WASPの大気中で光化学的に生成されたSO2

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メトリクスの詳細

光化学は、大気の組成と安定性を制御する惑星大気の基本的なプロセスです1。しかし、これまでのところ、系外惑星の大気中で明確な光化学生成物は検出されていない。 JWST トランジット系外惑星コミュニティ早期放出科学プログラムによる最近の観測 2,3 では、WASP-39b の大気中の二酸化硫黄 (SO2) から生じる 4.05 μm のスペクトル吸収特徴が発見されました。 WASP-39b は、木星半径 1.27、土星質量 (0.28 MJ) の巨大ガス惑星であり、平衡温度約 1,100 K の太陽に似た恒星の周りを周回しています (参考文献 4)。このような大気中で SO2 を生成する最も考えられる方法は、光化学プロセスによるものです 5,6。今回我々は、一連の光化学モデルによって計算された SO2 分布が、NIRSpec PRISM (2.7σ)8 および G395H (4.5σ)9 による JWST 透過観測 7 によって特定された 4.05 μm のスペクトル特徴を確実に説明していることを示します。 SO2 は、硫化水素 (H2S) が破壊されるときに遊離する硫黄ラジカルが連続的に酸化されて生成されます。重元素による大気の濃縮（金属量）に対する SO2 の特徴の感度は、WASP-39b が太陽の約 10 倍の推定金属量を示しており、大気特性のトレーサーとして使用できることを示唆しています。さらに、SO2 は既存の観測では得られない紫外線および熱赤外線波長でも観測可能な特徴を示すことを指摘します。

JWST は、大気組成を説明することを目的として、トランジット系外惑星コミュニティ早期放出科学プログラム (ERS プログラム 1366) の一環として WASP-39b を観測しました。 NIRSpec PRISM および G395H 機器モードからのデータは、4.0 μm と 4.2 μm の間で、約 4.05 μm でピークに達する明確な吸収特徴を示しました。これは、大気の放射-対流-熱化学平衡モデルでは、通常ガスで想定される金属性と C/O 値では説明できませんでした。巨大惑星 (それぞれ太陽の 1 ～ 100 倍と 0.3 ～ 0.9)。分析では注入された SO2 によるアドホックスペクトルが使用されましたが、機器の体系と恒星の変動を除外した後、ガスを徹底的に検索した結果、SO2 が最適な吸収特性を備えた有望な候補であることがわかりました (「方法」を参照)。

硫黄は酸素といくつかの化学的類似点を共有していますが、広範囲の酸化状態（-2から+6（参考文献10））を持つさまざまな化合物を独特に形成します。 SO2 は遍在的にガス放出され、地上世界 (たとえば、地球、金星、木星の衛星イオ) では火山活動に関連していますが、巨大ガス惑星では SO2 の発生源が根本的に異なります。熱化学平衡下では、硫黄は主に還元された形で存在するため、H2S が水素/ヘリウム主体の巨大ガス惑星の主要な硫黄貯蔵所となります 11、12、13、14。 WASP-39b の温度では、大気の観測可能な部分における SO2 の平衡混合比は、10 倍の太陽金属度の場合は約 10−12 未満であり、100 倍の太陽金属度でも約 10−9 未満です（拡張データを参照）図1）。この SO2 の平衡存在量は、JWST によって観測されたスペクトル特徴を生成するのに必要な値 (体積混合比 (VMR) 10-6 ～ 10-5) よりも数桁小さいです 8,9。対照的に、紫外線 (UV) 照射下では、光化学生成物として H2S から SO2 が酸化されます。光分解プロセスによって生成される H および OH ラジカルは、H2S から SH ラジカルと原子状 S を遊離し、その後それらを SO と SO2 に酸化する鍵となります。これまでの光化学モデリング研究では、この方法で水素が豊富な系外惑星大気中で大量の SO2 が生成できることが示されていますが 5,6,13,15,16、そのようなモデルが現在の WASP-39b 観測をどの程度再現できるかは未検証のままでした。

私たちは、ARGO、ATMO、KINETICS、および VULCAN コードを使用して、WASP-39b の雲のない独立した 1D 光化学モデル計算をいくつか実行しました (モデルの詳細については「方法」を参照)。すべてのモデルには硫黄動力学化学ネットワークが含まれており、Exo-FMS 大循環モデル (GCM) を使用した 3D WASP-39b 大気シミュレーションから採用された朝と夕方のターミネーターの同じ垂直温度-圧力プロファイルを使用して実行されました17 (拡張データ図を参照) ２）。公称モデルは、太陽光C/O比0.55の金属量10倍（参考文献18）を想定していましたが、我々は大気特性に対する感度を調査しました。

図 1 に示すように、さまざまな光化学モデルによって生成される主な硫黄種のピーク混合比は、互いにほぼ一桁以内で一致しています。SO2 混合比プロファイルは高度に応じて大きく変化し、0.01 で強くピークに達します。 –1 mbar、値は 10 ～ 100 ppm。 SO2 (CO2 とともに) は、涼しい朝のターミネーターでより優先されます。この温度では、H2S は深部での原子 H との反応に対して不安定になります (SO2 存在量のピークは朝のターミネーターで 50 ～ 90 ppm、夕方で 15 ～ 30 ppm)ターミネーター）。光化学モデルからのピーク SO2 存在量は、PRISM および G395H データへのフィッティングから推定されたものよりも大きいですが、これらのデータでは、垂直方向に一定の混合比がそれぞれ約 1 ～ 10 ppm および約 2.5 ～ 4.6 ppm であると仮定されていますが、カラム積分数密度は10 mbar を超える場合は一貫性が高くなります (「方法」を参照)。私たちのモデルは、SO2 の前駆体である S、S2、SO も、H2S が破壊される圧力レベルを超える高層大気中で高い存在量に達することを示しています。それにもかかわらず、それらは、PRISM/G395H 波長範囲で観察可能なスペクトル特徴を示すとは期待されていません。

a、b、色の影付きの領域は、CO2 (青)、SO2 (黒枠のあるピンク)、およびその他の主要な硫黄種 (H2S、オレンジ、S、黄色、 S2、灰色、SO、水色）朝（a）と夕方（b）のターミネーターの光化学モデル（ARGO、ATMO、KINETICS、および VULCAN）のアンサンブルによって計算されました。熱化学平衡 VMR は点線で示されていますが、熱化学平衡における SO2 の存在量が非常に少ないため、SO2 は x 軸の範囲内にありません。右側の範囲バーは、JWST NIRSpec 分光法で調査された大気の主な圧力範囲を表しています。光化学は、熱化学平衡によって予測される量よりも数桁多い存在量で、1 mbar レベルを超える SO2 およびその他の硫黄種を生成します。

私たちのモデルから得られた WASP-39b 大気中の硫黄動態の重要な経路を図 2 にまとめます。SO2 ピーク付近の H2S からの SO2 の光化学生成経路は次のとおりです。

式 (1) における水の光分解は、経路を開始する原子 H の重要な供給源です。 SO を SO2 に酸化する最後のステップは、一般に律速ステップです。 SO の酸化と SO2 の光分解は、SO2 の主な供給源と吸収源の原因となり、0.1 mbar 付近でピークとなる高度変動分布につながります (拡張データ図 4 を参照)。利用可能な OH が少ない高圧では、S を酸化する際に S2 が関与する反応が重要になります (「方法」を参照)。 S2 を超える元素硫黄同素体の成長は、約 750 K を超える温度では事実上停止します (参考文献 5、6)。

