Ein JWST-Transmissionsspektrum der nahegelegenen Erde

Nature Astronomy (2023)Diesen Artikel zitieren

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Der entscheidende erste Schritt bei der Suche nach Leben auf Exoplaneten im nächsten Jahrzehnt besteht darin, festzustellen, ob Gesteinsplaneten, die kleine M-Zwergsterne passieren, Atmosphären besitzen und, wenn ja, welche Prozesse sie im Laufe der Zeit formen. Aufgrund seiner breiten Wellenlängenabdeckung und verbesserten Auflösung im Vergleich zu früheren Instrumenten bietet die Spektroskopie mit dem James Webb Space Telescope (JWST) eine neue Möglichkeit, die Atmosphären erdgroßer M-Zwergplaneten zu erkennen und zu charakterisieren. Hier verwenden wir das JWST, um die Entdeckung von LHS 475 b, einem warmen Exoplaneten (586 K) mit einem Erdradius von 0,99 im Inneren der bewohnbaren Zone, unabhängig zu validieren, und berichten über ein präzises Transmissionsspektrum von 2,9–5,3 μm mit dem Nahinfrarot-Spektrographen G395H Instrument. Mit zwei Transitbeobachtungen schließen wir urzeitlich wasserstoffdominierte und wolkenlose Atmosphären aus reinem Methan aus. Bisher stimmt das strukturlose Transmissionsspektrum mit einem Planeten überein, der eine hochgelegene Wolkendecke (ähnlich der Venus), eine dünne Atmosphäre (ähnlich dem Mars) oder überhaupt keine nennenswerte Atmosphäre (ähnlich dem Merkur) aufweist. Es gibt keine Anzeichen einer Sternkontamination durch Flecken oder Faculae. Unsere Beobachtungen zeigen, dass das JWST über die erforderliche Empfindlichkeit verfügt, um die Sekundäratmosphären terrestrischer Exoplaneten mit Absorptionsmerkmalen <50 ppm einzuschränken, und dass unsere aktuellen atmosphärischen Einschränkungen eher auf die Natur des Planeten selbst als auf instrumentelle Grenzen zurückzuführen sind.

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Die in diesem Artikel verwendeten Daten stammen aus dem JWST Cycle 1 General Observer Program 1981 und sind im Mikulski Archive for Space Telescopes (https://mast.stsci.edu) öffentlich verfügbar. Vollständig reduzierte Datenprodukte aus diesem Artikel sind im folgenden öffentlichen Langzeitarchiv von Zenodo verfügbar: https://doi.org/10.5281/zenodo.7925111. Alle zusätzlichen Daten, wie z. B. Zwischendatenprodukte und Modellausgaben, sind auf Anfrage erhältlich.

Die in dieser Arbeit für die Datenanalyse, Atmosphärenmodellierung und Papiervorbereitung verwendeten Codes lauten wie folgt: Astropy88,89, batman56, CHIMERA68,69, dynesty63, emcee57, Eureka!33, ExoCTK90, Forecaster38, IPython91, jwst47, Matplotlib92, NumPy93,94 , PICASO67, POSEIDON80, PyMC395, SciPy96 und smarter76.

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Diese Arbeit basiert teilweise auf Beobachtungen, die mit dem NASA/ESA/CSA JWST gemacht wurden. Die Daten wurden vom Mikulski Archive for Space Telescopes (MAST) am Space Telescope Science Institute (STScI) bezogen, das von der Association of Universities for Research in Astronomy, Inc. im Rahmen des NASA-Vertrags NAS 5-03127 für JWST betrieben wird. Diese Beobachtungen stehen im Zusammenhang mit dem Programm 1981. Das Programm 1981 wurde von der NASA durch einen Zuschuss des STScI unterstützt. Dieses Papier enthält Daten, die mit der TESS-Mission gesammelt und aus dem MAST-Datenarchiv am STScI bezogen wurden. Die Finanzierung der TESS-Mission erfolgt durch das NASA Explorer Program. Das Material basiert auf Arbeiten, die von der NASA unter der Fördernummer 80GSFC21M0002 unterstützt werden. Dieses Material basiert auf Arbeiten, die im Rahmen des CHAMPs-Teams der NASA durchgeführt wurden und von der NASA im Rahmen des Förderprogramms Nr. 80NSSC21K0905 des Interdisciplinary Consortia for Astrobiology Research (ICAR)-Programms unterstützt wurden. RJM ist ein NHFP Sagan Fellow.

