May 12, 2023
Scienza del rilascio anticipato dell'esopianeta WASP
Nature volume 614, pages
Natura volume 614, pagine 670–675 (2023) Citare questo articolo
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L'esopianeta di massa di Saturno WASP-39b è stato oggetto di ampi sforzi per determinare le sue proprietà atmosferiche utilizzando la spettroscopia di trasmissione1,2,3,4. Tuttavia, questi sforzi sono stati ostacolati dalla modellazione delle degenerazioni tra la composizione e le proprietà del cloud causate dalla limitata qualità dei dati5,6,7,8,9. Qui presentiamo lo spettro di trasmissione di WASP-39b ottenuto utilizzando la modalità Slitless Spectroscopy (SOSS) a oggetto singolo dello strumento Near Infrared Imager e Slitless Spectrograph (NIRISS) sul JWST. Questo spettro si estende su 0,6–2,8 μm di lunghezza d'onda e mostra diverse bande di assorbimento dell'acqua, il doppietto di risonanza del potassio e le tracce delle nuvole. La precisione e l'ampia copertura della lunghezza d'onda di NIRISS/SOSS ci consente di rompere le degenerazioni del modello tra le proprietà delle nuvole e la composizione atmosferica di WASP-39b, favorendo un miglioramento degli elementi pesanti ("metallicità") di circa 10-30 volte il valore solare, un rapporto sub-solare carbonio-ossigeno (C/O) e un rapporto solare-super-solare potassio-ossigeno (K/O). Le osservazioni sono meglio spiegate anche da nubi non grigie, dipendenti dalla lunghezza d'onda, con una copertura disomogenea del terminatore del pianeta.
Abbiamo osservato un transito di WASP-39 b utilizzando il NIRISS10 sul JWST come parte del Transiting Exoplanet Community Early Release Science Program11,12. Le nostre osservazioni sono durate 8,2 ore a partire dal 26 luglio 2022 alle 20:45 UTC, coprendo il transito di 2,8 ore, nonché 3,0 ore prima e 2,4 ore dopo il transito per stabilire una linea di base del flusso. I dati sono stati acquisiti in modalità SOSS, che copre simultaneamente l'intervallo di lunghezze d'onda da 0,6 a 2,8 μm attraverso due ordini spettrali sullo stesso rilevatore. L'ordine 1 contiene l'intervallo spettrale compreso tra 0,6 e 2,8 μm con un potere risolutivo medio di R ≣ λ/Δλ = 700, mentre l'ordine 2 fornisce l'intervallo spettrale compreso tra 0,6 e 1,4 μm con un potere risolutivo medio di R = 1.400. Nella modalità SOSS, gli spettri sono distribuiti su più di 20 pixel nella direzione della dispersione incrociata mediante una lente di defocalizzazione cilindrica (vedere Dati estesi Fig. 1), consentendo così tempi di integrazione più lunghi e riducendo l'impatto delle differenze a livello di pixel nella risposta del rilevatore. Tuttavia, questa sfocatura comporta la sovrapposizione fisica di entrambi gli ordini sul rilevatore. L'osservazione della serie temporale era composta da 537 integrazioni di 49,4 s (nove gruppi per integrazione), corrispondenti a un ciclo di lavoro dell'89%.
Abbiamo estratto gli spettri stellari dalle osservazioni delle serie temporali utilizzando sei diverse pipeline per testare l'impatto delle differenze nel tracciamento dell'ordine spettrale, nella correzione del rumore 1/f, nella rimozione dello sfondo e nella metodologia di estrazione dello spettro (vedere Metodi e dati estesi, figure 2 e 3) . Abbiamo creato curve di luce spettrofotometriche per ciascuna pipeline (Fig. 1) e abbiamo sommato i dati per creare curve di luce bianca per ordine spettrale (Dati estesi, Fig. 4). Le curve spettrofotometriche e della luce bianca sono in gran parte prive di sistematica strumentale, ad eccezione di un andamento lineare a velocità costante nel tempo e di un effetto rampa esponenziale entro i primi 15 minuti della serie temporale. Le profondità di transito adattate sono state raggruppate in 80 variazioni di lunghezza d'onda spettrali nell'ordine 1 e 20 nell'ordine 2 per creare spettri di trasmissione a R ≈ 300. Presentiamo gli spettri dalle condutture di riduzione nirHiss, supremo-SPOON e spettroscopia di transito in Fig. 2. Troviamo risultati coerenti tra le condutture, con gli spettri derivati che sono anche in accordo con le precedenti osservazioni del telescopio spaziale Hubble (HST) (vedi anche Dati estesi Fig. 5).
Un modello di transito dell'esopianeta (linea continua) è stato adattato a ciascuna curva di luce con chromatic_fitting utilizzando una legge quadratica di oscuramento dei bordi. I coefficienti di oscuramento dei bordi, il rapporto del raggio pianeta-stella (Rp/R*) e il flusso fuori transito sono stati variati in ciascun canale di lunghezza d'onda, mentre tutti gli altri parametri sono stati fissi. Per ciascuna curva di luce vengono mostrati i residui dei modelli più adatti. L'intervallo di lunghezze d'onda per ciascun canale è indicato nel pannello a, mentre la dispersione in parti per milione (ppm) nei residui è indicata nel pannello b. Calcoliamo il ppm come deviazione standard dei residui fuori transito. Riportiamo tra parentesi il rapporto del rumore fotonico previsto per ciascun contenitore. Le riduzioni provengono dalle routine nirHiss e chromatic_fitting descritte in Metodi. Definiamo i nostri errori come le incertezze 1σ estratte dagli spettri stellari. (https://github.com/afeinstein20/wasp39b_niriss_paper/blob/main/scripts/figure1.py).