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May 25, 2023

SO2 produit photochimiquement dans l'atmosphère de WASP

Nature tome 617, pages

Nature volume 617, pages 483–487 (2023)Citer cet article

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La photochimie est un processus fondamental des atmosphères planétaires qui régule la composition et la stabilité atmosphériques1. Cependant, aucun produit photochimique non ambigu n'a été détecté jusqu'à présent dans les atmosphères d'exoplanètes. Des observations récentes du JWST Transiting Exoplanet Community Early Release Science Program2,3 ont trouvé une caractéristique d'absorption spectrale à 4,05 μm provenant du dioxyde de soufre (SO2) dans l'atmosphère de WASP-39b. WASP-39b est une exoplanète géante gazeuse de 1,27 rayons de Jupiter et de masse de Saturne (0,28 MJ) en orbite autour d'une étoile semblable au Soleil avec une température d'équilibre d'environ 1 100 K (réf. 4). La façon la plus plausible de générer du SO2 dans une telle atmosphère est de recourir à des processus photochimiques5,6. Nous montrons ici que la distribution de SO2 calculée par une suite de modèles photochimiques explique de manière robuste la caractéristique spectrale de 4,05 μm identifiée par les observations de transmission JWST7 avec NIRSpec PRISM (2,7σ)8 et G395H (4,5σ)9. Le SO2 est produit par oxydation successive des radicaux soufrés libérés lors de la destruction du sulfure d'hydrogène (H2S). La sensibilité de la caractéristique SO2 à l'enrichissement de l'atmosphère en éléments lourds (métallicité) suggère qu'elle peut être utilisée comme traceur des propriétés atmosphériques, le WASP-39b présentant une métallicité déduite d'environ 10 × solaire. Nous soulignons en outre que le SO2 présente également des caractéristiques observables aux longueurs d'onde ultraviolettes et infrarouges thermiques non disponibles à partir des observations existantes.

JWST a observé WASP-39b dans le cadre de son programme scientifique de diffusion précoce de la communauté Exoplanet en transit (programme ERS 1366), dans le but d'expliquer sa composition atmosphérique2,3. Les données des modes d'instruments NIRSpec PRISM et G395H ont montré une caractéristique d'absorption distincte entre 4,0 μm et 4,2 μm, culminant à environ 4,05 μm, que les modèles d'équilibre atmosphérique radiatif-convectif-thermochimique ne pouvaient pas expliquer avec la métallicité et les valeurs C/O généralement supposées du gaz planètes géantes (1–100× solaire et 0,3–0,9, respectivement8,9). Après avoir exclu la systématique des instruments et la variabilité stellaire, une recherche approfondie des gaz a montré que le SO2 était un candidat prometteur avec la caractéristique d'absorption la mieux adaptée (voir Méthodes), bien que des spectres ad hoc avec du SO2 injecté aient été utilisés dans l'analyse.

Le soufre partage certaines similitudes chimiques avec l'oxygène mais forme de manière unique divers composés avec une large gamme d'états d'oxydation (-2 à +6 (réf. 10)). Bien que le SO2 soit omniprésent et associé au volcanisme sur les mondes terrestres (par exemple, la Terre, Vénus et le satellite Io de Jupiter), la source de SO2 est fondamentalement différente sur les géantes gazeuses. À l'équilibre thermochimique, le soufre existe principalement sous forme réduite, de sorte que H2S est le principal réservoir de soufre dans une géante gazeuse dominée par l'hydrogène/hélium11,12,13,14. À la température de WASP-39b, le rapport de mélange à l'équilibre du SO2 dans la partie observable de l'atmosphère est inférieur à environ 10−12 pour une métallicité solaire 10× et inférieur à environ 10−9 pour une métallicité solaire égale à 100× (voir Extended Data Fig. 1). Cette abondance d'équilibre de SO2 est inférieure de plusieurs ordres de grandeur aux valeurs nécessaires pour produire la caractéristique spectrale observée par JWST (rapports de mélange en volume (VMR) de 10−6–10−5)8,9. En revanche, sous irradiation ultraviolette (UV), le SO2 peut être oxydé à partir de H2S sous forme de produit photochimique. Les radicaux H et OH, générés par les processus de photolyse, sont essentiels pour libérer les radicaux SH et le S atomique du H2S et ensuite les oxyder en SO et SO2. Bien que des études de modélisation photochimique antérieures aient montré que du SO2 substantiel peut être produit dans des atmosphères d'exoplanètes riches en hydrogène de cette manière5,6,13,15,16, la mesure dans laquelle un tel modèle pourrait reproduire les observations actuelles de WASP-39b est restée non vérifiée.

Nous avons effectué plusieurs calculs de modèles photochimiques 1D indépendants et sans nuage de WASP-39b en utilisant les codes ARGO, ATMO, KINETICS et VULCAN (voir Méthodes pour les détails du modèle). Tous les modèles incluaient des réseaux chimiques cinétiques de soufre et ont été exécutés en utilisant les mêmes profils verticaux de température-pression des terminateurs du matin et du soir adoptés à partir d'une simulation atmosphérique 3D WASP-39b avec le modèle de circulation générale Exo-FMS (GCM)17 (voir Extended Data Fig. . 2). Les modèles nominaux supposaient une métallicité de 10 × solaire (réf. 18) avec un rapport C/O solaire de 0,55, alors que nous avons exploré la sensibilité aux propriétés atmosphériques.

Les rapports de mélange maximaux des principales espèces de soufre produites par les différents modèles photochimiques sont largement cohérents les uns avec les autres à un ordre de grandeur près, comme le montre la Fig. 1. Les profils de rapport de mélange SO2 sont très variables avec l'altitude et culminent fortement à 0,01 –1 mbar avec une valeur de 10–100 ppm. Le SO2 (avec le CO2) est plus favorisé au terminateur le plus frais du matin, auquel le H2S est moins stable contre la réaction avec le H atomique en profondeur (avec un pic d'abondance de SO2 de 50 à 90 ppm au terminateur du matin et de 15 à 30 ppm le soir terminateur). Bien que l'abondance maximale de SO2 des modèles photochimiques soit supérieure à celle estimée à partir de l'ajustement aux données PRISM et G395H, qui supposaient des rapports de mélange constants verticalement d'environ 1 à 10 ppm et d'environ 2,5 à 4,6 ppm, respectivement, les densités numériques intégrées à la colonne supérieures à 10 mbar sont très cohérentes (voir Méthodes). Nos modèles indiquent que S, S2 et SO, qui sont des précurseurs du SO2, atteignent également de fortes abondances dans la haute atmosphère au-dessus du niveau de pression auquel le H2S est détruit. Néanmoins, ils ne devraient pas manifester de caractéristiques spectrales observables dans la gamme de longueurs d'onde PRISM/G395H.

a,b, Les zones ombrées indiquent l'étendue (entourée par les valeurs maximales et minimales) des VMR de CO2 (bleu), SO2 (rose avec des bordures noires) et d'autres espèces de soufre clés (H2S, orange ; S, jaune ; S2, gris ; SO, bleu clair) calculé par un ensemble de modèles photochimiques (ARGO, ATMO, KINETICS et VULCAN) pour les terminateurs du matin (a) et du soir (b). Les VMR à l'équilibre thermochimique sont indiqués par les lignes pointillées, le SO2 n'étant pas dans la plage de l'axe des x en raison de sa très faible abondance à l'équilibre thermochimique. La barre de plage à droite représente les principales plages de pression de l'atmosphère étudiées par la spectroscopie JWST NIRpec. La photochimie produit du SO2 et d'autres espèces de soufre au-dessus du niveau de 1 mbar avec des abondances de plusieurs ordres de grandeur supérieures à celles prédites par l'équilibre thermochimique.

