SO2 producido fotoquímicamente en la atmósfera de WASP

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May 25, 2023

Naturaleza volumen 617, páginas

Nature, volumen 617, páginas 483–487 (2023)Citar este artículo

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La fotoquímica es un proceso fundamental de las atmósferas planetarias que regula la composición y estabilidad atmosférica1. Sin embargo, hasta ahora no se han detectado productos fotoquímicos inequívocos en las atmósferas de los exoplanetas. Las observaciones recientes del Programa científico de liberación temprana de la comunidad de exoplanetas en tránsito de JWST2,3 encontraron una característica de absorción espectral a 4,05 μm que surge del dióxido de azufre (SO2) en la atmósfera de WASP-39b. WASP-39b es un exoplaneta gigante gaseoso de 1,27 radios de Júpiter y la masa de Saturno (0,28 MJ) que orbita una estrella similar al Sol con una temperatura de equilibrio de alrededor de 1100 K (ref. 4). La forma más plausible de generar SO2 en una atmósfera de este tipo es a través de procesos fotoquímicos5,6. Aquí mostramos que la distribución de SO2 calculada por un conjunto de modelos fotoquímicos explica sólidamente la característica espectral de 4,05 μm identificada por las observaciones de transmisión JWST7 con NIRSpec PRISM (2,7σ)8 y G395H (4,5σ)9. El SO2 se produce por la oxidación sucesiva de los radicales de azufre que se liberan cuando se destruye el sulfuro de hidrógeno (H2S). La sensibilidad de la característica SO2 al enriquecimiento de la atmósfera por elementos pesados (metalicidad) sugiere que puede usarse como un indicador de las propiedades atmosféricas, con WASP-39b exhibiendo una metalicidad inferida de alrededor de 10 veces la solar. Señalamos además que el SO2 también muestra características observables en longitudes de onda ultravioleta e infrarroja térmica que no están disponibles en las observaciones existentes.

JWST observó WASP-39b como parte de su Programa científico de liberación anticipada de la comunidad de exoplanetas en tránsito (Programa ERS 1366), con el objetivo de explicar su composición atmosférica2,3. Los datos de los modos de instrumento NIRSpec PRISM y G395H mostraron una característica de absorción distinta entre 4,0 μm y 4,2 μm, con un pico de alrededor de 4,05 μm, que los modelos de equilibrio termoquímico-convectivo-radiativo atmosférico no pudieron explicar con la metalicidad y los valores C/O que normalmente se suponen para el gas planetas gigantes (1–100× solar y 0,3–0,9, respectivamente8,9). Después de excluir la sistemática del instrumento y la variabilidad estelar, una búsqueda exhaustiva de gases ha mostrado que el SO2 es un candidato prometedor con la función de absorción de mejor ajuste (ver Métodos), aunque en el análisis se utilizaron espectros ad hoc con SO2 inyectado.

El azufre comparte algunas similitudes químicas con el oxígeno, pero forma de forma única varios compuestos con una amplia gama de estados de oxidación (−2 a +6 (ref. 10)). Aunque el SO2 se desgasifica de manera ubicua y se asocia con el vulcanismo en los mundos terrestres (por ejemplo, la Tierra, Venus y el satélite Io de Júpiter), la fuente de SO2 es fundamentalmente diferente en los gigantes gaseosos. En equilibrio termoquímico, el azufre existe principalmente en forma reducida, de modo que el H2S es el reservorio principal de azufre en un gigante gaseoso dominado por hidrógeno/helio11,12,13,14. A la temperatura de WASP-39b, la relación de mezcla de equilibrio de SO2 en la parte observable de la atmósfera es inferior a aproximadamente 10−12 para una metalicidad solar de 10× y menor de aproximadamente 10−9 incluso para una metalicidad solar de 100× (ver Datos extendidos). Figura 1). Esta abundancia de equilibrio de SO2 es varios órdenes de magnitud menor que los valores necesarios para producir la característica espectral observada por JWST (relaciones de mezcla de volumen (VMR) de 10−6–10−5)8,9. Por el contrario, bajo la radiación ultravioleta (UV), el SO2 puede oxidarse a partir de H2S como producto fotoquímico. Los radicales H y OH, generados por procesos de fotólisis, son clave para liberar radicales SH y S atómicos del H2S y posteriormente oxidarlos a SO y SO2. Aunque estudios previos de modelado fotoquímico han demostrado que se puede producir una cantidad sustancial de SO2 en atmósferas de exoplanetas ricas en hidrógeno de esta manera5,6,13,15,16, la medida en que dicho modelo podría reproducir las observaciones actuales de WASP-39b seguía sin verificarse.

Hemos realizado varios cálculos de modelos fotoquímicos 1D independientes y sin nubes de WASP-39b utilizando los códigos ARGO, ATMO, KINETICS y VULCAN (consulte Métodos para obtener detalles del modelo). Todos los modelos incluían redes químicas cinéticas de azufre y se ejecutaron utilizando los mismos perfiles verticales de temperatura-presión de los terminadores matutino y vespertino adoptados de una simulación atmosférica 3D WASP-39b con el modelo de circulación general Exo-FMS (GCM)17 (consulte la figura de datos extendidos). . 2). Los modelos nominales asumieron una metalicidad de 10× solar (ref. 18) con una relación C/O solar de 0,55, mientras que exploramos la sensibilidad a las propiedades atmosféricas.

Las proporciones máximas de mezcla de las principales especies de azufre producidas por los diferentes modelos fotoquímicos son en gran medida consistentes entre sí dentro de un orden de magnitud, como se muestra en la Fig. 1. Los perfiles de proporción de mezcla de SO2 son muy variables con la altitud y alcanzan un máximo de 0,01. –1 mbar con un valor de 10–100 ppm. El SO2 (junto con el CO2) se ve más favorecido al final de la mañana, que es más frío, en el que el H2S es menos estable frente a la reacción con H atómico en profundidad (con un pico de abundancia de SO2 de 50 a 90 ppm al final de la mañana y de 15 a 30 ppm al final de la tarde). terminador). Aunque la abundancia máxima de SO2 de los modelos fotoquímicos es mayor que la estimada a partir del ajuste de los datos PRISM y G395H, que asumieron proporciones de mezcla constantes verticalmente de aproximadamente 1 a 10 ppm y de aproximadamente 2,5 a 4,6 ppm, respectivamente, las densidades numéricas integradas en la columna por encima de 10 mbar son altamente consistentes (ver Métodos). Nuestros modelos indican que el S, el S2 y el SO, que son precursores del SO2, también alcanzan grandes cantidades en la atmósfera superior por encima del nivel de presión al que se destruye el H2S. Sin embargo, no se espera que manifiesten características espectrales observables en el rango de longitud de onda PRISM/G395H.

a,b, Las áreas sombreadas con colores indican el rango (encerrado por los valores máximo y mínimo) de VMR de CO2 (azul), SO2 (rosa con bordes negros) y otras especies clave de azufre (H2S, naranja; S, amarillo; S2, gris; SO, azul claro) calculado por un conjunto de modelos fotoquímicos (ARGO, ATMO, KINETICS y VULCAN) para los terminadores matutino (a) y vespertino (b). Los VMR del equilibrio termoquímico están indicados por las líneas de puntos, con el SO2 fuera del rango del eje x debido a su muy baja abundancia en el equilibrio termoquímico. La barra de rango de la derecha representa los principales rangos de presión de la atmósfera investigados por la espectroscopia JWST NIRSpec. La fotoquímica produce SO2 y otras especies de azufre por encima del nivel de 1 mbar con abundancias varios órdenes de magnitud mayores que las predichas por el equilibrio termoquímico.

