Абстракт. Пригодная для жизни экзопланета — это планета, способная поддерживать стабильное жидкое состояние воды на своей поверхности. Техники и подходы к характеристике таких планет имеют решающее значение, поскольку проведение переписи землеподобных планет, которые могут или не могут иметь жизнь, поможет нам понять, насколько часто возникает и поддерживается жизнь на других планетах. Наблюдательные методы, такие как высококонтрастное изображение и спектроскопия транзита, могут выявить ключевые индикаторы пригодности для жизни экзопланет. Как поляризационные измерения, так и зеркальное отражение от океанов (также известное как “блеск”) могут предоставить прямые доказательства наличия жидкой воды на поверхности, в то время как ограничение поверхностного давления и температуры (из спектров умеренного разрешения) может указывать на стабильность жидкой воды. Наблюдения за изменчивостью (которая указывает на погоду) и картографирование экзопланет могут предоставить косвенные доказательства пригодности для жизни, а измерения водяного пара или профилей облаков, указывающие на конденсацию вблизи поверхности, также могут служить доказательством пригодности для жизни. Подходы к выполнению измерений, указывающих на пригодность для жизни, разнообразны и имеют различные соображения для требуемого диапазона длин волн, спектрального разрешения, максимальных уровней шума, температуры звезды-хозяина и геометрии наблюдения.
1. Введение
Акцент на ключевых свойствах поверхности планеты, определяющих пригодность для жизни, как и многие идеи в науке об экзопланетах, изменился с течением времени. Ранние работы, даже до первых обнаружений планет вокруг других звезд, подчеркивали важность благоприятных условий на поверхности планеты — Хуан (1959) обсуждал необходимость достаточного “тепла” для выживания организмов, в то время как Дол (1964) сосредоточился на температурном диапазоне, подходящем для человека. Однако теперь широко признано, что жидкая вода сыграла решающую роль в возникновении, развитии и поддержании жизни на Земле (Брак, 1993), и, как следствие, большинство исследований пригодности для жизни с тех пор сосредоточились на стабильной жидкой воде на поверхности. Расул и де Бер (1970) в своем раннем описании эффекта парникового разогрева и эволюции климата на планетах земной группы Солнечной системы были среди первых, кто сделал сильный акцент на стабильной жидкой воде на поверхности. Аналогично, в своем исследовании коэволюции Земли и жизни Харт (1978) требовал жидкой воды (а также определенных ограничений на состав атмосферы) для возникновения жизни. Основополагающие работы по зонам обитаемости вокруг других звезд (Харт, 1979; Уитмайр и др., 1991; Кастинг и др., 1993) и по возникновению обитаемых миров (Мацуи и Абэ, 1986; Абэ и Мацуи, 1988) подчеркивают, что обитаемые планеты — это подмножество планет земной группы, способных иметь стабильную жидкую воду на поверхности. Конечно, это не исключает возможность существования подповерхностных обитаемых сред, таких как океан под ледяной корой Европы (Паппалардо и др., 1999; Чиба и Филлипс, 2001) — акцент на поверхностной обитаемости основан на прагматизме, поскольку открытие и характеристика любых подповерхностных обитаемых сред на экзопланетах (или экзолунах) вряд ли станет осуществимым даже в отдаленном будущем.
2. Наблюдательные методы
Несколько наблюдательных методов имеют отношение к характеристике атмосфер и поверхностных сред потенциально обитаемых экзопланет: спектроскопия транзита, высококонтрастное изображение и спектроскопия вторичного затмения. Мы кратко рассмотрим эти методы и продемонстрируем соответствующие размеры сигналов. Для обзора методов и размеров сигналов для различных типов планет см. Кован и др. (2015).
