisão e a ampla cobertura de comprimento de onda do NIRISS/SOSS nos permite quebrar as degenerescências do modelo entre as propriedades da nuvem e a composição atmosférica do WASP-39b, favorecendo um aprimoramento de elemento pesado ('metalicidade') de cerca de 10 a 30 vezes o valor solar, uma razão subsolar de carbono para oxigênio (C/O) e uma razão solar para supersolar de potássio para oxigênio (K/O). As observações também são melhor explicadas por nuvens não cinzentas dependentes do comprimento de onda com cobertura não homogênea do terminador do planeta.

Observamos um trânsito de WASP-39 b usando o NIRISS10 no JWST como parte do Transiting Exoplanet Community Early Release Science Program11,12. Nossas observações duraram 8,2 h começando em 26 de julho de 2022 20:45 UTC, cobrindo o trânsito de 2,8 h, bem como 3,0 h antes e 2,4 h após o trânsito para estabelecer uma linha de base do fluxo. Os dados foram obtidos no modo SOSS, que cobre simultaneamente a faixa de comprimento de onda de 0,6 a 2,8 μm em duas ordens espectrais no mesmo detector. A ordem 1 contém a faixa espectral entre 0,6 e 2,8 μm em uma potência de resolução média de R ≣ λ/Δλ = 700, enquanto a ordem 2 fornece a faixa espectral de 0,6–1,4 μm em uma potência de resolução média de R = 1.400. No modo SOSS, os espectros são espalhados por mais de 20 pixels na direção de dispersão cruzada por meio de uma lente de desfocagem cilíndrica (consulte Dados estendidos Fig. 1), permitindo tempos de integração mais longos e reduzindo o impacto das diferenças de nível de pixel na resposta do detector. No entanto, esse desfoque resulta na sobreposição física de ambas as ordens no detector. A observação da série temporal foi composta por 537 integrações de 49,4 s (nove grupos por integração), correspondendo a um ciclo de trabalho de 89%.

Extraímos os espectros estelares das observações de séries temporais usando seis pipelines diferentes para testar o impacto das diferenças no rastreamento de ordem espectral, correção de ruído 1/f, remoção de fundo e metodologia de extração de espectro (consulte Métodos e Dados Estendidos Figs. 2 e 3) . Criamos curvas de luz espectrofotométrica para cada pipeline (Fig. 1) e somamos os dados para criar curvas de luz branca por ordem espectral (Dados Estendidos Fig. 4). As curvas espectrofotométricas e de luz branca são amplamente livres de sistemática instrumental, exceto por uma tendência linear de taxa constante no tempo e um efeito de rampa exponencial nos primeiros 15 minutos da série temporal. As profundidades de trânsito ajustadas foram agrupadas em 80 mudanças de comprimento de onda espectral na ordem 1 e 20 na ordem 2 para criar espectros de transmissão em R ≈ 300. Apresentamos os espectros dos pipelines de redução nirHiss, Supreme-SPOON e espectroscopia de trânsito na Fig. 2. Encontramos resultados consistentes entre as tubulações, com os espectros derivados também concordando com observações anteriores do Telescópio Espacial Hubble (HST) (ver também Dados Estendidos Fig. 5).

Um modelo de trânsito de exoplanetas (linha sólida) foi ajustado a cada curva de luz com ajuste cromático usando uma lei quadrática de escurecimento de membros. Os coeficientes de escurecimento dos membros, razão de raio planeta-estrela (Rp/R*) e fluxo fora do trânsito foram variados em cada canal de comprimento de onda, enquanto todos os outros parâmetros foram fixos. Os resíduos para os modelos de melhor ajuste são mostrados para cada curva de luz. A faixa de comprimento de onda para cada canal é indicada no painel a, enquanto a dispersão de partes por milhão (ppm) nos resíduos é indicada no painel b. Calculamos o ppm como o desvio padrão dos resíduos fora de trânsito. Citamos a razão do ruído do fóton previsto para cada caixa entre parênteses. As reduções são das rotinas nirHiss e chromatic_fitting descritas em Métodos. Definimos nossos erros como as incertezas 1σ extraídas dos espectros estelares. (https://github.com/afeinstein20/wasp39b_niriss_paper/blob/main/scripts/figure1.py).