Las rutas importantes de la cinética del azufre en la atmósfera de WASP-39b de nuestros modelos se resumen en la Fig. 2. Las rutas de producción fotoquímica de SO2 a partir de H2S alrededor del pico de SO2 son las siguientes:

La fotólisis del agua en la ecuación (1) es una fuente importante de H atómico que inicia la vía. El último paso de oxidación de SO a SO2 es generalmente el paso limitante de la velocidad. La oxidación de SO y la fotólisis de SO2 representan las principales fuentes y sumideros de SO2, lo que conduce a una distribución variable en altitud que alcanza un máximo de alrededor de 0,1 mbar (ver Datos ampliados, Fig. 4). A altas presiones con menos OH disponible, las reacciones que involucran S2 se vuelven importantes en la oxidación de S (ver Métodos). El crecimiento de alótropos de azufre elemental más allá de S2 se detiene efectivamente para temperaturas superiores a aproximadamente 750 K (refs. 5,6).

El H2S, que es la molécula estable que contiene azufre en equilibrio termoquímico en una atmósfera de H2, reacciona fácilmente con el H atómico para formar radicales SH y, posteriormente, el S atómico en la región fotoquímica (por encima de 0,1 mbar). La reacción de S con OH generado fotoquímicamente produce SO, que luego se oxida a SO2. Las flechas gruesas denotan reacciones eficientes y M denota cualquier tercer cuerpo. Las reacciones ineficientes y las rutas inactivas en el régimen de temperatura de WASP-39b están atenuadas. Las flechas cian marcan el camino principal de H2S a SO2, mientras que las flechas naranjas marcan los caminos que son importantes a presiones más altas. Las especies de azufre están codificadas por colores según los estados de oxidación de S. Los rectángulos indican moléculas estables, mientras que los óvalos indican radicales libres.

La Figura 3 muestra los espectros de transmisión promediados mañana/noche resultantes de los diferentes modelos fotoquímicos. Todos los modelos pueden reproducir la fuerza y la forma de la característica SO2 de 4,05 μm que se ve en los modos NIRSpec PRISM y G395H. La dispersión en los espectros del modelo está a la par con las incertidumbres de los datos y se atribuye a la dispersión en la estructura VMR vertical de SO2 y CO2 producidos por cada modelo (Fig. 1). En la Fig. 3 también se muestran los espectros predichos en el rango de longitud de onda MIRI LRS (5–12 μm), que exhiben características prominentes de SO2 alrededor de 7,5 μm y 8,8 μm, así como una pendiente ascendente hacia el rojo de 12 μm debido al CO2. Además, nuestros modelos predicen una fuerte señal de transmisión UV (0,2–0,38 μm) de la presencia de especies S: H2S, S2, SO2 y SH producen un gradiente de opacidad pronunciado de menos de 0,38 μm (Datos extendidos Fig. 7), en el que el Se utilizan secciones transversales UV a temperatura ambiente excepto las de 800 K para SH. La discrepancia entre los modelos y las observaciones previas de HST STIS y VLT/FORS219 (ver Fig. 3) dentro de 0,38–0,5 μm podría deberse potencialmente a la opacidad UV mejorada a altas temperaturas y/o partículas de aerosol. La caracterización adicional de las características espectrales de las especies de azufre en la UV es prometedora con la observación programada del HST/UVIS (Programa 17162, investigadores principales: Z. Rustamkulov y D. Sing).

Mostramos los espectros de transmisión promediados sobre los terminadores matutinos y vespertinos generados a partir de los resultados del modelo fotoquímico 1D. a, Comparación con la reducción NIRSpec PRISM FIREFly8. b, Comparación con la reducción de media ponderada NIRSpec G395H9. c, Comparación con los datos actuales de longitud de onda óptica HST y VLT/FORS219,37. Los modelos muestran características pronunciadas en las longitudes de onda UV debido a las especies de azufre en comparación con el modelo sin especies portadoras de S (línea azul discontinua). d, Espectros pronosticados a lo largo del rango de longitud de onda MIRI LRS, con SO2 eliminado de la salida VULCAN que se muestra en gris para indicar su contribución. Todos los datos espectrales muestran barras de error de 1σ y las desviaciones estándar promediadas (no ponderadas) sobre todas las reducciones se muestran para los datos de NIRSpec G395H.

El SO2 se ha sugerido recientemente como un indicador prometedor de la metalicidad en las atmósferas de exoplanetas gigantes16. Para probar esto y mostrar las tendencias en las propiedades atmosféricas, hemos realizado un análisis de sensibilidad sobre la metalicidad, así como la temperatura y la mezcla vertical utilizando VULCAN (consulte Métodos para obtener detalles y más pruebas sobre C/O y flujo UV estelar). La Figura 4a resume estos resultados para SO2, junto con H2O y CO2, que se usan más comúnmente como indicadores de la metalicidad atmosférica13,20,21,22. En general, la abundancia promedio de SO2 en la región de presión relevante para dicha observación no es muy sensible a la temperatura o la mezcla vertical una vez que el SO2 ha alcanzado niveles observables de ppm y es levemente sensible a C/O (ver Datos extendidos Fig. 5). Por el contrario, el SO2 muestra una dependencia similar o más fuerte de la metalicidad en comparación con el H2O y el CO2. Esta sensibilidad a la metalicidad puede entenderse a partir de la reacción neta (ecuación (1)), en la que se necesita una molécula de H2S y dos moléculas de H2O para formar una de SO2. Aunque el SO2 puede oxidarse aún más en SO3, lo que requiere oxígeno adicional, el SO3 rara vez se produce a un nivel observable en una atmósfera dominada por H2. Por lo tanto, el SO2 puede ser un indicador ideal del enriquecimiento de elementos pesados para planetas gigantes, con restricciones dadas en la temperatura y el flujo estelar ultravioleta lejano (FUV). La aplicabilidad del SO2 como indicador de la metalicidad se muestra con más detalle en la Fig. 4b, en la que el aumento de la amplitud característica del SO2 entre 5x y 20x de la metalicidad solar es mucho mayor que el del CO2 y el H2O. Como tal, los análisis de recuperación que buscan evaluar la metalicidad atmosférica de los exoplanetas gigantes cálidos pueden beneficiarse sustancialmente de las mediciones de CO2 y SO2.

