Кратко, по методу: преимущества / недостатки для поиска планет в зоне обитаемости (ЗО) M‑звёзд, с числовыми примерами; затем — какие сочетания дают наибольшую информацию.
1) Транзиты
- Плюсы:
- Высокая вероятность транзита из‑за близкой ЗО: $P_{\mathrm{tr}}\approx R_{\star }/a$. Для типичного M‑карлика с $R_{\star }\sim 0.2R_{\odot }$ и $a\sim 0.05$ AU получаем $P_{\mathrm{tr}}\sim 1\%-2\%$.
- Большая глубина транзита (малый радиус звезды) — легче измерять радиусы землеподобных планет.
- Короткие периоды в ЗО: например для $a=0.05$ AU и $M_{\star }=0.2M_{\odot }$ период $P\approx 9$ суток ($P=\sqrt{a^3/M_{\star }}$ в годах → $P\approx 0.025$ г. = $\sim 9$ дн.), значит быстрый сбор повторов.
- Позволяет последующую спектроскопию атмосферы (прохождение и вторичные затмения).
- Минусы:
- Зависимость от геометрии (многие планеты не транзитируют).
- Артефакты от активности звезды (пятна, фlares) и красный шум усложняют детекцию и интерпретацию.
- Не даёт массы напрямую (только радиус).
2) Радиальная скорость (RV)
- Плюсы:
- Для M‑звёзд большой рефлекс сигнала: полуамплитуда $K$ растёт при меньшей массе звезды и коротком периоде. Пример: земная масса вокруг $M_{\star }=0.2M_{\odot }$, $P\sim 9$ дн даёт $K\sim 0.9$ м/с (оценка с учётом скейлинга от Земли).
- Даёт массу $M_p\sin i$ и орбитальную эксцентриситет/период.
- В сочетании с транзитом даёт плотность.
- Минусы:
- Акти́вность M‑звёзд (спотовая и хромосферная переменная шумность) часто превышает сигнал $\lesssim$ м/с, особенно в видимой; требуется NIR‑спектрография и индикаторы активности.
- Требуется высокая стабильность и многолетние наблюдения для точных масс и проверки систематик.
- Синус‑неопределённость: без транзита/астрометрии — лишь $M\sin i$.
3) Прямая визуализация
- Плюсы:
- Прямая спектроскопия отражённого/теплового света — мощная диагностика атмосферы и поверхности.
- Работает на широких орбитах, не зависит от геометрии транзита.
- Минусы:
- Для ЗО M‑звёзд угловое разделение очень мало: $\theta \approx a/d$. Для $a=0.05$ AU и звезды на $d=10$ pc $\theta \approx 0.005^{\prime \prime }$ — на грани/ниже возможностей современных КМО/коронографов; у ELT потребуется экстремальная оптика.
- Контраст звезда/планета в оптическом/ближнем ИК всё ещё очень велик (требует $10^{-6}-10^{-8}$ в зависимости от длины волны и типа планеты).
- Практически неэффективна для холодных, тесных ЗО M‑звёздок — лучше для молодых широких/теплых планет.

4) Гравитационное микролинзирование
- Плюсы:
- Чувствительно к низким массам планет и к системам на больших расстояниях (включая M‑звёзды в Галактике).
- Не зависит от излучения хоста; может найти планеты далеко от звезды, где другие методы слабее.
- Хорош для статистики распространённости планет.
- Минусы:
- Типичная чувствительность — на проекторах порядка эфемерного радиуса Эйнштейна ($\sim 1-5$ AU), т.е. чаще обнаруживает планеты за пределами ЗО M‑звёзд (обычно холодные/дальние).
- Событие одноразовое — мало возможности для последующего наблюдения или подробного изучения атмосферы.
- Ограниченная информация: часто только отношение масс и проекция орбиты в единицах радиуса Эйнштейна; требуется поздняя высокоразрешающая съемка, чтобы идентифицировать хост.
Какие сочетания методов наиболее информативны для ЗО M‑звёзд
- Транзит + RV: наиболее мощная комбинация для ZO M‑звёзд. Транзит даёт радиус, RV — массу; в сумме — плотность и ограничения на состав. Также RV подтверждает планету и уточняет орбиту. Для M‑звёзд это наиболее реализуемо (короткие периоды, сравнительно большие $K$).
- Транзит + спектроскопия затмений (JWST/ELT): если планета транзитна и звезда не слишком активна, можно искать сигнатуры атмосферы (газовый состав, облака, следы биосигнатур).
- RV + астрометрия (например Gaia/будущие миссии): снимает $\sin i$ неопределённость, даёт истинную массу и орбитальную геометрию; полезно для непересекающихся систем.
- Транзитные мультипланетные системы: TTV (транзитные временные вариации) + RV могут давать массы даже при слабых RV‑сигналах.
- Микролинзирование + последующие AO‑изображения: даёт демографию планет у M‑звёзд на больших орбитах и иногда массу/расстояние хоста после идентификации.
- Прямая визуализация мало сочетается с ЗО M‑звёзд в ближайшем будущем; более информативна в связке с RV/астрометрией для широко орбитальных планет и для детальной спектроскопии тех, кто всё‑таки разрешим.
Краткие практические выводы
- Для целей поиска и детального изучения планет в ЗО M‑звёзд оптимальна стратегия: фотометрический транзитный поиск (широкие обзоры + таргетированные наблюдения) + последующие NIR‑RV измерения для подтверждения/массоизмерения + спектроскопия затмений для атмо‑характеризации.
- Микролинзирование и прямая визуализация остаются важными для полной демографии (холодные/широко орбитальные планеты) и для будущих возможностей прямого изучения, но сами по себе менее эффективны для тесной ЗО M‑звёзд.
Если нужно, могу привести более точные формулы для $K$, $P$, $P_{\mathrm{tr}}$ и численные оценки для разных типов M‑звёзд.