H2 S は、H2 雰囲気中で熱化学平衡にある安定な硫黄含有分子であり、光化学領域 (約 0.1 mbar 以上) で原子 H と容易に反応して SH ラジカルを形成し、続いて原子 S を形成します。 S と光化学的に生成された OH が反応すると SO が生成され、さらに酸化されて SO2 になります。太い矢印は効率的な反応を示し、M は任意の 3 番目の物体を示します。 WASP-39b の温度領域における非効率な反応と不活性なパスはグレー表示されます。シアン色の矢印は H2S から SO2 への主な経路を示し、オレンジ色の矢印は高圧で重要な経路を示します。硫黄種は S の酸化状態によって色分けされています。長方形は安定した分子を示し、楕円形はフリーラジカルを示します。

図 3 は、さまざまな光化学モデルから得られた朝/夕方の平均透過スペクトルを示しています。すべてのモデルは、NIRSpec PRISM および G395H モードで見られる 4.05 μm SO2 特徴の強度と形状を再現できます。モデルのスペクトルのばらつきはデータの不確実性と同等であり、各モデルによって生成される SO2 と CO2 の垂直 VMR 構造の広がりに起因すると考えられます (図 1)。図3には、MIRI LRS波長範囲（5〜12μm）の予測スペクトルも示されています。これは、7.5μmおよび8.8μm付近で顕著なSO2の特徴と、CO2による12μmの赤方向への上り勾配を示しています。さらに、私たちのモデルは、S 種の存在による強力な UV (0.2 ～ 0.38 μm) 透過シグナルを予測します。H2S、S2、SO2、および SH は、0.38 μm 近傍で鋭い不透明度勾配を生成します (拡張データ図 7)。 SH の 800 K での UV 断面を除き、室温の UV 断面が使用されます。モデルと以前の HST STIS および VLT/FORS2 の観測結果 19 (図 3 を参照) の 0.38 ～ 0.5 μm 以内の不一致は、高温および/またはエアロゾル粒子での UV 不透明度の増加が原因である可能性があります。計画された HST/UVIS 観測 (プログラム 17162、主任研究者: Z. Rustamkulov および D. Sing) により、UV における硫黄種のスペクトル特徴のさらなる特性評価が期待されます。

1D 光化学モデルの結果から生成された朝と夕方のターミネーターの平均透過スペクトルを示します。 a、NIRSpec PRISM FIREFly 低減との比較 8。 b、NIRSpec G395H 加重平均低減との比較 9。 c. 現在の HST および VLT/FORS2 光波長データとの比較 19,37。このモデルは、S 含有種を含まないモデル (青い破線) と比較して、硫黄種による UV 波長で顕著な特徴を示します。 d. MIRI LRS 波長範囲にわたる予測スペクトル。VULCAN 出力から SO2 が除去され、その寄与を示すために灰色で示されています。 NIRSpec G395H データについては、すべてのスペクトルデータに 1σ エラーバーが表示され、すべての低減にわたって平均化された (加重されていない) 標準偏差が示されています。

SO2 は最近、巨大系外惑星大気中の金属量の有望なトレーサーとして示唆されています 16。これをテストし、大気特性の傾向を示すために、VULCAN を使用して、金属性、温度、垂直混合の感度分析を実施しました (C/O および星の UV フラックスに関する詳細およびさらなるテストについては、「方法」を参照してください)。図 4a は、大気中の金属量の代用としてより一般的に使用される H2O および CO2 とともに、SO2 に関するこれらの結果をまとめたものです 13、20、21、22。全体として、このような観測に関連する圧力領域における SO2 の平均存在量は、SO2 が観測可能な ppm レベルに達すると、温度や垂直混合の影響を強く受けず、C/O の影響を若干受けます (拡張データ図 5 を参照)。対照的に、SO2 は、H2O や CO2 と比較して、金属量に対する同様の依存性またはより強い依存性を示します。金属性に対するこの感度は、1 つの SO2 を生成するのに 1 分子の H2S と 2 分子の H2O が必要となる正味の反応 (式 (1)) から理解できます。 SO2 はさらに酸化されて SO3 になり、追加の酸素が必要になりますが、H2 主体の雰囲気では SO3 が観測可能なレベルまで生成されることはほとんどありません。したがって、SO2 は、温度と恒星の遠紫外 (FUV) 束に一定の制約があれば、巨大惑星の重元素濃縮の理想的なトレーサーとなり得る。金属度のトレーサーとしてのSO2の適用可能性は図4bにさらに示されており、太陽金属度の5倍と20倍の間のSO2特徴振幅の増加は、CO2およびH2Oの増加よりもはるかに大きくなります。そのため、温暖な巨大系外惑星の大気金属量を評価しようとする回収分析は、CO2 と SO2 の両方の測定から大きな恩恵を受けることができます。

a、透過分光法により大気の金属量の関数として調べた、10～0.01 mbar の間の大気中の H2O、CO2、SO2 の平均 VMR。公称モデルは実線で示され、0.1 と 10 でスケールされた渦拡散係数 (Kzz) はそれぞれ破線と一点鎖線で示されています。全体の温度を50K増加させたモデルと下向きの三角形を点線で結んだモデルをそれぞれ示します。 b、NIRSpec観測と比較した、異なる金属量（太陽光値と比較）での朝と夕方のターミネーター平均理論透過スペクトル。エラーバーは 1σ の標準偏差を示します。

私たちの結果は、系外惑星の大気観測を解釈する際に、温暖な系外惑星大気における光化学、特に硫黄の化学を考慮することの重要性を示しています。太陽系外惑星の光化学は、通過中の太陽系外惑星で大気が検出されて以来、数値モデルを使用して研究されており 23,24、その後、炭素、酸素、窒素、水素、硫黄の相互作用を説明する一連の多様な研究が行われています（たとえば、参考文献1を参照）。 25 を参照してください）。さらに、硫黄が原子状 H、CH4、NH3 などの他の非硫黄種に影響を与える可能性があることが指摘されています (参考文献 6、15。拡張データ図 6 も参照)。系外惑星大気における硫黄種の光化学生成における温度傾向 (拡張データ図 10) は、UV および赤外線の特徴によって潜在的に観測可能です (図 3 および拡張データ図 7)。 WASP-39b よりも高い温度では、SH と SO が SO2 よりも相対的に豊富になる可能性があります (参考文献 6、13、15)。大気の金属量によって調節される、H2 主体の大気中で温度に伴うこれらの組成変化を観察することで、高温の化学ネットワークと大気の性質についての理解が大幅に向上する可能性があります。観察の取り組みは、重要な化学反応速度定数と関連する温度での UV 断面積のより正確な決定 (たとえば、参考文献 26、27)、および水平輸送を含む 1D を超える光化学モデリングの開発によっても補完される必要があります。 (例えば、参考文献 28、29、30)。

