Un espectro de transmisión JWST de la Tierra cercana.

Astronomía de la naturaleza (2023)Citar este artículo

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El primer paso fundamental en la búsqueda de vida en exoplanetas durante la próxima década es determinar si los planetas rocosos que transitan por pequeñas estrellas enanas M poseen atmósferas y, de ser así, qué procesos las esculpen a lo largo del tiempo. Debido a su amplia cobertura de longitud de onda y resolución mejorada en comparación con instrumentos anteriores, la espectroscopía con el Telescopio Espacial James Webb (JWST) ofrece una nueva capacidad para detectar y caracterizar las atmósferas de planetas enanos M del tamaño de la Tierra. Aquí utilizamos el JWST para validar de forma independiente el descubrimiento de LHS 475 b, un exoplaneta cálido (586 K), con un radio de la Tierra de 0,99, interior a la zona habitable, e informar un espectro de transmisión preciso de 2,9 a 5,3 μm utilizando el espectrógrafo de infrarrojo cercano G395H. instrumento. Con dos observaciones de tránsito, descartamos atmósferas primordiales de metano puro sin nubes y dominadas por hidrógeno. Hasta ahora, el espectro de transmisión sin rasgos distintivos sigue siendo consistente con un planeta que tiene una capa de nubes a gran altitud (similar a Venus), una atmósfera tenue (similar a Marte) o ninguna atmósfera apreciable (similar a Mercurio). No hay signos de contaminación estelar por manchas o fáculas. Nuestras observaciones muestran que el JWST tiene la sensibilidad necesaria para limitar las atmósferas secundarias de exoplanetas terrestres con características de absorción <50 ppm, y que nuestras limitaciones atmosféricas actuales hablan de la naturaleza del planeta mismo, más que de límites instrumentales.

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Los datos utilizados en este artículo provienen del Programa de Observadores Generales del Ciclo 1 del JWST de 1981 y están disponibles públicamente en el Archivo Mikulski para Telescopios Espaciales (https://mast.stsci.edu). Los productos de datos totalmente reducidos de este documento están disponibles en el siguiente archivo público a largo plazo de Zenodo: https://doi.org/10.5281/zenodo.7925111. Todos los datos adicionales, como productos de datos intermedios y resultados de modelos, están disponibles previa solicitud.

Los códigos utilizados a lo largo de este trabajo para el análisis de datos, modelado atmosférico y preparación de artículos son los siguientes: Astropy88,89, batman56, CHIMERA68,69, dynesty63, emcee57, Eureka!33, ExoCTK90, Forecaster38, IPython91, jwst47, Matplotlib92, NumPy93,94 , PICASO67, POSEIDON80, PyMC395, SciPy96 y smarter76.

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Este trabajo se basa en parte en observaciones realizadas con el JWST de NASA/ESA/CSA. Los datos se obtuvieron del Archivo Mikulski para Telescopios Espaciales (MAST) en el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial (STScI), operado por la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía, Inc., bajo el contrato de la NASA NAS 5-03127 para JWST. Estas observaciones están asociadas con el programa 1981. La NASA brindó apoyo al programa 1981 a través de una subvención de la STScI. Este artículo incluye datos recopilados con la misión TESS, obtenidos del archivo de datos MAST en el STScI. La financiación para la misión TESS proviene del Programa Explorer de la NASA. El material se basa en un trabajo apoyado por la NASA con el número de premio 80GSFC21M0002. Este material se basa en el trabajo realizado como parte del equipo CHAMPs de la NASA, apoyado por la NASA bajo la subvención No. 80NSSC21K0905 emitida a través del programa Consorcios Interdisciplinarios para la Investigación en Astrobiología (ICAR). RJM es miembro de NHFP Sagan.

