Кратко и по сути — сравнение по ключевым параметрам (диапазоны, разрешение, преимущества/ограничения) и какие режимы нужны для каких задач.
1) Доступные диапазоны (ключевые линии/молекулы)
- УФ (≲$0.3\mu$m): фотохимия, испарение атмосферы (Ly$\alpha$ $121.6$ nm), металл­ические линии (Mg II и др.) — доступен только из космоса (HST, будущие UV‑миссии).
- Видимый ($0.4-0.8\mu$m): алкали (Na $589$ nm, K $770$ nm), O${}_2$ A‑band $0.76\mu$m, Рэлей‑скаттеринг — доступен с земли и из космоса, но O${}_2$ сильно мешается земляной атмосферой.
- Ближняя ИК ($0.8-5\mu$m): H${}_2$O, CO, CO${}_2$, CH${}_4$ (характерные полосы ~$1-4.7\mu$m) — ключевой диапазон для химии, оба класса обсерваторий, но с сильной теллурической контаминацией с земли.
- Средняя ИК ($5-28\mu$m): тепловое излучение, CO${}_2$ $4.3,15\mu$m, O${}_3$ $9.6\mu$m — критически важен для температурного профиля и биомаркеров; эффективно только из космоса (JWST MIRI); с земли только узкие окна и слабая чувствительность из‑за фонового излучения.
2) Спектральное разрешение — какие величины нужны для каких задач
- Низкое/среднее разрешение для борт‑спектров и транзитов (широкие молекулярные полосы, извлечение спектров): $\mathrm{R}\sim 50-300$.
- Среднее/высокое для количественного определения абундансов и T‑профиля, разделения перекрывающих полос: $\mathrm{R}\sim 300-3000$. (JWST/NIRSpec, MIRI работают в этих диапазонах.)
- Высокое разрешение для идентификации молекул через cross‑correlation, измерения линий звезда/планета, удаления теллурики, измерения скоростей ветра и вращения: $\mathrm{R}\sim 5\times 10^4-1.2\times 10^5$.
- Разрешение, требуемое для детекции доплеров/скоростей: $\mathrm{R}\approx \frac{c}{\Delta v}$. Примеры: для $\Delta v=1\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}$ требуется $\mathrm{R}\approx 3\times 10^5$; для $\Delta v=3\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}$ — $\mathrm{R}\approx 10^5$; для $\Delta v=10\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}$ — $\mathrm{R}\approx 3\times 10^4$.
3) Сильные и слабые стороны: ELT/GMT (наземные гиганты)
- Плюсы: огромная светосборная площадь → высокая спектральная чувствительность и S/N, возможность очень высокого разрешения ($\mathrm{R}\gtrsim 10^5$) в видимом/ближнем ИК; малая дифракционная решётка ($\lambda /D$) → меньший inner working angle для прямого изображения. Пример: при $\lambda =1\mu$m для ELT ($D=39$ m) $\lambda /D\approx 5.3$ mas, для GMT (~24.5 m) $\lambda /D\approx 8.4$ mas, для JWST ($D=6.5$ m) $\lambda /D\approx 32$ mas.
- Минусы: земная атмосфера (теллурические линии, переменная прозрачность), термический фон в среднем ИК (>~$3\mu$m) сильно ограничивает чувствительность; AO‑система хуже в видимом по сравнению с ИК; стабильность на уровне ppm сложнее, чем в космосе.
- Лучшие применения: высокоразрешённая спектроскопия (Doppler‑CCF), измерения ветров/вращения/измельчения линий, высококонтрастное прямое изображение ближе к звезде в ИК.
4) Сильные и слабые стороны: HST, JWST (космос)
- Плюсы: отсутствие теллурики, низкий фон в ИК (особенно JWST), стабильность для транзитной фотометрии/спектроскопии на ppm, доступ к УФ (HST) и средне‑ИР до $\sim 28\mu$m (JWST) — критично для изучения удаления атмосферы, термики и биомаркеров. JWST даёт широкополосные спектры с $\mathrm{R}$ от сотен до нескольких тысяч ($\mathrm{NIRSpec}:\mathrm{R}\sim 100,1000,2700;\mathrm{MIRI}\mathrm{MRS}:\mathrm{R}\sim 1300-3500$).
- Минусы: относительно меньшая апертура → ограниченная способность к очень высокому разрешению и к очень близкому прямому изображению по сравнению с ELT; ограниченные возможности для крайне высокого $\mathrm{R}$ (нет $\mathrm{R}\sim 10^5$ на широком спектре).
- Лучшие применения: точные транзитные/эмиссионные спектры, средняя‑средняя ИР спектроскопия молекул и термальных компонентов, УФ‑спектры escape/фотохимии.
5) Практические синергии и рекомендации
- Для обнаружения и первичной оценки молекул и температур: достаточно $\mathrm{R}\sim 100-3000$ (JWST/space или наземные среднерезонансные режимы в атмосферных окнах).
- Для точного определения абундансов, изоляции компонентов и измерения редких/изотопных линий — нужна комбинация: космос для широкого спектрального охвата и низкой фоновой базы; земля (ELT/GMT) для высокоразрешённой Doppler‑аналитики ($\mathrm{R}\gtrsim 5\times 10^4$).
- Для поиска биосигнатур в видимом (O${}_2$, озон и т.д.): нужен либо космос с чрезвычайно высокой стабильностью и чувствительностью, либо наземный высокоразрешённый режим для отделения земной O${}_2$ по доплеру (т.е. $\mathrm{R}\gtrsim 10^5$).
- Для средне‑ и средне‑далёкой ИК (тепловая эмиссия, CO${}_2$, O${}_3$): только космос (JWST) даёт требуемую чувствительность и непрерывный охват до $\sim 28\mu$m.
Итог: космос (HST/JWST) — незаменим для УФ и для стабильной чувствительной спектроскопии в средней ИК и для широкого спектрального охвата; наземные ELT/GMT — незаменимы для очень высокого разрешения, динамики (ветры/вращение) и для прямого изображения на малых углах. Критические диапазоны: УФ (escape/фотохимия), видимый (алкали, O${}_2$), $0.8-5\mu$m (вода/CO/CH${}_4$/CO${}_2$), $5-28\mu$m (тепловая и биомаркеры) — и разрешения от $\mathrm{R}\sim 50$ (широкие полосы) до $\mathrm{R}\gtrsim 10^5$ (high‑dispersion dynamics / disentangling tellurics).