光化学の助けを借りて系外惑星大気中の硫黄種にアクセスできることにより、惑星形成プロセスへの新たな窓が可能になりますが、太陽系ガス巨人では温度が十分に低いため、硫黄はH2S雲として、またはNH3と一緒に凝縮されます。水硫化アンモニウム (NH4SH) として雲が発生し 31、観察がさらに困難になります。硫黄は原始惑星系円盤で検出されており 32、そこでは主に耐火性の形態である可能性があり 33、降着固体とガスの金属性の寄与を示す基準元素となっている 34、35、36。光化学的に生成されたSO2の観測可能性のおかげで、温暖な巨大系外惑星に対するこのような取り組みが可能になった。したがって、SO2 の検出は、大気の特性評価と惑星形成に関する貴重な洞察を提供します。

WASP-39b の通過観測における 4.05 μm の吸収特性と比較されたガス種のリストは、参考文献にあります。 8. 特に、同様の波長で吸収特性を持つが除外される種には、H2S、HCN、HBr、PH3、SiO、および SiO2 が含まれます。 H2S と HCN は 4.05 μm の特徴の短い方で吸収しますが、SiO2 はそれより長い方で吸収し、HBr、SiO、PH3 は観察された特徴よりも広い吸収バンドを持っています。化学的には、WASP-39b の温度では SiO と SiO2 も雨のように降り注ぐと予想されており、太陽元素の存在量には臭素がほとんど含まれていません (Br/H ≈ 4 × 10−10)。最終的に、SO2 の注入テストでは、NIRSpec PRISM (参考文献 8) で 2.7σ の検出、G395H (参考文献 9) で 4.8σ の検出が得られます。

1D 光化学モデルに入力を提供するために、Exo-FMS GCM17 を使用してクラウドフリー WASP-39b GCM を実行しました。 gCMCRT (参考文献 40) と ExoAmes 高温 SO2 ラインリスト 41 を使用して、光化学モデルの結果から得られた透過スペクトルを計算しました。システムパラメータは参考文献から取得しました。 7. 熱化学平衡にある 10 倍の太陽金属度の大気を仮定し、TiO、VO、Fe などの光吸収体や UV 波長吸収体を使用せずに 2 つのストリームの相関 K 放射伝達を使用します。 WASP-39bの大気温度。放射伝達計算における熱化学平衡に関する仮定については、次のセクションで説明します。

WASP-39b の温度は、Na2S や ZnS などの硫化物雲のいくつかの凝縮曲線と交差しますが、ガス組成は顕著な影響を受けるとは予想されません。 Na と Zn の元素存在量は S よりも豊富ではなく (Na/S ≈ 0.13、Zn/S ≈ 0.0029)、酸素がケイ酸塩や金属に隔離されるのと同様に、総硫黄の最大でも約 20% 削減されます42。。さらに、WASP-39b でのガス状ナトリウムの検出と一致して、硫化物凝縮物は一般に効率的な核生成を阻害する高い表面エネルギー 43,44 を持っているため、この完全な凝縮は起こりそうにありません (参考文献 8)。

WASP-39b の半径は著しく膨張しており、参考文献にある照射束と内部温度の関係から内部温度を 358 K と仮定します。 45. 拡張データ図 2a は、10 mbar の圧力レベルにおける温度の緯度経度マップを示しています。光化学モデルへの入力は、朝と夕方の四肢の温度と圧力のプロファイル (拡張データ図 2) です。これは、すべての緯度および ±10° (開口部から推定) にわたるプロファイルの平均を取ることによって計算されます。朝（西部）と夕方（東部）のターミネーター（つまり、拡張データ図 2a の灰色の曲線の間の領域。参考文献 46 からの角度計算）。地球規模の循環は図で見ることができます。

1D 化学モデルにおける垂直混合は、一般に渦拡散によってパラメータ化されます。系外惑星の場合、渦拡散係数 (Kzz) は一般に便利ですが、制約が緩いパラメータです。この研究で使用される 1D 光化学モデルでは、Kzz が成層圏の圧力に対する逆平方根依存性に従うと仮定します (たとえば、参考文献 29)。

対流ゾーンでは 5 バールレベル以下で一定に保たれます。渦拡散プロファイルは一般に、GCM からの特徴的な長さスケールとして、垂直風の実効値の二乗平均値にスケール高さ 0.1 を乗じたものに適合します。結果として得られる Kzz プロファイルを拡張データの図 2 に示します。

GCM から採用された温度プロファイルは、化学平衡存在量を想定しています。不平衡化学存在量からの放射フィードバックを評価するために、我々はまず、HELIOS (参考文献 47) と VULCAN (参考文献 6) を使用して放射伝達モデルと光化学反応速度論モデルを結合する自己無撞着な 1D 計算を実行しました。 HELIOS には、H2O、CH4、CO、CO2、NH3、HCN、C2H2、SH、H2S、SO2、Na、K、H-、CIA H2–H2 および H2–He が含まれます (参考文献 47 を参照)。しかし、平衡存在量から計算した温度プロファイルと不平衡存在量から計算した温度プロファイルの間には、無視できるほどの差があることがわかりました。これはおそらく、主な赤外線不透明源としての水が不平衡プロセスの影響を受けないためであると考えられます。一方、放射伝達計算ではいくつかの不透明度が欠落しています。特に、SO2 の不透明度 (参考文献 48) は、可視および UV 波長範囲には及びません。以前の研究 13,49 では、SH と S2 が紫外可視領域で強い吸収を持ち、熱構造に潜在的に影響を与える可能性があることが示されています。これらの硫黄種の放射効果を定量化するために、次の式で短波加熱速度を計算しました。

ここで、cP は空気の比熱容量、F は直接ビームに関連する恒星フラックス、Δmi と Δmair はそれぞれ種 i の柱質量と大気層の空気です。拡張データ図 3 は、SH、S2、SO2 による短波加熱を示しています。私たちの推定では、太陽のような金属性を持つ大気に対する主要な短波吸収体である SH と S2 ではなく、SO2 が WASP-39b モデルに最も寄与していることが示されています 13,49。 SO2 による加熱のピークは、220 ～ 800 nm での灰色不透明度 0.05 cm2 g-1 に相当し、温度を約 0.1 mbar 上昇させる可能性があります (WASP-39b 照射の可視灰色不透明度は約 0.005 cm2 です)。 g−1 (参考文献 50))。それにもかかわらず、この加熱効果は、WASP-39b 上で光化学的に SO2 を形成するという我々の主な結論を変えるものではない。温度が硫黄の同素体の形成が始まり始める約 750 K を下回らない限り、SO2 は 100 K までの温度上昇に対してそれほど敏感ではありません。

一連の光化学モデルを駆動するための入力として、WASP-39 主星の高エネルギースペクトルエネルギー分布 (SED) が必要です。しかし、WASP-39 は 215 pc (Gaia DR3) の距離にある不活動な中 G 型星 (Teff = 5,485 ± 50 K; ref. 51) であるため、HST による高 S/N UV 分光法には暗すぎます。 WASP-39b への恒星放射線入射を近似するために、光学 (HST/STIS G430L および G750L モード、GO 12473、主任研究者: D. Sing) による WASP-39 の直接分光法と代表者とを組み合わせたカスタム恒星 SED を作成しました。より短い波長での類似の星からのスペクトル。

