TRAPPIST-1hはトラピスト１惑星系では遠方の惑星なので平衡温度－１０４℃とタイタンと似た大気を保持していることが予想されている。以下、機械翻訳。
TRAPPIST-1hをExo-Titanとして。I.太陽系外惑星の大気を理解する上での大気パラメータに関する仮定の役割
2022年7月25日に提出
TRAPPIST-1システムには、少なくとも7つの地球型惑星があり、将来のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の観測の対象となります。さらに、これらの惑星は、紫外線（UV）で観測を行う将来のミッションにとって興味深いものになるでしょう。これらの惑星のいくつかは、液体の水が表面に存在する可能性がある従来のハビタブルゾーンにありますが、TRAPPIST-1hは、潜在的にハビタブルな海洋世界のアナログとして探索するのに興味深いものです。この研究では、TRAPPIST-1hでのタイタンのような大気の可観測性を評価します。TRAPPIST-1hで大気中の特定の種を検出するJWSTまたは将来のUVミッションの能力は、各種が表面からどれだけ離れているかによって異なります。検出に必要な条件を理解するために、1次元モデルで使用される入力パラメーターを評価して、タイタンのような大気の構造をシミュレートします。これらのパラメータには、表面の温度と圧力、表面からの距離の関数としての温度プロファイル、N 2に対するマイナー種の組成、および渦拡散係数が含まれます。雲や曇りのない大気のJWSTでシミュレートされたスペクトルは、表面温度、高度による温度勾配、および表面圧力に最も敏感であることがわかります。JWST観測における温度勾配の重要性は、単純な等温スケールの高さが、太陽系外惑星大気からの通過スペクトルの温度または大気平均分子量を決定するのに理想的ではないことを示しています。UV透過スペクトルが上層大気に敏感であることを示します。
統一天文学シソーラスの概念 惑星大気 太陽系外惑星の大気
図1.Morleyetal。によって計算されたTRAPPIST-1惑星の平衡温度。 （2017）ボンドアルベドを0.3と仮定し、ボンドに基づく不確実性
0.0から0.7の範囲のアルベド。 これらは、水、メタン、およびエタンの融点とともに、タイタンと地球の既知の表面温度と比較されます。
図2.Turbetetal。の気候モデルからのTRAPPIST-1hの表面温度。 （2018）メタン表面圧力の関数として。 黒の実線は
シミュレーションの最小および最大表面温度。白丸の線は平均表面温度です。 タイタンはと一緒に比較のために示されています
メタンの平衡蒸気温度（赤い線）と表面圧力1、10^-2でのエタンの平衡蒸気温度、および10^-4バール。
図3.Titanの温度プロファイルは、TRAPPIST-1hで調査された条件の範囲に適合され、温度を変化させた場合の影響をテストしました。
大気構造とスペクトル検出可能性に対する高度の関数。 この調査のために実行された750を超えるモデルのうちの4つがここに示され、
詳細はセクション4をご覧ください。
図4.Titan（Mandt et al。2012a、2012b）、Pluto（Luspay-Kuti et al。2017）、Triton（Mandt＆Luspay-Kuti 2019）、地球のモデルで使用される渦拡散プロファイル
（Segura et al。2007）、Venus（Gao et al。2015）、およびSaturn（Cavaliéetal.2015）。
図5.Titan（左）とPluto（右）の公開モデルで使用されている渦拡散プロファイルの比較。
図6.表面圧力の関数としての大気（実線）、N2（破線）、CH4（一点鎖線）、およびH2（点線）の外気圏の位置
（左）10^3および（右）10^8cm^2/秒の等温温度プロファイルおよび一定の渦拡散値の温度
。 で優勢な種に注意してください
150K雰囲気および10^8cm^2/秒の外気圏
-10^-2と1barの間の-1の渦拡散は、H2ではなくCH4になり、外気圏高度の低下につながります。
図7.（左）ケースA1（実線）、A2（破線）、A3（一点鎖線）および（右）B1（実線）、B2（破線）、およびB3についてシミュレートされた主な種の密度
