Кратко — ключевые выводы, расчёты и дальнейшая стратегия.

1) Радиус планеты $изтранзита$

Глубина транзита δ = 0.05% = 5·10^−4 = $Rp/Rs$^2.Rs = 0.9 R☉.Rp = Rs · sqrt$\delta$ = 0.9 R☉ · sqrt$5\cdot 10^{-}4$ ≈ 0.9·109.2 R⊕ · 0.02236 ≈ 2.20 R⊕.
Итого: радиус ≈ 2.2 R⊕ $погрешностьпрямопропорциональнаточности\delta иRs$.

2) Масса $изRVK=3m/s$ — формула и численные оценки
Нужна орбитальная период P $изтранзитаонобычноизвестен$. Для круговой орбиты и Mp ≪ M★ можно использовать приближение
Mp $M\oplus$ ≈ 11.18 · K$m/s$ · $P/1yr$^$1/3$ · $M★/M☉$^$2/3$.
При M★ ≈ 0.9 M☉ и K = 3 m/s это даёт:
Mp $M\oplus$ ≈ 31.25 · $P/1yr$^$1/3$.

Ниже несколько примеров $M★=0.9M☉,K=3m/s$:

P = 10 d → Mp ≈ 9.4 M⊕P = 30 d → Mp ≈ 13.6 M⊕P = 100 d → Mp ≈ 20.3 M⊕P = 275 d $внутр.HZдлязвездыниже$ → Mp ≈ 28.4 M⊕P = 365 d → Mp ≈ 31.3 M⊕

$Еслихотите,могупосчитатьточнуюMpсучётоммалойпоправкинаMpвзнаменателеформулыбезприближенияMp\ll M★.$

3) Средняя плотность
Объём ∝ R^3; для R = 2.197 R⊕ объём ≈ 2.197^3 ≈ 10.6 V⊕. Плотность ρ = $Mp/M\oplus$ / 10.6 · ρ⊕ $\rho \oplus \approx 5.51g/c{m}^3$.

Численные примеры:

P = 10 d: Mp ≈ 9.4 M⊕ → ρ ≈ $9.4/10.6$·5.51 ≈ 4.9 g/cm^3P = 30 d: Mp ≈ 13.6 M⊕ → ρ ≈ 7.1 g/cm^3P = 100 d: Mp ≈ 20.3 M⊕ → ρ ≈ 10.6 g/cm^3P = 275 d: Mp ≈ 28.4 M⊕ → ρ ≈ 14.7 g/cm^3

Комментарий: очень большие плотности (>~8–10 g/cm^3) становятся физически подозрительными для такого радиуса $ожидаетсяналичиегазовой/водянойоболочкииболеенизкаяплотность$. Это означает либо: 1) реальная масса меньше $Kвключаетшум/активность$, 2) планета необычно металлическая $маловероятно$, либо 3) наша оценка периода/массы требует уточнения. Поэтому необходимо точнее измерять К, P и свойства звезды.

4) Вероятность каменистости

Эмпирически $Rogers2015идр.$ граница преимущественно «каменных» планет ~1.6 R⊕: выше этой величины большинство планет имеют значимую газовую/водную оболочку.При R ≈ 2.2 R⊕ планета скорее мини-Нептун / планета с плотной оболочкой, а не строго «камень». Статистически вероятность полностью каменистой структуры для R = 2.2 R⊕ мала $напорядкиниже50$, если только масса не будет явно небольшой $тогдаможнопройтиврежим«плотный»суперземной$.Итог: без точной массы — маловероятно каменистая; если Mp ≲ ~8–10 M⊕ (и, соответственно, ρ ~<5 g/cm^3) — возможна «плотная» суперземля/тяжёлая каменная планета; при Mp ≳ ~15 M⊕ скорее газовый/водный мир.

5) Нахождение в зоне обитаемости $HZ$ Нужна светимость звезды L★. При M★≈0.9 M☉ для главной последовательности грубо L★ ≈ 0.7 L☉ $приближённо$. Тогда границы консервативной HZ $поKopparapuипр.$ масштабируются как √L:

внутренний ≈ 0.95 AU · √$L★/L☉$ ≈ 0.8 AUвнешний ≈ 1.67 AU · √$L★/L☉$ ≈ 1.4 AU
Соответствующие периоды $P^2=a^3/M★$ при M★ = 0.9 M☉:a ≈ 0.8 AU → P ≈ 275 da ≈ 1.4 AU → P ≈ 640 d

Итог: планета будет в HZ только если её орбитальный период порядка нескольких сотен дней $\approx 275–640д$. Если из транзита P намного меньше $обычнодесяткидней$, то она вне зоны обитаемости.