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Hannah R. Wakeford

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Todos los autores desempeñaron un papel sustancial en uno o más de los siguientes: desarrollo de la propuesta original, gestión del proyecto, planificación de la observación, análisis de los datos, modelado teórico y preparación de este artículo. JL-Y., GF, KBS, EMM, KNOC, SEM, SP, ML-M., RJM y JK hicieron contribuciones notables a las figuras y al texto del artículo. KBS, JL-Y., ML-M. y DKS proporcionó liderazgo y gestión general del programa. KBS, JL-Y., EMM, SEM, DKS, KSS, NEB, JDL y HRW hicieron importantes contribuciones al diseño del programa. KBS creó el plan de observación con el aporte del equipo. LCM, JK, DKS, KSS, JAV, JIAR, MKA, NEB, KAB, JG-Q., EK, JDL, ZR y HRW contribuyeron a la preparación del documento.

Correspondencia a Jacob Lustig-Yaeger o Guangwei Fu.

Los autores declaran no tener conflictos de intereses.

Nature Astronomy agradece a Hannah Diamond-Lowe y a los demás revisores anónimos por su contribución a la revisión por pares de este trabajo.

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Comparación de nuestros 30 modelos PHOENIX más parecidos (${{\chi }^{2}}_{\nu } <$ 50) con toda la fotometría de archivo disponible de LHS 475 del VizieR Photometry Viewer. Estos modelos tienen Teff = 3300+80−30 K, log(g) = 5,2 ± 0,5 g/cm2, M = 0,262 M⊙. Las barras de error son desviaciones estándar de 1-σ.

Izquierda: una imagen DSS de 3,36 '× 3,36' centrada en LHS 475 tomada el 20 de junio de 1999. El círculo rojo representa la posición J2000 de la estrella según Simbad, mientras que el círculo azul indica la posición de la estrella para las observaciones JWST en septiembre de 2022. No vemos indicación de una estrella de fondo en la posición 2022 que podría ser la fuente de la señal de tránsito observada. Como referencia, el campo de visión de NIRSpec es de 1,6 × 1,6 píxeles en esta imagen. Derecha: Curva de sensibilidad de LHS 475 a partir de una imagen de adquisición de objetivos NIRSpec (arriba a la derecha) que abarca 1,6" × 1,6", utilizando el subconjunto SUB32 y el filtro CLEAR. La curva de sensibilidad y la inspección visual de la imagen no muestran fuentes de contaminación (hasta Δmag=3) dentro de 0,1 segundos de arco, lo que corresponde a una distancia de 1,25 AU.

Círculos azules: luciérnaga; cuadrados rojos: ¡Eureka!; triángulos amarillos: Tiberio. Las barras de error son desviaciones estándar de 1-σ. Para fines de trazado, agrupamos los espectros de transmisión a una resolución de ~ 40 nm. Vemos una excelente concordancia entre reducciones de 2,8 a 4,5 μm. A > 4,5 μm, los espectros agrupados comienzan a divergir, aunque los datos no agrupados (no mostrados) son todos consistentes dentro de 1σ.

Los PDF anteriores están en naranja y los PDF posteriores están en azul oscuro. El espectro plano revela una cobertura de puntos (y fáculas) consistente a lo largo de la cuerda de tránsito en comparación con el disco estelar completo.

El espectro agrupado de LHS 475 b está representado por círculos negros. Las barras de error son desviaciones estándar de 1-σ que muestran las incertidumbres en la profundidad y el ancho del tránsito de cada intervalo de longitud de onda. Nuestros datos descartan débilmente la composición de la Tierra (sólido azul), la composición clara de Titán (sólido naranja) y las atmósferas de composición clara de Venus (sólido amarillo). Sin embargo, todos los datos son consistentes, dentro del margen de error, con los de una composición brumosa de Titán con una cima de neblina de 0,01 mbar (punteado naranja), una composición nublada de Venus con una cima de nubes de 1 mbar (punteado amarillo) y una composición de Marte. atmósfera (sólido rojo), así como la de un cuerpo sin aire, como Mercurio (línea de puntos gris).

El eje superior derecho muestra los datos del espectro de transmisión con 1-? barras de error de desviación estándar junto con envolventes de 1σ y 3σ alrededor del espectro recuperado mediano, que corresponde a la PDF posterior multidimensional proyectada en el espectro observado. Las atmósferas desfavorables son espesas (P0 grande), calientes (T0 grande) y compuestas principalmente de moléculas ligeras (μ baja).

