Кратко сравню по указанным пунктам, затем предложу конкретную кампанию для наблюдения молодого газового гиганта (примерные числа и расчёты в KaTeX).
1) Сравнение достоинств (по пунктам)
- Разрешение:
- Наземные большие телескопы с адаптивной оптикой (AO): дифракционный предел $\theta \approx 1.22\lambda /D$. Для 8–10‑м телескопа при $\lambda =2.2\mu \mathrm{m}$ $\theta \approx 0.05^{\prime \prime }$ (более мелкое разрешение у больших апертур, кроме атмосферных остаточных ошибок).
- Орбитальные обсерватории: для JWST (D=6.5 m) при том же $\lambda$ $\theta \approx 0.085^{\prime \prime }$. Итог: крупные наземные ЭОТ/ELT дадут лучшую пространственную резолюцию, но это достижимо только при хорошей AO‑коррекции.
- Контраст (способность отделить слабую планету от сильной звезды):
- Наземные AO: с экстремальной AO + коронографом типичные контрасты на близких угловых расстояниях $\sim 10^{-4}-10^{-6}$ (зависит от сепарации, погодных условий и качества калибровки). На очень малых углах контраст ухудшается из‑за остаточных возмущений волнового фронта.
- Орбита (JWST, HST, будущий Roman): стабильный и предсказуемый PSF даёт лучшее подавление систематических ошибок; типичные контрасты JWST/коронографов $\sim 10^{-5}-10^{-7}$ в ближней/средней ИК, у Roman в идеале целевой уровень для внутреннего коронографа/коронографической демонстрации — до $10^{-8}$–$10^{-9}$ (полезно для будущих миссий). Итог: в диапазоне среднего контраста пространства лучше стабильностью и системойatics, наземные дают высокий контраст локально при удачных условиях.
- Длины волн:
- Наземные AO оптимальны в ближней и средней ИК ($1-5\mu \mathrm{m}$); есть инструменты для оптики ($<1\mu \mathrm{m}$) с экстремальной AO, и для теплового ИК ($>3\mu \mathrm{m}$) (но фон — проблема).
- Орбитальные обсерватории: широкий диапазон без атмосферного фона — HST ($\sim 0.2-1.7\mu \mathrm{m}$), JWST ($\sim 0.6-28\mu \mathrm{m}$), Roman ($\sim 0.5-2.3\mu \mathrm{m}$). Для молодых горячих гигантов важны ближняя/средняя ИК и среднее ИК (термическое излучение).
- Оперативность:
- Наземные: гибкость расписания, быстрые ToO‑наблюдения, многократные визиты (высокая оперативность).
- Космические: ограниченная оперативность, длительные циклы заявок, низкая гибкость расписания; но разовые согласования обеспечивают длительные, стабильные наблюдения.
- Стоимость:
- Создание и эксплуатация космической обсерватории — порядок миллиардов долларов/евро (JWST ~10^10 USD). Эксплуатация/инструментальные улучшения тоже дороги.
- Наземные большие телескопы дешевле в абсолюте (строительство сотни миллионов — единицы миллиардов), ночное время и инструментальные разработки — менее капиталоёмки по сравнению с космосом, но дорогостоящие AO‑модули и инструменты могут стоить $10^7-10^8$ USD. В эксплуатации наземные кампании дешевле и гибче.
2) Ограничения, важные при прямой детекции
- Внутренняя рабочая угла (IWA) коронографа примерно $\sim (1-4)\lambda /D$. Планета ближе IWA недоступна.
- Наземные: атмосферный фон в теплом ИК, переменные духовые ошибки; ограничения времени погоды.
- Космос: фон низкий и PSF стабильный, но ограничен временем наблюдения и доступностью инструментов; некоторые длины волн (далее 5–10 μm) особенно полезны для теплового излучения.
3) Конкретная кампания: цель — молодой газовый гигант вокруг звезды на расстоянии $d=50\mathrm{pc}$, орбитальное проекционное расстояние $a_{\mathrm{proj}}=20\mathrm{AU}$, масса ~5 M_J, возраст $\sim 10\mathrm{Myr}$.
- Угловая сепарация:
$$\theta =\frac{a_{\mathrm{proj}}}{d}=\frac{20\mathrm{AU}}{50\mathrm{pc}}\approx 0.4^{\prime \prime }$$ Это доступно и наземным 8–10 м AO‑системам, и JWST (IWA и контраст позволяют).
Шаги кампании (минимально, с обоснованием):
A) Предварительное обнаружение и слежение (оперативно, гибко)
- Инструменты: VLT/SPHERE, Keck/SCExAO+NIRC2, Gemini/GPI или Subaru/SCExAO.
- Длины волн/режимы: H ($\sim 1.6\mu \mathrm{m}$), K ($\sim 2.2\mu \mathrm{m}$), L' ($\sim 3.8\mu \mathrm{m}$). L' и M дают лучшее отношение контраст/звезда для горячих молодых планет (термическое излучение), H/K — для спектральных признаков (метан, H2O).