Спектроскопия транзита: В спектроскопии транзита (Сигер и Сасселов, 2000; Браун, 2001; Хаббард и др., 2001) измеряется небольшое уменьшение блеска неразрешенной звезды-хозяина при транзите планеты через звездный диск. Эта величина — глубина транзита — обычно интерпретируется как квадрат отношения характерного радиуса планеты (Rp) к радиусу звезды (R), и при измерении на разных длинах волн глубина транзита указывает на оптическую плотность атмосферы планеты, поскольку планета будет казаться больше на звездном диске на длинах волн, соответствующих большей экстинкции. Хотя общий масштаб глубины транзита определяется соотношением Rp/R, контраст спектральных особенностей будет зависеть от разницы высот, исследуемых внутри и вне молекулярной полосы (Δh), и примерно равен |Δh/H|, где H — масштаб высоты атмосферы, T — характерная температура атмосферы, μ — средний молярный вес атмосферы, и ρ — плотность планеты. Мы предполагаем, что исследуемый диапазон высот составляет несколько масштабных высот, и принимаем земные значения для всех параметров. Для ранних, средних и поздних звезд типа M масштаб особенностей увеличивается до 2, 10 и 60 частей на миллион соответственно.
Высококонтрастное изображение: В высококонтрастном (или “прямом”) изображении (Трауб и Оппенхаймер, 2010) используются оптические методы для разрешения слабого функции рассеяния точки планетарного компаньона от функции рассеяния точки яркой звезды-хозяина. Типичные подходы включают коронографию (Гайон и др., 2006; Мавет и др., 2012), внешние заслонки или “звездные экраны” (Кэш и др., 2007; Шаклан и др., 2010), и интерферометрию (Бейчман и др., 1999). Релевантной мерой является отношение потоков планета-звезда (Fp/F), которое (приблизительно) устанавливает контраст, который необходимо достичь для выполнения изображения (хотя угловое расстояние между планетой и звездой, видимая величина звезды-хозяина, яркость экзозодиакального пылевого диска и другие величины также влияют на осуществимость наблюдения). Для отраженного света, который будет фокусом любых ближайших или отдаленных попыток прямого изображения, отношение потоков определяется как Fp/F = (A × Φ) / (a^2), где A — геометрическая альбедо, Φ — функция фазы (которая зависит от угла фазы, α), а a — орбитальное расстояние. Предполагая, что инсоляция на потенциально обитаемых экзопланетах примерно равна той, которую получает Земля (1366 Вт/м²), имеем Fp/F = (A × Φ) / (a^2) × (T/5778 K)^4, где T* — эффективная температура звезды. Для ранних, средних и поздних звезд типа M отношение потоков увеличивается значительно до 10^(-4), 10^(-3) и 10^(-2) соответственно. Для этих более холодных звезд небольшой внутренний рабочий угол, необходимый для разрешения планеты от звезды, требует больших диаметров телескопов. Принимая 4λ/D как “практический” предел для фотометрии малого внутреннего рабочего угла (Мавет и др., 2014), мы видим, что диаметр телескопа, необходимый для разрешения двойника Земли от звезды типа Солнца на расстоянии 10 пк, составляет примерно 8 метров (принимая λ = 1 мкм и D = 8 м). Заметим, что как поляризационные, так и измерения блеска могут быть выполнены с широкополосными наблюдениями, что помогает уменьшить необходимое время интеграции.
Спектроскопия вторичного затмения: Как и спектроскопия транзита, спектроскопия вторичного затмения представляет собой дифференциальное измерение, требующее комбинированного потока планеты и звезды до исчезновения планеты за звездой и сравнения его со звездным потоком, измеренным во время затмения (Уинн, 2010). Здесь, как и в случае прямого изображения, ключевой величиной является отношение потоков планета-звезда (Fp/F) при полной фазе. Принимая среднюю звезду типа M в качестве примера, в отраженном свете имеем Fp/F = (A × Φ) / (a^2) × (T/5778 K)^4, что довольно мало. Характерный размер сигнала улучшается на тепловых длинах волн, поскольку планета излучает как черное тело. Здесь мы имеем отношение двух черных тел, и принимая спектр звезды в пределе Рэлея-Джинса, получаем Fp/F = (Rp/R)^2 × (T_p/T)^4, где T_p — температура планеты. Как и в случае прямого изображения, глубина полос поглощения может быть столь же велика, как и общий размер сигнала (для сильных особенностей) или во много раз меньше (для слабых особенностей).