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Jacob Lustig-Yaeger, EM May, Kevin B. Stevenson, LC Mayorga und Kristin S. Sotzen

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Munazza K. Alam

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Natasha E. Batalha

Abteilung für Astronomie, University of Maryland, College Park, MD, USA

Ethan Kruse

Zentrum für Forschung und Exploration in Weltraumwissenschaft und -technologie, NASA/GSFC, Greenbelt, MD, USA

Ethan Kruse

Fakultät für Physik, Utah Valley University, Orem, UT, USA

Joshua D. Lothringer

Fakultät für Physik, HH Wills Physics Laboratory, University of Bristol, Bristol, Großbritannien

Hannah R. Wakeford

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Alle Autoren spielten eine wesentliche Rolle in einem oder mehreren der folgenden Bereiche: Entwicklung des ursprünglichen Vorschlags, Management des Projekts, Beobachtungsplanung, Analyse der Daten, theoretische Modellierung und Vorbereitung dieses Papiers. JL-Y., GF, KBS, EMM, KNOC, SEM, SP, ML-M., RJM und JK leisteten bemerkenswerte Beiträge zu den Zahlen und dem Text des Papiers. KBS, JL-Y., ML-M. und DKS sorgte für die allgemeine Programmleitung und -verwaltung. KBS, JL-Y., EMM, SEM, DKS, KSS, NEB, JDL und HRW leisteten wichtige Beiträge zur Gestaltung des Programms. KBS erstellte den Beobachtungsplan mit Unterstützung des Teams. LCM, JK, DKS, KSS, JAV, JIAR, MKA, NEB, KAB, JG-Q., EK, JDL, ZR und HRW haben an der Erstellung des Papiers mitgewirkt.

Korrespondenz mit Jacob Lustig-Yaeger oder Guangwei Fu.

Die Autoren geben an, dass keine Interessenkonflikte bestehen.

Nature Astronomy dankt Hannah Diamond-Lowe und den anderen, 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.

Vergleich unserer 30 am besten passenden PHOENIX-Modelle (${{\chi }^{2}}_{\nu } <$ 50) mit allen verfügbaren Archivphotometrien von LHS 475 aus dem VizieR Photometry Viewer. Diese Modelle haben Teff = 3300+80−30 K, log(g) = 5,2 ± 0,5 g/cm2, M = 0,262 M⊙. Die Fehlerbalken sind 1-σ-Standardabweichungen.

Links: Ein 3,36' × 3,36' großes DSS-Bild, zentriert auf LHS 475, aufgenommen am 20. Juni 1999. Der rote Kreis zeigt die J2000-Position des Sterns pro Simbad, während der blaue Kreis die Position des Sterns für die JWST-Beobachtungen im September 2022 anzeigt. Wir sehen Nr Hinweis auf einen Hintergrundstern an der Position 2022, der die Quelle des beobachteten Transitsignals sein könnte. Als Referenz: Das Sichtfeld von NIRSpec beträgt auf diesem Bild 1,6 × 1,6 Pixel. Rechts: Empfindlichkeitskurve von LHS 475 aus einem NIRSpec-Zielerfassungsbild (oben rechts) über 1,6" × 1,6", unter Verwendung des SUB32-Subarrays und des CLEAR-Filters. Die Empfindlichkeitskurve und die visuelle Inspektion des Bildes zeigen keine Kontaminationsquellen (bis zu Δmag=3) innerhalb von 0,1 Bogensekunden, was einer Entfernung von 1,25 AE entspricht.

Blaue Kreise: FIREFly; rote Quadrate: Eureka!; gelbe Dreiecke: Tiberius. Die Fehlerbalken sind 1-σ-Standardabweichungen. Für die Darstellung klassifizieren wir die Transmissionsspektren auf eine Auflösung von ~ 40 nm. Wir sehen eine hervorragende Übereinstimmung zwischen den Reduzierungen von 2,8 – 4,5 μm. Bei > 4,5 μm beginnen die gruppierten Spektren zu divergieren, obwohl die nicht gruppierten Daten (nicht gezeigt) alle innerhalb von 1σ konsistent sind.

Frühere PDFs sind orange und spätere PDFs dunkelblau. Das flache Spektrum zeigt im Vergleich zur gesamten Sternscheibe eine konsistente Spot- (und Faculae-)Abdeckung entlang der Transitsehne.

Das gruppierte Spektrum von LHS 475 b wird durch schwarze Kreise dargestellt. Die Fehlerbalken sind 1-σ-Standardabweichungen und zeigen die Unsicherheiten in der Transittiefe und -breite jedes Wellenlängenbereichs. Unsere Daten schließen eine Erdzusammensetzung (blauer Feststoff), eine klare Titanzusammensetzung (orangefarbener Feststoff) und eine klare Venuszusammensetzung (gelber Feststoff) schwach aus. Die Daten stimmen jedoch innerhalb der Fehlergrenzen alle mit denen einer verschwommenen Titan-Zusammensetzung mit einer Dunstdecke bei 0,01 mbar (orange gepunktet), einer wolkigen Venus-Zusammensetzung mit einer Wolkendecke bei 1 mbar (gelb gepunktet) und einer Mars-Zusammensetzung überein Atmosphäre (roter Feststoff) sowie die eines luftlosen Körpers wie Merkur (graue gepunktete Linie).

Die obere rechte Achse zeigt die Daten des Transmissionsspektrums mit 1-? Standardabweichungsfehlerbalken zusammen mit 1σ- und 3σ-Hüllkurven um das mittlere abgerufene Spektrum, das dem mehrdimensionalen hinteren PDF entspricht, das auf das beobachtete Spektrum projiziert wird. Ungünstige Atmosphären sind dick (großer P0), heiß (großer T0) und bestehen hauptsächlich aus leichten Molekülen (niedriger μ).

