Ein reflektierendes Metall

Nature Band 620, Seiten 67–71 (2023)Diesen Artikel zitieren

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Details zu den Metriken

In unserem Sonnensystem gibt es keine Planeten, deren Größe zwischen Erde und Neptun liegt, dennoch kommen diese Objekte in der Nähe eines erheblichen Teils anderer Sterne vor1. Bevölkerungsstatistiken zeigen, dass sich nahe beieinander liegende Planeten in diesem Größenbereich aufgrund ihrer Radien in zwei Klassen aufteilen2,3. Es wird vermutet, dass sich die Gruppe mit größeren Radien (die als „Sub-Neptune“ bezeichnet werden) durch wasserstoffdominierte Atmosphären auszeichnet, die nur wenige Prozent der Gesamtmasse der Planeten ausmachen4. GJ 1214b ist ein archetypischer Sub-Neptun, der mithilfe der Transmissionsspektroskopie ausgiebig beobachtet wurde, um diese Hypothese zu testen5,6,7,8,9,10,11,12,13,14. Allerdings sind die gemessenen Spektren aufgrund des Vorhandenseins von Höhenaerosolen in der Atmosphäre des Planeten unauffällig und daher nicht schlüssig. Hier berichten wir über eine spektroskopische thermische Phasenkurve von GJ 1214b, die mit dem James Webb Space Telescope (JWST) im mittleren Infrarot aufgenommen wurde. Die Tages- und Nachtspektren (durchschnittliche Helligkeitstemperaturen von 553 ± 9 bzw. 437 ± 19 K) zeigen jeweils mehr als 3σ Hinweise auf Absorptionsmerkmale, wobei H2O in beiden Fällen die wahrscheinlichste Ursache ist. Die gemessene globale thermische Emission impliziert, dass die Bond-Albedo von GJ 1214b 0,51 ± 0,06 beträgt. Ein Vergleich zwischen den spektroskopischen Phasenkurvendaten und dreidimensionalen Modellen von GJ 1214b zeigt einen Planeten mit einer hochmetallischen Atmosphäre, die von einer dicken und stark reflektierenden Schicht aus Wolken oder Dunst bedeckt ist.

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Die Rohdaten dieser Studie werden am 20. Juli 2023 im Mikulski-Archiv für Weltraumteleskope des STScI (https://archive.stsci.edu/) öffentlich zugänglich gemacht. Das folgende Zenodo-Repository beherbergt sekundäre Datenprodukte, einschließlich des Weißlichts und des Spektrallichts Kurven, extrahierte Anpassungsparameter und ipython-Notizbücher zur Berechnung abgeleiteter Größen: https://zenodo.org/record/7703086#.ZAZk1dLMJhE. Quelldaten werden mit diesem Dokument bereitgestellt.

Der in diesem Dokument verwendete primäre Datenreduktionscode (SPARTA) ist unter https://github.com/ideasrule/sparta verfügbar. Das Heureka! Der für die Analyse zusätzlicher Daten verwendete Code ist unter https://github.com/kevin218/Eureka verfügbar. Wir haben angepasste Versionen von SPARC/MITgcm (https://github.com/MITgcm/MITgcm) und CARMA (https://github.com/ESCOMP/CARMA) für unsere GCM- bzw. 1D-Aerosolmodellierung verwendet. Die zur Initialisierung der GCMs verwendeten 1D-Temperatur-Druck-Profile wurden von HELIOS (https://github.com/exoclime/HELIOS) generiert.

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Diese Arbeit basiert auf Beobachtungen, die mit dem James Webb-Weltraumteleskop der NASA/ESA/CSA gemacht wurden. Die Daten wurden vom Mikulski-Archiv für Weltraumteleskope am Space Telescope Science Institute bezogen, das von der Association of Universities for Research in Astronomy, Inc. unter der NASA-Vertragsnummer betrieben wird. NAS 5-03127 für JWST. Diese Beobachtungen stehen im Zusammenhang mit Programm Nr. 1803. Dieses Programm wurde von der NASA durch einen Zuschuss des Space Telescope Science Institute unterstützt. Diese Arbeit profitierte vom Exoplanet Summer Program 2022 im Other Worlds Laboratory der University of California, Santa Cruz, einem Programm, das von der Heising-Simons Foundation unterstützt wird. EMRK dankt für die Finanzierung durch das NSF CAREER-Programm (Fördernummer 1931736). MZ dankt für die Unterstützung des 51. Pegasi-b-Stipendiums, das von der Heising-Simons-Stiftung finanziert wird. M. Mansfield und LW danken der NASA für die Unterstützung durch das NASA Hubble Fellowship Program. JT dankt dem John Fell Fund und der Candadian Space Agency für die Unterstützung.

