WASP-121bが地球と同じ方向に自転しているなら正午前が最加熱されてるということか？夜は石と鉄の雨が降るということらしい。以下、機械翻訳。
WASP-121b の JWST NIRSpec 位相曲線: 星下点の東側で最も強い昼側放射と、雲の形成を助長する夜間の条件
概要
JWST NIRSpec機器を使用して行われた最初の太陽系外惑星位相曲線測定を提示します。
この新たに委託された太陽系外惑星気候観測所の並外れた安定性を強調
研究。 ターゲットのWASP-121bは、公転周期が30.6時間の超高温木星です。 分析します
波長範囲をカバーする、NRS1 および NRS2 検出器用に生成された 2 つの広帯域光曲線
それぞれ 2.70 から 3.72 μm および 3.82 から 5.15 μm です。 両方の光度曲線は最小限の系統を示し、
30 ppm/時 (NRS1) および 10 ppm/時 (NRS2) のベースライン フラックス レベルのほぼ直線的なドリフト。
低次の球面調和双極子によって表される惑星の単純な明るさマップを仮定すると、
光度曲線の適合は、位相曲線のピークが軌道位相3.36±0.11°(NRS1)と一致することを示唆しています
および 2.66 ± 0.12°(NRS2) 食前。 これは、最も強い昼側の放出と一致しています。
亜星点の東側から発している。 惑星から星への放出比を測定すると、
昼側半球では3,924± 7 ppm (NRS1) および 4,924 ± 9 ppm (NRS2)、および
夜側半球では136 ± 8 ppm (NRS1) および 630 ± 10 ppm (NRS2)。 後者の夜間排出率は、926 ± 12 K (NRS1) および 1,122 ± 10 K (NRS2) の惑星輝度温度まで、エンスタタイトやフォルステライトを含む広範囲の耐火性凝縮物を形成するのに十分なほど低い。夜側の雲デッキは、大気のより深く、より熱い層からの放出をブロックしている可能性があります。
雲のない 3D 大循環モデルのシミュレーションが体系的に過大予測する理由を説明するのに役立ちます
WASP-121bの夜間放射。
キーワード: 系外惑星天文学 (486), 系外惑星大気 (487)
1.はじめに
潮汐固定惑星の昼側半球と夜側半球の間の結合を調査することが重要です
彼らの大気の世界的な理解を深めるなら。 制約の最も効果的な手段の 1 つ
両方の化学的、熱的、および動的特性
半球は、完全な惑星軌道の過程で惑星の放出スペクトルを測定することです（例：Knutsonら。 2007; コーワン等。 2012; スティーブンソン等。 2014;クライドバーグ等。 2018; アルカンジェリ等。 2019; 風水等。
2020; アーウィン等。 2020; ミカル・エバンス等。 2022年）。 これに
最後に、私たちのチームは分光位相曲線を観察しました
JWST NIRSpec を使用した超高温 Jupiter WASP-121b
G395H グレーティング付き。 この手紙では、から生成された 2 つの広帯域光曲線の解析
このデータセットは、NRS1 検出器と NRS2 検出器のそれぞれに 1 つずつです。 いくつかの予備的な科学的情報を提供するだけでなく、
結果についての簡単なレポートを提供することを目的としています。
数十時間続くロングステア時系列測定を実行する際の JWST および NIRSpec の安定性。
ターゲットの WASP-121b は、膨張した巨大ガス惑星で、質量 1.183+0.064−0.062 MJ 、半径 1.753 ± 0.036 RJ
赤色光波長で測定され、軌道周期は 30.59820 ± 0.00001 時間です (Delrez et al. 2016; Bourrier et al. 2020)。 二次食の測定が行われました
HST を使用すると、昼側の大気が2,700 K に近い近赤外線輝度温度を伴う温度反転 (Evans et al. 2017; Mikal-Evansら。 2020）。 多くの証拠が明らかにされている
可能性が高い大気中の UV 光吸収体などの昼側の熱反転の原因
VO、SiO、V、Fe、Mg、Ca (e.g. Evans et al. 2018;Hoeijmakers 等。 2020; ロトリンガー等。 2021年）。
HST を使用した位相曲線測定は、次のことを示しています。
WASP-121bの夜側の温度はおそらくV、Fe、Mg、および Ca が形成されます (Mikal-Evans et al. 2022)。 以来
これらの後者の要素は気相で観察されます
昼夜の境界線、そのような雲が形成された場合、それらはおそらく昼側半球に再循環した
より深いところに落ち着く前に蒸発する場所大気の層。 一方、Hoeijmakers らによって報告された昼夜ターミネーターの Ti と Al。 (2020, 2022) は、これらの元素がペロブスカイト (CaTiO3) やコランダムとして夜側半球のより深い層にコールド トラップされていることと一致しています。
