JWST 副食から TRAPPIST-1 b の大気の厚さを制限する観察

二次日食は系外惑星が恒星の後ろを通過する時の光度変化、掩蔽前後の系外惑星の反射光有りの場合と掩蔽中の反射光無しの場合のスペクトルを比べて系外惑星の大気圧と成分を明らかにしようというもの。TRAPPIST-1 bは大気無しと出ました。風は吹いてませんが荒涼とした大地むき出しの惑星。以下、機械翻訳。
JWST 副食から TRAPPIST-1 b の大気の厚さを制限する観察
概要
最近、岩石系系外惑星からの熱放出の最初の JWST 測定が報告されました。
TRAPPIST-1 b の 15 μm での昼側の推定輝度温度は、惑星と一致します。
大気がないため、夜側に熱を循環させる仕組みがありません。 この中で
TRAPPIST-1 b の測定された二次日食の深さを、一連の観測結果からの予測と比較します。
最大大気を定量化するための自己無撞着な放射対流平衡モデル
厚さは観察と一致しました。 我々は、もっともらしい雰囲気（つまり、少なくとも 100 ppm CO2)、0.01 bar (0.1 bar) を超える表面圧力は 1σ (3σ) で除外されます。
背景の雰囲気の選択に関係なく。 1σ で最大 10 bar (100 bar) の厚い大気
(3σ) は、大気中に中赤外波長範囲にわたって強力な吸収体が存在しない場合にのみ許可されます。
— このシナリオはありそうもないことだと考えられます。 さらに、裸岩惑星の発光スペクトルをモデル化します。
さまざまな組成の。 さまざまなケイ酸塩表面が測定された日食の深さと一致することがわかりました。
は 1σ 以内であり、最適なグレー アルベドは 0.02 ± 0.11 です。 私たちは、計画された二次日食であると結論付けています。
12.8 μm での観測は、TRAPPIST-1 b の高い観測輝度温度を検証するのに役立ちます。
しかし、一貫した大気シナリオと裸岩シナリオをさらに区別することはできそうにありません。
1. はじめに
今はJWSTの時代に入り、
最初の意味のあることを実行できる可能性が生まれます
地球型 (すなわち、岩石の多い) 太陽系外惑星の特徴付け。
JWST がターゲットとする可能性のある岩石惑星の中には、
TRAPPIST-1 系の惑星は、最も重要な惑星の一部です。
そのため、大気の特性評価に有望です。
非常に有利な惑星と恒星のサイズ比 (Gillon et al.2016）。 このシステムは非常に興味深いものでもあります。
複数の地球型惑星が存在しており、その中には
ハビタブルゾーン内またはその近くに居住する（Gillon et al. 2017）。
最近、Greene ら。 (2023) 熱を測定
最内惑星TRAPPIST-1 bからの放出、そして、その15μmの輝度温度が
この惑星が何もないむき出しの岩であることと一致していた。
どんな大気でも。
Greene et al. によって生成されたものなど、推定される潮汐ロック惑星の熱放出測定。
(2023) TRAPPIST-1 b については、生産的な手段です
岩石系系外惑星が大気を持っているかどうかを確認するため（Koll et al. 2019; Mansfield et al. 2019）。
二次日食観測を通じて惑星の昼の温度を測定すると、次のように大気の存在と厚さを制約することができます。
感覚：大気は、日中の放出温度を、裸の場合に予想される温度よりも下げる役割を果たします。
（そして暗い）岩肌。 適度に厚い大気であっても、潮汐にロックされた惑星の昼側からかなりの熱を運び去ります (Koll 2022)。 反射性エアロゾル、
大気を持つ惑星の別の道標、
反射により日中の気温を下げる働きもあります。
入ってくる恒星放射線は宇宙に戻る(Mansfield et al.