（一点鎖線）。 H2はすべてのAケースで優勢な種ですが、渦拡散が少ないBケースでのみ優勢であることに注意してください。
6.結論
この研究の目的は、
TRAPPIST-1hのタイタンのような大気は、タイタンの大気の構造を次の関数として理解したことに基づいています。
高度。パラメータ調査を実施して、大気の1Dモデルに入るさまざまな仮定
タイタン関連種の大気プロファイルに影響を与える
JWSTおよびJWSTへの影響で観察される可能性があります
透過スペクトル。理解するのでこれは重要です
異なる種の観測されたスペクトルに影響を与えるものは
惑星の表面の状態を解釈するのを手伝ってください。
定義された大気の範囲が外気圏の高度は主に4つの入力に敏感です
1D拡散モデルのパラメータ：表面温度
高度と渦を伴う温度勾配 拡散係数とその高度構造。いくつか可能な表面温度にはすでに制約があります
（Morley et al.2017; Turbet et al.2018）。の観察を与えられた
大気の組成、温度プロファイルは
放射伝達モデリングによって決定されます。に
一方、渦拡散は太陽に対して十分に制約されていません
システムの雰囲気とはさらに困難になります
太陽系外惑星を予測します。モデラー間の調整された取り組み
大気ダイナミクスを専門とし、1Dの詳細な光化学モデルは改善するために重要です
この研究分野。一方、JWSTトランスミッションスペクトルは表面温度と熱に最も敏感です
大気中の勾配、および外気圏の高度はJWST通過深度の予測。表面圧力は観測にも影響しますが、渦拡散はありません
影響。 UVでの観測は、すべての入力の影響を受けます
パラメーター。タイタンのような詳細な光化学的研究
TRAPPIST-1hの雰囲気は、揮発性物質の潜在的な再供給の研究とともに、
窒素とメタンの雰囲気はこれで安定します
システム。最後に、単純な等温スケールを適用することに注意してください
透過スペクトルの評価までの高さは、数十度ずれている温度。したがって、もっと
将来を解釈するには、複雑な1Dモデルが必要になります
JWSTからの観察。最後に、このペーパーでは
タイタンと私たちの太陽の他の衛星を考慮することの重要性
TRAPPIST-1hおよび他の太陽系外惑星。
TRAPPIST-1hをExo-Titanとして。I.太陽系外惑星の大気を理解する上での大気パラメータに関する仮定の役割
2022年7月25日に提出
TRAPPIST-1システムには、少なくとも7つの地球型惑星があり、将来のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の観測の対象となります。さらに、これらの惑星は、紫外線（UV）で観測を行う将来のミッションにとって興味深いものになるでしょう。これらの惑星のいくつかは、液体の水が表面に存在する可能性がある従来のハビタブルゾーンにありますが、TRAPPIST-1hは、潜在的にハビタブルな海洋世界のアナログとして探索するのに興味深いものです。この研究では、TRAPPIST-1hでのタイタンのような大気の可観測性を評価します。TRAPPIST-1hで大気中の特定の種を検出するJWSTまたは将来のUVミッションの能力は、各種が表面からどれだけ離れているかによって異なります。検出に必要な条件を理解するために、1次元モデルで使用される入力パラメーターを評価して、タイタンのような大気の構造をシミュレートします。これらのパラメータには、表面の温度と圧力、表面からの距離の関数としての温度プロファイル、N 2に対するマイナー種の組成、および渦拡散係数が含まれます。雲や曇りのない大気のJWSTでシミュレートされたスペクトルは、表面温度、高度による温度勾配、および表面圧力に最も敏感であることがわかります。JWST観測における温度勾配の重要性は、単純な等温スケールの高さが、太陽系外惑星大気からの通過スペクトルの温度または大気平均分子量を決定するのに理想的ではないことを示しています。UV透過スペクトルが上層大気に敏感であることを示します。
統一天文学シソーラスの概念 惑星大気 太陽系外惑星の大気
図1.Morleyetal。によって計算されたTRAPPIST-1惑星の平衡温度。 （2017）ボンドアルベドを0.3と仮定し、ボンドに基づく不確実性
0.0から0.7の範囲のアルベド。 これらは、水、メタン、およびエタンの融点とともに、タイタンと地球の既知の表面温度と比較されます。