3. Прямое обнаружение жидкой воды на поверхности
Жидкости, в отличие от диффузно рассеивающих твердых поверхностей, обладают особыми поляризационными и рассеивающими свойствами благодаря процессу френелевского отражения (Гриффитс, 1999, с. 382). Для плоской поверхности поляризационный сигнал достигает максимума под углом Брюстера, где доля поляризации может приближаться к единице для жидкости без ряби или волн. Эта поверхность будет иметь повышенную отражающую способность в направлении прямого рассеяния, где угол наблюдения отражения равен углу падения солнечного света (т.е. в точке блеска), и эта отражающая способность увеличивается при наклонных углах. Измерения доли поляризации света могут быть эффективным средством обнаружения наличия океана на поверхности экзопланеты (Уильямс и Гайдос, 2008; Стам, 2008). Земное свечение и наблюдения с космических аппаратов показывают, что доля поляризации Земли является функцией угла фазы, достигая максимума 0,2–0,4 в видимом диапазоне вблизи квадратуры (Коффин, 1979). Расположение этого максимума находится в стороне от максимума, обусловленного рассеянием Рэлея, но зависит от длиноволнового соревнования между поляризацией, обусловленной рассеянием Рэлея, облаками, дымкой и океаном (Цуггер и др., 2010; Вон и др., 2023). Наблюдения в ближней инфракрасной области уменьшают вклад рассеяния Рэлея, смещая максимум доли поляризации к углам фазы, ожидаемым для океанского рассеяния (т.е. около 150°), хотя максимальные доли поляризации, вероятно, все еще будут (Стам, 2008; Цуггер и др., 2011; Вон и др., 2023).
Кроме поляризации, Уильямс и Гайдос (2008) предложили, что зеркальное отражение от океана — блеск — могло бы быть использовано для обнаружения жидкой воды на экзопланетах. Блеск проявляется как увеличение отражающей способности планеты при фазе полумесяца, и такое увеличение было обнаружено в наблюдениях земного свечения (Кью и др., 2003; Палле и др., 2003) и использовано для обнаружения жидких морей в полярных регионах Титана (Штефан и др., 2010). Рис. 1 показывает спектры видимой альбедо Земли при полной и полумесячной фазах, включая спектр полумесячной фазы, из которого удален блеск. Увеличение отражающей способности при фазе полумесяца не является однозначным доказательством блеска, поскольку прямое рассеяние от облаков, рассеяние Рэлея и геометрические эффекты также могут вызывать подобное поведение. Робинсон и др. (2010) исследовали масштаб эффекта океанского блеска с помощью модели, учитывающей зависящее от направления рассеяние Рэлея и облаков. Эта работа показала, что ложноположительные результаты, обусловленные рассеянием Рэлея, можно избежать, наблюдая в ближней инфракрасной области, где блестящая Земля может быть в два раза ярче, чем неблестящая Земля. Поскольку отражающая способность снега/льда уменьшается на больших длинах волн, наблюдения в ближней инфракрасной области также помогут избежать ложноположительного результата блеска, обсуждаемого Кованом и др. (2012), который объясняет смещение в сторону исследования ледяных полярных регионов планеты при фазе полумесяца. Долгосрочные карты, полученные методом вращательно-разрешенной фотометрии двойника Земли, могут выявить поверхностные особенности, отражающая способность которых сильно увеличивается при фазе полумесяца (Лустиг-Яегер и др., 2018), тем самым предоставляя еще один способ обнаружения эффектов океанского блеска и исключения поверхностных ложноположительных результатов. Расположение максимального вклада блеска для Земли находится около угла фазы 150°, а для других планет будет зависеть от облачности, толщины атмосферы и скорости ветра на поверхности. Как доказательство концепции, Робинсон и др. (2014) смогли обнаружить блеск в неразрешенных наблюдениях LCROSS Земли при угле фазы 130°, хотя это исследование выиграло от значительной априорной информации. Спектральная информация может оказаться необходимой для различения блеска и его потенциальных ложноположительных результатов. Робинсон (2012) отметил, что уникальный атмосферный путь, пройденный лучом блеска (т.