Abundancias recuperadas de H2O, CH4, HCN, NH3, TiO, VO, FeH y e- frente a la temperatura de equilibrio del planeta. En algunos casos, solo se puede establecer un límite superior para la existencia de la molécula y, para estos casos, la barra de error se extiende hasta log10(vmr) = -12, el límite inferior de nuestras introducciones. El límite superior se muestra con la línea discontinua. Las áreas llenas de líneas grises con puntos discontinuos indican la abundancia esperada de los modelos de equilibrio químico de GGchem (suponiendo C/O = 0,54 y metalicidad solar) en 1e2 a 1e5 Pa (1e-3 a 1 bar). Para las cuatro gráficas inferiores, los puntos de datos negros indican los planetas que el modelo de recuperación prefiere con estos absorbentes ópticos, mientras que el punto gris representa los que prefiere sin estos. En todos los casos, la abundancia se grafica solo si los modelos correlacionados brindan una detección >3 sigma en comparación con el modelo plano. La línea de color más gruesa en cada gráfico indica la tendencia lineal del BHM, mientras que las líneas de color más delgadas representan los rastros del ajuste que estaban dentro de los errores de 1σ del modelo de mejor ajuste. Solo el ajuste por e-abundancia dio un índice bayesiano mayor que la hipótesis nula. -Astro chica EP
Presentamos el análisis atmosférico de 70 exoplanetas gaseosos mediante espectroscopia de tránsito utilizando la cámara de campo amplio 3 (WFC3) de Hubble.
Para más de la mitad de estos, detectamos estadísticamente la modulación espectral que nuestros recuerdos atribuyen a las especies moleculares. Entre estos, utilizamos el modelado jerárquico bayesiano para buscar tendencias químicas con parámetros agrupados. Usamos la abundancia de agua extraída para deducir la mineralización de la atmósfera y compararla con la masa del planeta.
También realizamos retiros de equilibrio químico, aptos para la mineralización atmosférica directamente. Sin embargo, aunque estudios previos han encontrado evidencia de una tendencia de masa metálica, no encontramos tal relación en nuestros datos. Para los planetas más calientes dentro de nuestra muestra, encontramos evidencia de disociación térmica de dihidrógeno y agua a través de opacidades H−.
Sugerimos que la falta general de tendencias observadas en este estudio de población podría deberse a: 1) la cobertura espectral insuficiente proporcionada por HST WFC3 G141, 2) la falta de una tendencia simple en toda la población, 3) la naturaleza esencialmente aleatoria de la selección específica para este Estudio o 4) una combinación de todo lo anterior. Hemos esbozado cómo podemos aprender de este gran conjunto de datos para avanzar en un esfuerzo por garantizar que la ciencia planetaria comparativa pueda llevarse a cabo en el futuro con instalaciones como JWST, Twinkle y Ariel. Concluimos que se requiere una cobertura espectral simultánea más amplia, así como un enfoque más estructurado para la selección de objetivos.
Billy Edwards, Quentin Changyat, Angelos Tsiaras, Kai Ho-yip, Ahmed F. Al-Rifai, Lara Anisman, Michelle F. Biger, Amélie Greiser, Shaw Shibata, Noor Skaff, Jeron Bowman, James YK. Cho, Masahiro Ikuma, Olivia Vinot, Ingo Waldman, Pierre-Olivier Laggage, Giovanna Tenetti
Comentarios: Aceptado para publicar en ApJS
Temas: Tierra y Astrofísica Planetaria (astro-ph.EP)
Citado de la siguiente manera: arXiv: 2211.00649 [astro-ph.EP] (o arXiv: 2211.0649v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
https://doi.org/10.48550/arXiv.2211.00649
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Día de entrega
QUIÉN: Billy Edwards
[v1] martes, 1 de noviembre de 2022 17:10:38 UTC (77703 KB)
https://arxiv.org/abs/2211.00649
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