Краткий план поиска экзопланет вокруг красных карликов с упором на отбор целей для поиска биосигнатур.
1) Цели и приоритеты
- Основной приоритет: близкие, яркие в ИК, малые и малошумные звёзды — максимальная S/N для трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии. Типичные пороги: $d\lesssim 40\mathrm{pc}$, $J\lesssim 12$.
- Фокус на планетах земного/суперземного радиуса в зонe обитаемости (HZ) или рядом с ней.
2) Методы и когда их применять
- Транзиты: эффективны для обнаружения и получения радиусов, дают прямую возможность transmission spectroscopy.
- Поиск: широкопольные и таргетированные проекты (TESS, SPECULOOS, MEarth, NGTS и др.).
- Вероятность транзита: $P_{\mathrm{transit}}\approx \frac{R_{\ast }+R_p}{a}$.
- Сигнал в транзитной спектроскопии (приближенно): $\Delta F_{\mathrm{atm}}\sim \frac{2H{R}_p}{R_{\ast }^2}$, где $H=\frac{kT}{\mu g}$.
- Радиальная скорость (RV): подтверждение масс, измерение орбитальной эксцентричности и поиск непересекающих компаньонов. Для M-звёзд предпочтительны ИК-спектрографы (CARMENES, HPF, SPIRou).
- Полуамплитуда: $K={\left(\frac{2\pi G}{P}\right)}^{1/3}\frac{M_p\sin i}{(M_{\ast }+M_p{)}^{2/3}}$.
- Для планет земного масштаба вокруг поздних M требуется точность ${\sigma }_{\mathrm{RV}}\lesssim 1m/s$ (или лучше), в зависимости от $M_{\ast }$ и $a$.
- Прямое изображение: применимо только к широким орбитам или чрезвычайно близким системам. Угловое разделение: $\theta (\mathrm{arcsec})\approx \frac{a(\mathrm{AU})}{d(\mathrm{pc})}$. Для типичной HZ $(a\sim 0.05\mathrm{AU})$ и $d=10\mathrm{pc}$ получаем $\theta \sim 0.005^{\prime \prime }$ — вне досягаемости современных коронографов. Использовать direct imaging для $a\gtrsim 1\mathrm{AU}$ или очень близких звёзд.
3) Стратегия наблюдений и оптимизация телескопного времени
- Этапы: широкое сканирование → верификация фотометрией → RV-подтверждение и масса → подготовка на спектроскопию атмосферы.
- Ранжирование целей по комбинированному приоритетному метрику (пример):
- транситная вероятность $\times$ яркость в ИК $\times$ показатель пригодности для спектроскопии (TSM/ESM) $\times$ низкая активность $\times$ измеримость RV.
- Примеры формул/метрик:
- TSM (пропорционально): $\mathrm{TSM}\propto \frac{R_p^3{T}_{\mathrm{eq}}}{M_p{R}_{\ast }^2}\times 10^{-0.2m_J}$ (см. Kempton+2018; использовать канонические коэффициенты по радиусным диапазонам).
- Необходимое число транзитов для заданного S/N: $N\propto {\left(\frac{S/{\mathrm{N}}_{\mathrm{req}}}{S/{\mathrm{N}}_{1\mathrm{transit}}}\right)}^2$.
- Оценка числа RV-замеров для детекции полуамплитуды $K$ при погрешности $\sigma$: прибл. $N\approx {\left(\frac{Z\sigma }{K}\right)}^2$ для требуемой сигнификантности $Z$.
- Практики экономии времени:
- предварительное дешёвое (меньший телескоп) фотометрическое отсевание ложных позитивов (визуальные двойные, переменные);
- назначать RV-замеры в квадратах орбиты (максимум информации на минимальном числе наблюдений);
- использовать белый шум и активность звезды (логарифмические приоритеты) для планирования повторов;
- комбинировать многодневные последовательности для уменьшения систематики активности;
- для спектроскопии атмосферы применять совместное планирование (stacking нужного числа транзитов) и выбирать окна без сильного систематического шума.