е. два прямых прохода через атмосферу с одним событием рассеяния на поверхности океана), подразумевает, что значительная часть спектра полумесячной фазы Земли должна напоминать модулированный солнечным излучением спектр, измененный рассеянием Рэлея и оптической плотностью газов. Рис. 2 демонстрирует этот сигнал. Здесь спектр полной фазы Земли корректируется до полумесячной фазы с помощью функции фазы Ламберта, а затем вычитается из спектра полумесячной фазы Земли. Этот спектр разности, по сути, представляет собой избыток прямого рассеяния (в основном от облаков и блеска) при полумесячной фазе. В диапазонах длин волн с относительно малой оптической плотностью газов и, следовательно, с чувствительностью к поверхности, спектр разности можно хорошо воспроизвести с помощью солнечного спектра, взвешенного членом, изменяющимся как λ^(-4), для учета рассеяния Рэлея. Как демонстрация этого эффекта, Райан и Робинсон (2022) показали, что характерный спектр точки блеска можно обнаружить с помощью анализа главных компонент спектров, зависящих от фазы, моделей Земли, при достаточном доступе к спектроскопии или фотометрии полумесячной фазы. Обнаружение блеска или океанских поляризационных сигналов требует, прежде всего, чувствительности к поверхности и благоприятного наклона орбиты для цели, чтобы можно было получить доступ к соответствующим углам фазы. Измерение доли поляризации до заданного отношения сигнала к шуму (SNR) потребует, чтобы отдельные поляризованные измерения потока были улучшены в факторе √SNR, подразумевая, что измерения потока должны быть выполнены при SNR примерно 20 для обнаружения при SNR = 0,1. Для сигналов блеска и поляризации, которые возникают при довольно экстремальных фазах полумесяца, обнаружение потребует минимального наклона около 60°. Для таких благоприятных наклонов разрешение двойника Земли от звезды типа Солнца на расстоянии 10 пк потребует телескопа диаметром 8 метров (принимая λ = 1 мкм и D = 8 м). Заметим, что как поляризационные, так и измерения блеска могут быть выполнены с широкополосными наблюдениями, что помогает уменьшить необходимое время интеграции.
4. Поверхностное давление и температура
Множество индикаторов передают информацию о давлении и температуре на спектрах, хотя масштаб этих сигналов иногда может быть довольно мал. Оптическая плотность рассеяния Рэлея чувствительна к колонным изобилиям основных компонентов атмосферы, молекулярные линии (и полосы) сдвигаются под действием давления и термических эффектов, а инфракрасные спектры напрямую указывают на термическое состояние атмосферы и, возможно, поверхности. Таким образом, в зависимости от диапазона длин волн и метода наблюдения возможно использовать спектры для получения информации о давлении и температуре на поверхности экзопланеты, тем самым ограничивая пригодность для жизни. Для наблюдений в отраженном свете прямая информация о давлении и температуре будет поступать в основном от наклона спектра рассеяния Рэлея и от ширин молекулярных полос. Рис. 3 показывает спектры отражения миров с разными атмосферными температурами и давлениями, где водяной пар является единственным поглощающим веществом. Колонное изобилие водяного пара земного типа и фиксировано, так что вариации обусловлены только эффектами давления и температуры. Влияние атмосферной температуры довольно ограничено. Давление, однако, оказывает сильное влияние на ширину и глубину полос, а также на масштаб наклона спектра рассеяния Рэлея. Рамановское рассеяние также может указывать на колонную плотность атмосферы, наиболее заметно при поверхностных давлениях, значительно превышающих 1 бар, и требует измерений в ультрафиолетовом диапазоне (Оклопчич и др., 2016).
