Un metal reflectante.
Nature volumen 620, páginas 67–71 (2023)Cite este artículo
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No hay planetas de tamaño intermedio entre la Tierra y Neptuno en nuestro Sistema Solar, pero estos objetos se encuentran alrededor de una fracción sustancial de otras estrellas1. Las estadísticas de población muestran que los planetas cercanos en este rango de tamaño se bifurcan en dos clases según sus radios2,3. Se propone que el grupo con radios más grandes (denominados 'subneptunos') se distinga por tener atmósferas dominadas por hidrógeno que representan un pequeño porcentaje de la masa total de los planetas4. GJ 1214b es un arquetipo subNeptuno que se ha observado ampliamente mediante espectroscopía de transmisión para probar esta hipótesis5,6,7,8,9,10,11,12,13,14. Sin embargo, los espectros medidos no tienen rasgos distintivos y, por lo tanto, no son concluyentes debido a la presencia de aerosoles a gran altitud en la atmósfera del planeta. Aquí presentamos una curva de fase térmica espectroscópica de GJ 1214b obtenida con el Telescopio Espacial James Webb (JWST) en el infrarrojo medio. Los espectros diurno y nocturno (temperaturas de brillo promedio de 553 ± 9 y 437 ± 19 K, respectivamente) muestran cada uno más de 3σ evidencia de características de absorción, siendo el H2O la causa más probable en ambos. La emisión térmica global medida implica que el albedo de Bond de GJ 1214b es 0,51 ± 0,06. La comparación entre los datos de la curva de fase espectroscópica y los modelos tridimensionales de GJ 1214b revelan un planeta con una atmósfera de alta metalicidad cubierta por una capa gruesa y altamente reflectante de nubes o neblina.
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Los datos sin procesar de este estudio estarán disponibles públicamente en el Archivo Mikulski para Telescopios Espaciales de STScI (https://archive.stsci.edu/) el 20 de julio de 2023. El siguiente repositorio de Zenodo alberga productos de datos secundarios, incluida la luz blanca y la luz espectral. curvas, parámetros de ajuste extraídos y cuadernos ipython para calcular cantidades derivadas: https://zenodo.org/record/7703086#.ZAZk1dLMJhE. Los datos originales se proporcionan con este documento.
El código de reducción de datos principal utilizado en este documento (SPARTA) está disponible en https://github.com/ideasrule/sparta. ¡Eureka! El código utilizado para el análisis de datos auxiliares está disponible en https://github.com/kevin218/Eureka. Utilizamos versiones adaptadas de SPARC/MITgcm (https://github.com/MITgcm/MITgcm) y CARMA (https://github.com/ESCOMP/CARMA) para nuestro modelado de aerosoles GCM y 1D, respectivamente. Los perfiles de temperatura-presión 1D utilizados para inicializar los GCM fueron generados por HELIOS (https://github.com/exoclime/HELIOS).
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Descargar referencias
Este trabajo se basa en observaciones realizadas con el Telescopio Espacial James Webb de NASA/ESA/CSA. Los datos se obtuvieron del Archivo Mikulski para Telescopios Espaciales del Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial, operado por la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía, Inc., bajo el contrato no. NAS 5-03127 para JWST. Estas observaciones están asociadas al programa no. 1803. La NASA brindó apoyo a este programa a través de una subvención del Space Telescope Science Institute. Este trabajo se benefició del Programa de Verano de Exoplanetas 2022 en el Laboratorio de Otros Mundos de la Universidad de California, Santa Cruz, un programa apoyado por la Fundación Heising-Simons. EMRK reconoce la financiación del programa NSF CAREER (subvención n.º 1931736). MZ agradece el apoyo de la beca 51 Pegasi b financiada por la Fundación Heising-Simons. M. Mansfield y LW reconocen el apoyo brindado por la NASA a través del Programa de becas Hubble de la NASA. JT agradece el apoyo del Fondo John Fell y la Agencia Espacial Canadiense.
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Laboratorio de Física Aplicada Johns Hopkins, Laurel, MD, EE. UU.