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Zentrum für Computational Astrophysics, Flatiron Institute, New York, NY, USA

Arjun B. Savel

Johns Hopkins Applied Physics Laboratory, Laurel, MD, USA

Kevin B. Stevenson

Steward Observatory, University of Arizona, Tucson, AZ, USA

Megan Mansfield

Europäische Weltraumorganisation, Space Telescope Science Institute, Baltimore, MD, USA

Sarah Kendrew

Observatorium Leiden, Universität Leiden, Leiden, Niederlande

Sebastian Zieba

Stipendiat der Region Paris, Marie Sklodowska-Curie Action, Paris, Frankreich

Elsa Ducrot

AIM, CEA, CNRS, Universität Paris-Saclay, Universität Paris, Gif-sur-Yvette, Frankreich

Elsa Ducrot, Achrène Dyrek und Pierre-Olivier Lagage

Abteilung für Physik und Astronomie, Vanderbilt University, Nashville, TN, USA

Keivan G. Stassun

Kompetenzzentrum für Informationssysteme, Tennessee State University, Nashville, TN, USA

Gregory W. Henry

Mond- und Planetenlabor, University of Arizona, Tucson, AZ, USA

Travis Barman

Eureka Scientific, Inc., Oakland, CA, USA

Roxana Wolf

NASA Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, Pasadena, CA, USA

Tiffany Kataria

Abteilung für Physik und Astronomie, Johns Hopkins University, Baltimore, MD, USA

Guangwei Fu

Schule für Erd- und Weltraumforschung, Arizona State University, Tempe, AZ, USA

Luis Welbanks

Abteilung für Astronomie und Astrophysik, University of California, Santa Cruz, CA, USA

Peter McGill

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EMRK und JLB schlugen die Beobachtungen vor und leiteten gemeinsam das Projekt. EMRK leitete die Erstellung des Papiers. JLB plante die Beobachtungen und verwaltete die Datenanalyse. MZ führte die primäre Datenreduktion durch. MES, IM, MTR, VP, ER, ABS, KEA und TK haben GCMs ausgeführt, nachbearbeitet und analysiert. AAAP, JT, MCN, JI, LW und PM führten Retrieval-Analysen durch. PG berechnete 1D-Trübungsprofile und stellte Fachwissen zur Aerosolphysik zur Verfügung. M. Malik führte 1D-Vorwärtsmodelle von GJ 1214b durch. QX invertierte die Beobachtungen, um die in Abb. 2 gezeigte globale Temperaturkarte zu erstellen. KBS, TJB, SZ, ED, AD und P.-OL führten zusätzliche Datenreduktionen durch. KBS, M. Mansfield und GF halfen bei der Planung der Beobachtungsstrategie. SK stellte Fachwissen zum MIRI-Instrument zur Verfügung. KGS und TB charakterisierten den Stern. GWH führte eine photometrische Überwachung des Sterns durch. RL stellte Opazitätstabellen für die Modellierung von Atmosphären mit hohem mittlerem Molekulargewicht bereit.

Korrespondenz mit Eliza M.-R. Kempton.

Die Autoren geben an, dass keine Interessenkonflikte bestehen.

Nature dankt den anonymen Gutachtern für ihren Beitrag zum Peer-Review dieser Arbeit.

Anmerkung des Herausgebers Springer Nature bleibt hinsichtlich der Zuständigkeitsansprüche in veröffentlichten Karten und institutionellen Zugehörigkeiten neutral.

Schwarze Linien sind das am besten zu den Daten passende astrophysikalische Modell, das eine sinusförmige Funktionsform zweiter Ordnung für die Phasenvariation annimmt. Farbige Punkte sind die alle 5 Grad gruppierten Daten in der Orbitalphase, dargestellt zur besseren Übersichtlichkeit ohne Fehlerbalken. Die Wellenlängenbereiche für jede Lichtkurve sind wie angegeben. Beachten Sie die unterschiedliche Skalierung der Y-Achse in jedem Unterpanel.

Quelldaten

Die Felder oben links und oben rechts entsprechen dem Nacht- bzw. Tag-Emissionsspektrum. Farbige Linien kennzeichnen die planetarische Emission schwarzer Körper bei Temperaturen von 400, 500 und 600 K, wie im oberen rechten Feld angegeben. Schwarze Punkte mit 1σ-Fehlerbalken sind die wellenlängenklassifizierten Phasenkurvendaten.