Наша способность извлекать информацию о давлении из спектров отраженного света будет осложнена неопределенностями в массе планеты, радиусе планеты, массах основных компонентов атмосферы и облаках. Тем не менее, обратные модели, примененные к симулированным (Фенг и др., 2018) и реальным (Робинсон и Сальвадор, 2023) наблюдениям отраженного света интегрального диска Земли, указывают, что спектральные данные с характерным SNR 10 могут ограничить поверхностное давление в пределах порядка величины, а повышение качества данных до SNR 20 ограничивает поверхностное давление в пределах фактора 2–3. Сопутствующие исследования (Дамиано и Ху, 2022) с различными подходами к массе планеты, облакам и профилям смеси водяного пара демонстрируют, что ограничение давления чувствительно к выбранному спектральному диапазону для наблюдений аналога экзопланеты и, вероятно, также чувствительно к определенным параметризациям атмосферы. Таким образом, связь между SNR наблюдений и ожидаемыми ограничениями на поверхностное давление остается неясной для землеподобных миров, изучаемых в отраженном свете. Наконец, ограниченное исследование, за пределами атмосфер, доминируемых азотом или водородом, было посвящено зависимости ширины половины высоты линий, сдвинутых давлением, от состава фоновой атмосферы (Гамаш и др., 1997; Хеджес и Мадхусудхан, 2016, и др.). Призматические особенности поглощения и особенности димеров — оба из которых весьма чувствительны к фоновому давлению — были предложены в качестве ключевых индикаторов давления на экзопланетах (Мисра и др., 2014а). Такие особенности были обнаружены в спектрах передачи атмосферы Земли (Палле и др., 2009) и в ближней инфракрасной области Палой Синей Точки (Швитерман и др., 2015). В целом призматические особенности поглощения и особенности димеров обычно сильнее в спектрах отраженного света и теплового излучения, поскольку эти методы, как правило, проникают глубже в атмосферы, чем спектры передачи. Сильные особенности поглощения, индуцированные давлением молекулярного азота, ограничены особенностью около 4,3 мкм (Швитерман и др., 2015), ключевые особенности молекулярного кислорода находятся на 1,06, 1,27 и 7 мкм (Мисра и др., 2014а), углекислый газ имеет широкую особенность около 7 мкм (Баранов и др., 2004), а молекулярный водород имеет множество особенностей, охватывающих видимый, ближний инфракрасный и тепловой инфракрасный диапазоны (Фроммхольд и др., 2010; Абель и др., 2011). Спектры передачи, благодаря своей чувствительности к масштабной высоте атмосферы (H = kT/μg, где k — постоянная Больцмана, T — температура, μ — средний молярный вес, g — ускорение свободного падения), содержат дополнительную информацию о температуре (Лекавель де Этанж и др., 2008), среднем молярном весе атмосферы (Беннеке и Сигер, 2012) и, потенциально, гравитационном ускорении (де Вит и Сигер, 2013, или массе; Баталха и др., 2017, хотя см.). Однако, хотя спектр передачи двойника Земли будет богат спектральными особенностями (Калтенеггер и Трауб, 2009), существует ряд процессов, которые минимизируют (или предотвращают) чувствительность к поверхностной среде. Основным среди этих процессов является атмосферная рефракция, при которой лучи, проходящие через более глубокие области атмосферы планеты, могут испытывать достаточно рефракции, чтобы отклониться от звездного диска (Бетремьё и Калтенеггер, 2014; Мисра и др., 2014б). Для землеподобных планет вокруг звезд типа Солнца рефракция предотвращает чувствительность к тропосфере — хотя небольшая часть света, проходящего через атмосферу планеты вблизи входа и выхода из транзита, может следовать путям, проходящим вблизи поверхности (Мисра и др., 2014б). Спектры передачи двойников Земли вокруг средних или поздних звезд типа M менее