Zwei Abfragen mit unterschiedlichen vorherigen Behandlungen für die atmosphärische Zusammensetzung sind überzeichnet: Centered Log-Ratio (CLR) transformierte Häufigkeiten mit a priori unbekannter Zusammensetzung (grün); und logarithmisch gleichmäßige Häufigkeiten unter der Annahme einer N2-dominierten Atmosphäre (orange). Statistische 2σ-Ober- und -Untergrenzen werden mit Anmerkungen versehen (oder „N/A“, wenn keine Einschränkungen bestehen). Beide Untersuchungen schließen H2-dominierte Atmosphären aus. Die logarithmisch einheitliche Retrieval-Methode findet Obergrenzen für H2O, CH4, CO2 und CO aufgrund der Annahme, dass N2 die Atmosphäre dominiert, während die agnostische CLR-Behandlung keine Obergrenzen für deren Häufigkeit findet. Zur besseren Übersichtlichkeit der Obergrenzen wechseln wir bei einem Mischungsverhältnis von 10 % von einer logarithmischen auf eine lineare x-Achse. Die Wahrscheinlichkeitsdichten für die linearen Histogrammabschnitte werden renormiert, um mit der Wahrscheinlichkeitsdichte des nächstgelegenen logarithmischen Abschnitts links von der 10 %-Grenze übereinzustimmen.

Die Einheiten sind: Rp, ref (R⊕), g (cm s−2), Psurf (bar) und T (K). Der Einschub zeigt das entsprechende abgerufene Transmissionsspektrummodell (1σ- und 2σ-Konfidenzbereiche) im Vergleich zu den NIRSpec G395H-Beobachtungen. Die Fehlerbalken sind 1-σ-Standardabweichungen. Die Lösung schließt H2-dominierte Atmosphären (bis > 5σ) und dicke Atmosphären (Psurf ≳ 10 mbar), die von CH4 dominiert werden (bis 3σ), aus.

Oben: Heureka! spektralfotometrische Präzision bei der nativen Pixelauflösung im Vergleich zu den erwarteten Rauschpegeln für beide Ereignisse. Der erwartete Rauschpegel sowie das 1,25-fache und 2-fache des erwarteten Rauschens werden als graue Linien angezeigt. Diese wurden zu Visualisierungszwecken auf die Auflösung des endgültigen Transitspektrums geglättet. Quadrate bezeichnen Spalten, die bei beiden Durchgängen größer als das 1,5-fache des erwarteten Geräuschpegels sind, dunkelblaue Kreise bezeichnen Spalten, die bei nur einem Durchgang größer als das 1,5-fache des erwarteten Geräuschpegels sind. Diese Spalten sind markiert und werden nicht zur Generierung des endgültigen Transmissionsspektrums verwendet. Unten: Vergleich der Unsicherheit des Planetenradius, abgeleitet aus der Anpassung von Lichtkurven bei der nativen Pixelauflösung und der Anpassung vorab zusammengefasster Lichtkurven. Die Y-Achse ist in Teilen pro Tausend angegeben. Wir stellen kaum oder gar keinen Unterschied in der Unsicherheit fest, was darauf hindeutet, dass unsere 1/f-Korrektur ausreicht, um die Spalten-Spalten-Varianzen zu berücksichtigen.

Tafel (a) zeigt, dass die Weißlichtkurvenreste aus zwei der Analysen bei Zeitskalen von < 5 Minuten (< 35 Integrationen) etwas korreliertes Rauschen aufweisen. Dies ist wahrscheinlich auf unkorrigiertes 1/f-Rauschen aus dem Temperaturwechsel der Bordheizungen zurückzuführen [61, Abschnitt 4.5.3]. Bei längeren Zeiträumen (> 120 Integrationen, > 18 Minuten) wird die Eureka! Die Pipeline kehrt mit RMS-Werten unter 10 ppm zum erwarteten Standardfehler zurück. Die Tiberius-Reduktion summierte den Fluss über beide Detektoren nicht und wurde für diese Grundrauschenanalyse nicht verwendet. Die spektroskopischen RMS-Werte in den Feldern (b)–(d) stimmen eher mit dem Standardfehler überein, was bestätigt, dass die spektroskopischen Lichtkurven von weißem Rauschen dominiert werden.

Ergänzungstabelle 1.

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Nachdrucke und Genehmigungen

Lustig-Yaeger, J., Fu, G., May, EM et al. Ein JWST-Transmissionsspektrum des nahegelegenen erdgroßen Exoplaneten LHS 475 b. Nat Astron (2023). https://doi.org/10.1038/s41550-023-02064-z

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Eingegangen: 16. Dezember 2022

Angenommen: 31. Juli 2023

Veröffentlicht: 31. August 2023

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

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Ein JWST-Transmissionsspektrum der nahegelegenen Erde