図2.Turbetetal。の気候モデルからのTRAPPIST-1hの表面温度。 （2018）メタン表面圧力の関数として。 黒の実線は
シミュレーションの最小および最大表面温度。白丸の線は平均表面温度です。 タイタンはと一緒に比較のために示されています
メタンの平衡蒸気温度（赤い線）と表面圧力1、10^-2でのエタンの平衡蒸気温度、および10^-4バール。
図3.Titanの温度プロファイルは、TRAPPIST-1hで調査された条件の範囲に適合され、温度を変化させた場合の影響をテストしました。
大気構造とスペクトル検出可能性に対する高度の関数。 この調査のために実行された750を超えるモデルのうちの4つがここに示され、
詳細はセクション4をご覧ください。
図4.Titan（Mandt et al。2012a、2012b）、Pluto（Luspay-Kuti et al。2017）、Triton（Mandt＆Luspay-Kuti 2019）、地球のモデルで使用される渦拡散プロファイル
（Segura et al。2007）、Venus（Gao et al。2015）、およびSaturn（Cavaliéetal.2015）。
図5.Titan（左）とPluto（右）の公開モデルで使用されている渦拡散プロファイルの比較。
図6.表面圧力の関数としての大気（実線）、N2（破線）、CH4（一点鎖線）、およびH2（点線）の外気圏の位置
（左）10^3および（右）10^8cm^2/秒の等温温度プロファイルおよび一定の渦拡散値の温度
。 で優勢な種に注意してください
150K雰囲気および10^8cm^2/秒の外気圏
-10^-2と1barの間の-1の渦拡散は、H2ではなくCH4になり、外気圏高度の低下につながります。
図7.（左）ケースA1（実線）、A2（破線）、A3（一点鎖線）および（右）B1（実線）、B2（破線）、およびB3についてシミュレートされた主な種の密度
（一点鎖線）。 H2はすべてのAケースで優勢な種ですが、渦拡散が少ないBケースでのみ優勢であることに注意してください。
6.結論
この研究の目的は、
TRAPPIST-1hのタイタンのような大気は、タイタンの大気の構造を次の関数として理解したことに基づいています。
高度。パラメータ調査を実施して、大気の1Dモデルに入るさまざまな仮定
タイタン関連種の大気プロファイルに影響を与える
JWSTおよびJWSTへの影響で観察される可能性があります
透過スペクトル。理解するのでこれは重要です
異なる種の観測されたスペクトルに影響を与えるものは
惑星の表面の状態を解釈するのを手伝ってください。
定義された大気の範囲が外気圏の高度は主に4つの入力に敏感です
1D拡散モデルのパラメータ：表面温度
高度と渦を伴う温度勾配 拡散係数とその高度構造。いくつか可能な表面温度にはすでに制約があります
（Morley et al.2017; Turbet et al.2018）。の観察を与えられた
大気の組成、温度プロファイルは
放射伝達モデリングによって決定されます。に
一方、渦拡散は太陽に対して十分に制約されていません
システムの雰囲気とはさらに困難になります
太陽系外惑星を予測します。モデラー間の調整された取り組み
大気ダイナミクスを専門とし、1Dの詳細な光化学モデルは改善するために重要です
この研究分野。一方、JWSTトランスミッションスペクトルは表面温度と熱に最も敏感です
大気中の勾配、および外気圏の高度はJWST通過深度の予測。表面圧力は観測にも影響しますが、渦拡散はありません
影響。 UVでの観測は、すべての入力の影響を受けます
パラメーター。タイタンのような詳細な光化学的研究
TRAPPIST-1hの雰囲気は、揮発性物質の潜在的な再供給の研究とともに、
窒素とメタンの雰囲気はこれで安定します
システム。最後に、単純な等温スケールを適用することに注意してください
透過スペクトルの評価までの高さは、数十度ずれている温度。したがって、もっと
将来を解釈するには、複雑な1Dモデルが必要になります
JWSTからの観察。最後に、このペーパーでは
タイタンと私たちの太陽の他の衛星を考慮することの重要性
TRAPPIST-1hおよび他の太陽系外惑星。
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