Les voies importantes de la cinétique du soufre dans l'atmosphère de WASP-39b de nos modèles sont résumées à la Fig. 2. Les voies de production photochimique de SO2 à partir de H2S autour du pic de SO2 sont les suivantes :

La photolyse de l'eau dans l'équation (1) est une source importante de H atomique qui initie la voie. La dernière étape d'oxydation du SO en SO2 est généralement l'étape limitant la vitesse. L'oxydation du SO et la photolyse du SO2 représentent les principales sources et puits de SO2, ce qui conduit à une distribution variant en altitude qui culmine à environ 0,1 mbar (voir Données étendues Fig. 4). À des pressions élevées avec moins d'OH disponible, les réactions impliquant S2 deviennent importantes dans l'oxydation de S (voir Méthodes). La croissance des allotropes de soufre élémentaire au-delà de S2 s'arrête effectivement pour des températures supérieures à environ 750 K (réfs. 5,6).

H2S, qui est la molécule soufrée stable à l'équilibre thermochimique dans une atmosphère H2, réagit facilement avec l'hydrogène atomique pour former des radicaux SH et, par la suite, du S atomique dans la région photochimique (au-dessus d'environ 0,1 mbar). La réaction de S avec OH généré photochimiquement produit alors SO, qui est ensuite oxydé en SO2. Les flèches épaisses indiquent des réactions efficaces et M désigne tout troisième corps. Les réactions inefficaces et les chemins inactifs dans le régime de température de WASP-39b sont grisés. Les flèches cyan marquent le chemin principal de H2S à SO2, tandis que les flèches orange marquent les chemins qui sont importants à des pressions plus élevées. Les espèces de soufre sont codées par couleur par les états d'oxydation de S. Les rectangles indiquent des molécules stables, tandis que les ovales indiquent des radicaux libres.

La figure 3 montre les spectres de transmission moyennés matin/soir résultant des différents modèles photochimiques. Tous les modèles sont capables de reproduire la force et la forme de la fonction SO2 de 4,05 μm observée dans les modes NIRSpec PRISM et G395H. La dispersion dans les spectres du modèle est comparable aux incertitudes des données et est attribuée à la dispersion dans la structure VMR verticale du SO2 et du CO2 produits par chaque modèle (Fig. 1). La Fig. 3 montre également les spectres prédits dans la gamme de longueurs d'onde MIRI LRS (5–12 μm), qui présentent des caractéristiques importantes de SO2 autour de 7,5 μm et 8,8 μm, ainsi qu'une pente ascendante vers le rouge de 12 μm due au CO2. De plus, nos modèles prédisent un fort signal de transmission UV (0,2–0,38 μm) à partir de la présence d'espèces S : H2S, S2, SO2 et SH produisent un gradient d'opacité net vers la courte distance de 0,38 μm (Extended Data Fig. 7), auquel le les sections efficaces UV à température ambiante sont utilisées sauf celles à 800 K pour SH. L'écart entre les modèles et les observations précédentes du HST STIS et du VLT/FORS219 (voir Fig. 3) entre 0,38 et 0,5 μm pourrait potentiellement être dû à des opacités UV accrues à des températures élevées et/ou à des particules d'aérosol. Une caractérisation plus poussée des caractéristiques spectrales des espèces soufrées dans l'UV est prometteuse avec l'observation prévue HST/UVIS (Programme 17162, chercheurs principaux : Z. Rustamkulov et D. Sing).

Nous montrons les spectres de transmission moyennés sur les terminateurs du matin et du soir générés à partir des résultats du modèle photochimique 1D. a, Comparaison avec la réduction NIRSpec PRISM FIREFly8. b, Comparaison avec la réduction moyenne pondérée NIRSpec G395H9. c, Comparaison avec les données de longueur d'onde optique actuelles du HST et du VLT/FORS219,37. Les modèles présentent des caractéristiques prononcées aux longueurs d'onde UV dues aux espèces soufrées par rapport au modèle sans espèces porteuses de S (ligne bleue pointillée). d, spectres prédits sur la gamme de longueurs d'onde MIRI LRS, avec SO2 retiré de la sortie VULCAN indiquée en gris pour indiquer sa contribution. Toutes les données spectrales montrent des barres d'erreur 1σ et les écarts types moyennés (non pondérés) sur toutes les réductions sont indiqués pour les données NIRSpec G395H.

Le SO2 a récemment été suggéré comme traceur prometteur de la métallicité dans les atmosphères d'exoplanètes géantes16. Pour tester cela et montrer les tendances des propriétés atmosphériques, nous avons effectué une analyse de sensibilité sur la métallicité ainsi que sur la température et le mélange vertical à l'aide de VULCAN (voir Méthodes pour plus de détails et d'autres tests sur le C/O et le flux UV stellaire). La figure 4a résume ces résultats pour le SO2, ainsi que pour le H2O et le CO2, qui sont plus couramment utilisés comme approximations de la métallicité atmosphérique13,20,21,22. Dans l'ensemble, l'abondance moyenne de SO2 dans la région de pression pertinente pour une telle observation n'est pas fortement sensible à la température ou au mélange vertical une fois que le SO2 a atteint des niveaux ppm observables et est légèrement sensible au C/O (voir Données étendues Fig. 5). En revanche, SO2 montre une dépendance similaire ou plus forte vis-à-vis de la métallicité par rapport à H2O et CO2. Cette sensibilité à la métallicité peut être comprise à partir de la réaction nette (équation (1)), dans laquelle il faut une molécule de H2S et deux molécules de H2O pour fabriquer un SO2. Bien que le SO2 puisse être davantage oxydé en SO3, ce qui nécessite de l'oxygène supplémentaire, le SO3 est rarement produit à un niveau observable dans une atmosphère dominée par le H2. Par conséquent, le SO2 peut être un traceur idéal de l'enrichissement en éléments lourds pour les planètes géantes, avec des contraintes données sur la température et le flux d'ultraviolet lointain stellaire (FUV). L'applicabilité du SO2 en tant que traceur de métallicité est illustrée plus en détail sur la figure 4b, dans laquelle l'augmentation de l'amplitude de la caractéristique SO2 entre 5 × et 20 × métallicité solaire est bien supérieure à celle du CO2 et du H2O. Ainsi, les analyses de récupération visant à évaluer la métallicité atmosphérique des exoplanètes géantes chaudes peuvent bénéficier considérablement des mesures de CO2 et de SO2.

