Scienza del rilascio anticipato dell'esopianeta WASP

Natura volume 614, pagine 659–663 (2023) Citare questo articolo

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La spettroscopia di trasmissione1,2,3 degli esopianeti ha rivelato tracce di vapore acqueo, aerosol e metalli alcalini in alcune dozzine di atmosfere di esopianeti4,5. Tuttavia, queste precedenti inferenze con i telescopi spaziali Hubble e Spitzer sono state ostacolate dalla gamma di lunghezze d'onda relativamente ristretta e dal potere di risoluzione spettrale delle osservazioni, che hanno precluso l'identificazione inequivocabile di altre specie chimiche, in particolare delle molecole primarie contenenti carbonio6,7. Qui riportiamo uno spettro di trasmissione atmosferica ad ampia lunghezza d'onda 0,5–5,5 µm di WASP-39b8, un esopianeta da 1.200 K, con massa di Saturno e raggio di Giove, misurato con la modalità PRISM di JWST NIRSpec come parte del rilascio anticipato della comunità di esopianeti in transito di JWST Programma Team Scientifico10,11,12. Rileviamo in modo affidabile diverse specie chimiche ad alto significato, tra cui Na (19σ), H2O (33σ), CO2 (28σ) e CO (7σ). La mancata rilevazione di CH4, combinata con una forte caratteristica di CO2, favorisce modelli atmosferici con una metallicita' atmosferica super-solare. Una caratteristica di assorbimento imprevisto a 4 µm è meglio spiegata da SO2 (2,7σ), che potrebbe essere un tracciante della fotochimica atmosferica. Queste osservazioni dimostrano la sensibilità di JWST a una ricca diversità di composizioni di esopianeti e processi chimici.

Abbiamo osservato un transito di WASP-39b il 10 luglio 2022 con il Near InfraRed Spectrograph (NIRSpec)9,13 di JWST, utilizzando la modalità PRISM, come parte del JWST Transiting Exoplanet Community Early Release Science Program (Programma ERS 1366) (PI: Natalie Batalha, Jacob Bean, Kevin Stevenson)10,11. Queste osservazioni coprono l'intervallo di lunghezze d'onda di 0,5–5,5 µm con un potere di risoluzione nativo di 20–300. WASP-39b è stato selezionato per questo programma JWST-ERS a causa di precedenti osservazioni spaziali e terrestri che hanno rivelato un forte assorbimento dei metalli alcalini e diverse bande prominenti di H2O4,6,14,15,16, suggerendo che un forte rapporto segnale-rumore potrebbe essere ottenuto con JWST. Tuttavia, la gamma limitata di lunghezze d'onda degli spettri di trasmissione esistenti (0,3–1,65 µm, combinati con due ampi canali Spitzer fotometrici a 3,6 e 4,5 µm) ha lasciato diverse questioni importanti irrisolte. Le stime precedenti della metallicità atmosferica di WASP-39b, una misura dell'abbondanza relativa di tutti i gas più pesanti dell'idrogeno o dell'elio, variano di quattro ordini di grandezza6,16,17,18,19,20. Determinazioni accurate della metallicità possono spiegare i percorsi di formazione e fornire una visione più approfondita della storia del pianeta21. Le osservazioni JWST NIRSpec PRISM che presentiamo qui offrono una visione più dettagliata della composizione atmosferica di WASP-39b rispetto a quanto fosse possibile in precedenza (vedere rif. 21 per un'analisi iniziale a infrarossi di questi dati).

Abbiamo ottenuto una spettroscopia in serie temporale su 8,23 ore centrata attorno all’evento di transito per estrarre l’assorbimento dipendente dalla lunghezza d’onda da parte dell’atmosfera del pianeta, ovvero lo spettro di trasmissione, che sonda la regione terminatrice giorno-notte del pianeta vicino a pressioni millibar. Abbiamo utilizzato NIRSpec PRISM in modalità Bright Object Time Series (BOTS). WASP-39 è una stella luminosa, vicina, di tipo 22 G7, relativamente inattiva, con una temperatura effettiva di 5.400 K (rif. 8). La magnitudo della banda J di WASP-39 pari a 10,66 lo colloca vicino al limite di saturazione di PRISM, il che ci consente di testare gli effetti della saturazione sulla qualità della scienza risultante rispetto alle misurazioni passate (Metodi).

Nella nostra riduzione di base utilizzando Fast InfraRed Exoplanet Fitting for Lightcurves (FIREFLy)23, eseguiamo calibrazioni sui dati grezzi utilizzando la pipeline jwst Python12 e quindi identifichiamo e correggiamo i pixel difettosi e i raggi cosmici. Mitighiamo il rumore 1/f9 a livello di gruppo piuttosto che a livello di integrazione per garantire un accurato adattamento della pendenza, che riteniamo essere un passaggio cruciale per le osservazioni NIRSpec PRISM con pochi gruppi per integrazione.

Raccogliamo la spettrofotometria risultante in lunghezza d'onda per creare 207 canali spettrali di larghezza variabile con conteggi più o meno uguali in ciascuno. La Figura 1 mostra le curve di luce bianca e spettrofotometrica FIREFLy in questa fase nel pannello superiore. Diverse caratteristiche di assorbimento sono visibili a occhio nudo come strisce orizzontali più scure all'interno della regione di transito nella curva di luce bidimensionale (2D) (Fig. 1), a dimostrazione dell'alta qualità della spettrofotometria grezza ottenuta dalla modalità di osservazione PRISM.