Ниже — подробный, практический план наблюдений и последующего анализа для определения химического состава атмосферы транзитной супер‑Земли на расстоянии ∼50 pc. План даёт варианты в зависимости от типа атмосферы $H‑богатая«пухлая»vsтяжёлая/плотная$, типа звезды‑хозяина и наличия ресурсов $JWST/ELT/специализированныемиссии$. В конце — набор мер по минимизации систематик $звёзднаяактивность,инструментальныеэффекты,ошибкимоделирования$.

Коротко о «факторе сигнала». Ожидаемая амплитуда спектральной характеристики в трансмиссии $приблизительно$:
Δδ ≈ 2 Rp H / R*^2,
где H = kT/$\mu g$ — масштаб высоты, μ — средняя молекулярная масса. Для супер‑Земли:

если H‑богатая $\mu \approx 2.3$: H может быть сотни километров → спектральные признаки ≈ 50–300 ppm $зависитотR\ast$;если тяжелая $\mu \approx 28–44$: H ~ несколько десятков км → амплитуда ≈ 5–30 ppm.
Следовательно, требования по чувствительности и числу транзитов сильно меняются.

1) Предварительная подготовка $обязательно$

Уточнение эпhemeris $т.к.смещениефазыдорогостоящ$: фотовспышки/фотометрия $TESS/ground$ и/или пара точных наблюдений для снижения ошибки времени транзита < ~1/10 длительности транзита.Измерение массы планеты $радиальныескорости$ и вращения/активности звезды: ESPRESSO / HARPS / HIRES / EXPRES / MAROON‑X. Нужна масса для гравитации g и масштаба высоты.Характеристика звезды: спектр, Teff, log g, $$Fe/H$$, v sin i, уровни активности (Ca II H&K, Hα). Длительная фотометрическая мониторинг для определения периода вращения и фракции покрытой поверхности пятнами.

2) Транзитная спектроскопия $первичныйметоддлясостава$ Цель: молекулы H2O, CO, CO2, CH4, $возможноO2/O3/NH3приоченьточныхданных$, наличие облаков/хейзов.

Инструменты и режимы $приоритеты$:

JWST NIRISS SOSS $0.6–2.8\mu m,R700$: чувствителен к H2O, possible CH4, облака; отличная стартовая платформа для 1–2.5 μm.JWST NIRSpec $PrismR100широкополосно;/mediumG235M/G395MR1000дляотдельныхполос1–5\mu m$: выбор режима medium для разрешения отдельных молекулярных полос $CO,CO2,H2O$.JWST MIRI LRS/MRS $5–12\mu m/5–28\mu m,R100–3000$: CO2 $4.3\mu mи15\mu m$, сильные тепловые признаки, облака/аэрозоли в средне‑ИЧ.HST/WFC3 $1.1–1.7\mu m,R130$ — дополнение/проверка $еслидоступен$.ARIEL $когдабудетдоступен$ — хорош для серий наблюдений средне‑IR/near‑IR с контролем систематик.

Спектральное разрешение и S/N:

Для обнаружения молекулярных бэндов достаточно R~50–100 $широкиеполосы$ или R~700–1000 для разделения перекрывающих полос.Требуемая пер‑канальная точность:
H‑богатая атмосфера: целевой уровень по каналу ≈ 20–50 ppm $для5\sigma детекциипризнака100–250ppm$ → часто 1–10 транзитов $взависимостиотяркостизвезды$.Высокомолекулярная атмосфера: нужен пер‑канал 3–10 ppm → десятки транзитов, часто недостижимо для слабых звёзд; может потребоваться ELT‑класс или многочасовые наблюдения с JWST.
Пример оценки числа транзитов: если одиночный транзит даёт пер‑канал шум 50 ppm, то для снижения до 10 ppm нужно $50/10$^2 = 25 транзитов.

Практика:

Начните с 2–4 транзитов NIRISS SOSS $илиNIRSpecPRISM$ чтобы оценить наличие больших бэндов и облаков.Если признаки есть и S/N адекватен — планируйте более глубокие наблюдения в NIRSpec G395M $2.9–5\mu m$ и MIRI чтобы подтвердить CO/CO2.Включить наблюдения вне транзита $baseline$ минимум по 1–2 транзита до и после события для краевой нормализации.

3) Эмиссионная спектроскопия и вторые затмения
Цель: измерить дневную сторону, температурный профиль, CO/CO2 в инфракрасной эмиссии.