(Al2O3)。
これらの以前の研究から、昼と夜との間の重要な関係がすでに観察されています。
WASP-121bの夜半球。 JWST プログラムの最終的な目標の 1 つは、昼側と夜側のプロパティに対する制約を大幅に厳しくすることです。 これは、
信号対雑音比がはるかに高く、既存のHSTデータよりもスペクトル分解能が高く、より有利な惑星対星の放出比としてより長い波
図 1. の x 軸と y 軸に沿ったポインティング ジッター
NRS1 (上部パネル) および NRS2 (下部パネル) 検出器、
FIREFly コードによって測定されます。
図 2. パネル (a) および (b): それぞれ NRS1 および NRS2 検出器の生の広帯域光曲線。 オレンジ色の線
最適な光度曲線モデルを表示します。 青い線は、対応する機器のベースライン トレンドを示しています。 灰色の横線は
最初の食の底に合わせて調整され、観測中の機器のドリフトを強調しています。 パネル
(c) および (d): 惑星放出信号に焦点を当て、機器のベースラインを補正した後の同じ光度曲線
パネル (a) と (b) の青い線で示される傾向。 パネル (e) および (f): 黒い点は、データと
それぞれ、NRS1 検出器と NRS2 検出器に最適なモデル。 オレンジ色の線は、ガウス フィルターを適用した後の残差を示しています。
ランダムノイズを滑らかにします。 緑と紫の陰影は、それぞれトランジットと日食の時間を示しており、範囲が暗い
出入り時間に対応。
図 3. 濃い青色のヒストグラムは、光度曲線フィッティングで変化したモデル パラメーターの事後分布を示しています。
水色のヒストグラムは、その後導出された他のパラメータの対応する分布を示しています。 後方中央値
±34% の信頼できる区間は黒字で記載されています。 赤い破線は事前分布を示しています。 通常の事前確率の場合、平均 µ と
標準偏差σは赤いフォントでリストされています。 σsyst パラメーターには半正規事前確率が採用され、正の値のみが許可されます。
値とスケール σ を赤いフォントで示します。 すべてに任意の正規化が適用されているため、縦軸にはラベルが付けられていません。
プロットされた分布。
図 4. 黒いひし形は、測定された昼側を示します (上
パネル) とナイトサイド (下のパネル) 惑星から星への放出
レベル。 測定の不確実性が小さいことに注意してください
ダイヤモンドのシンボルよりも。 クラウドフリーからの予測
Parmentier らの 3D GCM シミュレーション。 (2018) も
1倍の太陽の重元素濃縮について示されています（青い線）
および5倍のソーラー（オレンジ色の線）。 丸と四角の記号は、
それぞれ、ビン化された1倍および5倍の太陽GCM予測
緑色の線で示されている光度曲線の通過帯域に
トップパネルにあります。
6. 結論
JWST NIRSpec を使用して、超高温木星 WASP-121b の全軌道位相曲線を測定しました。広い通過帯域にわたって生成された結果の光度曲線
NRS1 および NRS2 検出器については、37.8 時間の観測で最小の系統性を示します。 私たちは、位相曲線のピークは、日食半ばの前にシフトされます。
3.36 ± 0.11 ◦(NRS1) および 2.66 ± 0.12 ◦(NRS2)、昼側半球の東部地域が西部地域よりも平均的に暑い。NRS1 通過帯域で測定された昼側放射は良好です。
太陽光5倍を想定したクラウドフリーGCMとの契約
金属性; ただし、同じ GCM はNRS2通過帯域での昼側放射は19σ。 のために
夜側の放射、1×および5×の太陽金属量を想定した雲のないGCMシミュレーションは、大幅に過大予測
データ。 この観察はおそらく説明できる
より深いところからの放出を遮る夜側の雲によって、大気のより熱い層。 対応します
夜間の明るさの温度は両方で < 1200 K エンスタタイトとフォルステライトなどのケイ酸塩を含むさまざまな凝縮物を形成するのに十分な温度。
著者は、匿名のレフリーに感謝します
論文を改善した建設的なフィードバック。 サポート
JWSTプログラムのGO-1729はNASAから提供されました
NASA傘下のAssociation of Universities for Research in Astronomy, Inc.が運営する宇宙望遠鏡科学研究所からの助成金による
契約 NAS 5-26555。 JKB は、科学技術施設協議会アーネスト ラザフォード フェローシップによって支えられました。 NMは科学によって部分的にサポートされました
技術施設協議会 総合助成金
[ST/R000395/1]、研究プロジェクト助成金 [RPG2020-82] および UKRI Future を通じた Leverhulme Trust
リーダーズ フェローシップ [許可番号 MR/T040866/1]。