a, El VMR promedio de H2O, CO2 y SO2 en la atmósfera entre 10 y 0,01 mbar examinado por espectroscopia de transmisión en función de la metalicidad atmosférica. El modelo nominal se muestra con líneas continuas, mientras que el coeficiente de difusión de remolinos (Kzz) escalado por 0,1 y 10 se muestra con líneas discontinuas y discontinuas, respectivamente. Los modelos con la temperatura total aumentada y disminuida en 50 K se indican mediante triángulos orientados hacia arriba y hacia abajo conectados por líneas de puntos, respectivamente. b, Los espectros de transmisión teóricos promediados por el terminador matutino y vespertino con diferentes metalicidades (en relación con el valor solar) en comparación con la observación NIRSpec. Las barras de error muestran desviaciones estándar de 1σ.

Nuestros resultados demuestran la importancia de considerar la fotoquímica, y la química del azufre en particular, en atmósferas cálidas de exoplanetas al interpretar las observaciones atmosféricas de exoplanetas. La fotoquímica de los exoplanetas se ha investigado utilizando modelos numéricos desde la detección de una atmósfera en un exoplaneta en tránsito23,24, seguida de un conjunto diverso de estudios posteriores que explican la interacción del carbono, el oxígeno, el nitrógeno, el hidrógeno y el azufre (ver, por ejemplo, ref. 25 para una revisión). Se ha señalado además que el azufre puede afectar a otras especies no azufradas, como el H, el CH4 y el NH3 atómicos (refs. 6, 15; ver también Datos ampliados Fig. 6). Las tendencias de temperatura en la producción fotoquímica de especies de azufre (datos extendidos Fig. 10) en atmósferas de exoplanetas son potencialmente observables con características en el UV y el infrarrojo (Fig. 3 y datos extendidos Fig. 7). A temperaturas superiores a las de WASP-39b, SH y SO pueden volverse relativamente más abundantes que SO2 (refs. 6, 13, 15). La observación de estas variaciones de composición con la temperatura en atmósferas dominadas por H2, moduladas por la metalicidad atmosférica, podría mejorar sustancialmente nuestra comprensión de las redes químicas de alta temperatura y las propiedades atmosféricas. El esfuerzo de observación también debe complementarse con una determinación más precisa de las constantes de velocidad de reacción química clave y las secciones transversales UV a las temperaturas relevantes (por ejemplo, refs. 26, 27), así como el desarrollo de modelos fotoquímicos más allá de 1D que incluye transporte horizontal (por ejemplo, refs. 28,29,30).

La accesibilidad de las especies de azufre en las atmósferas de los exoplanetas con la ayuda de la fotoquímica permite una nueva ventana a los procesos de formación de planetas, mientras que en los gigantes gaseosos del Sistema Solar, la temperatura es lo suficientemente baja como para que el azufre se condense como nubes de H2S o junto con NH3. como nubes de hidrosulfuro de amonio (NH4SH)31, lo que dificulta su observación. Se ha detectado azufre en discos protoplanetarios32, en los que puede estar principalmente en forma refractaria33, lo que lo convierte en un elemento de referencia que muestra las contribuciones de metalicidad del sólido acumulado y el gas34,35,36. Tales esfuerzos para exoplanetas gigantes cálidos ahora son una posibilidad gracias a la observabilidad del SO2 producido fotoquímicamente. Por lo tanto, la detección de SO2 ofrece información valiosa sobre la caracterización atmosférica y la formación de planetas.

En la ref. 8. En particular, las especies con características de absorción a longitudes de onda similares pero que se descartan incluyen H2S, HCN, HBr, PH3, SiO y SiO2. H2S y HCN absorben por debajo de la característica a 4,05 μm, mientras que SiO2 absorbe por más allá de eso, y HBr, SiO y PH3 tienen bandas de absorción más anchas que la característica observada. Químicamente, también se espera que SiO y SiO2 llueva a la temperatura de WASP-39b y las abundancias elementales solares tienen poco bromo (Br/H ≈ 4 × 10−10). En última instancia, las pruebas de inyección de SO2 proporcionan una detección de 2,7 σ con NIRSpec PRISM (ref. 8) y 4,8 σ con G395H (ref. 9).

Para proporcionar entradas a los modelos fotoquímicos 1D, se ejecutó un GCM WASP-39b sin nubes utilizando el Exo-FMS GCM17. Calculamos los espectros de transmisión derivados de los resultados de nuestro modelo fotoquímico utilizando gCMCRT (ref. 40) y la lista de líneas de SO2 de alta temperatura de ExoAmes41. Los parámetros del sistema se tomaron de la ref. 7. Asumimos una atmósfera de metalicidad solar 10x en equilibrio termoquímico y usamos transferencia radiativa de k correlacionada de dos corrientes sin absorbentes ópticos y de longitud de onda UV como TiO, VO y Fe, que se supone que han llovido de la atmósfera dada la temperaturas atmosféricas de WASP-39b. La suposición sobre el equilibrio termoquímico en los cálculos de transferencia radiativa se discutirá en la siguiente sección.

Aunque las temperaturas de WASP-39b cruzan varias curvas de condensación de nubes de sulfuro, como Na2S y ZnS, no se espera que la composición del gas se vea marcadamente afectada. Las abundancias elementales de Na y Zn son menos abundantes que las del S (Na/S ≈ 0,13, Zn/S ≈ 0,0029), lo que reduciría como máximo aproximadamente un 20 % del azufre total, de forma similar a cómo se secuestra el oxígeno en silicatos y metales42 . Además, esta condensación completa es poco probable porque los condensados de sulfuro generalmente tienen energías superficiales altas43,44 que inhiben la nucleación eficiente, lo que es consistente con la detección de sodio gaseoso en WASP-39b (ref. 8).

El radio de WASP-39b está notablemente inflado y asumimos una temperatura interna de 358 K, tomada de la relación entre el flujo irradiado y la temperatura interna que se encuentra en la ref. 45. Datos extendidos La Fig. 2a muestra el mapa de latitud y longitud de la temperatura a un nivel de presión de 10 mbar. La entrada a los modelos fotoquímicos son los perfiles de temperatura-presión en las extremidades de la mañana y la tarde (Datos extendidos Fig. 2), que calculamos tomando el promedio de los perfiles en todas las latitudes y ±10° (según lo estimado a partir de la apertura- cálculos de ángulo de la referencia 46) de los terminadores matutino (occidental) y vespertino (este) (es decir, la región entre las curvas grises en Datos extendidos Fig. 2a. El terminador matutino más frío como resultado del transporte de calor horizontal facilitado por la circulación global se puede ver en la figura.