2019）。 大気がなく、アルベドがゼロの表面に相当する、日中の最大有効温度は：
Tmax = T∗√R∗/d(2/3)^1/4 　　　　　(1)
ここで、T∗ と R∗ は星の温度と半径です。
d は惑星と星の間隔です。 TRAPPIST-1b用、Tmax = 508 K、一方、Greene らによって報告された 15 μm の輝度温度は 508 K です。
503+26−27Kです、フル大気のないシナリオと一致します。
大気のないシナリオと一致します。
理論的な観点からは、どうかは不明です。
M型矮星の周りを周回する地球型惑星が期待されるべきである
雰囲気を持つこと。 両方に当てはまる研究があります
方法。 大気損失プロセスは、次の目的のために効率的でなければなりません。
活動的なM型矮星主星の周りを周回している惑星ですが、
惑星は大気を維持したり、恒星の減少後のガス放出によって大気を更新したりできる可能性がある
年齢に応じた活動 (例: Zahnle & Catling 2017; Turbet)
他。 2020年; ワーズワース & クライドバーグ 2022)。
観察上、これまでのところ、次のような研究はありません。
大気の存在を明確に確認する
岩石だらけの系外惑星。 フラットな透過スペクトルは、
ノルム (例: de Wit et al. 2018; Diamond-Lowe et al. 2018、
2020年; ムグナイら。 2021年; リビー・ロバーツら。 2022年;
Lustig-Yaeger et al. 2023)、およびいくつかの研究では、
大気のスペクトル特徴の検出が主張されている
地球型系外惑星は疑問視されたり、曖昧な解釈がある（例：Southworth et al.
2017年; スウェインら。 2021年; モランら。 2023年）。 惑星 LHS 3844b の熱放射測定(Kreidberg et al. 2019) および GJ 1252b (Crossfield et al.2022) は、大気圏外の制限と一致する日中の気温を発見しました。
全軌道位相曲線の。 当然のことながら、
放射線を浴びた惑星は大気喪失の影響を受けにくいはずですが、TRAPPIST-1 b は最も寒い惑星です
大気を保有するための熱放射試験はまだ受けていないため、同様の結果が得られません。
ガスのエンベロープの明らかな兆候。
この手紙では、大気の範囲を定量化します。
表面はGreene et al.の論文と一致しています。
(2023) TRAPPIST-1 b の二次粒子の測定
食の深さは15μmです。 以下でそれを示します
これにより、厚い大気を決定的に排除することができます。
単一のデータポイント。 私たちが想定するシナリオの範囲を考慮すると、
まだデータと一致していることが判明しましたが、さらに次のような観測がどの程度行われるかについても予測します。
12.8 μm で計画されている測定により、残りのもっともらしい大気と表面を区別できるようになります。


図 1. この研究で実行されたさまざまなモデルの日食スペクトル。 1-σ である一連の大気モデルを示します。
観察結果と一致しています (左上)。 裸地表面モデル。これらはすべて観測結果と一致しています (右上)。 100%
さまざまな表面圧力での CO2 雰囲気モデル (左下)。 表面圧力が 0.1 bar のモデルもあり、
組成物（右下）。 この組成は、最初の種が優勢な種であり、2 番目の種が優勢であることを示しています。
微量を示した。 F1500W および F1280W でのビン化された深度がマーカーとして表示され、各バンドパス関数も表示されます。
星のスペクトルによって重み付けされます。 また、破線で、509 K (青) の黒体に起因する日食の深度も示します。
および 400 K (赤) は、それぞれ再配分なし (f = 2/3) と完全な再配分 (f = 1/4) に対応します。 上部に
右パネル、破線は灰色のアルベド表面モデルを示します。


図 2. すべての大気モデルの F1500W 帯域でのビン化された日食深度とその輝度温度
地表の大気の圧力を変化させながら走行します。 CO2 を含むモデル雰囲気と含まないモデル雰囲気が示されています。
それぞれ左側と右側のパネルにあります。 Greene らによる日食の深さの測定値は、 (2023) は黒一色で表示されます。
線と、その 1-σ (灰色) および 3-σ (赤色) の不確実性、および対応する輝度温度も表示されます。