UV 恒星の SED を推定するための私たちのアプローチは 2 つの要素に基づいていました: (1) 光束が光球によって支配される近紫外 (NUV; 2,300 ～ 2,950 Å) では、同様のスペクトルタイプを持つ代理を選択しました。 (2) 恒星のフラックスが彩層、遷移領域、コロナ輝線によって支配される極紫外線 (XUV) および FUV (1 ～ 2,300 Å) では、同様の彩層活動を持つ代理星を選択しました。インジケーターを使用し、二次的な考慮事項としてスペクトルタイプを使用しました。 NUV では、比較的活性な (Ca II log(\({R}_{{\rm{H}}{\rm{K}}}^{{\prime } }\)) = −4.4 (参考文献 52))、近く (つまり、赤くなっていない、d = 20.8 pc; ガイア DR2)、STARCat アーカイブからの G5 V 星 (Teff = 5,480 K (参考文献 53))。 HD 203244 は光球波長では適切な代理星ですが、WASP-39 は比較的古い (約 7 ギヤ) 星であり、彩層活動が低い (log(\({R}_{{\rm{H}}{\rm{K }}}^{{\prime} }\)) = −4.97 ± 0.06) と長い自転周期 (Prot = 42.1 ± 2.6 日; ref. 51) は、HD 203244 よりも高エネルギー束が大幅に低いことを示唆しています。私たちは、2,300 Å より短い波長で活動度の低い G 型星である太陽を使用することを選択しました。太陽には、紫外線、X 線、および WASP-39 と同様の彩層活動に関する高品質のアーカイブデータが用意されています (平均太陽 Ca II log(\({R}_{{\rm{H}}{\rm{ K}}}^{{\prime} }\)) の値は -4.902 ± 0.063 で、太陽極大期から極小期まで約 -4.8 ～ -5.0 の範囲にあります55,56)。コンポーネントを入手したので、我々はまず、標準的な RV = 3.1 の星間赤化曲線 58 を使用して、星間塵の消滅 E(B − V) = 0.079 (参考文献 57) について WASP-39 の観測された STIS スペクトルを補正し、次にすべてのスペクトルを上に補間しました。 0.5 Å ピクセル -1 グリッド。 HD 203244 の NUV スペクトルは、2,900 ～ 3,000 Å の重複領域における発赤補正された WASP-39 の観測値に合わせて調整され、静かな Sun59 の XUV + FUV スペクトルは、結合された SED の青い端に合わせて調整されました。 2 つのスペクトル成分間の光束スケーリングは、オーバーラップ領域で ((Fref − α × Fproxy)/σref)2 として定義されます。ここで、「proxy」はスケーリングされるスペクトル、「ref」はスケーリングされるスペクトル、そしてα は、プロキシスペクトルに適用されるスケール係数です。 α は、上記の量が最小になるまで変化します (FUV 成分と NUV 成分でそれぞれ α = 2.04 × 10−16 と 7.58 × 10−3)。最終的に結合されたスペクトルは、半値全幅 2 Å のガウスカーネルで畳み込まれ、STIS G750L モードでの近赤外フリンジを回避するために 7,000 Å より長い波長が除去されました。拡張データの図 2 に、光化学モデルに使用される星の表面での星のスペクトルを示します。

私たちは、WASP-39の推定SEDをShkolnik60によるアーカイブのGALEX観測と比較しました。Shkolnik60は、NUV（1,771〜2,831Å）線束密度が168.89μJy、または平均NUVスペクトル束がFλ = 9.8 × 10−16 erg cm−であることを発見しました。 2,271 Åで2 s−1 Å−1。この値を GALEX NUV バンドパスの平均消光補正 (1.79 倍) で補正し、同じスペクトル範囲 (1.66 × 10−15 erg cm−2 s−1 Å−) にわたる推定 SED の平均光束と比較します。 1) の場合、WASP-39 の GALEX 測定値と恒星プロキシの間の一致は 6% より良好であることがわかります。

1D 光化学モデル出力を後処理して透過スペクトルを生成するには、3D モンテカルロ放射伝達コード gCMCRT40 を使用します。

1D 列を処理するために、gCMCRT は 3D 球面ジオメトリを使用しますが、緯度と経度において地球全体にわたって一定の垂直プロファイルを使用します。このようにして、1D 出力からのスペクトルを計算できます。各光化学モデルの朝と夕方のターミネーター垂直 1D 化学プロファイルを個別に処理し、2 つの透過スペクトルの平均結果を取得して、観測データと比較される最終スペクトルを生成します。

透過スペクトルモデルでは、次のラインリストから生成された不透明度を使用します: H2O (参考文献 61)、OH (参考文献 62)、CO (参考文献 63)、CO2 (参考文献 64)、CH4 (参考文献 65) 、CH3 (参照 66)、HCN (参照 67)、C2H2 (参照 68)、C2H4 (参照 69)、C2H6 (参照 70)、C4H2 (参照 70)、C2 (参照 71)、 CN (参照 72)、CH (参照 73)、SO2 (参照 41)、SH (参照 48)、SO (参照 74)、H2S (参照 75)、NO (参照 76)、N2O (参照 76)、NO2 (参照 76)、HCl (参照 70)、Na (参照 77)、K (参照 77)。

以下の 1D 熱光化学モデルを使用して、WASP-39b のターミネーターの定常状態の化学存在量プロファイルを作成します。すべてのモデルは雲のない状態を想定しており、同じ温度プロファイル、恒星 UV 束、渦拡散係数プロファイル (拡張データ図 2)、およびゼロ束 (閉じた) 境界条件を採用しています。ターミネーター光化学モデリングでは、83°の天頂角 (ほぼ 1 つの光学深さに対するターミネーター領域の平均光束に一致する有効天頂角) が仮定されます。

1D 反応速度論モデル VULCAN は、熱化学 78 および光化学 6 反応を扱います。 VULCAN は、化学物質のソース/シンク、拡散と移流輸送、凝縮を含むオイラー連続方程式を解きます。私たちは、89 の中性 C ベアリング、H ベアリング、O ベアリング、N ベアリング、およびS を含む種、合計 1,028 の熱化学反応 (つまり、514 の前方と後方のペア) と 60 の光分解反応。硫黄の同素体は、S、S2、S3、S4、および S8 の系に単純化されます。硫黄反応速度論データは、NIST および KIDA データベース、ならびに文献で公開されているモデリング 5,79 および非経験的計算 (たとえば、参考文献 80) から抽出されます。モデルの比較を単純化してわかりやすくするために、この作業では温度依存の UV 断面 6 は使用しません。経路探索アルゴリズムは参考文献に記載されています。 81 は重要な化学経路を特定するために使用されます。この調査で提示されたパスは主に VULCAN 出力に基づいていることに注意してください (拡張データ表 1 を参照)。詳細な反応は異なる光化学モデル間で異なる可能性がありますが、主要な経路は依然として堅牢です。

