Esquema que demuestra cómo surge el efecto de tinción debido al mayor tiempo de exposición. Utilizando una ilustración del exoplaneta WASP127 b y su estrella anfitriona (a escala) como ejemplo, considere el tiempo de tránsito objetivo ttransit = 4,35 horas = 15.660 segundos. Un tiempo de exposición más corto de texp = 500 segundos (izquierda) cubre aprox. 3% del tiempo total de tránsito, frente a un tiempo de exposición más largo de texp = 1.000 segundos (derecha), que cubre aprox. 6%. En este esquema, la ubicación del planeta al principio y al final de una exposición de longitud de texp se muestra mediante las regiones sombreadas y punteadas. La distancia relativa entre estas regiones ilustra cuánto se mueve el objetivo en una sola exposición de un tiempo determinado. Este movimiento es mayor para exposiciones más largas y por tanto dará lugar a un mayor efecto de desenfoque. – astro-ph.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 espectrógrafos modernos.
Sin embargo, obtener observaciones de tan alta calidad conlleva una desventaja: una cadencia más baja de menos exposiciones más largas a través del tránsito recolecta más fotones gracias a la reducción de los gastos generales, lo que mejora la SNR de cada observación, mientras que una cadencia más alta de exposiciones múltiples más cortas minimiza la Desenfoque de características espectrales debido a la velocidad radial en constante cambio del planeta.
Teniendo en cuenta que maximizar la SNR y minimizar el desenfoque son beneficiosos para el análisis, es necesario establecer dónde se encuentra el equilibrio óptimo. En este trabajo, modelamos eventos de tráfico reales basados en objetivos tal como se observarían con el VLT/CRIRES+ en el Observatorio Paranal. Creando cuatro escenarios hipotéticos, simulamos cada observación en 100 realizaciones del mismo evento de tráfico para variar solo la resolución temporal. Eliminamos líneas telúricas y estelares utilizando el algoritmo SYSREM y las analizamos mediante correlación cruzada con modelos modelo, midiendo el éxito en cada resolución y caso en la detección de la señal planetaria.
Demostramos que hay un cambio continuo en la importancia de la detección según las resoluciones temporales, y que la función de esta importancia tiene máximos claros. La fuerza y la ubicación de estos máximos varían, por ejemplo, en los parámetros del sistema planetario, la instrumentación y otros aspectos. de iteraciones de poda. Discutimos por qué los observadores deben, por tanto, tener en cuenta varios factores, utilizando una estrategia similar al “triángulo de exposición” de la fotografía tradicional, donde se debe lograr un equilibrio considerando todo el contexto de la observación. Nuestro método es sólido y los observadores pueden utilizarlo para estimar las mejores estrategias de observación para otros objetivos.
Linn Boldt-Christmas, Fabio Lesjak, Ansgar Wehrhahn, Nikolai Piskunov, Adam D. Rains, Lisa Nortmann, Oleg Kochukhov
Comentarios: 16 páginas, 8 figuras, 2 tablas. Aceptado el 13 de diciembre de 2023 para su publicación en A&A
Asignaturas: Astrofísica de la Tierra y Planetaria (astro-ph.EP)
Citar como: arXiv:2312.08320 [astro-ph.EP] (o arXiv:2312.08320v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
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Por: Linn Boldt-Natal
[v1] Miércoles 13 de diciembre de 2023 17:41:47 UTC (3447 KB)
https://arxiv.org/abs/2312.08320
Astrobiología