a, Le VMR moyen de H2O, CO2 et SO2 dans l'atmosphère entre 10 et 0,01 mbar examiné par spectroscopie de transmission en fonction de la métallicité atmosphérique. Le modèle nominal est représenté par des lignes pleines, tandis que le coefficient de diffusion tourbillonnaire (Kzz) mis à l'échelle de 0,1 et 10 est représenté par des lignes pointillées et pointillées, respectivement. Les modèles avec la température totale augmentée et diminuée de 50 K sont indiqués par les triangles orientés vers le haut et vers le bas reliés par des lignes pointillées, respectivement. b, Les spectres de transmission théoriques moyennés par les terminateurs du matin et du soir avec différentes métallicités (par rapport à la valeur solaire) par rapport à l'observation NIRSpec. Les barres d'erreur indiquent les écarts-types 1σ.

Nos résultats démontrent l'importance de considérer la photochimie - et la chimie du soufre en particulier - dans les atmosphères chaudes d'exoplanètes lors de l'interprétation des observations atmosphériques d'exoplanètes. La photochimie des exoplanètes a été étudiée à l'aide de modèles numériques depuis la détection d'une atmosphère sur une exoplanète en transit23,24, suivie d'un ensemble diversifié d'études ultérieures expliquant l'interaction du carbone, de l'oxygène, de l'azote, de l'hydrogène et du soufre (voir, par exemple, réf. 25 pour un examen). Il a en outre été souligné que le soufre peut affecter d'autres espèces non soufrées, telles que le H atomique, le CH4 et le NH3 (réf. 6, 15 ; voir également les données étendues Fig. 6). Les tendances de température dans la production photochimique des espèces soufrées (Extended Data Fig. 10) dans les atmosphères d'exoplanètes sont potentiellement observables avec des caractéristiques dans l'UV et l'infrarouge (Fig. 3 et Extended Data Fig. 7). À des températures supérieures à celles de WASP-39b, SH et SO peuvent devenir relativement plus abondants que SO2 (réf. 6, 13, 15). L'observation de ces variations de composition avec la température dans des atmosphères dominées par H2, modulées par la métallicité atmosphérique, pourrait considérablement améliorer notre compréhension des réseaux chimiques à haute température et des propriétés atmosphériques. L'effort d'observation devrait également être complété par une détermination plus précise des principales constantes de vitesse de réaction chimique et des sections efficaces UV aux températures pertinentes (par exemple, réf. 26,27), ainsi que par le développement d'une modélisation photochimique au-delà de 1D qui inclut le transport horizontal. (par exemple, réf. 28, 29, 30).

L'accessibilité des espèces de soufre dans les atmosphères d'exoplanètes grâce à l'aide de la photochimie ouvre une nouvelle fenêtre sur les processus de formation des planètes, alors que dans les géantes gazeuses du système solaire, la température est suffisamment basse pour que le soufre soit condensé sous forme de nuages ​​​​H2S ou avec NH3 sous forme de nuages ​​d'hydrosulfure d'ammonium (NH4SH)31, ce qui rend son observation plus difficile. Le soufre a été détecté dans des disques protoplanétaires32, dans lesquels il peut être principalement sous forme réfractaire33, ce qui en fait un élément de référence montrant les contributions de métallicité du solide et du gaz accrétés34,35,36. De tels efforts pour les exoplanètes géantes chaudes sont désormais possibles grâce à l'observabilité du SO2 produit par voie photochimique. Ainsi, la détection de SO2 offre des informations précieuses sur la caractérisation atmosphérique et la formation des planètes.

Une liste des espèces de gaz qui ont été comparées à la caractéristique d'absorption de 4,05 μm dans l'observation du transit de WASP-39b peut être trouvée dans la réf. 8. En particulier, les espèces présentant des caractéristiques d'absorption à des longueurs d'onde similaires mais exclues comprennent H2S, HCN, HBr, PH3, SiO et SiO2. H2S et HCN absorbent vers l'avant de la caractéristique à 4,05 μm, tandis que SiO2 absorbe vers la longueur de celle-ci, et HBr, SiO et PH3 ont des bandes d'absorption plus larges que la caractéristique observée. Chimiquement, SiO et SiO2 devraient également pleuvoir à la température de WASP-39b et les abondances élémentaires solaires ont peu de brome (Br/H ≈ 4 × 10−10). Au final, les tests d'injection de SO2 permettent une détection de 2.7σ avec NIRSpec PRISM (réf. 8) et 4.8σ avec G395H (réf. 9).

Pour fournir des entrées aux modèles photochimiques 1D, un GCM WASP-39b sans nuage a été exécuté à l'aide de l'Exo-FMS GCM17. Nous avons calculé les spectres de transmission dérivés des résultats de notre modèle photochimique à l'aide de gCMCRT (réf. 40) et de la liste de raies de SO2 à haute température ExoAmes41. Les paramètres du système ont été tirés de la réf. 7. Nous supposons une atmosphère de métallicité solaire 10 × en équilibre thermochimique et utilisons un transfert radiatif à deux flux, corrélé-k sans absorbeurs de longueur d'onde optiques et UV tels que TiO, VO et Fe, qui sont supposés avoir plu de l'atmosphère compte tenu de la températures atmosphériques de WASP-39b. L'hypothèse sur l'équilibre thermochimique dans les calculs de transfert radiatif sera discutée dans la section suivante.

Bien que les températures de WASP-39b traversent plusieurs courbes de condensation de nuages ​​​​de sulfure, tels que Na2S et ZnS, la composition du gaz ne devrait pas être sensiblement affectée. Les abondances élémentaires de Na et Zn sont moins abondantes que S (Na/S ≈ 0,13, Zn/S ≈ 0,0029), ce qui réduirait au plus environ 20 % du soufre total, de la même manière que l'oxygène est séquestré dans les silicates et les métaux42 . De plus, cette condensation complète est peu probable car les condensats de sulfure ont généralement des énergies de surface élevées43,44 qui inhibent une nucléation efficace, compatible avec la détection de sodium gazeux sur WASP-39b (réf. 8).

Le rayon de WASP-39b est gonflé notamment et nous supposons une température interne de 358 K, tirée de la relation entre le flux irradié et la température interne trouvée dans la réf. 45. Données étendues La Fig. 2a montre la carte latitude-longitude de la température à un niveau de pression de 10 mbar. Les données d'entrée des modèles photochimiques sont les profils de température-pression aux extrémités du matin et du soir (Extended Data Fig. 2), que nous calculons en prenant la moyenne des profils sur toutes les latitudes et ± 10 ° (comme estimé à partir de l'ouverture- calculs d'angle de la réf. 46) des terminateurs du matin (ouest) et du soir (est) (c'est-à-dire la région entre les courbes grises dans les données étendues Fig. 2a. Le terminateur matinal plus frais en raison du transport de chaleur horizontal facilité par la circulation mondiale peut être vue sur la figure.