KINETICS 1D 熱光化学輸送モデル 42 は、Caltech/JPL KINETICS モデル 82,83 を使用して、WASP-39 b の大気成分の化学生成、損失、垂直輸送を記述する結合 1D 連続方程式を解きます。このモデルには、合計 2,350 の反応 (つまり、1,175 の正逆反応ペア) を通じて相互作用する 150 の中性 C 含有、H 含有、O 含有、N 含有、S 含有、および Cl 含有種が含まれています。）。これらの反応はすべて、微視的な可逆性 84 の熱力学原理によって完全に逆転しており、十分な積分時間が与えられれば、モデルは輸送および外部エネルギー源の不在下で熱化学平衡を再現します。 C 含有、H 含有、O 含有、および N 含有種を含む化学反応リストは、参考文献から直接取得したものです。 22. ここに初めて 41 種類の硫黄および塩素種が含まれています: S、S(1D)、S2、S3、S4、S8、SH、H2S、HS2、H2S2、CS、CS2、HCS、H2CS、CH3S、CH3SH、 SO、SO2、SO3、S2O、HOSO2、H2SO4 (ガスおよび凝縮)、OCS、NS、NCS、HNCS、Cl、Cl2、HCl、ClO、HOCl、ClCO、ClCO3、ClS、ClS2、Cl2S、ClSH、OSCl、ClSO2そしてSO2Cl2。いくつかの塩素含有および硫黄含有種の熱力学データは以前の文献では入手できなかったため、これらの種について非経験的計算を実行しました。まず、Gaussian 09 (ref. 85) を使用して CBS-QB3 理論レベルで電子構造計算を実行し、ターゲット分子の幾何学的構造、エネルギー、振動周波数を決定しました。次に、これらの分子の熱力学特性は、オープンソースソフトウェア RMG v3.1.0 (参考文献 87、88) に含まれるパッケージである Arkane (参考文献 86) によって、原子エネルギー補正、結合補正、スピン軌道を使用して計算されました。モデル化学としての CBS-QB3 レベルの理論に基づいた修正。これらの S および Cl 種の反応速度係数と光分解断面積は、金星の研究 89,90,91,92,93,94、星間物質の研究 95、イオ光化学モデル 96,97、木星彗星衝突モデル 98,99、燃焼化学の文献100、101、102、103、地球成層圏の編集物104、105、および多数の個別の実験室または計算動力学の研究（参考文献106、107、108、109、110など）。

1D 熱化学および光化学反応速度論コード ARGO111,112 は、もともと中性水素、炭素、窒素、酸素の化学に Stand2019 ネットワークを使用していました。 ARGO は、熱化学 - 光化学反応と垂直輸送を含む結合 1D 連続方程式を解きます。 Stand2019 ネットワークは Rimmer らによって拡張されました。参考文献１１３によって開発された硫黄ネットワークを組み込んで、いくつかの反応を更新することによって。 15、参考文献からの反応で補足します。 93,114、Stand2020 ネットワークを作成します。 Stand2020 ネットワークには、H、C、N、O、S、Cl およびその他の元素で構成される 480 種が関与する、2,901 の可逆反応と 537 の不可逆反応が含まれています。

参考文献からの CHNO 化学反応速度論スキーム。 115 は参考文献によって実装されています。標準的な 1D 大気モデル ATMO では 116 であり、化学的不平衡の定常状態を解決します。この記事の執筆時点では、応用燃焼モデルから導出された ATMO の硫黄速度論スキームはまだ開発と検証の段階にあります。したがって、WASP-39bについては、VULCAN（参考文献6）のCHNOS熱化学ネットワークと参考文献6の光化学スキームを使用してATMOを実行しました。１１７（参考文献１１５からのネイティブ光化学スキームの更新）、Ｈ２Ｓ、Ｓ２、Ｓ２Ｏ、ＳＯ、ＳＯ２、ＣＨ３ＳＨ、ＳＨ、Ｈ２ＳＯおよびＣＯＳの別の７１の光分解反応を含む。

私たちは、VULCAN を使用して、大気の本質的な特性に対する化学的結果の感度を検査します。さまざまな金属量と C/O 比を持つモデルについて、温度圧力プロファイルと渦拡散係数プロファイルを体系的に変化させることにより、温度と垂直混合に対する感度を調査します。具体的には、大気全体の温度が 50 K シフトされ、渦拡散係数が 10 で乗算/除算されます。これらの変動は、放射伝達モデル間の温度差 47 と、渦拡散係数を使用して垂直混合をパラメータ化する際の不確実性 118 に匹敵する範囲に及びます。 119. 内部熱の選択に関して、さらに異なる内部温度でテストを実施したところ、採用された渦拡散係数を考慮すると主要な種の急冷レベルがより高いレベルにあるため、1 bar を超える組成は内部温度の影響を受けにくいことがわかりました。また、GCM の上部境界 (約 5 × 10−5 bar、拡張データ図 2) を超える温度が下の組成に影響を与えないことも確認しました。

C/O に対する感度は拡張データ図 5 にまとめられています。本文と同様に、公称モデルの C/O 比は 0.55 です。透過スペクトル観測に関連する圧力領域における SO2 と H2O の両方の平均存在量は、C/O に対する同様の依存性を示し、C/O が亜太陽系 (0.25) から超太陽系 (0.75) に増加するにつれて、いくつかの要因で減少します。価値観。 SO2 の平均存在量は、C/O = 0.75 を除き、温度や垂直混合の影響をあまり受けません。C/O = 0.75 では、図 4 に見られるものと同様に、SO2 濃度はおよそ ppm レベルになります。

最後に、光化学の究極のエネルギー源である UV 照射に対する感度テストを実行しました。まず、太陽スペクトル (WASP-39 に近い) で同じモデルを実行することにより、想定される恒星のスペクトルに対する感度をテストし、光化学の結果に無視できるほどの差があることがわかりました。 295 nm より短い UV スペクトルは直接測定されるのではなく、恒星のプロキシから構築されるため、FUV (1 ～ 230 nm) と NUV (230 ～ 295 nm) の恒星のフラックスを個別に変化させることに焦点を当てました。拡張データ図 8 は、UV 束が 10 分の 1 に減少した場合でも、結果として生じる硫黄種の存在量がほぼ同じであることを示しています。これは、H2S の光化学的破壊は、H2S の光化学的破壊が光子制限されるのは、恒星の紫外線束は、（直接画像化された巨大ガス惑星の場合）約 2 桁減少します。一方、SO と SO2 は NUV の増加には敏感ではありませんが、FUV の増加に伴って実質的に枯渇します。これは、SO と SO2 の光解離が主に FUV で作用し、増強された FUV は、利用可能な OH ラジカルの量が同じであっても、SO と SO2 を破壊できるためです。

微量種、特に光化学によって生成または破壊される種の VMR は一般に、大気の観測可能な領域で高度に応じて変化します。拡張データ図 9 は、SO2 の VMR が垂直方向に一定であると仮定すると、その存在量を約 1 桁過小評価する可能性があることを示しています。これは、透過分光法に関連する圧力レベルからのカラム積分数密度を比較することによって検証されます。たとえば、VULCAN による 10 mbar 以上の SO2 のターミネーター平均カラム積分数密度は約 1.4 × 1019 分子 cm-2 であり、これは濃度約 4 ppm の垂直方向に均一な SO2 に相当します。したがって、垂直方向に均一な組成を仮定するモデリング枠組みは慎重に扱う必要があり、特に大きな垂直方向の勾配を示す可能性のある光化学的に活性な種については、光化学モデルとの比較から恩恵を受けるでしょう。