- Наблюдательная стратегия:
- Коронографическое изображение + Angular Differential Imaging (ADI) + Spectral Differential Imaging (SDI) (если доступно) для подавления звездообразного фона.
- Наблюдения в несколько фильтров: H, K, L' — сначала поиск в L' (лучше контраст), затем в H/K для определения цвета.
- Интеграция: несколько последовательных экспозиций, суммарное время наблюдения 1–3 часа на фильтр (зависит от инструмента и желаемого контраста). Наземные наблюдения можно повторять в течение ночей/месяцев для проверки движения (общий собственный параллакс/orbital motion).
- Ожидаемость: при сепарации $0.4^{\prime \prime }$ и типичном наземном IWA $\sim 0.1-0.2^{\prime \prime }$ планета доступна; контраст порядка $10^{-4}-10^{-5}$ вероятно достижим.
B) Подтверждение и спектроскопия в космосе (высокая стабильность, спектры)
- Инструменты: JWST (NIRCam coronagraph для образного режима; NIRSpec IFU и MIRI MRS для спектроскопии).
- Длины волн/режимы: NIRCam ($\sim 2-5\mu \mathrm{m}$ коронография), NIRSpec IFU ($1-5\mu \mathrm{m}$, R~100–2700) для низко/среднеразрешённого спектра; MIRI ($5-12\mu \mathrm{m}$) для термического излучения и определения температуры/излучательной способности.
- Наблюдательная стратегия:
- Коронаграфическое изображение NIRCam для точной позиции и измерения контраста в нескольких фильтрах (выбор фильтров: F230M/F335M/F444W или эквиваленты).
- NIRSpec IFU: спектроскопия $R\sim 1000$ в $1-5\mu \mathrm{m}$ для поиска H2O, CO, CH4, а также определения температуры/гравитации.
- MIRI MRS: спектры в $5-12\mu \mathrm{m}$ для термической кривой и определения bolometric luminosity.
- Интеграционные времена: ориентировочно несколько тысяч секунд на каждый режим/фильтр (точные значения рассчитывать по инструментальным калькуляторам чувствительности).
- Причина: космос даёт стабильный PSF и низкий фон в теплой ИК, что важно для измерения спектральных признаков и точной фотометрии.
C) Последующее высокодисперсионное Р‑спектроскопическое изучение (опционально)
- Инструменты: ELT/GMT/TMT с AO + высокоразрешёнными спектрографами (R~50,000–100,000) в НIR.
- Цель: выявление линий движения (doppler), атмосферных молекул на высоком разрешении, измерение скоростей вращения и ветров планаеты через cross‑correlation techniques.
- Ограничение: требует высокой контрастности и эффективной схемы вычитания звезды; ELT‑класс даёт резолюцию и сбор света для этого.
D) Каденс и проверки
- Повторные наблюдения: через 6–12 месяцев для подтверждения связности (common proper motion) и измерения орбитальной траектории.
- Мониторинг в L' и M для оценки теплового охлаждения и изменения фотометрии (возможные погодные вариации в атмосфере планеты).
4) Аналитические/технические моменты (кратко)
- IWA коронографов: ориентировочно $\mathrm{IWA}\sim (1-4)\lambda /D$. Для 10‑м при $\lambda =3.8\mu \mathrm{m}$ $\lambda /D\approx 0.095^{\prime \prime }$ → IWA $\sim 0.1^{\prime \prime }-0.4^{\prime \prime }$. В нашем примере $\theta =0.4^{\prime \prime }$ на границе допустимого для некоторых коронографов в L'.
- Контраст и чувствительность оцениваются моделью планеты (возраст/масса) — молодые горячие гиганты легче обнаружимы в L–M из‑за теплового излучения.
- Методы обработки: ADI/SDI/RDI + PCA/LOCI/ANDROMEDA и тщательная оценка систематик (нужны фреймы PSF‑reference для RDI).
5) Ресурсные/финансовые и организационные соображения (коротко)
- Быстрый поиск — наземные ночи: относительно дешёво и гибко; круглосуточный мониторинг возможен при распределении времени по телескопам.
- Подтверждение/спектры — JWST/space: дорого по времени и требует конкурентной заявки; планирование минимум за год.
- Для максимальной науки сочетать: оперативный наземный поиск + приём на JWST для глубоких спектров + в перспективе ELT для высокого разрешения.
Итог (сводно):
- Наземные AO: преимущество в разрешении, оперативности и гибкости; хорошо подходят для первичного поиска и многокадрового мониторинга, особенно в H/K/L.
- Орбитальные обсерватории: преимущество в стабильности PSF, низком фоне и доступе к длинноволновой ИК; необходимы для точной фотометрии и спектроскопии теплового эмиссионного сигнала.
- Рекомендуемая кампания: первичный поиск и мониторинг наземными AO (H/K/L), подтверждение и подробная спектроскопия JWST (NIRCam coronagraph + NIRSpec IFU + MIRI), при возможности — последующее высокодисперсионное изучение с ELT‑классом.