La mezcla vertical en modelos químicos 1D se parametriza comúnmente por difusión de remolinos. Para los exoplanetas, el coeficiente de difusión de remolinos (Kzz) es en general un parámetro útil pero poco restringido. Para los modelos fotoquímicos 1D utilizados en este trabajo, asumimos que Kzz sigue una dependencia de raíz cuadrada inversa con la presión en la estratosfera (por ejemplo, ref. 29) como

y se mantiene constante por debajo del nivel de 5 bar en la zona convectiva. El perfil de difusión de remolinos generalmente se ajusta a la raíz cuadrática media del viento vertical multiplicada por 0,1 de altura de escala como la escala de longitud característica del GCM. El perfil Kzz resultante se presenta en Datos extendidos Fig. 2.

Los perfiles de temperatura adoptados del GCM asumen abundancias de equilibrio químico. Para evaluar la retroalimentación radiativa de las abundancias químicas de desequilibrio, primero realizamos cálculos 1D autoconsistentes, acoplando los modelos de transferencia radiativa y cinética fotoquímica usando HELIOS (ref. 47) y VULCAN (ref. 6), para los cuales las fuentes de opacidad en HELIOS incluye H2O, CH4, CO, CO2, NH3, HCN, C2H2, SH, H2S, SO2, Na, K, H−, CIA H2–H2 y H2–He (ver referencias en la ref. 47). Sin embargo, encontramos diferencias insignificantes entre el perfil de temperatura calculado a partir de las abundancias de equilibrio y el de las abundancias de desequilibrio. Esto probablemente se deba a que el agua, como fuente predominante de opacidad infrarroja, no se ve afectada por los procesos de desequilibrio. Mientras tanto, faltan algunas opacidades en nuestro cálculo de transferencia radiativa. En particular, la opacidad del SO2 (ref. 48) no se extiende al rango de longitud de onda visible y UV. Trabajos previos13,49 indicaron que SH y S2 tienen una fuerte absorción en el UV-visible y pueden afectar potencialmente la estructura térmica. Para cuantificar el efecto radiativo de estas especies de azufre, calculamos la tasa de calentamiento de onda corta con

donde cP es la capacidad calorífica específica del aire, F es el flujo estelar asociado al haz directo y Δmi y Δmair son la masa de la columna de especies i y aire de una capa atmosférica, respectivamente. Datos extendidos La Fig. 3 ilustra el calentamiento de onda corta debido a SH, S2 y SO2. Nuestra estimación muestra que el SO2 contribuyó más en nuestro modelo WASP-39b, en lugar de que SH y S2 fueran los principales absorbentes de onda corta para atmósferas con metalicidad similar a la solar13,49. El pico de calentamiento debido al SO2 es comparable con una opacidad gris de 0,05 cm2 g−1 sobre 220–800 nm y potencialmente podría elevar las temperaturas alrededor de 0,1 mbar (la opacidad gris visible para la irradiación de WASP-39b es de aproximadamente 0,005 cm2 g−1 (ref. 50)). Sin embargo, este efecto de calentamiento no cambia nuestras principales conclusiones sobre la formación fotoquímica de SO2 en WASP-39b. Siempre que las temperaturas no caigan por debajo de aproximadamente 750 K, momento en el que la formación de alótropos de azufre comienza a hacerse cargo, el SO2 no es demasiado sensible a los aumentos de temperatura hasta 100 K.

Necesitamos la distribución de energía espectral (SED) de alta energía de la estrella anfitriona WASP-39 como entrada para impulsar nuestro conjunto de modelos fotoquímicos. Sin embargo, como estrella inactiva de tipo G medio (Teff = 5485 ± 50 K; ref. 51) a una distancia de 215 pc (Gaia DR3), WASP-39 es demasiado débil para la espectroscopia UV de alta S/N con HST. Para aproximar la radiación estelar incidente en WASP-39b, creamos un SED estelar personalizado que combina la espectroscopia directa de WASP-39 en el óptico (con modos HST/STIS G430L y G750L; GO 12473, investigador principal: D. Sing) con representantes espectros de estrellas análogas en longitudes de onda más cortas.

Nuestro enfoque para estimar el SED estelar UV se basó en dos factores: (1) en el ultravioleta cercano (NUV; 2300–2950 Å), en el que el flujo está dominado por la fotosfera, elegimos un proxy con un tipo espectral similar a WASP-39 y (2) en el ultravioleta extremo (XUV) y FUV (1–2300 Å), en el que el flujo estelar está dominado por la cromosférica, la región de transición y las líneas de emisión coronal, elegimos una estrella proxy con una actividad cromosférica similar indicadores y tipo espectral utilizado como una consideración secundaria. En la NUV, usamos espectros HST/STIS E230M de HD 203244, un log(${R}_{{\rm{H}}{\rm{K}}}^{{\prime } }$) = −4,4 (ref. 52)), cercana (es decir, sin enrojecer, d = 20,8 pc; Gaia DR2), estrella G5 V (Teff = 5480 K (ref. 53)) del archivo STARCat54. Aunque HD 203244 es un indicador adecuado en longitudes de onda fotosféricas, WASP-39 es una estrella relativamente antigua (alrededor de 7 Gyr) con baja actividad cromosférica (log(${R}_{{\rm{H}}{\rm{K }}}^{{\prime} }$) = −4,97 ± 0,06) y un largo período de rotación (Prot = 42,1 ± 2,6 días; ref. 51), lo que sugiere un flujo de alta energía sustancialmente menor que HD 203244. Por lo tanto, elegimos usar una estrella de tipo G de menor actividad, el Sol, en longitudes de onda inferiores a 2300 Å. El Sol tiene datos de archivo de alta calidad disponibles a través de los rayos UV y rayos X y una actividad cromosférica similar a WASP-39 (el promedio solar Ca II log(${R}_{{\rm{H}}{\rm{ El valor de K}}}^{{\prime} }$) es −4,902 ± 0,063 y oscila entre aproximadamente −4,8 y −5,0 desde el máximo solar hasta el mínimo solar55,56). Con los componentes en la mano, primero corregimos los espectros STIS observados de WASP-39 para la extinción de polvo interestelar de E(B − V) = 0.079 (ref. 57) usando una curva de enrojecimiento interestelar estándar RV = 3.158 y luego interpolamos todos los espectros en una cuadrícula de 0,5 Å-pixel−1. El espectro NUV de HD 203244 se amplió a las observaciones WASP-39 corregidas por enrojecimiento en la región de superposición entre 2900 y 3000 Å y el espectro XUV + FUV del tranquilo Sun59 se amplió al extremo azul del SED combinado. La escala de flujo entre dos componentes espectrales se define como ((Fref − α × Fproxy)/σref)2 en la región de superposición, en la que 'proxy' es el espectro que se está escalando, 'ref' es el espectro al que estamos escalando y α es el factor de escala aplicado al espectro proxy. α se varía hasta que se minimiza la cantidad anterior (α = 2,04 × 10−16 y 7,58 × 10−3 para los componentes FUV y NUV, respectivamente). El espectro combinado final se convolucionó con un ancho completo de 2 Å a la mitad del núcleo gaussiano máximo y se eliminaron las longitudes de onda superiores a 7000 Å para evitar la franja del infrarrojo cercano en el modo STIS G750L. Mostramos el espectro estelar en la superficie de la estrella utilizada para nuestros modelos fotoquímicos en Extended Data Fig. 2.