6) Последовательность дальнейших наблюдений $приоритеты$ a) Непосредственно сейчас — подтвердить и уточнить:

Уточнить период P и эпhemeris $еслиувастолькоодинтранзит$ — нужны дополнительные транзитные наблюдения $ground-basedилиTESS/PLATOеслидоступны$.Точная герметизация радиальной скорости: увеличить число RV-замеров, распределённых по орбите, с высокостабильным спектрографом $ESPRESSO,HARPS,HIRES$. Цель: снизить σ_K до <1 m/s, решить сомнения активности звезды.Измерить индексы активности (Ca II H&K, Hα), BIS, FWHM — чтобы отделить активность звезды от планетного сигнала.

b) Характеристика звезды:

Точный Teff, $$Fe/H$$, лог g, возраст $исх.спектроскопия,SED,Gaiaпараллакс$.Мониторинг фотометрии для оценки вращения и активности $важнодлякорректировкиRV$.

c) Проверка ложных срабатываний:

Высококонтрастная адаптивная визуальная/инфракрасная изображение $speckle,AO$ чтобы исключить близкие компаньоны/источники сглаживания транзита.Анализ времени прихода транзитов $TTV$ на наличие вторых планет.

d) Атмосферная характеристика — приоритеты в зависимости от ожидаемой природы атмосферы:

Если планета имеет небольшую массу и большую масштабную высоту $газоваяоболочка,низкая\mu$, сильные сигналы на передачу можно искать с JWST $NIRSpec,NIRISS$ — спектроскопия транзита: H2O, CH4, CO2, возможные следы облаков.Если плотная, тяжёлая атмосфера $N2/O2$, сигналы в передаче будут очень малы $единицы–десяткиppm$ — тогда нужны следующие поколения инструментов.

e) Поиск биосигнатур $пошаговоиинструменты$

1) Детальная атмосф. спектроскопия в ИК $JWST$ для H2O, CO2, CH4, оценка химического состава и слоёв/облаков.2) Высокоспектральная наземная спектроскопия в оптической/ближней ИК области $ELT/HIRES,VLT+CRIRES$ — метод cross-correlation для молекул $CO,H2O$ и для очень слабых линий.3) Для детекции O2 $A‑band,0.76\mu m$ и O3 $UV/синий$: потребуется либо масштабные наземные телескопы $ELTсвысокимRистабилизацией$ либо космические миссии следующего поколения $LUVOIR/HabEx$. O2 в атмосферах земного типа требует десятки–сотни транзитов/очень высокая S/N — практически недостижимо сейчас для 2.2 R⊕ у звезды ~0.9 R☉, но возможно в будущем.4) UV-спектроскопия $HSTпока,потомLUVOIR$ для оценки риска фотохимических ложноположительных $например,O2изфотолизаводы+уходводорода$.5) Измерения теплового излучения/фазовых кривых $JWST,Spitzer-потомки$ — оценка температуры поверхности/атмосферы.6) Моделирование и извлечение биосигнатур: требуются согласованные наблюдения в ряде полос $UV–optical–IR$ и атмосферные retrievals, учитывающие абиотические источники O2/CH4.

f) Оценка реалистичности обнаружения биосигнатур

Для Rp ≈ 2.2 R⊕ шансы на наличие плотной землеподобной атмосферы невысоки $обычномини-Нептун$, поэтому вероятность обнаружить земноподобные биосигнатуры мала.Если планета действительно в HZ и имеет тонкую тяжелую атмосферу и поверхность, поиск O2/O3/CH4 потребует будущих больших космических телескопов $LUVOIR/HabEx$ или очень больших наземных $ELT$ с долгим набором наблюдений.

7) Что можно сделать прямо сейчас $конкретныйплан,6–12мес$

Собрать/проверить транзитную эпhemeris $еcтьлиуваспериод?еслинет—приоритет$.Серия RV $ESPRESSO/HARPS$ для достоверного измерения Mp ±20% $илилучше$.High-resolution imaging $speckle/AO$ для исключения контаминантов.Спектроскопия звезды для точного L★ и Teff.При подтверждении малого поверхностного давления/оболочки — планирование JWST‑направлений на 1–3 транзита для поиска сильных молекул $H2O,CO2$.

Если хотите, могу:

посчитать точную массу и плотность при известном периоде P,оценить требуемое число RV‑замеров для достижения σ_Mp $например{\sigma }_{K}0.5m/s$,оценить сигнал в ppm для передачи атмосферы при разных средних мол. весах $H/HevsN2/O2$ и требуемое время наблюдений на JWST.

Скажете, известен ли вам орбитальный период и точные параметры звезды $Teff,L,M$? Тогда дам точные Mp и ρ и более конкретную программу наблюдений.