Инструменты:

JWST MIRI $5–12\mu m,LRS/MRS$ для измерения теплового спектра/CO2 15 μm при достаточном S/N.JWST NIRSpec G395M $3–5\mu m$ для обнаружения CO, H2O в эмиссии.
Требования:Контраст планета/звезды в IR обычно выше, но всё равно мал $парысотенppmдлягорячихсупер‑Земель;для«умеренных»—десяткиppm$.Обычно требуется 1–10 вторых затмений в зависимости от яркости и температуры.

4) Фазовые кривые $continuousmonitoring$ Цель: получить longitudinal mapping температур/облаков, утром/вечером различия в составах и переносы газа.

JWST может выполнять непрерывное наблюдение через ~полный орбитальный период $оченьдорогостоящеповремени$.План: если период короткий (<10 дней) — выделить 1 orbit для фазы + второе затмение + трансит, чтобы совместно моделировать.
Требования: стабильность наблюдений на временных масштабах орбиты, тщательная обработка дрифта.

5) Высокое разрешение $R50000–120000$ в видимом/ближнем ИК $ground‑based$ Цель: метод cross‑correlation/high‑resolution transmission spectroscopy — поиск отдельных молекул $CO,H2O,OH,O2$, извлечение сдвинутых планетных спектров от локальных линий звезды/атмосферы Земли.
Инструменты:

VLT/CRIRES+ $NIR,R100k$ — для CO, H2O в 2.3–2.4 μm и др.VLT/ESPRESSO $visible,R140k$ — O2 $0.76\mu m$ попытки, но потребует ELT по числу транситов.ELT/HIRES $будет$: критически важен для O2 и тонких признаков в видимом; ELT/METIS для mid‑IR высокий контраст.
Плюс: высокое разрешение помогает отделять земные теллурические линии по скорости и использовать эффективные техники дифференциального извлечения спектра.
Требуемая интегрированная экспозиция: часто десятки/сотни часов распределённых по транзитам.

6) Прямое изображение

Для супер‑Земли в орбите близко к звезде на 50 pc прямое изображение с текущими средствами практически нереально $контрасты10^{-}7–10^{-}10иугловыерасстояния\ll 0.1″$. Исключение — если орбита очень широкая (>~0.2–0.5″) и/или планета теплая и большая.Будущие миссии: HabEx/LUVOIR/большой коронограф/звёздная заслонка — реальная перспектива для спектроскопии землеподобных планет, но не в ближайшие годы.На земных ELT с METIS и будущим HIRES возможна попытка на наиболее выгодных системах, но шанс низкий.

7) Стратегия по приоритетам $рациональноераспределениевремени$

Шаг A $обязательный$: RV + stellar characterization + precise ephemeris.Шаг B: 2–4 транзита с JWST NIRISS SOSS $широкаяоценкаприсутствияH2O/облаков$.Шаг C: если положительный — NIRSpec G235M/G395M и MIRI вторые затмения + 2–6 дополнительных транситов для повышения S/N.Шаг D: высокое разрешение $CRIRES+/ESPRESSO$ для подтверждения отдельных молекул $CO,H2O$, cross‑correlation.Шаг E: фазовые кривые/детальная MIRI mapping только в случае научной ценности $суттєвыeпризнакиСО/CO2/облака$ — дорого по времени.

8) Минимизация систематических ошибок

A) Звёздная активность

Долговременное фотометрическое наблюдение до и во время кампании $ground-basedи/илиspace$ для определения ротации, плотности пятен и фракции покрытия.Одновременные спектроскопические индикаторы активности (Ca II H&K, Hα, Na I D, He I 10830 Å) во время транситов.Мульти‑длинноволновые наблюдения $оптика+NIR$: эффект пятен/фацул влияет на кривую различно по λ → можно разнести хроматические систематики и погрешности связи облака/композиции.Моделирование пятен/фацул: fit light curve с spot‑models $GP–GaussianProcesses,spotmodelling$ и включение этих моделей в retrieval как систематическую компоненту.Для активных M‑карликов: предпочтительнее high‑resolution метод $cross‑correlation$, т.к. сигналы линии смещаются по скорости и легче отделяются от доминирующих звёздных особенностей.

B) Инструментальные эффекты

Выбор стабильных инструментов $JWST,ESPRESSO,CRIRES+$, использование механизмов калибровки $internallamps,wavelengthcalibration,simultaneousreferencefibreгдедоступно$.Программное удаление «common‑mode» шума: выделение белого‑светового сигнала и деление/декорреляция по нему для удаления общих временных трендов.Мониторинг параметров телескопа/инструмента $температура,положениезвездывщели/надетекторе,колебанияфокуса$ и декорреляция $linearornon‑linearregressors,PCA,GP$.Двойные / параллельные наблюдения стандарта $еслиполепозволяет$ для контроля атмосферы Земли $ground‑based$.Injection‑recovery тесты: синтетические планетные сигналы инжектируются в сырые данные для проверки, какая часть сигнала теряется процедурой калибровки.