拡張データ図 7 に示されている硫黄種の不透明度は、UV 断面と赤外線線リストから編集されています。室温の UV 断面は、ライデン天文台データベース 120 (http://home.strw.leidenuniv.nl/~ewine/photo) から取得されます。赤外不透明度には、SO2 (参考文献 121)、H2S (参考文献 122、48)、CS (参考文献 123)、および新たに計算された SO の高温線リスト (参考文献 74) が含まれます。 OCS からの不透明度 (ref. 124) は、現時点では室温までしか利用できないため、対象領域ではおそらくその範囲が不完全です。

次のセクションで詳しく説明しますが、S2 形成は SO2 生成と競合する可能性があります。 WASP-39b では、利用可能な OH が少ない高圧での S の酸化には、S2 が関与する反応が重要であることがわかりました。 S と SH はまず SH + S → H + S2 によって反応して S2 を形成し、その後 S2 + OH → SO + SH によって酸化されます。このスキームは式 (1) のスキームと似ていますが、SH と S2 が S を SO に酸化する触媒の役割を果たすのに対し、この領域では SO が自己反応して SO2 を形成することもあります (重要な反応の参考文献は拡張データにリストされています)。表1）。

WASP-39b の温度は、SO2 生成のスイートスポット内にあります (参考文献 16)。これまでの光化学モデリング研究では、低温では硫黄同素体が SO2 よりも優先されるが、高温では SH が優先されることが示唆されていました 5,6。ここでは硫黄光化学製品の一般的な温度傾向について簡単に説明します。

S が H2S から遊離した後、図 2 に示すように、硫黄は酸化経路または連鎖重合経路をたどることができます。この 2 つの経路の競合は、基本的に原子 H に対する酸化ラジカル OH の量によって制御されます。 OH が H2O と準平衡にあると仮定して、OH と H の比率を推定します。つまり、 \({k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}[ {{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}][{\rm{H}}]={k}_{{{\rm{H}}}_{2}{ \rm{O}}}^{{\prime} }[{\rm{OH}}][{{\rm{H}}}_{2}]\)、\({k}_{ {{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}\) と \({k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O} }}^{{\prime} }\) は、それぞれ H2O + H → OH + H2 の順方向速度定数と逆方向速度定数です。次に、 \({\rm{[OH]/[H]}}\およそ 2\frac{{k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}} {{k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}^{{\prime} }}\time {\rm{O}}/{\rm{H }}\)、O のほとんどは H2O に含まれるためです。拡張データ図 10a は、[OH]/[H] 比が温度に強く依存することを示しています。温度が約 750 K を下回ると、OH が不足するため、S が SH と反応して S2 を形成することが望ましくなります。 SO と SO2 は、水の光分解からより多くの OH が得られる高地でのみ生成できます (たとえば、参考文献 5、6)。

さらに、参考文献で適用された1D放射対流平衡モデルから採用された、惑星平衡温度600〜2,000 Kにわたる温度プロファイルのグリッドを使用してVULCANを使用して光化学計算を実行します。ここでは、完全な熱再分配を伴う 100 K の内部温度と重力 g = 1,000 cm s−2 が仮定されます。熱プロファイルとは別に、恒星の UV 照射を含め、この研究では残りの惑星パラメーターを WASP-39b モデルと同じに保ちます。拡張データ図 10b は、他の照射を受けた系外惑星での硫黄光化学の観察を示しており、光化学によって生成される重要な硫黄分子の平均存在量を平衡温度の関数としてまとめています。太陽の金属度が 10 倍の場合、観測可能な SO2 を生成するスイートスポット温度は 1,000 K ≲ Teq ≲ 1,600 K です。 Teq ≲ 1,000 K の場合、0.01 mbar レベル以下の SO2 生成は停止し、Sx (硫黄の同素体。ここでは主に S2 と S8) ）の方が有利です。 Teq ≳ 1,600 K では、mbar レベル付近で SH が主要な硫黄含有分子になります (原子 S は別として)。 SH を赤外線で観察するのは困難ですが、近紫外 (300 ～ 400 nm) では識別できる可能性があります 125。

この論文で使用されているデータは JWST ERS プログラム 1366 に関連付けられており、Association of Universities for Research in Astronomy, Inc. が運営する宇宙望遠鏡用ミクルスキーアーカイブ (https://mast.stsci.edu) から入手できます。、JWSTのNASA契約NAS 5-03127に基づいています。この研究で提示された光化学モデル (ARGO、ATMO、KINETICS、VULCAN) の化学ネットワークと存在量出力は、https://doi.org/10.5281/zenodo.7542781 で入手できます。

この作業で組成をシミュレートし、合成スペクトルを生成するために使用されたコード VULCAN および gCMCRT は、次のように公開されています。 gCMCRT40 (https://github.com/ELeeAstro/gCMCRT)。

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この研究は、NASA/ESA/CSA JWST で行われた観測に基づいています。ワーキンググループはプログラム JWST-ERS-01366 に関連付けられています。最初の原稿は、L. マンチーニ、J. メンドンサ、A. サバ、X. タンからの建設的なコメントによって改善されました。 S.-MT は、欧州研究評議会の高度補助金 EXOCONDENSE (番号 740963、主任研究者: RT Pierrehumbert) によって支援されています。 EKHL は、SNSF Ambizione Fellowship 助成金 (番号 193448) によって支援されています。 XZ は NASA 系外惑星研究助成金 80NSSC22K0236 によってサポートされています。 OV は、ANR プロジェクト「EXACT」(ANR-21-CE49-0008-01)、国立空間学センター (CNES)、および CNRS/INSU プログラム国立惑星学 (PNP) からの資金提供を認めています。 LD は、欧州連合 H2020-MSCA-ITN-2109 の助成金番号 2020 による支援を認めています。 860470 (CHAMELEON) および KU Leuven IDN/19/028 はエッシャーに助成金を与えます。この研究は、カリフォルニア大学サンタクルーズ校の他世界研究所 (OWL) の 2022 年太陽系外惑星サマープログラム (ハイジングサイモンズ財団の資金提供によるプログラム) の恩恵を受けました。 TD は LSSTC Catalyst Fellow です。 JK はインペリアルカレッジの研究員です。 BVR は 51 ペガシ b フェローです。 LWはNHFPサガンフェローです。 ADF は NSF 大学院研究員です。

