Un diagramma che mostra come l’effetto sbavatura viene causato aumentando la durata dell’esposizione. Utilizzando come esempio un’illustrazione dell’esopianeta WASP127 b e della sua stella ospite (per scala), si consideri il tempo di transito target ttransito = 4,35 ore = 15.660 secondi. Il tempo di esposizione più breve di texp = 500 s (a sinistra) copre ca. 3% del tempo di transito totale, per un tempo di esposizione più lungo di texp = 1000 s (a destra) che copre ca. 6%. In questo grafico, la posizione del pianeta all’inizio e alla fine dell’esposizione tex è mostrata dalle aree ombreggiate e tratteggiate. La distanza relativa tra queste aree mostra quanto si muove il soggetto durante una singola esposizione nel tempo. Questo movimento è maggiore con un’esposizione più lunga e si tradurrà quindi in un maggiore effetto di sbavatura. — Ph.EP astronomico
Quando si osservano le atmosfere degli esopianeti in transito utilizzando la spettroscopia ad alta risoluzione, si mira a rilevare caratteristiche spettrali ben risolte con elevati rapporti segnale-rumore (SNR), come è possibile oggi con i moderni spettrometri.
Tuttavia, ottenere note di così alta qualità comporta un compromesso: una cadenza inferiore per meno esposizioni più lunghe durante il transitorio raccoglie più fotoni grazie a un sovraccarico inferiore, che migliora il rapporto segnale-rumore (SNR) di ciascuna nota, mentre una cadenza più elevata di diverse esposizioni più brevi riduce l’imbrattamento della caratteristica spettrale a causa della velocità radiale in continua evoluzione del pianeta.
Dato che massimizzare l’SNR e ridurre al minimo lo smearing è vantaggioso per l’analisi, è necessario determinare dove si trova il compromesso ottimale. In questo lavoro, modelliamo eventi di transito reali in base agli obiettivi così come saranno osservati utilizzando VLT/CRIRES+ presso l’Osservatorio del Paranal. Creando quattro scenari ipotetici, simuliamo ciascuna osservazione attraverso 100 validazioni dello stesso evento di transito al fine di variare solo la risoluzione temporale. Rimuoviamo le linee telluriche e stellari utilizzando l’algoritmo SYSREM e le analizziamo mediante correlazione incrociata con modelli di modelli, misurando la capacità di ciascuna risoluzione e condizione di rilevare un segnale planetario.
Dimostriamo che c’è un cambiamento continuo nell’importanza del rilevamento in base alla risoluzione temporale e che questa funzione di importanza ha un chiaro massimo. La forza e la posizione di questo massimo variano, ad esempio, i parametri, i dispositivi e il numero del sistema planetario. Rimozione ripetuta. Discutiamo perché gli osservatori devono tenere in considerazione diversi fattori, utilizzando una strategia simile al “triangolo di esposizione” della fotografia tradizionale in cui l’equilibrio deve essere raggiunto considerando l’intero contesto dell’osservazione. Il nostro metodo è robusto e può essere utilizzato dagli osservatori per stimare le migliori strategie di osservazione per altri obiettivi.
Len Boldt-Christmas, Fabio Lesjak, Ansgar Verhahn, Nikolai Piskonov, Adam D. Raines, Lisa Nortman, Oleg Kochukhov
Commenti: 16 pagine, 8 figure, 2 tabelle. Accettato per la pubblicazione il 13 dicembre 2023 da A&A
Argomenti: Astrofisica terrestre e planetaria (astro-ph.EP)
Citare come: arXiv:2312.08320 [astro-ph.EP] (Oppure arXiv:2312.08320v1 [astro-ph.EP] per questa versione)
Data di presentazione
Da: Lynn Boldt – Natale
[v1] Mercoledì 13 dicembre 2023, 17:41:47 UTC (3.447 KB)
https://arxiv.org/abs/2312.08320
Astrobiologia