Le mélange vertical dans les modèles chimiques 1D est généralement paramétré par la diffusion turbulente. Pour les exoplanètes, le coefficient de diffusion turbulente (Kzz) est en général un paramètre utile mais peu contraignant. Pour les modèles photochimiques 1D utilisés dans ce travail, nous supposons que Kzz suit une dépendance de racine carrée inverse avec la pression dans la stratosphère (par exemple, réf. 29) comme

et maintenu constant sous le niveau de 5 bars dans la zone convective. Le profil de diffusion tourbillonnaire correspond généralement au vent vertical quadratique moyen multiplié par 0,1 hauteur d'échelle comme échelle de longueur caractéristique du GCM. Le profil Kzz résultant est présenté dans les données étendues Fig. 2.

Les profils de température adoptés à partir du GCM supposent des abondances d'équilibre chimique. Pour évaluer la rétroaction radiative des abondances chimiques de déséquilibre, nous avons d'abord effectué des calculs 1D auto-cohérents, couplant les modèles de transfert radiatif et de photochimie-cinétique à l'aide d'HELIOS (réf. 47) et de VULCAN (réf. 6), pour lesquels les sources d'opacité dans Les HELIOS comprennent H2O, CH4, CO, CO2, NH3, HCN, C2H2, SH, H2S, SO2, Na, K, H−, CIA H2–H2 et H2–He (voir références dans la réf. 47). Pourtant, nous avons trouvé des différences négligeables entre le profil de température calculé à partir des abondances à l'équilibre et celui des abondances au déséquilibre. Ceci est probablement dû au fait que l'eau, en tant que source d'opacité infrarouge prédominante, n'est pas affectée par les processus de déséquilibre. Pendant ce temps, quelques opacités manquent dans notre calcul de transfert radiatif. En particulier, l'opacité du SO2 (réf. 48) ne s'étend pas dans le domaine des longueurs d'onde visible et UV. Des travaux antérieurs13,49 ont indiqué que SH et S2 ont une forte absorption dans l'UV-visible et peuvent potentiellement affecter la structure thermique. Pour quantifier l'effet radiatif de ces espèces soufrées, nous avons calculé la vitesse de chauffage en ondes courtes avec

dans laquelle cP est la capacité calorifique spécifique de l'air, F est le flux stellaire associé au faisceau direct et Δmi et Δmair sont respectivement la masse de la colonne des espèces i et de l'air d'une couche atmosphérique. Données étendues La Fig. 3 illustre l'échauffement à ondes courtes dû à SH, S2 et SO2. Notre estimation montre que le SO2 a le plus contribué dans notre modèle WASP-39b, plutôt que SH et S2 étant les principaux absorbeurs d'ondes courtes pour les atmosphères à métallicité de type solaire13,49. Le pic d'échauffement dû au SO2 est comparable à une opacité grise de 0,05 cm2 g−1 sur 220–800 nm et pourrait potentiellement élever les températures autour de 0,1 mbar (l'opacité grise visible pour l'irradiation de WASP-39b est d'environ 0,005 cm2 g-1 (réf. 50)). Néanmoins, cet effet de chauffage ne change pas nos principales conclusions sur la formation photochimique de SO2 sur WASP-39b. Tant que les températures ne descendent pas en dessous d'environ 750 K, à partir desquelles la formation d'allotropes de soufre commence à prendre le relais, le SO2 n'est pas trop sensible aux augmentations de température jusqu'à 100 K.

Nous avons besoin de la distribution d'énergie spectrale à haute énergie (SED) de l'étoile hôte WASP-39 comme entrée pour piloter notre ensemble de modèles photochimiques. Cependant, en tant qu'étoile de type G moyen inactive (Teff = 5 485 ± 50 K ; réf. 51) à une distance de 215 pc (Gaia DR3), WASP-39 est trop faible pour la spectroscopie UV à S/N élevé avec HST. Pour approximer l'incident de rayonnement stellaire sur WASP-39b, nous avons créé un SED stellaire personnalisé qui combine la spectroscopie directe de WASP-39 dans les modes optiques (avec les modes HST/STIS G430L et G750L ; GO 12473, chercheur principal : D. Sing) avec un représentant spectres d'étoiles analogues à des longueurs d'onde plus courtes.

Notre approche pour estimer la SED stellaire UV était basée sur deux facteurs : (1) dans le proche ultraviolet (NUV ; 2 300–2 950 Å), dans lequel le flux est dominé par la photosphère, nous avons choisi un proxy avec un type spectral similaire à WASP-39 et (2) dans l'ultraviolet extrême (XUV) et FUV (1–2 300 Å), dans lesquels le flux stellaire est dominé par les raies d'émission chromosphérique, de région de transition et coronale, nous avons choisi une étoile proxy avec une activité chromosphérique similaire indicateurs et utilisé le type spectral comme considération secondaire. Dans le NUV, nous avons utilisé les spectres HST/STIS E230M de HD 203244, un (Ca II log(\({R}_{{\rm{H}}{\rm{K}}}^{{\prime } }\)) = −4,4 (réf. 52)), proche (c'est-à-dire non rougi, d = 20,8 pc ; Gaia DR2), étoile G5 V (Teff = 5 480 K (réf. 53)) de l'archive STARCat54. Bien que HD 203244 soit un proxy approprié aux longueurs d'onde photosphériques, WASP-39 est une étoile relativement ancienne (environ 7 Gyr) avec une faible activité chromosphérique (log(\({R}_{{\rm{H}}{\rm{K }}}^{{\prime} }\)) = −4,97 ± 0,06) et une longue période de rotation (Prot = 42,1 ± 2,6 jours ; réf. 51), suggérant un flux de haute énergie nettement inférieur à celui de HD 203244. Par conséquent, nous avons choisi d'utiliser une étoile de type G à faible activité, le Soleil, à des longueurs d'onde inférieures à 2 300 Å. Le Soleil dispose de données d'archives de haute qualité disponibles sur les rayons UV et X et d'une activité chromosphérique similaire à WASP-39 (le Ca II solaire moyen log(\({R}_{{\rm{H}}{\rm{ K}}}^{{\prime} }\)) est de −4,902 ± 0,063 et varie d'environ −4,8 à −5,0 du maximum solaire au minimum solaire55,56). Avec les composants en main, nous avons d'abord corrigé les spectres STIS observés de WASP-39 pour l'extinction de la poussière interstellaire de E(B - V) = 0,079 (réf. 57) en utilisant une courbe de rougissement interstellaire standard RV = 3,158, puis interpolé tous les spectres sur une grille de 0,5-Å-pixel-1. Le spectre NUV de HD 203244 a été mis à l'échelle des observations de WASP-39 corrigées du rougissement dans la région de chevauchement entre 2 900 et 3 000 Å et le spectre XUV + FUV du Sun59 silencieux a été mis à l'échelle de l'extrémité bleue du SED combiné. La mise à l'échelle du flux entre deux composantes spectrales est définie comme ((Fref − α × Fproxy)/σref)2 dans la région de chevauchement, dans laquelle 'proxy' est le spectre mis à l'échelle, 'ref' est le spectre auquel nous mettons à l'échelle et α est le facteur d'échelle appliqué au spectre proxy. α varie jusqu'à ce que la quantité ci-dessus soit minimisée (α = 2,04 × 10−16 et 7,58 × 10−3 pour les composantes FUV et NUV, respectivement). Le spectre combiné final a été convolutionné avec un noyau gaussien de 2 Å pleine largeur à mi-hauteur et les longueurs d'onde supérieures à 7 000 Å ont été supprimées pour éviter les franges dans le proche infrarouge en mode STIS G750L. Nous montrons le spectre stellaire à la surface de l'étoile utilisé pour nos modèles photochimiques dans Extended Data Fig. 2.