オックスフォード大学物理学科、大気、海洋および惑星物理学、オックスフォード、英国

ツァイ・シャンミン & ジェイク・テイラー

カリフォルニア大学地球科学部、リバーサイド、リバーサイド、カリフォルニア州、米国

ツァイ・シャンミン

宇宙と居住可能性センター、ベルン大学、ベルン、スイス

エルズペス・K・H・リー

天体物理学センター | ハーバード大学 & スミソニアン博物館、ケンブリッジ、マサチューセッツ州、米国

ダイアナ・パウエル、メルセデス・ロペス・モラレス、ジェームズ・カーク

地球惑星研究所、カーネギー科学研究所、ワシントン DC、米国

ピーター・ガオ、ムナザ・K・アラム、ニコール・L・ウォラック

カリフォルニア大学サンタクルーズ校、地球惑星科学部、サンタクルーズ、カリフォルニア州、米国

シー・チャン

宇宙科学研究所、米国コロラド州ボルダー

ジュリアン・モーゼス & シャノン・ヴィッシャー

エクセター大学、エクセター、イギリス

エリック・エブラール

パリ大学シテ大学とパリ大学パリ東クレテイユ、CNRS、LISA、パリ、フランス

オリヴィア・ヴェノット

コートダジュール大学、コートダジュール天文台、CNRS、ラグランジュ研究所、ニース、フランス

ヴィヴィアン・パルマンティエ

ケンブリッジ大学天文学研究所、ケンブリッジ、英国

ショーン・ジョーダン & オリバー・ショートル

米国カリフォルニア州パサデナのカリフォルニア工科大学ジェット推進研究所

Renyu Hu & Jeehyun Yang

カリフォルニア工科大学地質惑星科学部門、米国カリフォルニア州パサデナ

Renyu Hu、ジュリー・イングリス、ニコール・L・ウォラック

ブリストル大学物理学部、ブリストル、英国

リリー・アルダーソン、ハンナ・R・ウェイクフォード、デヴィッド・グラント

カリフォルニア大学サンタクルーズ校、天文学および天体物理学科、サンタクルーズ、カリフォルニア州、米国

ナタリー・M・バターリャ、アーリン・L・カーター、ジョナサン・J・フォートニー、サグニック・ムカルジー、大野和正

シカゴ大学天文学および天体物理学科、シカゴ、イリノイ州、米国

ジェイコブ・L・ビーンとアディーナ・D・ファインスタイン

モントリオール大学物理学科および系外惑星研究研究所、モントリオール、ケベック、カナダ

ビョルン・ベネケ & ジェイク・テイラー

アリゾナ州立大学地球宇宙探査学部、米国アリゾナ州テンピ

カーバー・J・ビアソン、マイケル・ライン、ルイス・ウェルバンクス

ユニバーシティ・カレッジ・ロンドン物理学および天文学部、ロンドン、英国

ライアン・P・ブレイディ & セルゲイ・N・ユルチェンコ

オーストリア科学アカデミー宇宙研究所、グラーツ、オーストリア

リュドミラ・カロネ & パトリシオ・E・クビジョス

系外惑星科学センター、セントアンドリュース大学、セントアンドリュース、英国

ケイティ・L・チャブ

ジョンズ・ホプキンス大学物理学および天文学部、米国メリーランド州ボルチモア

ジュリー・イングリス & デヴィッド・K・シング

ボルドー天体物理学研究所、ボルドー大学、ペサック、フランス

ジェレミー・ルコント

ライデン天文台、ライデン大学、ライデン、オランダ

ヤミラ・ミゲル、エイミー・ルーカ、ニコラス・クルーゼ

SRON オランダ宇宙研究所、ライデン、オランダ

ヤミラ・ミゲル

ミュンヘン大学天文台、ルートヴィヒマクシミリアン大学ミュンヘン、ミュンヘン、ドイツ

カラン・モラベルディハーニ & ケビン・ヘン

Cluster of Excellence Origins、ミュンヘン、ドイツ

カラン・モラヴェルディハーニ

ジョンズ・ホプキンス大学地球惑星科学科、ボルチモア、メリーランド州、米国

ザファール・ルスタムクロフ & デヴィッド・K・シング

ジョンズ・ホプキンス応用物理研究所、米国メリーランド州ローレル

ケビン・B・スティーブンソン

インド工科大学インドール校、インドール、インド

ケシャブ・アガルワル

アントン・パンネクーク天文学研究所、アムステルダム大学、アムステルダム、オランダ

ロビン・バイエンス、サウガタ・バラット、ジャン＝ミッシェル・デザート

惑星科学研究所、ツーソン、アリゾナ州、米国

ミゲル・デ・ヴァル・ボロ

プリンストン大学天体物理科学部、米国ニュージャージー州プリンストン

タンス・デイラン

コロラド大学ボルダー大気宇宙物理学研究所、米国コロラド州ボルダー

ケビン・フランス & パトリック・ベア

地球惑星科学院 (SEPS)、国立科学教育研究研究所 (NISER)、ホミ・ババ国立研究所 (HBNI)、オリッサ州、インド

ジェイシュ・M・ゴヤル

インペリアル・カレッジ・ロンドン物理学科、ロンドン、英国

ジェームズ・カーク

マックス・プランク天文学研究所、ハイデルベルク、ドイツ

ローラ・クライドバーグ、エバート・ナセドキン、トーマス・ヘニング、トーマス・ミカル＝エヴァンス

アリゾナ大学、アリゾナ州ツーソン、月惑星研究所

サラ・E・モラン

マサチューセッツ工科大学地球大気惑星科学科、米国マサチューセッツ州ケンブリッジ

ベンジャミン・V・ラカム

マサチューセッツ工科大学カブリ天体物理学・宇宙研究所、米国マサチューセッツ州ケンブリッジ

ベンジャミン・V・ラカム

米国コネチカット州ミドルタウンのウェスレアン大学天文学部およびヴァン・フレック天文台

セス・レッドフィールド

ハウスオブシミュレーション、CEA、CNRS、大学パリ南、UVSQ、パリサクレー大学、ジフ・シュル・イヴェット、フランス

パスカル・トレンブラン & ピエール・オリヴィエ・ラゲージ

化学および惑星科学、ドート大学、スーセンター、アイオワ州、米国

シャノン・ヴィッシャー

NASA ゴダード宇宙飛行センター、グリーンベルト、メリーランド州、米国

アリソン・ヤングブラッド

系外惑星と居住可能性センター、ウォリック大学、コベントリー、英国

エヴァ＝マリア・アーラー & ピーター・J・ウィートリー

ウォリック大学物理学科、コベントリー、英国

エヴァ＝マリア・アーラー、ケビン・ヘン、ピーター・J・ウィートリー

NASA エイムズ研究センター、モフェットフィールド、カリフォルニア州、米国

ナターシャ・E・バターリャ

コロラド大学ボルダー校、天体物理惑星科学部、米国コロラド州ボルダー

ザカリー・K・バータ・トンプソン

ニューヨーク大学アブダビ物理学科、アブダビ、アラブ首長国連邦

ジャスミナ・ブレチッチ

宇宙・素粒子・惑星物理学センター (CAP3)、ニューヨーク大学アブダビ校、アブダビ、アラブ首長国連邦

ジャスミナ・ブレチッチ

レスター大学物理天文学部、レスター、英国

SL ケースウェル

カンザス大学物理学および天文学部、米国カンザス州ローレンス

イアン・J・M・クロスフィールド

INAF - トリノ天体物理観測所、イタリア、ピーノトリネーゼ

パトリシオ・E・クビジョス

天文学研究所、物理天文学部、ルーヴェン大学、ルーヴェン、ベルギー

リー・デシン

アイルランド、ダブリン、トリニティ・カレッジ・ダブリン物理学部

ニール・P・ギブソン

米国フロリダ州オーランド、セントラルフロリダ大学物理学科およびフロリダ宇宙研究所惑星科学グループ

ジョセフ・ハリントン

米国メリーランド州カレッジパーク、メリーランド大学天文学部

イライザ M.-R. ケンプトン

赤外線処理分析センター (IPAC)、カリフォルニア工科大学、米国カリフォルニア州パサデナ

ジェシカ・クリック

ジュネーブ大学天文学部、ソーヴェルニー、スイス

モニカ・レンドル

ユタバレー大学物理学科、米国ユタ州オレム

ジョシュア・D・ロスリンガー

アリゾナ大学スチュワード天文台、ツーソン、アリゾナ州、米国

ミーガン・マンスフィールド & エヴェレット・シュラウィン

エクセター大学、環境科学経済学部物理学および天文学科、エクセター、英国

ニュージャージー州メイン

カナリア諸島天体物理学研究所 (IAC)、テネリフェ島、スペイン