Kevin Stevenson
Observatorio Steward, Universidad de Arizona, Tucson, AZ, EE. UU.
Megan Mansfield
Agencia Espacial Europea, Instituto Científico del Telescopio Espacial, Baltimore, MD, EE.UU.
Sara Kendrew
Observatorio de Leiden, Universidad de Leiden, Leiden, Países Bajos
Sebastián Zieba
Becario de la Región de París, Acción Marie Sklodowska-Curie, París, Francia
Elsa Ducrot
AIM, CEA, CNRS, Universidad de París-Saclay, Universidad de París, Gif-sur-Yvette, Francia
Elsa Ducrot, Achrène Dyrek y Pierre-Olivier Lagage
Departamento de Física y Astronomía, Universidad Vanderbilt, Nashville, TN, EE. UU.
Keivan G. Stassun
Centro de Excelencia en Sistemas de Información, Universidad Estatal de Tennessee, Nashville, TN, EE. UU.
Gregorio W. Henry
Laboratorio Lunar y Planetario, Universidad de Arizona, Tucson, AZ, EE. UU.
Travis Barman
Eureka Scientific, Inc., Oakland, California, EE. UU.
Roxana Lobo
Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA, Instituto de Tecnología de California, Pasadena, CA, EE. UU.
Tiffany Kataria
Departamento de Física y Astronomía, Universidad Johns Hopkins, Baltimore, MD, EE. UU.
Guangwei Fu
Escuela de Exploración de la Tierra y el Espacio, Universidad Estatal de Arizona, Tempe, AZ, EE. UU.
Luis Welbanks
Departamento de Astronomía y Astrofísica, Universidad de California, Santa Cruz, CA, EE. UU.
Peter McGill
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EMRK y JLB propusieron las observaciones y codirigieron el proyecto. EMRK dirigió la redacción del artículo. JLB planificó las observaciones y gestionó el análisis de los datos. MZ realizó la reducción de datos primaria. MES, IM, MTR, VP, ER, ABS, KEA y TK ejecutaron, posprocesaron y analizaron GCM. AAAP, JT, MCN, JI, LW y PM realizaron análisis de recuperación. PG calculó perfiles de neblina 1D y aportó su experiencia en física de aerosoles. M. Malik realizó modelos avanzados 1D del GJ 1214b. QX invirtió las observaciones para generar el mapa de temperatura global que se muestra en la Fig. 2. KBS, TJB, SZ, ED, AD y P.-OL realizaron reducciones de datos suplementarias. KBS, M. Mansfield y GF ayudaron a planificar la estrategia de observación. SK aportó su experiencia sobre el instrumento MIRI. KGS y TB caracterizaron a la estrella. GWH realizó un seguimiento fotométrico de la estrella. RL proporcionó tablas de opacidad para el modelado de atmósferas de alto peso molecular medio.
Correspondencia a Eliza M.-R. Kempton.
Los autores declaran no tener conflictos de intereses.
Nature agradece a los revisores anónimos por su contribución a la revisión por pares de este trabajo.
Nota del editor Springer Nature se mantiene neutral con respecto a reclamos jurisdiccionales en mapas publicados y afiliaciones institucionales.
Las líneas negras son el modelo astrofísico que mejor se ajusta a los datos, asumiendo una forma funcional sinusoide de segundo orden para la variación de fase. Los puntos coloreados son los datos agrupados cada 5 grados en la fase orbital, trazados sin barras de error para mayor claridad. Los rangos de longitud de onda para cada curva de luz son los indicados. Tenga en cuenta la diferente escala del eje y en cada subpanel.
Datos fuente
Los paneles superior izquierdo y superior derecho corresponden al espectro de emisión diurno y nocturno, respectivamente. Las líneas de colores indican emisiones planetarias de cuerpo negro a temperaturas de 400, 500 y 600 K, como se indica en el panel superior derecho. Los puntos negros con barras de error de 1σ son datos de la curva de fase agrupados en longitudes de onda.