Nous avons comparé notre SED estimée pour WASP-39 aux observations archivés GALEX de Shkolnik60, qui ont trouvé que la densité de flux NUV (1 771–2 831 Å) était de 168,89 μJy, ou un flux spectral NUV moyen de Fλ = 9,8 × 10−16 erg cm− 2 s−1 Å−1 à 2 271 Å. En corrigeant cette valeur par la correction d'extinction moyenne dans la bande passante GALEX NUV, un facteur de 1,79, et en la comparant avec le flux moyen de notre SED estimé sur la même gamme spectrale (1,66 × 10−15 erg cm−2 s−1 Å− 1), nous trouvons que l'accord entre la mesure GALEX de WASP-39 et notre proxy stellaire est meilleur que 6%.

Pour post-traiter la sortie du modèle photochimique 1D et produire des spectres de transmission, nous utilisons le code de transfert radiatif 3D Monte Carlo gCMCRT40.

Pour le traitement des colonnes 1D, gCMCRT utilise une géométrie sphérique 3D mais avec un profil vertical constant à travers le globe en latitude et longitude. De cette façon, les spectres des sorties 1D peuvent être calculés. Nous traitons séparément les profils chimiques 1D verticaux des terminateurs du matin et du soir de chaque modèle photochimique, en prenant le résultat moyen des deux spectres de transmission pour produire les spectres finaux qui sont comparés aux données d'observation.

Dans le modèle des spectres de transmission, nous utilisons les opacités générées à partir des listes de raies suivantes : H2O (réf. 61), OH (réf. 62), CO (réf. 63), CO2 (réf. 64), CH4 (réf. 65) , CH3 (réf. 66), HCN (réf. 67), C2H2 (réf. 68), C2H4 (réf. 69), C2H6 (réf. 70), C4H2 (réf. 70), C2 (réf. 71), CN (réf. 72), CH (réf. 73), SO2 (réf. 41), SH (réf. 48), SO (réf. 74), H2S (réf. 75), NO (réf. 76), N2O (réf. 76), NO2 (réf. 76), HCl (réf. 70), Na (réf. 77), K (réf. 77).

Nous utilisons les modèles thermo-photochimiques 1D suivants pour produire les profils d'abondance chimique à l'état d'équilibre pour les terminateurs de WASP-39b. Tous les modèles supposent des conditions sans nuages ​​et adoptent les mêmes profils de température, flux UV stellaire, profil de coefficient de diffusion tourbillonnaire (données étendues Fig. 2) et conditions aux limites de flux nul (fermé). Un angle zénithal de 83° (un angle zénithal effectif qui correspond au flux actinique moyen de la région du terminateur pour une profondeur optique proche de l'unité) est supposé pour la modélisation photochimique du terminateur.

Le modèle cinétique 1D VULCAN traite les réactions thermochimiques78 et photochimiques6. VULCAN résout les équations de continuité eulériennes, y compris les sources/puits chimiques, le transport par diffusion et advection et la condensation. Nous avons appliqué le réseau CHNOS (https://github.com/exoclime/VULCAN/blob/master/thermo/SNCHO_photo_network.txt) pour les atmosphères réduites contenant 89 paliers C neutres, paliers H, paliers O, paliers N et espèces porteuses de S et un total de 1 028 réactions thermochimiques (soit 514 paires avant-arrière) et 60 réactions de photolyse. Les allotropes de soufre sont simplifiés en un système de S, S2, S3, S4 et S8. Les données de cinétique du soufre sont tirées des bases de données NIST et KIDA, ainsi que de modélisations5,79 et de calculs ab initio publiés dans la littérature (par exemple, réf. 80). Pour des raisons de simplicité et de comparaison de modèles plus propres, les sections efficaces UV dépendant de la température6 ne sont pas utilisées dans ce travail. L'algorithme de recherche de chemin décrit dans la réf. 81 est utilisé pour identifier les voies chimiques importantes. Nous notons que les chemins présentés dans cette étude sont principalement basés sur la sortie VULCAN (voir Extended Data Table 1). Bien que les réactions détaillées puissent différer entre les différents modèles photochimiques, les principales voies restent robustes.

Le modèle de transport thermo-photochimique KINETICS 1D42 utilise le modèle Caltech/JPL KINETICS82,83 pour résoudre les équations couplées de continuité 1D décrivant la production chimique, la perte et le transport vertical des constituants atmosphériques de WASP-39 b. Le modèle contient 150 espèces neutres portant C, H, O, N, S et Cl qui interagissent les unes avec les autres à travers un total de 2 350 réactions (c'est-à-dire 1 175 paires de réactions avant-inverse ). Ces réactions ont toutes été entièrement inversées grâce au principe thermodynamique de réversibilité microscopique84, de sorte que le modèle reproduirait l'équilibre thermochimique en l'absence de transport et de sources d'énergie externes, compte tenu d'un temps d'intégration suffisant. La liste des réactions chimiques impliquant des espèces portant C, H, O et N est tirée directement de la réf. 22. Sont inclus pour la première fois ici 41 espèces de soufre et de chlore : S, S(1D), S2, S3, S4, S8, SH, H2S, HS2, H2S2, CS, CS2, HCS, H2CS, CH3S, CH3SH, SO, SO2, SO3, S2O, HOSO2, H2SO4 (gaz et condensé), OCS, NS, NCS, HNCS, Cl, Cl2, HCl, ClO, HOCl, ClCO, ClCO3, ClS, ClS2, Cl2S, ClSH, OSCl, ClSO2 et SO2Cl2. Les données thermodynamiques de plusieurs espèces chlorées et soufrées ne sont pas disponibles dans la littérature antérieure et nous avons effectué des calculs ab initio pour ces espèces. Nous avons d'abord effectué des calculs de structure électronique au niveau théorique CBS-QB3 en utilisant Gaussian 09 (réf. 85) pour déterminer les conformations géométriques, les énergies et les fréquences vibrationnelles des molécules cibles. Ensuite, les propriétés thermodynamiques de ces molécules ont été calculées par Arkane (réf. 86), un package inclus dans le logiciel open-source RMG v3.1.0 (réfs. 87,88), avec des corrections d'énergie atomique, des corrections de liaison et de spin-orbite corrections, basées sur le niveau de théorie CBS-QB3 comme chimie modèle. Les coefficients de vitesse de réaction et les sections efficaces de photolyse pour ces espèces S et Cl sont dérivés des études de Vénus89,90,91,92,93,94, des études du milieu interstellaire95, des modèles photochimiques Io96,97, des modèles d'impact cométaire de Jupiter98,99, des la littérature sur la chimie de la combustion100,101,102,103, les compilations stratosphériques terrestres104,105 et de nombreuses études individuelles de laboratoire ou de cinétique computationnelle (telles que les réf. 106,107,108,109,110).

