Investigando la capacidad de JWST para identificar características distintivas en los espectros de transmisión de exoEarth y exoVenus

Investigando la capacidad de JWST para identificar características distintivas en los espectros de transmisión de exoEarth y exoVenus

Perfiles de TP para las 6 atmósferas de exoTierra (panel izquierdo) y perfiles de abundancia química para exoTierra a 400 ppm (panel derecho).

El éxito de la misión del Satélite de Estudio de Exoplanetas en Tránsito (TESS) llevó al descubrimiento de una gran cantidad de planetas terrestres de la Zona Venus (VZ) que orbitan alrededor de estrellas anfitrionas relativamente brillantes.

Las observaciones atmosféricas de estos planetas desempeñan un papel crucial en la comprensión de la historia evolutiva de los planetas terrestres, los estados habitables pasados ​​y la divergencia de los climas de Venus y la Tierra. Sin embargo, el espectro de transmisión de un exoplaneta similar a Venus puede ser difícil de distinguir del de un exoplaneta similar a la Tierra, lo que podría limitar seriamente las lecciones que se pueden aprender del estudio de exoVenus. En este trabajo, investigamos más a fondo las diferencias de transmisión entre exoTierras y exoVenus hipotéticas, ambos con cantidades variables de dióxido de carbono (CO2) atmosférico.

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Se modelaron ExoEarths y exoVenus asumiendo que orbitan alrededor de TRAPPIST-1 en el límite incontrolado del invernadero. Simulamos las observaciones de tránsito PRISM del espectrógrafo de infrarrojo cercano (NIRSpec) del Telescopio Espacial James Webb (JWST) de los dos conjuntos de planetas entre 0,6 y 5,2 μm, y cuantificamos la detectabilidad de características de absorción clave en sus espectros de transmisión. Los espectros exoEarth incluyen varias características importantes de metano (CH4) que pueden detectarse en solo 6 tránsitos.

La característica CH4 a 3,4 μm es la característica óptima para distinguir una exoTierra de un exoVenus porque es fácilmente detectable y no se superpone con las características de CO2. La presencia de dióxido de azufre (SO2) a 4,0 μm es el mejor indicador de un exoVenus, pero es detectable en atmósferas con abundancia reducida de CO2.

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Colby Ostberg, Stephen R. Kane, Andrew P. Lincowski, Paul A. Dalba

Comentarios: 15 páginas, 8 figuras, 4 tablas, Aceptado para publicación en AJ
Asignaturas: Astrofísica terrestre y planetaria (astro-ph.EP)
Citar como: arXiv:2310.01527 [astro-ph.EP] (o arXiv:2310.01527v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
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Por: Colby Ostberg
[v1] Lunes 2 de octubre de 2023 6:15:29 p.m. UTC (375 KB)
https://arxiv.org/abs/2310.01527
Astrobiología

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