C) Ошибки моделирования / Retrieval

Использовать несколько независимых retrieval‑кодовых пакетов $TauREx,petitRADTRANS,CHIMERA,ARCiS,PLATON$ и сравнивать результаты.Включать модели облаков и хейзов $параметрические,Mie,агломераты$, non‑LTE/кинетика $еслинеобходимо$, вариабельность температуры по высоте.Учитывать неопределённости списков линий $linelists$ — использовать различные line lists для ключевых молекул и оценивать чувствительность.Применять байесовскую модельную проверку $Bayesfactors$ и injection‑retrievals для оценки вероятности ложных положительных.Верификация с high‑resolution методами: сочетание low‑R спектров $широкиебэнды$ и high‑R $корреляционныесигналыотдельныхлиний$ сильно повышает надёжность идентификации молекул.

D) Статистические методы

Модель трендов GP $GaussianProcesses$ для временных и хроматических систематик.Joint fits: одновременное моделирование белой кривой + спектральных каналов с учётом общих параметров $ephemeris,Rp/R\ast ,наклон$, уменьшает неопределённости, связанные с раздельной обработкой.Использование Nested Sampling $Multinest,dynesty$ для оценок полной апостериорной вероятности и маргинализации по «шумовым» параметрам.

9) Примерный набор наблюдений $возможныйреальныйкейс$ Предположим: супер‑Земля R=1.8 R⊕, орбита 5 дн, звезда M4 на 50 pc $J\approx 10–11$.

RV: 40–80 ночей ESPRESSO/HIRES для массы и масс‑ограничения активности.JWST: 4 транзита NIRISS SOSS → определить H2O/обломков. Если положительно: 4 транзита NIRSpec G395M + 2 вторых затмения MIRI LRS.Ground: 8–12 ночей CRIRES+ на ключевых диапазонах для CO/H2O cross‑correlation.Continuous photometry месяцы для активности.
Итог: при этом для H‑богатой атмосферы можно получить надёжные детекции/ограничения; для тяжёлой атмосферы придётся многократно увеличивать число транситов и, возможно, ожидать ELT/ARIEL.

10) Рекомендации по приоритизации

Если хозяин — малый M‑карлик → приоритет трансмиссии $большаяотносительнаяглубина$.Если хозяин — солнечного типа → первоочередно RV + попытки вторых затмений в mid‑IR $MIRI$ для стадий эмиссии, поскольку радиальная контрастность ниже.Если цель — найти индикаторы биосигнатур $O2,O3$ → вкладывать в высокоразрешённые наблюдения на ELT/HIRES и в долгую кампанию $многодесятков/сотентранзитов$, либо ждать миссий LUVOIR/HabEx.

11) Контроль качества/валидация

Injection‑recovery в каждом анализе.Кросс‑проверка результатов разными инструментами и разными методами $low‑Rretrievalvshigh‑Rcross‑corr$.Публикация полных data products $кривые,калиброванныеспектры$, кода анализа и posterior distributions.

Короткая сводка требований по чувствительности

Обнаружение молекул в H‑богатой атмосфере: per‑bin precision ≈ 20–50 ppm; R ≈ 100–1000; несколько $1–20$ транзитов в зависимости от яркости звезды.Обнаружение молекул в тяжёлой атмосфере: per‑bin precision ≈ 3–10 ppm; R ≈ 100–1000; десятки–сотни транзитов $илиELT/футур.миссии$.Для O2/O3 — практически невозможны с текущими средствами для одной супер‑Земли на 50 pc; требуют ELT/space flagship и очень большой объём наблюдений.

Полезные инструменты для анализа/моделирования

Retrieval: TauREx, petitRADTRANS, CHIMERA, ARCiS, PLATON.Line lists: HITRAN, HITEMP, ExoMol $важнопроверятьобновления$.Time‑series detrending: pycheops $commonmethods$, celerite/GPflow, dynesty/multinest.Injection‑recovery frameworks: собственные симуляции шума + transit injection.

Если хотите, могу:

Сделать расчёт примера числа транзитов и времени наблюдений для конкретных входных $типзвезды,магнитуда,радиуспланеты,температура$, включая оценку photon noise для JWST и CRIRES+;Составить шаблон наблюдательного запроса $proposal$ для JWST/ELT/CRIRES+ с оценками времени и ожидаемых результатов.

Готов продолжить и проработать конкретную целевую систему $дайте:типзвезды,магнитудавV/J/H,радиус/массупланеты,период$, тогда дам точные числа по S/N и числу транситов.