подвержены влиянию рефракции, поэтому здесь облака и оптическая плотность газов являются основными препятствиями для чувствительности к поверхности. Большие наклонные пути, связанные с геометрией транзита, вызывают оптическую плотность в спектральных областях с небольшой вертикальной оптической плотностью, становясь непрозрачными на широких спектральных диапазонах (Фортни, 2005), что особенно верно для облаков и дымки (Крейдберг и др., 2014; Нутсон и др., 2014; Робинсон и др., 2014, и др.). Экстремальная поглощающая способность аэрозолей в спектрах передачи будет значительной для туманной ранней Земли (Арни и др., 2016), и даже современная Земля, которая, как считается, имеет “пятнистые” облака, на 70% покрыта облаками, когда учитываются тонкие высокоатмосферные цирро-облака (Стюбенраух и др., 2013). Рис. 4 показывает спектры передачи двойников Земли вокруг разных типов звезд-хозяев, включая эффекты реалистичных облаков и рефракции. Достижение таких транзитных наблюдений, описанных в этом разделе, затруднено шумом детекторов и систематическими ошибками, а также облаками. Грин и др. (2016) показали, что один визит с космическим телескопом Джеймс Уэбб с предполагаемым уровнем систематических ошибок инструментов вряд ли сможет установить сильные ограничения на атмосферные свойства теплой (500 К) суперземли с паровой атмосферой, транзитирующей звезду типа M0. Переходя к звезде типа среднего M, Беннеке и Сигер (2012) заключили, что Джеймс Уэбб может установить ограничения на поверхностное давление теплой суперземли с атмосферой, доминируемой молекулярным азотом. Результаты Беннеке и Сигера (2012) не учитывали облака, рефракцию, систематические ошибки детекторов или более холодные (землеподобные) атмосферы, все из которых сделают обнаружение поверхностного давления более сложным. Наиболее перспективно, де Вит и Сигер (2013) обнаружили, что Джеймс Уэбб может ограничить давления и температуры для облачной землеподобной планеты, орбитирующей позднюю звезду типа M, используя 200 часов времени наблюдения во время транзита, хотя потенциальные вырожденности могут существовать (Баталха и др., 2017). Ранние транзитные наблюдения землеподобных миров, орбитирующих поздние звезды типа M, с Джеймс Уэбб пока не дали атмосферных ограничений и указывают на то, что для получения эффективной разведки этих атмосфер потребуется значительное время наблюдения (Лим и др., 2023). Ограниченное количество исследований посвящено информационному содержанию (особенно в отношении поверхностного давления и температуры) непосредственно наблюдаемых спектров излучения землеподобных экзопланет. Используя методы восстановления для симулированных наблюдений облачной Земли в тепловом инфракрасном диапазоне, фон Пари и др. (2013) показали, что поверхностные температуры и давления для землеподобных планет можно ограничить в пределах обитаемого диапазона с разрешающей способностью спектра (R) больше примерно 10 и SNR больше примерно 10, хотя эти оценки, вероятно, оптимистичны, учитывая предположение о безоблачной атмосфере в этой работе. Более недавние облачные модели обратного анализа в поддержку концепции миссии Большой Интерферометр для Экзопланет (LIFE) — космического инфракрасного интерферометра, способного изображать и характеризовать скалистые миры в обитаемой зоне ближайших звезд (Кванц и др., 2022) — указывают, что могут потребоваться более высокие SNR (больше примерно 20), чтобы ограничить поверхностные температуры выше точки замерзания воды (Алей и др., 2022). Исследования обратного анализа, примененные в тепловом инфракрасном диапазоне к землеподобным мирам, включающим облака, согласны с требованием SNR больше примерно 20 для сильных ограничений поверхностной температуры (Робинсон и Сальвадор, 2023).
