2002年，Charbonneau等用哈勃STIS在HD 209458b凌星中报告钠D线吸收。这不是“看见大气”的浪漫时刻，而是方法起点：透射光谱把行星大气变成可测量对象，也把模型依赖写进光谱。我的判断是，透射光谱的成熟标志不是分子清单变长，而是每条吸收线都能被标注证据等级；当前主要瓶颈是恒星污染、云霾与模型简并，不是望远镜口径。
如何知道：差分凌星与ppm级信号
原理不复杂：行星凌星时，一小部分星光穿过大气；大气在特定波长吸收更强，使该波长的凌星深度略增。测的是“深度差”，不是直接拍到大气的照片（证据等级：直接观测，限于波长相关半径）。HD 209458b凌星深度约1.5%，钠线附加吸收只有10^-4量级；K2-18b深度约0.3%，分子特征常在百ppm级。误差来源包括恒星临边昏暗、星斑、仪器系统性效应、云霾和三维大气动力学；分子丰度则要从光谱反演，属间接推断。
历史：从钠线到JWST
Seager与Sasselov在2000年给出理论透射光谱，2002年钠线成为首个观测案例；随后云霾和大气动力学让简单模型受挫。JWST对WASP-39b的透射光谱确认CO2、CO等分子（证据等级：直接观测加间接推断），把精度推进到可比较不同反演模型的水平。这段历史说明，概念不是一次“证实”，而是在被质疑、修正、再测量中稳定下来。
争议焦点：K2-18b的DMS
2023年Madhusudhan等用JWST NIRISS/NIRSpec数据将K2-18b的CH4、CO2解释为较可靠特征，并报告可能的DMS。CH4、CO2较稳；DMS仍是待验证的少数派解读，多个独立再分析指出其显著性依赖噪声模型、恒星污染和贝叶斯先验。对立双方并非“信与不信”：一方强调模型比较的统计支持，另一方强调系统误差尚未被穷尽。学界没有共识，最多是“值得继续检验”。
边界：下一步需要什么
下一步不是更大口径的单次观测，而是重复凌星、同时多仪器覆盖、恒星活动监测和三维反演；高分辨率交叉相关可提供独立检验。透射光谱已知到哪里？我们能稳定测量部分分子并排除一些大气类型；卡在哪里？云霾、恒星污染与模型简并仍会把弱信号放大成“发现”。在一条吸收线变成共识前，最诚实的结论是：它只是候选。
关键数据与证据分级
- HD 209458b：凌星深度约1.5%，钠线信号10^-4量级；钠吸收为直接观测，大气解释为间接推断。
- K2-18b：凌星深度约0.3%；CH4、CO2较稳，DMS为待验证假说且存争议。
- WASP-39b：JWST透射光谱确认CO2、CO等；分子丰度依赖反演模型。
参考文献
- Seager, S. & Sasselov, D. D. 2000, ApJ, 537, 916
- Charbonneau, D. et al. 2002, ApJ, 568, 377
- Rustamkulov, Z. et al. 2023, Nature, 614, 659
- Madhusudhan, N. et al. 2023, ApJL, 956, L13