4) Критерии отбора кандидатов для поиска биосигнатур
- Астрометрические/фотометрические:
- расстояние: $d\lesssim 40\mathrm{pc}$ (чем ближе — тем лучше);
- яркость: $J$ или $K$ магнитуда предпочтительно $\lesssim 12$;
- радиус планеты: $R_p\lesssim 1.8R_{\oplus }$ (цель — земного/суперземного типа);
- масса: известна или может быть измерена $M_p$ с $\lesssim 20\%$ точностью.
- Зона обитаемости и температура:
- полуось в HZ: $a_{\mathrm{HZ}}\sim \sqrt{\frac{L_{\ast }}{S_{\mathrm{eff}}}}$ и $T_{\mathrm{eq}}$ в благоприятном диапазоне для воды; вычислять $T_{\mathrm{eq}}$ через $T_{\mathrm{eq}}=T_{\ast }\sqrt{\frac{R_{\ast }}{2a}}(1-A{)}^{1/4}$.
- Атмосферная «видимость»:
- большая относительная глубина транзита $\propto (R_p/R_{\ast }{)}^2$;
- большая амплитуда атмосферного сигнала $\Delta F_{\mathrm{atm}}\sim 2H{R}_p/R_{\ast }^2$ (больший $H$ и меньший $R_{\ast }$ — лучше);
- предпочтение планет с низкой поверхностной гравитацией (умеренный $g$) и вероятной плотной атмосферой.
- Звёздная активность и стабильность:
- низкая активность: $\mathrm{H}\alpha$ слабый, малые флуктуации фотометрии, период вращения $P_{\mathrm{rot}}\gtrsim 20\mathrm{d}$;
- низкая скорость вращения: $v\sin i$ мал (например $\lesssim 5km/s$) — легче RV и высокое разрешение спектров.
- Параметры, снижающие ложноположительные биосигнатуры:
- возраст звезды (исключать очень молодые объекты с интенсивной пред-main-sequence потерей воды);
- учитывать возможные абиотические источники O${}_2$/O${}_3$ вокруг M: отдавать приоритет системам с признаками сохранённой воды и совместными газовыми несоответствиями (O${}_2$+CH${}_4$ в неравновесии).
- Практические пороги для отбора на спецификацию JWST/ELT:
- TSM/ESM высокие (верхний квартиль по каталогу);
- уверенное знание массы и радиуса;
- малое число звёздных спотов/пятен в наблюдаемых длинах волн.
5) Последовательность действий после обнаружения
- Подтверждение и верификация: многоканальная фотометрия, high-resolution imaging (AO) для исключения близких компаньонов.
- Массы: RV-кампании с приоритетом в ИК; минимальная цель — масса с точностью $\lesssim 20\%$.
- Характеристика звезды: радиус/температура/активность/возраст — необходимы для интерпретации спектров.
- Подготовка к атмосферным наблюдениям: оценка числа транзитов/фаз для требуемого S/N, моделирование облачности и возможных спектров биосигнатур.
- Спектроскопия: комбинация JWST (ИК), наземных ELT/экстремальных AO для линий в видимом/ближней ИК, и высокоразрешённой техники для изолирования линий (например O${}_2$ в видимом с очень больших телескопов).
6) Контроль ошибок и интерпретация биосигнатур
- Требуется мульти-показательное подтверждение (несколько молекул, контекст планеты/звезды).
- Учитывать сценарии абиотического происхождения O${}_2$, CH${}_4$ и других газов; искать комбинации в равновесном несоответствии (например O${}_2$+CH${}_4$) и признаки жидкой воды (водяные линии, облака).
- Использовать модели фотохимии и эволюции (учёт пред-main-sequence фазы M-звёзд).
Короткое резюме действий:
- обнаружение: широкоформатные и таргетированные фотопроекты;
- верификация: дешёвая фотометрия + высокорезол. имиджинг;
- масса: IR-RV до точности $\lesssim 20\%$;
- отбор на атмосферные исследования: высокий TSM/ESM, $J/K$ яркость, низкая активность, знать массу и радиус;
- спектроскопия: заранее оценить число транзитов/наблюдений по формуле $N\propto (S/{\mathrm{N}}_{\mathrm{req}}/S/{\mathrm{N}}_{1\mathrm{transit}}{)}^2$ и оптимизировать расписание для минимизации систематики активности.
Если нужно, могу дать конкретный алгоритм ранжирования кандидатов (включая формулу суммарного приоритета с весами) и примеры порогов для JWST/ELT.