5. Другие индикаторы пригодности для жизни
Различные наблюдения, хотя и не являются прямым подтверждением пригодности для жизни, также могут служить доказательством наличия жидкой воды вблизи поверхности экзопланеты. В этом контексте наиболее изученной темой является фотометрическая изменчивость. На видимых длинах волн контраст между отражающими облаками Земли и поглощающей поверхностью — океаном — делает нашу планету самой изменчивой в Солнечной системе (Форд и др., 2001), с пик-пик изменениями, обычно порядка 20% (Ливенгуд и др., 2011). Вращательно-разрешенные наблюдения в видимом диапазоне Палой Синей Точки могли бы быть использованы для создания карт поверхностных особенностей (Кован и др., 2009; Фудзи и др., 2011; Кован и др., 2011), а световые кривые, разрешенные на более длительных временных масштабах, могли бы указывать на изменчивость, обусловленную погодой. (Световые кривые в тепловом диапазоне также могли бы выявить изменчивость, обусловленную погодой, но они получили мало внимания.) Аналогичные наблюдения для далекой землеподобной планеты, в сочетании с информацией о планетарной орбите (или инсоляции), вероятно, указывали бы на конденсацию водяного пара в атмосфере, хотя фаза конденсата (жидкая или твердая) и то, достигает ли аэрозоль жидкого состояния на поверхности, было бы трудно определить. Подтверждение или обнаружение присутствия жидких капель, а также их состав, могло бы прийти от измерений отражения и поляризации при углах фазы, соответствующих максимальному рассеянию первичного радуги капель (Бейли, 2007; Вон и др., 2023), хотя доступ к таким углам фазы требует наклонов орбиты, аналогичных тем, которые необходимы для измерений блеска. Обнаружение других признаков конденсации водяного пара, особенно вблизи поверхности экзопланеты, дало бы более сильные указания на пригодность для жизни. Фудзи и др. (2013) использовали вращательно-разрешенные спектры Палой Синей Точки для обнаружения различий в пространственном распределении водяного пара и молекулярного кислорода в атмосфере Земли. Поскольку молекулярный кислород хорошо перемешан, это обнаружение говорит о неоднородном вертикальном и горизонтальном распределении водяного пара, наиболее вероятная интерпретация для потенциально обитаемой экзопланеты — это обмен между газовой и жидкой/твердой фазами. Более недавно обратный анализ, выявляющий профиль смеси водяного пара, более крупный вблизи поверхности экзопланеты, или обнаружение слоя конденсационных облаков, расположенного вблизи поверхности потенциально обитаемой экзопланеты, также указывал бы на стабильную жидкую или твердую воду (Робинсон и Марли, 2016). Недавние исследования обратного анализа, примененные к синтетическим наблюдениям отраженного света землеподобных миров, показывают, что обнаружение признаков структуры в профиле водяного пара будет чрезвычайно сложным, возможно, требующим SNR больше 20 как в оптическом, так и в ближнем инфракрасном диапазоне (Дамиано и Ху, 2022). Картографирование Палой Синей Точки затруднено необходимыми SNR, и, возможно, необходимостью одновременной фотометрии в нескольких полосах (хотя эти полосы могут быть широкими, что помогает увеличить сигнал от планеты). Кован и Страйт (2013) используют суточные световые кривые при SNR 100 для картографирования Палой Синей Точки без априорной информации о спектрах поверхности или облаков, хотя простое обнаружение изменяющихся узоров облаков может потребовать SNR больше примерно 20–30. Рис. 5 показывает, как зависит время интеграции, необходимое для фотометрии в полосе V, от расстояния до системы и диаметра телескопа. Если SNR 100 требуются в течение 2–4 часов (для вращательного разрешения), то картографирование будет ограничено только очень близкими мирами. Однако, если картографирование можно выполнить при более низких SNR, то миры на гораздо больших расстояниях могут быть доступны, даже с телескопами скромных размеров. Наконец, обратите внимание, что восстановление профилей водяного пара или облаков из наблюдений отраженного света также потребует высококачественных наблюдений, по крайней мере, если jovian облачные восстановления, упомянутые в предыдущем разделе, являются показательными.