Se sobretrazan dos recuperaciones con diferentes tratamientos previos para la composición atmosférica: abundancias transformadas de relación logarítmica centrada (CLR) con composición a priori desconocida (verde); y abundancias logarítmicas uniformes suponiendo una atmósfera dominada por N2 (naranja). Se anotan los límites estadísticos superior e inferior de 2σ (o 'N/A' si no están restringidos). Ambas recuperaciones descartan atmósferas dominadas por H2. La recuperación logarítmica uniforme encuentra límites superiores para H2O, CH4, CO2 y CO debido al supuesto de que el N2 domina la atmósfera, mientras que el tratamiento CLR agnóstico no encuentra límites superiores para sus abundancias. Para mayor claridad al ver los límites superiores, cambiamos de un eje x logarítmico a uno lineal con una proporción de mezcla del 10%. Las densidades de probabilidad de los contenedores del histograma lineal se vuelven a normalizar para que coincidan con la densidad de probabilidad del contenedor logarítmico más cercano a la izquierda del límite del 10%.

Las unidades son: Rp, ref (R⊕), g (cm s−2), Psurf (barra) y T (K). El recuadro muestra el modelo de espectro de transmisión recuperado correspondiente (regiones de confianza 1σ y 2σ) en comparación con las observaciones de NIRSpec G395H. Las barras de error son desviaciones estándar de 1-σ. La solución descarta atmósferas dominadas por H2 (hasta > 5σ) y atmósferas espesas (Psurf ≳ 10 mbar) dominadas por CH4 (hasta 3σ).

Arriba: ¡Eureka! Precisión espectrofotométrica con la resolución de píxeles nativa, en comparación con los niveles de ruido esperados para ambos eventos. El nivel de ruido esperado, así como 1,25 × y 2 × el ruido esperado se muestran como líneas grises; estas se han suavizado a la resolución del espectro de tránsito final para fines de visualización. Los cuadrados indican columnas que son mayores que 1,5 veces el nivel de ruido esperado en ambos tránsitos, los círculos de color azul oscuro indican columnas que son mayores que 1,5 veces el nivel de ruido esperado en un solo tránsito. Estas columnas están marcadas y no se utilizan para generar el espectro de transmisión final. Abajo: Comparación de la incertidumbre en el radio del planeta derivada del ajuste de curvas de luz a la resolución de píxeles nativa y el ajuste de curvas de luz previamente agrupadas. El eje y está en partes por mil. Encontramos poca o ninguna diferencia en la incertidumbre, lo que sugiere que nuestra corrección 1/f es suficiente para abordar las variaciones columna-columna.

El panel (a) ilustra que los residuos de la curva de luz blanca de dos de los análisis exhiben algo de ruido correlacionado en escalas de tiempo de <5 minutos (<35 integraciones). Es probable que esto se deba a un ruido 1/f no corregido procedente del ciclo térmico de los calentadores a bordo [61, Sección 4.5.3]. En escalas de tiempo más largas (> 120 integraciones, > 18 minutos), Eureka! la tubería vuelve al error estándar esperado con valores RMS inferiores a 10 ppm. La reducción de Tiberius no sumó el flujo a través de ambos detectores y no se utilizó para este análisis de ruido de fondo. Los valores espectroscópicos de RMS en los paneles (b) a (d) son más consistentes con el error estándar, lo que confirma que las curvas de luz espectroscópica están dominadas por el ruido blanco.

Tabla complementaria 1.

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Lustig-Yaeger, J., Fu, G., May, EM et al. Un espectro de transmisión JWST del cercano exoplaneta LHS 475 b del tamaño de la Tierra. Nat Astron (2023). https://doi.org/10.1038/s41550-023-02064-z

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Recibido: 16 de diciembre de 2022

Aceptado: 31 de julio de 2023

Publicado: 31 de agosto de 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41550-023-02064-z

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Un espectro de transmisión JWST de la Tierra cercana.