Le code de cinétique thermochimique et photochimique 1D ARGO utilisait à l'origine111,112 le réseau Stand2019 pour la chimie neutre de l'hydrogène, du carbone, de l'azote et de l'oxygène. ARGO résout l'équation de continuité couplée 1D incluant les réactions thermochimiques-photochimiques et le transport vertical. Le réseau Stand2019 a été étendu par Rimmer et al. 113 en mettant à jour plusieurs réactions, incorporant le réseau de soufre développé par la réf. 15, et en le complétant avec les réactions des réf. 93 114, pour produire le réseau Stand2020. Le réseau Stand2020 comprend 2 901 réactions réversibles et 537 réactions irréversibles, impliquant 480 espèces composées de H, C, N, O, S, Cl et d'autres éléments.

Le schéma de cinétique chimique CHNO de la réf. 115 est mis en œuvre par la réf. 116 dans le modèle d'atmosphère 1D standard ATMO, qui résout l'état d'équilibre du déséquilibre chimique. Au moment de la rédaction de cet article, le schéma cinétique du soufre d'ATMO, dérivé de modèles de combustion appliqués, est encore au stade de développement et de validation. Par conséquent, pour WASP-39b, nous avons effectué ATMO avec le réseau thermochimique CHNOS de VULCAN (réf. 6) ainsi que le schéma photochimique de réf. 117 (une mise à jour du schéma photochimique natif de la réf. 115), avec 71 autres réactions de photolyse de H2S, S2, S2O, SO, SO2, CH3SH, SH, H2SO et COS.

Nous examinons la sensibilité de nos résultats chimiques aux propriétés atmosphériques essentielles à l'aide de VULCAN. Pour les modèles avec divers rapports métallicités et C/O, nous explorons la sensibilité à la température et au mélange vertical en faisant systématiquement varier les profils de température-pression et de coefficient de diffusion tourbillonnaire. En effet, la température dans l'atmosphère est décalée de 50 K et les coefficients de diffusion turbulente sont multipliés/divisés par 10. Ces variations couvrent une plage comparable aux différences de température entre les modèles de transfert radiatif47 et aux incertitudes de paramétrage du mélange vertical avec les coefficients de diffusion turbulente118, 119. Sur notre choix de chaleur interne, nous avons en outre mené des essais avec différentes températures internes et constaté que les compositions au-dessus de 1 bar ne sont pas sensibles à la température interne, car les niveaux de trempe des principales espèces sont à des niveaux plus élevés compte tenu du coefficient de diffusion tourbillonnaire adopté. Nous avons également vérifié que la température au-dessus de la limite supérieure du GCM (environ 5 × 10−5 bar ; données étendues Fig. 2) n'affecte pas la composition ci-dessous.

La sensibilité au C/O est résumée dans les données étendues de la Fig. 5, dans laquelle le modèle nominal a un rapport C/O de 0,55, comme dans le texte principal. L'abondance moyenne de SO2 et de H2O dans la région de pression pertinente pour les observations du spectre de transmission montre des dépendances similaires sur C/O, diminuant de quelques facteurs à mesure que le C/O augmentait de sub-solaire (0,25) à super-solaire (0,75) valeurs. L'abondance moyenne de SO2 n'est pas non plus très sensible à la température et au mélange vertical, sauf pour C/O = 0,75, pour lequel la concentration de SO2 est à peu près au niveau ppm, similaire à ce que l'on trouve sur la Fig. 4.

Enfin, nous avons effectué des tests de sensibilité à l'irradiation UV, la source d'énergie ultime de la photochimie. Nous avons d'abord testé la sensibilité aux spectres stellaires supposés en réalisant les mêmes modèles avec le spectre solaire (proche de WASP-39) et avons trouvé des différences négligeables dans les résultats photochimiques. Étant donné que le spectre UV vers 295 nm est construit à partir de proxies stellaires plutôt que directement mesurés, nous nous sommes ensuite concentrés sur la variation du flux stellaire dans le FUV (1–230 nm) et le NUV (230–295 nm) séparément. Données étendues La Fig. 8 montre que les abondances d'espèces soufrées résultantes sont presque identiques lorsque le flux UV est réduit d'un facteur 10, ce qui correspond globalement à ce que Zahnle et al.5 ont suggéré que la destruction photochimique de H2S ne devient limitée aux photons que lorsque le le flux UV stellaire est réduit d'environ deux ordres de grandeur (pour une géante gazeuse directement imagée). D'autre part, bien que le SO et le SO2 ne soient pas sensibles à l'augmentation de la NUV, ils sont considérablement appauvris avec l'augmentation de la FUV. En effet, la photodissociation du SO et du SO2 opère principalement dans le FUV et le FUV amélioré peut détruire le SO et le SO2, même avec la même quantité de radicaux OH disponibles.

Les espèces mineures ont généralement une VMR variant avec l'altitude dans la région observable de l'atmosphère, en particulier celles produites ou détruites par photochimie. Données étendues La Fig. 9 montre que l'hypothèse d'une VMR verticalement constante de SO2 peut conduire à sous-estimer ses abondances d'environ un ordre de grandeur. Ceci est vérifié en comparant la densité numérique intégrée à la colonne à partir du niveau de pression pertinent pour la spectroscopie de transmission. Par exemple, la densité numérique intégrée à la colonne moyenne du terminateur de SO2 au-dessus de 10 mbar par VULCAN est d'environ 1,4 × 1019 molécules cm-2, ce qui équivaut à un SO2 verticalement uniforme avec une concentration d'environ 4 ppm. Par conséquent, les cadres de modélisation qui supposent une composition verticalement uniforme doivent être traités avec prudence et bénéficieraient de comparaisons avec des modèles photochimiques, en particulier pour les espèces photochimiquement actives qui peuvent présenter de grands gradients verticaux.

Les opacités des espèces de soufre illustrées dans les données étendues de la figure 7 sont compilées à partir de sections transversales UV et de listes de lignes infrarouges. Les sections efficaces UV à température ambiante sont tirées de la base de données de l'Observatoire de Leiden120 (http://home.strw.leidenuniv.nl/~ewine/photo). Les opacités infrarouges comprennent SO2 (réf. 121), H2S (réf. 122, 48), CS (réf. 123) et une liste de lignes à haute température nouvellement calculée pour SO (réf. 74). L'opacité d'OCS (réf. 124) n'est disponible que jusqu'à la température ambiante à l'heure actuelle, sa couverture est donc probablement incomplète dans notre région d'intérêt.