Comparamos nuestra SED estimada para WASP-39 con las observaciones GALEX de archivo de Shkolnik60, que encontró que la densidad de flujo NUV (1771–2831 Å) era de 168,89 μJy, o un flujo espectral NUV promedio de Fλ = 9,8 × 10−16 erg cm− 2 s−1 Å−1 a 2271 Å. Corrigiendo este valor por la corrección de extinción promedio en el paso de banda GALEX NUV, un factor de 1,79, y comparándolo con el flujo promedio de nuestro SED estimado en el mismo rango espectral (1,66 × 10−15 erg cm−2 s−1 Å− 1), encontramos que la concordancia entre la medición GALEX de WASP-39 y nuestro proxy estelar es superior al 6 %.

Para posprocesar la salida del modelo fotoquímico 1D y producir espectros de transmisión, utilizamos el código de transferencia radiativa 3D Monte Carlo gCMCRT40.

Para procesar columnas 1D, gCMCRT usa geometría esférica 3D pero con un perfil vertical constante en todo el mundo en latitud y longitud. De esta forma, se pueden calcular los espectros de las salidas 1D. Procesamos los perfiles químicos verticales 1D del terminador matutino y vespertino de cada modelo fotoquímico por separado, tomando el resultado promedio de los dos espectros de transmisión para producir los espectros finales que se comparan con los datos de observación.

En el modelo de espectros de transmisión, usamos opacidades generadas a partir de las siguientes listas de líneas: H2O (ref. 61), OH (ref. 62), CO (ref. 63), CO2 (ref. 64), CH4 (ref. 65) , CH3 (ref. 66), HCN (ref. 67), C2H2 (ref. 68), C2H4 (ref. 69), C2H6 (ref. 70), C4H2 (ref. 70), C2 (ref. 71), CN (ref. 72), CH (ref. 73), SO2 (ref. 41), SH (ref. 48), SO (ref. 74), H2S (ref. 75), NO (ref. 76), N2O (ref. 76), NO2 (ref. 76), HCl (ref. 70), Na (ref. 77), K (ref. 77).

Usamos los siguientes modelos termofotoquímicos 1D para producir los perfiles de abundancia química en estado estacionario para los terminadores de WASP-39b. Todos los modelos asumen condiciones libres de nubes y adoptan los mismos perfiles de temperatura, flujo UV estelar, perfil de coeficiente de difusión de remolinos (datos extendidos, Fig. 2) y condiciones de contorno de flujo cero (cerrado). Se supone un ángulo cenital de 83° (un ángulo cenital efectivo que coincide con el flujo actínico medio de la región del terminador para una profundidad óptica cercana a la unidad) para el modelado fotoquímico del terminador.

El modelo cinético 1D VULCAN trata reacciones termoquímicas78 y fotoquímicas6. VULCAN resuelve las ecuaciones de continuidad de Euler, incluidas las fuentes/sumideros químicos, el transporte por difusión y advección y la condensación. Aplicamos la red CHNOS (https://github.com/exoclime/VULCAN/blob/master/thermo/SNCHO_photo_network.txt) para atmósferas reducidas que contienen 89 rodamientos C neutros, rodamientos H, rodamientos O, rodamientos N y Especies portadoras de S y un total de 1028 reacciones termoquímicas (es decir, 514 pares adelante-atrás) y 60 reacciones de fotólisis. Los alótropos de azufre se simplifican en un sistema de S, S2, S3, S4 y S8. Los datos de la cinética del azufre se extraen de las bases de datos NIST y KIDA, así como de modelos5,79 y cálculos ab initio publicados en la literatura (por ejemplo, ref. 80). Por simplicidad y una comparación más limpia del modelo, las secciones transversales UV dependientes de la temperatura6 no se utilizan en este trabajo. El algoritmo de búsqueda de caminos descrito en la ref. 81 se utiliza para identificar las rutas químicas importantes. Notamos que las rutas presentadas en este estudio se basan principalmente en la salida de VULCAN (consulte la Tabla 1 de datos extendidos). Aunque las reacciones detalladas pueden diferir entre diferentes modelos fotoquímicos, las rutas principales siguen siendo sólidas.

El modelo de transporte termofotoquímico 1D KINETICS42 utiliza el modelo KINETICS82,83 de Caltech/JPL para resolver las ecuaciones de continuidad 1D acopladas que describen la producción química, la pérdida y el transporte vertical de los constituyentes atmosféricos de WASP-39 b. El modelo contiene 150 especies neutras portadoras de C, portadoras de H, portadoras de O, portadoras de N, portadoras de S y portadoras de Cl que interactúan entre sí a través de un total de 2350 reacciones (es decir, 1175 pares de reacciones directas-inversas). ). Todas estas reacciones se han invertido por completo mediante el principio termodinámico de reversibilidad microscópica84, de modo que el modelo reproduciría el equilibrio termoquímico en ausencia de transporte y fuentes de energía externas, con suficiente tiempo de integración. La lista de reacciones químicas que involucran especies que contienen C, H, O y N se toma directamente de la ref. 22. Aquí se incluyen por primera vez 41 especies de azufre y cloro: S, S(1D), S2, S3, S4, S8, SH, H2S, HS2, H2S2, CS, CS2, HCS, H2CS, CH3S, CH3SH, SO, SO2, SO3, S2O, HOSO2, H2SO4 (gas y condensado), OCS, NS, NCS, HNCS, Cl, Cl2, HCl, ClO, HOCl, ClCO, ClCO3, ClS, ClS2, Cl2S, ClSH, OSCl, ClSO2 y SO2Cl2. Los datos termodinámicos de varias especies que contienen cloro y azufre no están disponibles en la literatura anterior y realizamos cálculos ab initio para estas especies. Primero llevamos a cabo cálculos de estructura electrónica en el nivel de teoría CBS-QB3 utilizando Gaussian 09 (ref. 85) para determinar conformaciones geométricas, energías y frecuencias vibratorias de las moléculas objetivo. Luego, las propiedades termodinámicas de estas moléculas fueron calculadas por Arkane (ref. 86), un paquete incluido en el software de código abierto RMG v3.1.0 (refs. 87,88), con correcciones de energía atómica, correcciones de enlace y giro-órbita. correcciones, basadas en el nivel de teoría CBS-QB3 como química modelo. Los coeficientes de velocidad de reacción y las secciones transversales de fotólisis para estas especies de S y Cl se derivan de estudios de Venus89,90,91,92,93,94, estudios de medios interestelares95, modelos fotoquímicos de Io96,97, modelos de impacto de cometas de Júpiter98,99, bibliografía sobre química de combustión100,101,102,103, compilaciones estratosféricas terrestres104,105 y numerosos estudios individuales de laboratorio o de cinética computacional (como las referencias 106,107,108,109,110).