Quelldaten

Alle einzelnen Integrationen werden blau dargestellt. Eine mediangefilterte (64 Punkte) Version der Lichtkurve wird in Orange angezeigt. Für unsere Analyse verwerfen wir die 550 Integrationen (63 Minuten) vor der vertikalen schwarzen Linie. Beachten Sie die höheren diskrepanten Integrationen, von denen einige HGA-Bewegungen entsprechen (vertikale gestrichelte Linien); die Rampe zu Beginn der Beobachtungen; und die Aufhellung vor dem Transport.

a: Die Phasenkurvenamplitude ist definiert als (Fmax − Fmin)/Fmax, wobei Fmax und Fmin die maximalen bzw. minimalen Planeten-/Sternflussverhältnisse aus dem am besten angepassten Phasenkurvenmodell sind. b: Der Spitzenversatz ist definiert als die Anzahl der Grad in Phase weg von der sekundären Sonnenfinsternis, bei der das Spitzenverhältnis des Planeten-/Sternflusses erreicht wird. Negative Werte geben den Höhepunkt an, der vor der sekundären Sonnenfinsternis auftritt, was bedeutet, dass der maximale Planetenfluss östlich des substellaren Punktes liegt. In beiden Feldern stellen die farbigen Linien die von GCM abgeleiteten Werte für denselben Modellsatz dar, der in Abb. 4 dargestellt ist (siehe Legende dieser Abbildung). Modelle mit höherer Metallizität (d. h. ≥ 100 × Solar) liefern tendenziell eine qualitativ bessere Anpassung an die Daten. Alle Fehlerbalken sind 1σ.

Quelldaten

a: Die MIRI-Daten werden mit GCM-abgeleiteten Spektren aus demselben GCM-Satz wie in Abb. 4 verglichen (siehe Legende in Abb. 4). b: Die gleichen Modelle werden über einen breiteren Wellenlängenbereich gezeigt, wobei das HST/WFC3-Transmissionsspektrum aus Lit. 11 ebenfalls überplottet (kleinere Symbole mit Fehlerbalken). Die WFC3-Daten wurden um 76 ppm versetzt, um mit der gewichteten durchschnittlichen Transittiefe der MIRI-Beobachtungen übereinzustimmen, um eine Nichtübereinstimmung der bei der Analyse dieser beiden Datensätze verwendeten Systemparameter und das Potenzial für andere Änderungen von Epoche zu Epoche zu berücksichtigen im Sternhelligkeitsprofil. Modelle mit höherer Metallizität und dickerer Trübung passen qualitativ besser zum Transmissionsspektrum und stehen im Einklang mit unseren Erkenntnissen aus den thermischen Emissionsdaten. Eine detailliertere Interpretation des MIRI-Transmissionsspektrums wird in Gao et al. vorgestellt. (eingereicht). Alle Fehlerbalken sind 1σ.

Quelldaten

a,d, die am besten angepassten abgerufenen Spektren und b,e die am besten angepassten abgerufenen Temperaturprofile von der Tag- bzw. Nachtseite. Dunkelrote Linien zeigen das mittlere abgerufene Spektrum und Temperaturprofil, während dunkle/helle Schattierungen die 1σ- bzw. 2σ-Konturen zeigen. Die blauen Punkte und 1σ-Fehlerbalken in den Feldern a und d zeigen die beobachteten Spektren. c,f Die hinteren Wahrscheinlichkeitsverteilungen für die Häufigkeit von H2O, CO2, CH4 und HCN auf der Tag- bzw. Nachtseite. Die schwarzen Quadrate und Fehlerbalken zeigen die mittleren ermittelten Häufigkeiten und 1 σ-Unsicherheiten für Fälle, in denen eine begrenzte Einschränkung ermittelt wurde. Bei den Abrufen wurden nur Daten bei Wellenlängen <10,5 μm verwendet, um mögliche Systematiken bei längeren Wellenlängen zu vermeiden. Die Retrievals sind in der Lage, das leichte Absorptionsmerkmal bei ≲ 8 μm auf der Tagseite (Panel a) mit Opazität von H2O anzupassen. Das große Absorptionsmerkmal auf der Nachtseite bei ≲8 μm (Panel d) passt am besten zur Opazität von H2O, CH4 und HCN.

Das obere Feld zeigt die modellierten und beobachteten Spektren. Das untere Feld zeigt die Residuen als Verhältnis.

Springer Nature oder sein Lizenzgeber (z. B. eine Gesellschaft oder ein anderer Partner) besitzen die ausschließlichen Rechte an diesem Artikel im Rahmen einer Veröffentlichungsvereinbarung mit dem Autor bzw. den Autoren oder anderen Rechteinhabern. Die Selbstarchivierung der akzeptierten Manuskriptversion dieses Artikels durch den Autor unterliegt ausschließlich den Bedingungen dieser Veröffentlichungsvereinbarung und geltendem Recht.

Nachdrucke und Genehmigungen

Kempton, E.MR., Zhang, M., Bean, JL et al. Eine reflektierende, metallreiche Atmosphäre für GJ 1214b anhand seiner JWST-Phasenkurve. Natur 620, 67–71 (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-06159-5

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Eingegangen: 11. Februar 2023

Angenommen: 02. Mai 2023

Veröffentlicht: 10. Mai 2023

Ausgabedatum: 03. August 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-06159-5

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