組成は、最初の種が主要な種であり、2 番目の種が示された微量であることを示しています。
CO2 が 100 ppm 以上の大気は、大気圧がバー 0.1 未満の場合にのみ 1σ での測定と一致します。

4. 議論と要約
Greeneらの論文に基づいて、我々はそれを示しました。 (2023年)
15μmでの二次日食観測、TRAPPIST-1 b
厚い大気をホストしているようには見えません。 正式には、
当社のモデルは、少なくとも 100 ppm を含む大気を排除します。
3σでCO2が0.3バールより厚い。 100% CO2 大気 (つまり、火星または金星のような組成) の場合、
大気の厚さは 3σ 信頼度で 3 mbar 未満でなければなりません。 TRAPPIST-1 b は可能性が低いと我々は主張する。
CO2 のない大気が存在するため、〜0.1 bar より厚い大気は除外されます。 様々岩の多い表面のタイプはすべてグリーンと一致しています。
他。 (2023) 測定と最適なグレー面
アルベドは 0.02 ± 0.11 です。
私たちが発見した 1-σ の一貫した大気と表面
この手紙で特定するのは、以下と区別するのが難しいでしょう
今後の JWST 観測は、おそらく非常に重要なものを除きます。
エンドメンバーのシナリオ。 予想される日食の深さは、
F1280W は互いに接近して範囲内に収まります。
観測の不確実性。 MIRI LRS ならできるかもしれない
日食のスペクトルを5～10μmで測定することで、裸の岩と0.1バールのH2Oが支配的な大気を区別しますが、その間には多くの退化シナリオがあります。 最後に、計画されているNIRISS SOSS
透過における相補的な測定による TRAPPIST-1 b の観察 (Lim et al. 2021、Cycle 1 GO 2589) は、裸の岩と岩を区別することも目的としています。
薄い雰囲気。 微小物質の透過分光法
岩石惑星は平均分子量が高いため挑戦的です
二次大気の重量により、透過スペクトルが裸岩の平らなスペクトルに近くなります。
惑星 (Miller-Ricci et al. 2009; Barstow & Irwin 2016;デュクロら。 2020年）。 さらに、ホストの恒星効果も
伝送スペクトルに痕跡を残し、本物の大気の特徴から解きほぐすのが難しいスペクトル汚染 (Rackham)
他。 2018年; ラカム＆デ・ウィット 2023）。私たちは雲の放射効果を無視してきました。
私たちの仕事。 澄んだ大気の T-P プロファイルが交差します
水や硫黄の雲が現れるような凝結曲線
(Mbarek & Kempton 2016; Lincowski et al.2018）。 ただし、かなりのカラム密度の雲
岩だらけの表面よりも高いアルベドを持ちます (マンスフィールド
他。 2019、図 6)、推定アルベドが非常に低いことを考慮すると、観察と一致しません (たとえ不確実性は考慮されます）。 さらに、気候モデリングは、エアロゾルが形成される可能性が低いことを示唆しています。
TRAPPIST-1 b (Lincowski et al. 2018)。 したがって、次のことがわかります。
惑星が大気を持っているというシナリオ反射雲はGreeneらの論文と矛盾する。
(2023)二次日食測定。
TRAPPIST-1 b の F1500W 観測は、岩石惑星が大気を持っているかどうかを制約するための発光測光の有用性を示しています。
この技術は近いうちに他の岩場にも応用されるでしょう
M矮星の周りの惑星、観測が計画されている
TRAPPIST-1 c などのより多くの標的 (Kreidberg et al.2021b、サイクル 1 GO 2304)、G1 486 b (Mansfield et al.2021、サイクル 1 GO 1743)、および LHS 3844 b (クライドベルク)他。 2021a、サイクル 1 GO 1846)。 よりホットなターゲット後者の方が信号対雑音比が優れているため、
現在の研究と同様の分析により、より多くの結果が得られる可能性があります
TRAPPIST-1 b よりも結果を制約します。たとえば、
惑星に大気がある場合は組成を取得し、大気がない場合は表面の特徴を調べます (Whittaker et al. 2022)。 二次日食で観察された岩石惑星のターゲットのより大きなサンプルは、M型矮星の周りの岩石惑星が本当に大気を保持できるかどうかという人口レベルの疑問に答えるのにも役立ちます
を確立するための理想的なパラメータ空間を特定します。
彼らができる体制。