6. Остальные проблемы
Хотя было предложено множество методов и наблюдаемых величин, имеющих отношение к характеристике пригодности для жизни, остаются ключевые вопросы о осуществимости и полезности этих различных подходов. Что касается прямого обнаружения жидкой воды на поверхности, редко исследовались необходимые времена интеграции для реалистичных сценариев наблюдений (Лустиг-Яегер и др., 2018; Райан и Робинсон, 2022, хотя см.). Выполнение этих наблюдений в ближней инфракрасной области (где звезды тусклее) может оказаться дорогостоящим, а шум от наблюдений вблизи внутреннего рабочего угла (для блеска) или от поляризованного света экзозодиакальной пыли введет дополнительные сложности. Аналогично, SNR (которые определяют времена интеграции), необходимые для восстановления профилей водяного пара и облаков из реалистичных наблюдений Палой Синей Точки в отраженном свете, излучении и/или передаче, остаются в значительной степени неисследованными. Наконец, будущие исследования изменчивости должны сосредоточиться на диапазоне длин волн, временном разрешении и минимально необходимом SNR для картографирования. Таблица 1 представляет собой обзор текущего понимания требований к наблюдениям для различных подходов к обнаружению или ограничению пригодности для жизни. Как только будет решена осуществимость наблюдений, должна возникнуть более целостная дискуссия о характеристике пригодности для жизни. Это будет особенно верно для высококонтрастного изображения. Здесь могут потребоваться повторные наблюдения для подтверждения планетарной природы цели и ограничения орбиты (и, следовательно, инсоляции) подтвержденной планеты. Неясно, следует ли включать определенные тесты на пригодность для жизни в последовательность подтверждения и определения орбиты. Также после этой последовательности остаются открытые вопросы о порядке, в котором должны выполняться различные наблюдения (например, блеск, поляризация, спектроскопия умеренного разрешения). Такие вопросы могут быть решены только путем взвешивания информации, предоставляемой этими различными наблюдениями, с временем, необходимым для их получения.
7. Заключение
Обнаружение или ограничение пригодности для жизни далекой экзопланеты будет сложным и важным шагом на пути к пониманию частоты возникновения жизни на других мирах. Спектроскопия транзита, наблюдения вторичного затмения и высококонтрастное изображение все имеют потенциал раскрыть ключевые планетарные свойства, связанные с пригодностью для жизни, и каждый из этих методов имеет свои преимущества и проблемы. Наблюдения в отраженном свете могут напрямую выявить жидкую воду на поверхности, либо через поляризационные, либо через измерения блеска. Ограничения на поверхностное давление возможны с большинством методов наблюдения (в зависимости от спектрального диапазона), но поверхностные температуры (которые, в сочетании с измерением поверхностного давления, могут продемонстрировать пригодность для жизни) окажутся трудными для измерения в отраженном свете. Обнаружение конденсации водяного пара вблизи поверхности также возможно, либо через восстановление профилей смеси газа, либо через конденсационных облаков, либо через картографирование с помощью временно разрешенных фотометрических измерений. В конечном итоге, однако, может оказаться, что не существует однозначного “дымового сигнала” для обнаружения стабильной жидкой воды на поверхности, поэтому фактические ограничения на пригодность для жизни могут прийти из множества линий доказательств с использованием различных подходов, примененных к далекой Палой Синей Точке.
Благодарности. Т.Р. благодарит NASA за поддержку через программу стипендий Сагана, выполняемую Институтом науки об экзопланетах NASA. Результаты, представленные здесь, получили пользу от сотрудничества и/или обмена информацией в рамках координационной сети научных исследований NExSS, спонсируемой Директоратом научных миссий NASA. Определенные важные инструменты, использованные в этой работе, были разработаны Виртуальной лабораторией планетарной науки Института астробиологии NASA, поддерживаемой NASA в рамках соглашения о сотрудничестве NNA13AA93A. Т.Р. благодарит Дж. Фортни за конструктивную критику этого обзора.
Ссылки…