El código de cinética termoquímica y fotoquímica 1D ARGO originalmente111,112 utilizó la red Stand2019 para la química neutra de hidrógeno, carbono, nitrógeno y oxígeno. ARGO resuelve la ecuación de continuidad 1D acoplada, incluidas las reacciones termoquímicas-fotoquímicas y el transporte vertical. La red Stand2019 fue ampliada por Rimmer et al. 113 actualizando varias reacciones, incorporando la red de azufre desarrollada por la ref. 15, y complementándolo con las reacciones de las refs. 93,114, para producir la red Stand2020. La red Stand2020 incluye 2901 reacciones reversibles y 537 reacciones irreversibles, que involucran 480 especies compuestas de H, C, N, O, S, Cl y otros elementos.

El esquema de cinética química de CHNO de la ref. 115 se implementa mediante la ref. 116 en el modelo de atmósfera 1D estándar ATMO, que resuelve el estado estacionario de desequilibrio químico. Al momento de escribir este artículo, el esquema cinético de azufre de ATMO, derivado de modelos de combustión aplicados, aún se encuentra en etapa de desarrollo y validación. Por lo tanto, para WASP-39b, realizamos ATMO con la red termoquímica CHNOS de VULCAN (ref. 6) junto con el esquema fotoquímico de la ref. 117 (una actualización del esquema fotoquímico nativo de la ref. 115), con otras 71 reacciones de fotólisis de H2S, S2, S2O, SO, SO2, CH3SH, SH, H2SO y COS.

Examinamos la sensibilidad de nuestros resultados químicos a las propiedades atmosféricas esenciales utilizando VULCAN. Para modelos con varias proporciones de metalicidad y C/O, exploramos la sensibilidad a la temperatura y la mezcla vertical variando sistemáticamente los perfiles de coeficiente de difusión de remolinos y temperatura-presión. Específicamente, la temperatura en toda la atmósfera cambia 50 K y los coeficientes de difusión de remolinos se multiplican/dividen por 10. Estas variaciones abarcan un rango comparable con las diferencias de temperatura entre los modelos de transferencia radiativa47 y las incertidumbres en la parametrización de la mezcla vertical con los coeficientes de difusión de remolinos118, 119. En cuanto a nuestra elección de calor interno, realizamos pruebas adicionales con diferentes temperaturas internas y descubrimos que las composiciones por encima de 1 bar no son sensibles a la temperatura interna, porque los niveles de extinción de las especies principales se encuentran en niveles más altos dado el coeficiente de difusión de remolinos adoptado. También hemos verificado que la temperatura por encima del límite superior del GCM (alrededor de 5 × 10−5 bar; Datos extendidos, Fig. 2) no afecta la composición que se encuentra debajo.

La sensibilidad a C/O se resume en la Fig. 5 de datos ampliados, en la que el modelo nominal tiene una relación C/O de 0,55, como en el texto principal. La abundancia promedio de SO2 y H2O en la región de presión relevante para las observaciones del espectro de transmisión muestra dependencias similares en C/O, disminuyendo en algunos factores a medida que la C/O aumenta de subsolar (0,25) a supersolar (0,75) valores. La abundancia promedio de SO2 tampoco es muy sensible a la temperatura ni a la mezcla vertical, excepto para C/O = 0,75, para el cual la concentración de SO2 está aproximadamente en el nivel de ppm, similar a lo que se encuentra en la Fig. 4.

Finalmente, realizamos pruebas de sensibilidad a la radiación ultravioleta, la última fuente de energía de la fotoquímica. Primero probamos la sensibilidad a los espectros estelares supuestos realizando los mismos modelos con el espectro solar (cercano a WASP-39) y encontramos diferencias insignificantes en los resultados fotoquímicos. Debido a que el espectro UV de menos de 295 nm se construye a partir de proxies estelares en lugar de medirse directamente, luego nos enfocamos en variar el flujo estelar en el FUV (1–230 nm) y NUV (230–295 nm) por separado. Datos extendidos La Fig. 8 muestra que las abundancias de especies de azufre resultantes son casi idénticas cuando el flujo UV se reduce en un factor de 10, lo que es ampliamente consistente con lo que Zahnle et al.5 sugirieron de que la destrucción fotoquímica de H2S solo se vuelve limitada por fotones cuando el El flujo UV estelar se reduce en aproximadamente dos órdenes de magnitud (para un gigante gaseoso fotografiado directamente). Por otro lado, aunque el SO y el SO2 no son sensibles al aumento de NUV, se reducen sustancialmente con el aumento de FUV. Esto se debe a que la fotodisociación de SO y SO2 opera principalmente en el FUV y el FUV mejorado puede destruir SO y SO2, incluso con la misma cantidad de radicales OH disponibles.

Las especies menores comúnmente tienen VMR que varían con la altitud en la región observable de la atmósfera, especialmente aquellas producidas o destruidas por fotoquímica. Datos extendidos La Fig. 9 demuestra que asumir un VMR de SO2 verticalmente constante puede llevar a subestimar sus abundancias en alrededor de un orden de magnitud. Esto se verifica comparando la densidad numérica integrada en la columna con el nivel de presión relevante para la espectroscopia de transmisión. Por ejemplo, la densidad numérica integrada en la columna promediada por el terminador de SO2 por encima de 10 mbar por VULCAN es de aproximadamente 1,4 × 1019 moléculas cm−2, lo que equivale a un SO2 verticalmente uniforme con una concentración de alrededor de 4 ppm. Por lo tanto, los marcos de modelado que asumen una composición verticalmente uniforme deben tratarse con precaución y se beneficiarían de las comparaciones con modelos fotoquímicos, especialmente para especies fotoquímicamente activas que pueden exhibir grandes gradientes verticales.

Las opacidades de las especies de azufre ilustradas en la Fig. 7 de datos extendidos se compilan a partir de secciones transversales UV y listas de líneas infrarrojas. Las secciones transversales UV a temperatura ambiente se toman de la base de datos del Observatorio de Leiden120 (http://home.strw.leidenuniv.nl/~ewine/photo). Las opacidades infrarrojas incluyen SO2 (ref. 121), H2S (refs. 122, 48), CS (ref. 123) y una lista de líneas de alta temperatura recién calculada para SO (ref. 74). La opacidad de OCS (ref. 124) solo está disponible hasta temperatura ambiente en la actualidad, por lo que su cobertura probablemente sea incompleta en nuestra región de interés.