La formation de S2 peut concurrencer la production de SO2, comme nous l'explorerons en détail dans la section suivante. Sur WASP-39b, les réactions impliquant S2 se révèlent importantes dans l'oxydation de S à des pressions élevées auxquelles moins d'OH est disponible. S et SH réagiraient d'abord pour former S2 par SH + S → H + S2 avant de s'oxyder via S2 + OH → SO + SH. Le schéma est similaire à celui de l'équation (1), sauf que SH et S2 jouent le rôle de catalyseur pour oxyder S en SO, alors que SO peut également auto-réagir pour former SO2 dans ce régime (les références des réactions importantes sont répertoriées dans Extended Data Tableau 1).

La température de WASP-39b réside dans le sweet spot de production de SO2 (réf. 16). Des travaux de modélisation photochimique antérieurs ont suggéré qu'à des températures plus basses, les allotropes de soufre seraient favorisés par rapport au SO2, alors que le SH peut prévaloir à des températures plus élevées5,6. Ici, nous expliquons brièvement les tendances générales de la température des produits photochimiques soufrés.

Une fois S libéré de H2S, le soufre peut suivre soit les voies d'oxydation, soit les voies de polymérisation en chaîne, comme illustré à la Fig. 2. La compétition entre les deux voies est essentiellement contrôlée par l'abondance du radical oxydant OH par rapport à l'hydrogène atomique. Nous pouvons estimer le rapport OH sur H en supposant que OH est en quasi-équilibre avec H2O, c'est-à-dire \({k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}[ {{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}][{\rm{H}}]={k}_{{{\rm{H}}}_{2}{ \rm{O}}}^{{\prime} }[{\rm{OH}}][{{\rm{H}}}_{2}]\), dans lequel \({k}_{ {{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}\) et \({k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O} }}^{{\prime} }\) sont les constantes de vitesse avant et arrière de H2O + H → OH + H2, respectivement. Ensuite, \({\rm{[OH]/[H]}}\approx 2\frac{{k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}} {{k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}^{{\prime} }}\times {\rm{O}}/{\rm{H }}\), car la majeure partie de l'O est dans H2O. Données étendues La Fig. 10a montre que le rapport [OH]/[H] dépend fortement de la température. Lorsque la température descend en dessous d'environ 750 K, la rareté de OH fait de préférence réagir S avec SH pour former S2. Le SO et le SO2 ne peuvent être produits qu'à des altitudes plus élevées, auxquelles plus d'OH est disponible à partir de la photolyse de l'eau (par exemple, réf. 5,6).

Nous effectuons en outre des calculs photochimiques à l'aide de VULCAN avec une grille de profils de température à travers des températures d'équilibre planétaire de 600 à 2 000 K, adoptées à partir des modèles d'équilibre radiatif-convectif 1D appliqués dans la réf. 39, dans laquelle une température interne de 100 K avec une parfaite redistribution de la chaleur et une gravité g = 1 000 cm s−2 sont supposées. Outre les profils thermiques, nous gardons le reste des paramètres planétaires identiques à ceux du modèle WASP-39b dans ce travail, y compris l'irradiation UV stellaire. Données étendues La figure 10b révèle l'observation de la photochimie du soufre sur d'autres exoplanètes irradiées, résumant les abondances moyennes des principales molécules de soufre produites par la photochimie en fonction de la température d'équilibre. Pour une métallicité solaire 10 ×, la température idéale pour produire du SO2 observable est de 1 000 K ≲ Teq ≲ 1 600 K. Pour Teq ≲ 1 000 K, la production de SO2 en dessous du niveau de 0,01 mbar a cessé et Sx (allotropes de soufre ; principalement S2 et S8 ici ) est plus favorisé. Pour Teq ≳ 1 600 K, SH devient la molécule soufrée prédominante (en dehors du S atomique) autour des niveaux mbar. Bien que l'observation de SH soit difficile dans l'infrarouge, elle peut potentiellement être identifiée dans le proche UV (300–400 nm)125.

Les données utilisées dans cet article sont associées au programme JWST ERS 1366 et sont disponibles auprès des archives Mikulski pour les télescopes spatiaux (https://mast.stsci.edu), qui sont gérées par l'Association of Universities for Research in Astronomy, Inc. , sous contrat NASA NAS 5-03127 pour JWST. Les réseaux chimiques et la sortie d'abondance des modèles photochimiques (ARGO, ATMO, KINETICS et VULCAN) présentés dans cette étude sont disponibles sur https://doi.org/10.5281/zenodo.7542781.

Les codes VULCAN et gCMCRT utilisés dans ce travail pour simuler la composition et produire des spectres synthétiques sont accessibles au public : VULCAN6,78 (https://github.com/exoclime/VULCAN) ; gCMCRT40 (https://github.com/ELeeAstro/gCMCRT).

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Ce travail est basé sur des observations faites avec le NASA/ESA/CSA JWST. Les groupes de travail sont associés au programme JWST-ERS-01366. Le manuscrit initial a été amélioré par les commentaires constructifs de L. Mancini, J. Mendonça, A. Saba et X. Tan. S.-MT est soutenu par la subvention avancée EXOCONDENSE du Conseil européen de la recherche (n° 740963 ; chercheur principal : RT Pierrehumbert). L'EKHL est soutenue par la bourse SNSF Ambizione Fellowship (n° 193448). XZ est soutenu par la subvention de recherche sur les exoplanètes de la NASA 80NSSC22K0236. OV reconnaît le financement du projet ANR 'EXACT' (ANR-21-CE49-0008-01), du Centre National d'Études Spatiales (CNES) et du CNRS/INSU Programme National de Planétologie (PNP). LD reconnaît le soutien de l'Union européenne H2020-MSCA-ITN-2109 sous le numéro de subvention. 860470 (CAMELEON) et la bourse KU Leuven IDN/19/028 Escher. Ce travail a bénéficié du 2022 Exoplanet Summer Program at the Other Worlds Laboratory (OWL) at the University of California, Santa Cruz, un programme financé par la Fondation Heising-Simons. La TD est un LSSTC Catalyst Fellow. JK est chercheur à l'Imperial College. BVR est un 51 Pegasi b Fellow. LW est un boursier NHFP Sagan. ADF est un chercheur diplômé de la NSF.