エンリケ・パッレ

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すべての著者は、元の提案、準備作業、ツール開発、調整会議などを含め、JWST トランジット系外惑星コミュニティ早期リリース科学プログラムで注目すべき役割を果たしました。具体的な貢献の一部を以下に挙げます。 S.-MT、PG、DP、XZ、EKHL、VP がプロジェクトを設計し、記事の草稿を作成しました。 EKHL と LC は 3D GCM を実行しました。 S.-MT、JM、EH、OV、SJ、RH、JY、KM、RB、CJB、AL は光化学モデルを開発および/または実行しました。 S.-MT、JM、EH、OV、SJ、RH、KO、PT はモデルの比較と化学分析に大きく貢献しました。 KLC と S.-MT は硫黄不透明度を編集し、EKHL は合成スペクトルを計算しました。 ZR、DKS、JK、ES、ALC は NIRSpec PRISM データを縮小して解析しました。 LA、HRW、MKA、SB、DG、JI、TM-E。 NLW は NIRSpec G395H データを削減および分析し、JB および TDBVR のさらなる貢献により、JJF、SEM、SR、YM、KLC、LD が実質的なフィードバックを提供し、EH が他のすべての著者からのコメントを調整して原稿を改善しました。

蔡尚敏氏への通信。

著者らは競合する利害関係を宣言していません。

Nature は、この研究の査読への貢献について、Panayotis Lavvas と他の匿名の査読者に感謝します。査読者レポートが利用可能です。

発行者注記 Springer Nature は、発行された地図および所属機関の管轄権の主張に関して中立を保っています。

朝のターミネーター温度プロファイルに基づいて FastChem (参考文献 38) によって計算された、H2O (青)、CO2 (オレンジ)、H2S (緑)、および SO2 (赤) の VMR プロファイルは、10 倍 (実線) および100× (破線) 太陽金属性。

a, カラースケールは地球全体の温度を表し、矢印は 10 mbar での風向きと強さを示します。朝と夕方のターミネーターに対する±10°の縦方向の領域は灰色の実線で示されています。「+」記号は準恒星点を示します。 b、すべての緯度および経度±10°を平均した朝と夕方のターミネーター（aの灰色の線で囲まれた領域）およびKzzプロファイル（式（2）、5バールレベル以下で一定に保たれる）から採用された1D温度-圧力プロファイル。 GCM (グレー) からのスケール高さ 0.1 を乗じた二乗平均平方根垂直風を重ね合わせます。光化学モデルの場合、より低い圧力 (約 10-8 bar) に拡張する場合、温度は GCM の上部境界約 5 × 10-5 bar の温度から等温に保たれます。 c, 星の表面における WASP-39 の星束を入力します。ピンク色の影付き領域は、恒星のスペクトルが直接測定される光学波長範囲を示し、青色の影付き領域と緑色の影付き領域は、それぞれ太陽と HD 203244 から構成された領域です。

SO2、SH、H2S の放射加熱速度 (erg s−1 g−1) は、温度構造に対する潜在的な影響を示します。比較のために、垂直方向に一定の灰色の不透明度 0.05 cm2 g-1 による加熱を示します。すべての加熱速度は 220 ～ 800 nm にわたって統合されます。

WASP-39b の VULCAN モーニングターミネーターモデルにおける SO2 の主なソースとシンクの反応速度。同じ色の破線は対応する逆反応を示し、黒い点線は SO2 の分布プロファイル (任意にスケール化) を示します。

図 4 と同じですが、10 倍の太陽金属度での C/O 比の関数です。 a、C/O 比の関数としての 10 ～ 0.01 mbar の H2O、CO2、SO2 の平均 VMR。太陽の C/O は 0.55 です。公称モデルは実線で示され、0.1 と 10 でスケールされた渦拡散係数 (Kzz) はそれぞれ破線と一点鎖線で示されています。全体の温度が 50 K 増加したモデルと下向きの三角形が点線で結ばれたモデルをそれぞれ示します。 b. NIRSpec PRISM 観察と比較した、異なる C/O 比での朝と夕方のターミネーター平均理論透過スペクトル。エラーバーは 1σ の標準偏差を示します。

WASP-39b モデルのいくつかの種の VMR プロファイル。硫黄動力学 (実線) と硫黄動力学なし (破線) を含む VULCAN との違いを示します。

1,000 K、1 mbar におけるいくつかの硫黄種の不透明度。ただし、UV および OCS の不透明度は室温でのものを除きます。明確にするために、赤外線の不透明度は R ≈ 1,000 までビニングされています。

0.1× (a) および 10× (b) UV を使用した VULCAN モーニングターミネーターモデルの主要な硫黄種の VMR プロファイル。比較のために公称モデルを実線で示しますが、FUV (1 ～ 230 nm) を変化させたモデルは破線で、NUV (230 ～ 295 nm) を変化させたモデルは一点鎖線で示しています。

光化学モデル VULCAN によって計算された存在量分布から生成されたターミネーター平均理論透過スペクトルと、一定の SO2 を 1、5、10 ppm と仮定して比較したもの。前と同様に、NIRSpec PRISM 観察は 1σ エラーバーで示されています。

a, \({k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}/{k}_{{{\rm{H}}}_{2}{ \rm{O}}}^{{\prime} }\times {\rm{O/H}}\) は、10 倍の太陽金属度における OH と H の比率の代用として使用されます。ここで、\({k}_{ {{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}\) と \({k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O} }}^{{\prime} }\) は、それぞれ H2O + H → OH + H2 の順方向速度定数と逆方向速度定数です。温度が低下するにつれて H に比べて OH が不足すると、酸化経路 (OH が必要) よりも鎖形成経路 (OH を必要としない) が優先されます。 b、参考文献から採用された温度プロファイルによる惑星平衡温度の関数としての10〜0.01ミリバールの平均VMR。 39 (セットアップについては本文を参照)。灰色の点線は、WASP-39b パラメーターで検出できるために必要な SO2 濃度のおおよそのマークです。Ｓｘは同素体Ｓ２およびＳ８を表し、ＳＯｘは酸化種ＳＯおよびＳＯ２を表す。

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転載と許可

ツァイ、SM、リー、EKH、パウエル、D. 他 WASP-39b の大気中で光化学的に生成された SO2。 Nature 617、483–487 (2023)。 https://doi.org/10.1038/s41586-023-05902-2

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受信日: 2022 年 11 月 11 日

受理日: 2023 年 2 月 28 日

公開日: 2023 年 4 月 26 日

発行日: 2023 年 5 月 18 日

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

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自然 (2023)

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