La formación de S2 puede competir con la producción de SO2, como exploraremos en detalle en la siguiente sección. En WASP-39b, se encuentra que las reacciones que involucran S2 son importantes en la oxidación de S a altas presiones a las que hay menos OH disponible. S y SH reaccionarían primero para formar S2 mediante SH + S → H + S2 antes de oxidarse a través de S2 + OH → SO + SH. El esquema es similar al de la ecuación (1), excepto que SH y S2 desempeñan el papel de catalizador para oxidar S en SO, mientras que SO también puede reaccionar por sí mismo para formar SO2 en este régimen (las referencias de reacciones importantes se enumeran en Datos extendidos). Tabla 1).

La temperatura de WASP-39b reside dentro del punto óptimo de producción de SO2 (ref. 16). Trabajos previos de modelado fotoquímico sugirieron que, a temperaturas más bajas, los alótropos de azufre se verían favorecidos sobre el SO2, mientras que SH puede prevalecer a temperaturas más altas5,6. Aquí explicamos brevemente las tendencias generales de temperatura de los productos fotoquímicos de azufre.

Después de que el S se libera del H2S, el azufre puede seguir los caminos de oxidación o de polimerización en cadena, como se ilustra en la Fig. 2. La competencia de los dos caminos está controlada esencialmente por la abundancia del radical oxidante OH en relación con el H atómico. Podemos estimar la relación OH a H suponiendo que OH está en cuasi-equilibrio con H2O, es decir, ${k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}[ {{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}][{\rm{H}}]={k}_{{{\rm{H}}}_{2}{ \rm{O}}}^{{\prime} }[{\rm{OH}}][{{\rm{H}}}_{2}]$, en el que ${k}_{ {{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}$ y ${k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O} }}^{{\prime} }$ son las constantes de velocidad hacia adelante y hacia atrás de H2O + H → OH + H2, respectivamente. Entonces, ${\rm{[OH]/[H]}}\approx 2\frac{{k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}} {{k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}^{{\prime} }}\times {\rm{O}}/{\rm{H }}$, porque la mayor parte del O está en H2O. Datos ampliados La Fig. 10a muestra que la relación [OH]/[H] depende en gran medida de la temperatura. Cuando la temperatura desciende por debajo de los 750 K, la escasez de OH hace que S reaccione preferentemente con SH para formar S2. SO y SO2 solo podrían producirse en altitudes más altas, en las que hay más OH disponible a partir de la fotólisis del agua (por ejemplo, refs. 5,6).

Además, realizamos cálculos fotoquímicos utilizando VULCAN con una cuadrícula de perfiles de temperatura a través de temperaturas de equilibrio planetario de 600 a 2000 K, adoptadas de los modelos de equilibrio radiativo-convectivo 1D aplicados en la ref. 39, en el que se supone una temperatura interna de 100 K con perfecta redistribución del calor y gravedad g = 1.000 cm s−2. Aparte de los perfiles térmicos, mantenemos el resto de los parámetros planetarios igual que el modelo WASP-39b en este trabajo, incluida la radiación UV estelar. Datos ampliados La Fig. 10b revela la observación de la fotoquímica del azufre en otros exoplanetas irradiados, y resume las abundancias promedio de las moléculas de azufre clave producidas por la fotoquímica en función de la temperatura de equilibrio. Para una metalicidad solar 10x, la temperatura de punto dulce para producir SO2 observable es 1000 K ≲ Teq ≲ 1600 K. Para Teq ≲ 1000 K, la producción de SO2 por debajo del nivel de 0,01 mbar cesó y Sx (alótropos de azufre; principalmente S2 y S8 aquí ) es más favorecido. Para Teq ≳ 1.600 K, SH se convierte en la molécula predominante que contiene azufre (aparte del S atómico) alrededor de los niveles de mbar. Aunque observar SH es un desafío en el infrarrojo, puede identificarse potencialmente en el UV cercano (300–400 nm)125.

Los datos utilizados en este documento están asociados con el Programa 1366 de JWST ERS y están disponibles en el Archivo Mikulski para Telescopios Espaciales (https://mast.stsci.edu), operado por la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía, Inc. , bajo el contrato de la NASA NAS 5-03127 para JWST. Las redes químicas y los resultados de abundancia de los modelos fotoquímicos (ARGO, ATMO, KINETICS y VULCAN) presentados en este estudio están disponibles en https://doi.org/10.5281/zenodo.7542781.

Los códigos VULCAN y gCMCRT utilizados en este trabajo para simular la composición y producir espectros sintéticos están disponibles públicamente: VULCAN6,78 (https://github.com/exoclime/VULCAN); gCMCRT40 (https://github.com/ELeeAstro/gCMCRT).

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Este trabajo se basa en observaciones realizadas con NASA/ESA/CSA JWST. Los grupos de trabajo están asociados al programa JWST-ERS-01366. El manuscrito inicial fue mejorado por los comentarios constructivos de L. Mancini, J. Mendonça, A. Saba y X. Tan. S.-MT cuenta con el apoyo de la subvención avanzada del Consejo Europeo de Investigación EXOCONDENSE (no. 740963; investigador principal: RT Pierrehumbert). EKHL cuenta con el apoyo de la beca SNSF Ambizione Fellowship (no. 193448). XZ cuenta con el apoyo de la subvención de investigación de exoplanetas de la NASA 80NSSC22K0236. OV agradece la financiación del proyecto ANR 'EXACT' (ANR-21-CE49-0008-01), del Centre National d'Études Spatiales (CNES) y del CNRS/INSU Programme National de Planétologie (PNP). LD reconoce el apoyo de la Unión Europea H2020-MSCA-ITN-2109 bajo la subvención no. 860470 (CHAMELEON) y la subvención KU Leuven IDN/19/028 Escher. Este trabajo se benefició del Programa de Verano de Exoplanetas 2022 en el Laboratorio de Otros Mundos (OWL) de la Universidad de California, Santa Cruz, un programa financiado por la Fundación Heising-Simons. TD es miembro de LSSTC Catalyst. JK es investigadora del Imperial College. BVR es un 51 Pegasi b Fellow. LW es miembro de NHFP Sagan. ADF es un becario de investigación de posgrado de la NSF.

