Abstract The formation of stars and planets is accompanied not only by the build-up of matter, namely accretion, but also by its expulsion in the form of highly supersonic jets that can stretch for several parsecs 1,2 . As accretion and jet activity are correlated and because young stars acquire most of their mass rapidly early on, the most powerful jets are associated with the youngest protostars 3 . This period, however, coincides with the time when the protostar and its surroundings are hidden behind many magnitudes of visual extinction. Millimetre interferometers can probe this stage but only for the coolest components 3 . No information is provided on the hottest (greater than 1,000 K) constituents of the jet, that is, the atomic, ionized and high-temperature molecular gases that are thought to make up the jet’s backbone. Detecting such a spine relies on observing in the infrared that can penetrate through the shroud of dust. Here we report near-infrared observations of Herbig-Haro 211 from the James Webb Space Telescope, an outflow from an analogue of our Sun when it was, at most, a few times 10 4 years old. These observations reveal copious emission from hot molecules, explaining the origin of the ‘green fuzzies’ 4–7 discovered nearly two decades ago by the Spitzer Space Telescope 8 . This outflow is found to be propagating slowly in comparison to its more evolved counterparts and, surprisingly, almost no trace of atomic or ionized emission is seen, suggesting its spine is almost purely molecular.

Observing exoplanets through transmission spectroscopy supplies detailed information on their atmospheric composition, physics, and chemistry. Prior to JWST, these observations were limited to a narrow wavelength range across the near-ultraviolet to near-infrared, alongside broadband photometry at longer wavelengths. To understand more complex properties of exoplanet atmospheres, improved wavelength coverage and resolution are necessary to robustly quantify the influence of a broader range of absorbing molecular species. Here we present a combined analysis of JWST transmission spectroscopy across four different instrumental modes spanning 0.5-5.2 micron using Early Release Science observations of the Saturn-mass exoplanet WASP-39b. Our uniform analysis constrains the orbital and stellar parameters within sub-percent precision, including matching the precision obtained by the most precise asteroseismology measurements of stellar density to-date, and further confirms the presence of Na, K, H$_2$O, CO, CO$_2$, and SO$_2$ atmospheric absorbers. Through this process, we also improve the agreement between the transmission spectra of all modes, except for the NIRSpec PRISM, which is affected by partial saturation of the detector. This work provides strong evidence that uniform light curve analysis is an important aspect to ensuring reliability when comparing the high-precision transmission spectra provided by JWST.

HR\,2562\,B is a planetary-mass companion at an angular separation of $0.56 ($19$\,au) from the host star, which is also a member of a select number of L/T transitional objects orbiting a young star. This companion gives us a great opportunity to contextualize and understand the evolution of young objects in the L/T transition. However, the main physical properties (e.g., $ T_ eff $ and mass) of this companion have not been well constrained (34<!PCT!> uncertainties on $ T_ eff $, 22<!PCT!> uncertainty for log(g)) using only near-infrared (NIR) observations. We aim to narrow down some of its physical parameters uncertainties (e.g., $ T_ eff $: 1200K-1700K, log(g): 4-5) incorporating new observations in the Rayleigh-Jeans tail with the JWST/MIRI filters at $10.65$, $11.40$, and $15.50\ m$, as well as to understand its context in terms of the L/T transition and chemical composition. We processed the MIRI observations with reference star differential imaging (RDI) and detect the companion at high S/N (around $16$) in the three filters, allowing us to measure its flux and astrometry. We used two atmospheric models ATMO and Exo-REM to fit the spectral energy distribution using different combinations of mid-IR and near-IR datasets. We also studied the color-magnitude diagram using the F1065C and F1140C filters combined with field brown dwarfs to investigate the chemical composition in the atmosphere of HR\,2562\,B, as well as a qualitative comparison with the younger L/T transitional companion VHS\,1256\,b. We improved the precision on the temperature of HR\,2562\,B ($ T_ eff $ = $1255$\,K) by a factor of $6 compared to previous estimates ($ vs $ using ATMO . The precision of its luminosity was also narrowed down to $-4.69 dex. The surface gravity still presents a wider range of values (4.4 to 4.8 dex). While its mass was not narrowed down, we find the most probable values between $8 M_ Jup $ ($3$-sigma lower limit from our atmospheric modeling) and $18.5 M_ Jup $ (from the upper limit provided by astrometric studies). We report a sensitivity to objects of mass ranging between $2-5 M_ Jup $ at $100$\,au, reaching the lower limit at F1550C . We also implemented a few improvements in the pipeline related to the background subtraction and stages 1 and 2. HR\,2562\,B has a mostly (or near) cloud-free atmosphere, with the ATMO model demonstrating a better fit to the observations. From the color-magnitude diagram, the most probable chemical species at MIR wavelengths are silicates (but with a weak absorption feature); however, follow-up spectroscopic observations are necessary to either confirm or reject this finding. The mass of HR\,2562\,B could be better constrained with new observations at $3-4 m$. Although HR\,2562\,B and VHS\,1256\,b have very similar physical properties, both are in different evolutionary states in the L/T transition, which makes HR\,2562\,B an excellent candidate to complement our knowledge of young objects in this transition. Considering the actual range of possible masses, HR\,2562\,B could be considered as a planetary-mass companion; hence, its name then ought to be rephrased as HR\,2562\,b.