WASP-121b の JWST NIRSpec 位相曲線: 星下点の東側で最も強い昼側放射と、雲の形成を助長する夜間の条件
概要
JWST NIRSpec機器を使用して行われた最初の太陽系外惑星位相曲線測定を提示します。
この新たに委託された太陽系外惑星気候観測所の並外れた安定性を強調
研究。 ターゲットのWASP-121bは、公転周期が30.6時間の超高温木星です。 分析します
波長範囲をカバーする、NRS1 および NRS2 検出器用に生成された 2 つの広帯域光曲線
それぞれ 2.70 から 3.72 μm および 3.82 から 5.15 μm です。 両方の光度曲線は最小限の系統を示し、
30 ppm/時 (NRS1) および 10 ppm/時 (NRS2) のベースライン フラックス レベルのほぼ直線的なドリフト。
低次の球面調和双極子によって表される惑星の単純な明るさマップを仮定すると、
光度曲線の適合は、位相曲線のピークが軌道位相3.36±0.11°(NRS1)と一致することを示唆しています
および 2.66 ± 0.12°(NRS2) 食前。 これは、最も強い昼側の放出と一致しています。
亜星点の東側から発している。 惑星から星への放出比を測定すると、
昼側半球では3,924± 7 ppm (NRS1) および 4,924 ± 9 ppm (NRS2)、および
夜側半球では136 ± 8 ppm (NRS1) および 630 ± 10 ppm (NRS2)。 後者の夜間排出率は、926 ± 12 K (NRS1) および 1,122 ± 10 K (NRS2) の惑星輝度温度まで、エンスタタイトやフォルステライトを含む広範囲の耐火性凝縮物を形成するのに十分なほど低い。夜側の雲デッキは、大気のより深く、より熱い層からの放出をブロックしている可能性があります。
雲のない 3D 大循環モデルのシミュレーションが体系的に過大予測する理由を説明するのに役立ちます
WASP-121bの夜間放射。
キーワード: 系外惑星天文学 (486), 系外惑星大気 (487)
1.はじめに
潮汐固定惑星の昼側半球と夜側半球の間の結合を調査することが重要です
彼らの大気の世界的な理解を深めるなら。 制約の最も効果的な手段の 1 つ
両方の化学的、熱的、および動的特性
半球は、完全な惑星軌道の過程で惑星の放出スペクトルを測定することです（例：Knutsonら。 2007; コーワン等。 2012; スティーブンソン等。 2014;クライドバーグ等。 2018; アルカンジェリ等。 2019; 風水等。
2020; アーウィン等。 2020; ミカル・エバンス等。 2022年）。 これに
最後に、私たちのチームは分光位相曲線を観察しました
JWST NIRSpec を使用した超高温 Jupiter WASP-121b
G395H グレーティング付き。 この手紙では、から生成された 2 つの広帯域光曲線の解析
このデータセットは、NRS1 検出器と NRS2 検出器のそれぞれに 1 つずつです。 いくつかの予備的な科学的情報を提供するだけでなく、
結果についての簡単なレポートを提供することを目的としています。
数十時間続くロングステア時系列測定を実行する際の JWST および NIRSpec の安定性。
ターゲットの WASP-121b は、膨張した巨大ガス惑星で、質量 1.183+0.064−0.062 MJ 、半径 1.753 ± 0.036 RJ
赤色光波長で測定され、軌道周期は 30.59820 ± 0.00001 時間です (Delrez et al. 2016; Bourrier et al. 2020)。 二次食の測定が行われました
HST を使用すると、昼側の大気が2,700 K に近い近赤外線輝度温度を伴う温度反転 (Evans et al. 2017; Mikal-Evansら。 2020）。 多くの証拠が明らかにされている
可能性が高い大気中の UV 光吸収体などの昼側の熱反転の原因
VO、SiO、V、Fe、Mg、Ca (e.g. Evans et al. 2018;Hoeijmakers 等。 2020; ロトリンガー等。 2021年）。
HST を使用した位相曲線測定は、次のことを示しています。
WASP-121bの夜側の温度はおそらくV、Fe、Mg、および Ca が形成されます (Mikal-Evans et al. 2022)。 以来
これらの後者の要素は気相で観察されます
昼夜の境界線、そのような雲が形成された場合、それらはおそらく昼側半球に再循環した
より深いところに落ち着く前に蒸発する場所大気の層。 一方、Hoeijmakers らによって報告された昼夜ターミネーターの Ti と Al。 (2020, 2022) は、これらの元素がペロブスカイト (CaTiO3) やコランダムとして夜側半球のより深い層にコールド トラップされていることと一致しています。
(Al2O3)。