Datos fuente
Todas las integraciones individuales se muestran en azul. En naranja se muestra una versión mediana filtrada (64 puntos) de la curva de luz. Para nuestro análisis descartamos las 550 integraciones (63 min) antes de la línea negra vertical. Tenga en cuenta las integraciones discrepantes más altas, algunas de las cuales corresponden a movimientos HGA (líneas discontinuas verticales); la rampa al inicio de las observaciones; y el aclaramiento previo al tránsito.
a, La amplitud de la curva de fase se define como (Fmax − Fmin)/Fmax, donde Fmax y Fmin son las relaciones de flujo planeta/estrella máxima y mínima del modelo de curva de fase de mejor ajuste, respectivamente. b, El desplazamiento máximo se define como el número de grados en fase alejados del eclipse secundario en el que se alcanza la relación máxima de flujo planeta/estrella. Los valores negativos denotan el pico que ocurre antes del eclipse secundario, lo que significa que el flujo planetario máximo está hacia el este del punto subestelar. En ambos paneles, las líneas de colores son los valores derivados de GCM para el mismo conjunto de modelos que se muestran en la Fig. 4 (consulte la leyenda de esa figura). Los modelos con mayor metalicidad (es decir, ≥ 100 × solar) tienden a proporcionar un ajuste cualitativamente mejor a los datos. Todas las barras de error son 1σ.
Datos fuente
a, Los datos MIRI se muestran en comparación con los espectros derivados de GCM del mismo conjunto de GCM que en la Fig. 4 (consulte la leyenda en la Fig. 4). b, el mismo conjunto de modelos se muestra en un rango de longitud de onda más amplio, con el espectro de transmisión HST/WFC3 de la ref. 11 también sobretrazados (símbolos más pequeños con barras de error). Los datos de WFC3 se han compensado en 76 ppm para igualar la profundidad de tránsito promedio ponderada de las observaciones MIRI a fin de tener en cuenta una discrepancia en los parámetros del sistema aplicados al analizar estos dos conjuntos de datos y el potencial de otros cambios de una época a otra. en el perfil de brillo estelar. Los modelos con mayor metalicidad y neblina más espesa proporcionan un ajuste cualitativamente mejor al espectro de transmisión, en línea con nuestros hallazgos a partir de los datos de emisiones térmicas. Se presentará una interpretación más detallada del espectro de transmisión MIRI en Gao et al. (enviado). Todas las barras de error son 1σ.
Datos fuente
a,d, los espectros recuperados de mejor ajuste, y b,e los perfiles de temperatura recuperados de mejor ajuste del lado diurno y nocturno, respectivamente. Las líneas de color rojo oscuro muestran la mediana del espectro recuperado y el perfil de temperatura, mientras que el sombreado oscuro/claro muestra los contornos 1σ y 2σ, respectivamente. Los puntos azules y las barras de error de 1σ en los paneles a y d muestran los espectros observados. c,f Las distribuciones de probabilidad posteriores para las abundancias de H2O, CO2, CH4 y HCN en el lado diurno y nocturno, respectivamente. Los cuadrados negros y las barras de error muestran las abundancias medianas recuperadas y las incertidumbres de 1 σ para los casos en los que se obtuvo una restricción acotada. En las recuperaciones solo se utilizaron datos en longitudes de onda <10,5 μm para evitar posibles sistemáticas en longitudes de onda más largas. Las recuperaciones pueden ajustar la característica de ligera absorción a ≲ 8 μm en el lado diurno (panel a) con opacidad del H2O. La gran característica de absorción en el lado nocturno a ≲8 μm (panel d) se adapta mejor a la opacidad de H2O, CH4 y HCN.
El panel superior muestra los espectros modelados y observados. El panel inferior muestra los residuos como una proporción.
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Reimpresiones y permisos
Kempton, E.MR., Zhang, M., Bean, JL et al. Una atmósfera reflectante y rica en metales para GJ 1214b a partir de su curva de fase JWST. Naturaleza 620, 67–71 (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-06159-5
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Recibido: 11 de febrero de 2023
Aceptado: 02 de mayo de 2023
Publicado: 10 de mayo de 2023
Fecha de emisión: 03 de agosto de 2023
DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-06159-5
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