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Todos los autores desempeñaron un papel notable en el Programa científico de liberación anticipada de la comunidad de exoplanetas en tránsito de JWST, incluida la propuesta original, el trabajo preparatorio, el desarrollo de herramientas, las reuniones de coordinación, etc. Algunas contribuciones específicas se enumeran a continuación. S.-MT, PG, DP, XZ, EKHL y VP diseñaron el proyecto y redactaron el artículo. EKHL y LC realizaron GCM en 3D. S.-MT, JM, EH, OV, SJ, RH, JY, KM, RB, CJB y AL desarrollaron y/o realizaron modelos fotoquímicos. S.-MT, JM, EH, OV, SJ, RH, KO y PT contribuyeron sustancialmente a las comparaciones de modelos y el análisis químico. KLC y S.-MT compilaron las opacidades de azufre y EKHL calculó los espectros sintéticos. ZR, DKS, JK, ES y ALC redujeron y analizaron los datos de NIRSpec PRISM. LA, HRW, MKA, SB, DG, JI, TM-E. y NLW redujeron y analizaron los datos de NIRSpec G395H, con contribuciones adicionales de JB y TDBVR, JJF, SEM, SR, YM, KLC y LD proporcionaron comentarios sustanciales, con EH coordinando los comentarios de todos los demás autores, para mejorar el manuscrito.

Correspondencia a Shang-Min Tsai.

Los autores declaran no tener conflictos de intereses.

Nature agradece a Panayotis Lavvas y a los otros revisores anónimos por su contribución a la revisión por pares de este trabajo. Los informes de los revisores están disponibles.

Nota del editor Springer Nature se mantiene neutral con respecto a los reclamos jurisdiccionales en mapas publicados y afiliaciones institucionales.

Los perfiles de VMR de H2O (azul), CO2 (naranja), H2S (verde) y SO2 (rojo), calculados por FastChem (ref. 38) en función del perfil de temperatura del terminador de la mañana, se dan para 10× (líneas continuas) y 100× (líneas discontinuas) metalicidad solar.

a, La escala de colores representa la temperatura en todo el planeta y las flechas indican la dirección y la magnitud del viento a 10 mbar. Las regiones longitudinales de ±10° con respecto a los terminadores matutino y vespertino se indican con líneas grises continuas. El símbolo '+' denota el punto subestelar. b, perfiles de temperatura-presión 1D adoptados de los terminadores matutino y vespertino que promedian todas las latitudes y ±10° de longitud (regiones delimitadas por líneas grises en a) y el perfil Kzz (ecuación (2) y mantenido constante por debajo del nivel de 5 bar) superponiendo la raíz cuadrática media del viento vertical multiplicada por 0,1 de altura de escala del GCM (gris). Las temperaturas se mantienen isotérmicas con respecto a las del límite superior del GCM en torno a 5 × 10−5 bar cuando se extienden a presiones más bajas (alrededor de 10−8 bar) para modelos fotoquímicos. c, Entrada de flujo estelar WASP-39 en la superficie de la estrella. La región sombreada en rosa indica el rango de longitud de onda óptica en el que se mide directamente el espectro estelar, mientras que las regiones sombreadas en azul y verde son las construidas a partir del Sol y HD 203244, respectivamente.

Tasas de calentamiento por radiación (erg s−1 g−1) de SO2, SH y H2S para demostrar su impacto potencial en la estructura de temperatura. A modo de comparación, se muestra el calentamiento debido a una opacidad gris verticalmente constante de 0,05 cm2 g−1. Todas las velocidades de calentamiento están integradas en 220–800 nm.

Las tasas de reacción de las principales fuentes y sumideros de SO2 en el modelo de terminador matutino VULCAN para WASP-39b. Las líneas discontinuas del mismo color son las reacciones inversas correspondientes y la línea negra punteada indica el perfil de distribución (escalado arbitrariamente) de SO2.

Igual que la Fig. 4 pero en función de la relación C/O a una metalicidad solar de 10x. a, El VMR promedio de H2O, CO2 y SO2 entre 10 y 0,01 mbar en función de la relación C/O, en el que el C/O solar es 0,55. El modelo nominal se muestra con líneas continuas, mientras que el coeficiente de difusión de remolinos (Kzz) escalado por 0,1 y 10 se muestra con líneas discontinuas y discontinuas, respectivamente. Los modelos para los cuales la temperatura total aumentó y disminuyó en 50 K se indican mediante triángulos orientados hacia arriba y hacia abajo conectados por líneas de puntos, respectivamente. b, Los espectros de transmisión teóricos promediados por terminador matutino y vespertino con diferentes relaciones C/O en comparación con la observación NIRSpec PRISM. Las barras de error muestran desviaciones estándar de 1σ.

Perfiles VMR de algunas especies en nuestro modelo WASP-39b que muestran diferencias con VULCAN, incluida la cinética de azufre (líneas continuas) y sin cinética de azufre (líneas discontinuas).

Opacidades de varias especies de azufre a 1000 K y 1 mbar, excepto que las de UV y de OCS están a temperatura ambiente. Las opacidades en el infrarrojo se agrupan hasta R ≈ 1000 para mayor claridad.

Perfiles VMR de las principales especies de azufre en el modelo VULCAN morning-terminator con 0,1 × (a) y 10 × (b) UV. Nuestro modelo nominal se muestra con líneas continuas para comparar, mientras que el modelo con FUV variable (1–230 nm) se muestra con líneas discontinuas y el modelo con NUV variable (230–295 nm) se muestra con líneas punteadas.

Espectros de transmisión teóricos promediados por terminador generados a partir de la distribución de abundancia calculada por el modelo fotoquímico VULCAN en comparación con el supuesto de 1, 5 y 10 ppm constantes de SO2. Como antes, la observación NIRSpec PRISM se muestra con barras de error de 1σ.

a, ${k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}/{k}_{{{\rm{H}}}_{2}{ \rm{O}}}^{{\prime} }\times {\rm{O/H}}$ como un indicador de la proporción de OH a H a 10× de metalicidad solar, en la que ${k}_{ {{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}$ y ${k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O} }}^{{\prime} }$ son las constantes de velocidad directa e inversa de H2O + H → OH + H2, respectivamente. Cuando el OH se vuelve escaso en relación con el H a medida que la temperatura disminuye, la ruta de formación de cadenas (no requiere OH) se ve favorecida sobre la ruta de oxidación (requiere OH). b, el VMR promedio entre 10 y 0,01 mbar en función de la temperatura de equilibrio planetario con perfiles de temperatura adoptados de la ref. 39 (ver texto para la configuración). La línea gris punteada marca aproximadamente la concentración de SO2 requerida para que sea detectable con los parámetros WASP-39b. Sx denota los alótropos S2 y S8 y SOx denota las especies oxidadas SO y SO2.

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Reimpresiones y permisos

Tsai, SM., Lee, EKH, Powell, D. et al. SO2 producido fotoquímicamente en la atmósfera de WASP-39b. Naturaleza 617, 483–487 (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-05902-2

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Recibido: 11 noviembre 2022

Aceptado: 28 de febrero de 2023

Publicado: 26 abril 2023

Fecha de emisión: 18 de mayo de 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-05902-2

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