これらの以前の研究から、昼と夜との間の重要な関係がすでに観察されています。
WASP-121bの夜半球。 JWST プログラムの最終的な目標の 1 つは、昼側と夜側のプロパティに対する制約を大幅に厳しくすることです。 これは、
信号対雑音比がはるかに高く、既存のHSTデータよりもスペクトル分解能が高く、より有利な惑星対星の放出比としてより長い波
図 1. の x 軸と y 軸に沿ったポインティング ジッター
NRS1 (上部パネル) および NRS2 (下部パネル) 検出器、
FIREFly コードによって測定されます。
図 2. パネル (a) および (b): それぞれ NRS1 および NRS2 検出器の生の広帯域光曲線。 オレンジ色の線
最適な光度曲線モデルを表示します。 青い線は、対応する機器のベースライン トレンドを示しています。 灰色の横線は
最初の食の底に合わせて調整され、観測中の機器のドリフトを強調しています。 パネル
(c) および (d): 惑星放出信号に焦点を当て、機器のベースラインを補正した後の同じ光度曲線
パネル (a) と (b) の青い線で示される傾向。 パネル (e) および (f): 黒い点は、データと
それぞれ、NRS1 検出器と NRS2 検出器に最適なモデル。 オレンジ色の線は、ガウス フィルターを適用した後の残差を示しています。
ランダムノイズを滑らかにします。 緑と紫の陰影は、それぞれトランジットと日食の時間を示しており、範囲が暗い
出入り時間に対応。
図 3. 濃い青色のヒストグラムは、光度曲線フィッティングで変化したモデル パラメーターの事後分布を示しています。
水色のヒストグラムは、その後導出された他のパラメータの対応する分布を示しています。 後方中央値
±34% の信頼できる区間は黒字で記載されています。 赤い破線は事前分布を示しています。 通常の事前確率の場合、平均 µ と
標準偏差σは赤いフォントでリストされています。 σsyst パラメーターには半正規事前確率が採用され、正の値のみが許可されます。
値とスケール σ を赤いフォントで示します。 すべてに任意の正規化が適用されているため、縦軸にはラベルが付けられていません。
プロットされた分布。
図 4. 黒いひし形は、測定された昼側を示します (上
パネル) とナイトサイド (下のパネル) 惑星から星への放出
レベル。 測定の不確実性が小さいことに注意してください
ダイヤモンドのシンボルよりも。 クラウドフリーからの予測
Parmentier らの 3D GCM シミュレーション。 (2018) も
1倍の太陽の重元素濃縮について示されています（青い線）
および5倍のソーラー（オレンジ色の線）。 丸と四角の記号は、
それぞれ、ビン化された1倍および5倍の太陽GCM予測
緑色の線で示されている光度曲線の通過帯域に
トップパネルにあります。
6. 結論
JWST NIRSpec を使用して、超高温木星 WASP-121b の全軌道位相曲線を測定しました。広い通過帯域にわたって生成された結果の光度曲線
NRS1 および NRS2 検出器については、37.8 時間の観測で最小の系統性を示します。 私たちは、位相曲線のピークは、日食半ばの前にシフトされます。
3.36 ± 0.11 ◦(NRS1) および 2.66 ± 0.12 ◦(NRS2)、昼側半球の東部地域が西部地域よりも平均的に暑い。NRS1 通過帯域で測定された昼側放射は良好です。
太陽光5倍を想定したクラウドフリーGCMとの契約
金属性; ただし、同じ GCM はNRS2通過帯域での昼側放射は19σ。 のために
夜側の放射、1×および5×の太陽金属量を想定した雲のないGCMシミュレーションは、大幅に過大予測
データ。 この観察はおそらく説明できる
より深いところからの放出を遮る夜側の雲によって、大気のより熱い層。 対応します
夜間の明るさの温度は両方で < 1200 K エンスタタイトとフォルステライトなどのケイ酸塩を含むさまざまな凝縮物を形成するのに十分な温度。
著者は、匿名のレフリーに感謝します
論文を改善した建設的なフィードバック。 サポート
JWSTプログラムのGO-1729はNASAから提供されました
NASA傘下のAssociation of Universities for Research in Astronomy, Inc.が運営する宇宙望遠鏡科学研究所からの助成金による
契約 NAS 5-26555。 JKB は、科学技術施設協議会アーネスト ラザフォード フェローシップによって支えられました。 NMは科学によって部分的にサポートされました
技術施設協議会 総合助成金
[ST/R000395/1]、研究プロジェクト助成金 [RPG2020-82] および UKRI Future を通じた Leverhulme Trust
リーダーズ フェローシップ [許可番号 MR/T040866/1]。
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