Un diagrama que muestra cómo se produce el efecto difuminado al aumentar la duración de la exposición. Utilizando una ilustración del exoplaneta WASP127 b y su estrella anfitriona (para escala) como ejemplo, considere el tiempo de tránsito objetivo ttransit = 4,35 horas = 15.660 segundos. El tiempo de exposición más corto de texp = 500 s (izquierda) cubre aprox. 3% del tiempo total de tránsito, para un tiempo de exposición más largo de texp = 1000 s (derecha) que cubre aprox. 6%. En este gráfico, la posición del planeta al principio y al final de la exposición tex se muestra mediante las áreas sombreadas y punteadas. La distancia relativa entre estas áreas muestra cuánto se mueve el sujeto en una sola exposición en el tiempo. Este movimiento es mayor con una exposición más prolongada y, por lo tanto, dará como resultado un mayor efecto de mancha. — Doctorado en Astronomía EP
Al observar las atmósferas de exoplanetas en tránsito mediante espectroscopia de alta resolución, el objetivo es detectar características espectrales bien resueltas con altas relaciones señal-ruido (SNR), como es posible hoy en día con los espectrómetros modernos.
Sin embargo, obtener notas de tan alta calidad conlleva una desventaja: una cadencia más baja para exposiciones menos prolongadas durante el transitorio recolecta más fotones gracias a una menor sobrecarga, lo que mejora la relación señal-ruido (SNR) de cada nota, mientras que una mayor cadencia de varias exposiciones más cortas reduce la mancha de la característica espectral debido a la velocidad radial en constante cambio del planeta.
Dado que maximizar la SNR y minimizar la mancha son beneficiosos para el análisis, es necesario determinar dónde se encuentra el compromiso óptimo. En este trabajo, modelamos eventos de tránsito reales basados en los objetivos tal como serán observados utilizando VLT/CRIRES+ en el Observatorio Paranal. Al crear cuatro escenarios hipotéticos, simulamos cada observación en 100 validaciones del mismo evento de tránsito para variar solo la resolución temporal. Eliminamos líneas telúricas y estelares utilizando el algoritmo SYSREM y las analizamos mediante correlación cruzada con plantillas de modelos, midiendo qué tan bien cada resolución y condición detecta una señal planetaria.
Demostramos que hay un cambio continuo en la importancia de la detección según la resolución temporal, y que esta función de importancia tiene un máximo claro. La fuerza y la ubicación de este máximo varían, por ejemplo, los parámetros, los dispositivos y el número del sistema planetario. Eliminación repetida. Discutimos por qué los observadores deben tener en cuenta varios factores, utilizando una estrategia similar al “triángulo de exposición” de la fotografía tradicional donde se debe lograr el equilibrio considerando el contexto completo de la observación. Nuestro método es sólido y los observadores pueden utilizarlo para estimar las mejores estrategias de observación para otros objetivos.
Len Boldt-Christmas, Fabio Lesjak, Ansgar Verhahn, Nikolai Piskonov, Adam D. Raines, Lisa Nortman, Oleg Kochukhov
Comentarios: 16 páginas, 8 figuras, 2 tablas. Aceptado para publicación el 13 de diciembre de 2023 por A&A
Temas: La Tierra y la astrofísica planetaria (astro-ph.EP)
Citar como: arXiv:2312.08320 [astro-ph.EP] (O arXiv:2312.08320v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
Día de entrega
De: Lynn Boldt – Navidad
[v1] Miércoles 13 de diciembre de 2023, 17:41:47 UTC (3447 KB)
https://arxiv.org/abs/2312.08320
Astrobiología
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