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Tous les auteurs ont joué un rôle notable dans le programme scientifique JWST Transiting Exoplanet Community Early Release, y compris la proposition originale, les travaux préparatoires, le développement d'outils, les réunions de coordination, etc. Certaines contributions spécifiques sont énumérées ci-dessous. S.-MT, PG, DP, XZ, EKHL et VP ont conçu le projet et rédigé l'article. EKHL et LC ont réalisé des GCM 3D. S.-MT, JM, EH, OV, SJ, RH, JY, KM, RB, CJB et AL ont développé et/ou réalisé des modèles photochimiques. S.-MT, JM, EH, OV, SJ, RH, KO et PT ont largement contribué aux comparaisons de modèles et à l'analyse chimique. KLC et S.-MT ont compilé les opacités du soufre et EKHL ont calculé les spectres synthétiques. ZR, DKS, JK, ES et ALC ont réduit et analysé les données NIRSpec PRISM. LA, HRW, MKA, SB, DG, JI, TM-E. et NLW ont réduit et analysé les données NIRSpec G395H, avec d'autres contributions de JB et TDBVR, JJF, SEM, SR, YM, KLC et LD ont fourni des commentaires substantiels, avec EH coordonnant les commentaires de tous les autres auteurs, pour améliorer le manuscrit.

Correspondance à Shang-Min Tsai.

Les auteurs ne déclarent aucun intérêt concurrent.

Nature remercie Panayotis Lavvas et les autres évaluateurs anonymes pour leur contribution à l'évaluation par les pairs de ce travail. Les rapports des pairs examinateurs sont disponibles.

Note de l'éditeur Springer Nature reste neutre en ce qui concerne les revendications juridictionnelles dans les cartes publiées et les affiliations institutionnelles.

Les profils VMR de H2O (bleu), CO2 (orange), H2S (vert) et SO2 (rouge), tels que calculés par FastChem (réf. 38) sur la base du profil de température du terminateur du matin, sont donnés pour 10× (traits pleins) et 100× (lignes pointillées) métallicité solaire.

a, L'échelle de couleurs représente la température à travers la planète et les flèches indiquent la direction et la magnitude du vent à 10 mbar. Les régions longitudinales de ±10° par rapport aux terminaisons du matin et du soir sont indiquées par des lignes grises pleines. Le symbole '+' désigne le point sous-stellaire. b, profils de température-pression 1D adoptés à partir des terminateurs du matin et du soir faisant la moyenne de toutes les latitudes et de ±10° longitudes (régions délimitées par des lignes grises en a) et le profil Kzz (équation (2) et maintenu constant en dessous du niveau de 5 bars) superposant le vent vertical quadratique moyen multiplié par 0,1 hauteur d'échelle à partir du GCM (gris). Les températures sont maintenues isothermes par rapport à celles de la limite supérieure du GCM autour de 5 × 10−5 bar lorsqu'elles s'étendent à des pressions plus basses (environ 10−8 bar) pour les modèles photochimiques. c, flux stellaire d'entrée WASP-39 à la surface de l'étoile. La région ombragée en rose indique la gamme de longueurs d'onde optiques à laquelle le spectre stellaire est directement mesuré, tandis que les régions ombrées en bleu et en vert sont celles construites à partir du Soleil et de HD 203244, respectivement.

Vitesses d'échauffement radiatif (erg s−1 g−1) de SO2, SH et H2S pour démontrer leur impact potentiel sur la structure de la température. Le chauffage dû à une opacité grise constante verticalement de 0,05 cm2 g-1 est montré à titre de comparaison. Toutes les vitesses de chauffage sont intégrées sur 220–800 nm.

Les taux de réaction des principales sources et puits de SO2 dans le modèle VULCAN morning-terminator pour WASP-39b. Les lignes pointillées de la même couleur sont les réactions inverses correspondantes et la ligne noire pointillée indique le profil de distribution (à l'échelle arbitraire) du SO2.

Identique à la Fig. 4 mais en fonction du rapport C/O à 10 × métallicité solaire. a, Le VMR moyen de H2O, CO2 et SO2 entre 10 et 0,01 mbar en fonction du rapport C/O, dans lequel le C/O solaire est de 0,55. Le modèle nominal est représenté par des lignes pleines, tandis que le coefficient de diffusion tourbillonnaire (Kzz) mis à l'échelle de 0,1 et 10 est représenté par des lignes pointillées et pointillées, respectivement. Les modèles pour lesquels la température totale a augmenté et diminué de 50 K sont indiqués par les triangles orientés vers le haut et vers le bas reliés par des lignes pointillées, respectivement. b, Les spectres de transmission théoriques moyennés par les terminateurs du matin et du soir avec différents rapports C / O par rapport à l'observation NIRSpec PRISM. Les barres d'erreur indiquent les écarts-types 1σ.

Profils VMR de certaines espèces de notre modèle WASP-39b qui présentent des différences par rapport à VULCAN, y compris la cinétique du soufre (lignes pleines) et sans cinétique du soufre (lignes pointillées).

Opacités de plusieurs espèces soufrées à 1 000 K et 1 mbar, sauf que celles dans l'UV et d'OCS sont à température ambiante. Les opacités dans l'infrarouge sont réduites à R ≈ 1 000 pour plus de clarté.

Profils VMR des principales espèces soufrées dans le modèle VULCAN morning-terminator avec 0,1 × (a) et 10 × (b) UV. Notre modèle nominal est représenté par des lignes pleines à titre de comparaison, tandis que le modèle avec FUV variable (1–230 nm) est représenté par les lignes pointillées et celui avec NUV variable (230–295 nm) est représenté par des lignes pointillées.

Spectres de transmission théoriques moyennés par Terminator générés à partir de la distribution d'abondance calculée par le modèle photochimique VULCAN par rapport à l'hypothèse de 1, 5 et 10 ppm constants de SO2. Comme précédemment, l'observation NIRSpec PRISM est affichée avec des barres d'erreur 1σ.

un, \({k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}/{k}_{{{\rm{H}}}_{2}{ \rm{O}}}^{{\prime} }\times {\rm{O/H}}\) comme approximation du rapport OH sur H à 10 × métallicité solaire, dans laquelle \({k}_{ {{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}\) et \({k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O} }}^{{\prime} }\) sont les constantes de vitesse avant et arrière de H2O + H → OH + H2, respectivement. Lorsque OH devient rare par rapport à H à mesure que la température diminue, le chemin de formation de chaîne (ne nécessite pas OH) est favorisé par rapport au chemin d'oxydation (nécessite OH). b, Le VMR moyen entre 10 et 0,01 mbar en fonction de la température d'équilibre planétaire avec des profils de température adoptés à partir de la réf. 39 (voir texte pour le setup). La ligne grise pointillée marque approximativement la concentration de SO2 requise pour être détectable avec les paramètres WASP-39b. Sx désigne les allotropes S2 et S8 et SOx désigne les espèces oxydées SO et SO2.

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Réimpressions et autorisations

Tsai, SM., Lee, EKH, Powell, D. et al. SO2 produit photochimiquement dans l'atmosphère de WASP-39b. Nature 617, 483–487 (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-05902-2

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Reçu : 11 novembre 2022

Accepté : 28 février 2023

Publié: 26 avril 2023

Date d'émission : 18 mai 2023

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

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Nature (2023)

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