最全解读:因为他们 人类重新认识自身在宇宙中的位置(2)

最全解读:因为他们 人类重新认识自身在宇宙中的位置(2)
2019年10月08日 21:32 新浪科技

  第二部分:一颗围绕类太阳恒星运行的系外行星

  自古以来,人类就一直在推测是否存在一些类似于我们所处的太阳系这样的世界,而且几千年前就表达过一些极端的观点。在现代,观测围绕太阳以外的恒星运行的行星的可能性早在50多年前就被提出,并且建立在恒星径向速度的测量基础上。然而,在1952年Otto Struve首次提出这个想法之后的几十年里,艰巨的技术挑战仍然是一个主要的障碍。

  Struve无法找到令人信服的理由,为什么“基于假设的恒星行星”(hypothetical stellar planets)不能比太阳系中的情况更接近它们的母星。我们现在知道没有这样的原因,我们自己所处的太阳系可能根本不具典型性。

Elodie光谱仪工作示意图。Elodie光谱仪工作示意图。

  20世纪80年代初开始了几次观测活动,目的是观测恒星伴星。在描述这一新的研究领域的出版物标题中使用诸如“亚恒星伴”或“低质量伴星”之类的词语,反映了当时对搜索系外行星作为高度优先的科学目标的某种怀疑。

  利用多普勒效应(Doppler effect)测量径向速度的原理如图1所示。如果倾角i为00,则轨道的平面与天空平行,“面对面”(face-on),这意味着地球上的观测者看到的是面对面的轨道,而不会发生多普勒偏移。另一个极端是“边缘”观测(i=900),在这种情况下,行星质量可以直接确定。通常,由于倾斜角度未知,因此只能确定MPlanet×sin(I),从而为行星的质量设置了一个下限。

51 Pegasi的轨道相位。两个峰值之间的距离给出了轨道周期,对应于59m/s的半振幅给出了MJ/sin(I)信息。  51 Pegasi的轨道相位。两个峰值之间的距离给出了轨道周期,对应于59m/s的半振幅给出了MJ/sin(I)信息。

  由于木星围绕太阳的轨道运动,从远处监视太阳系的人会观察到太阳在12年内的径向速度变化为±13m/s。这给任何观测仪器带来了严峻的挑战,尤其是要确保它在几年内非常稳定,比如说≤2m/s。

  选择不同的策略来测量多普勒偏移。Gordon Walker和他的团队,包括加拿大温哥华的不列颠哥伦比亚大学(UBC)的Bruce Campbell,咨询了当时加拿大(和世界)杰出的分子光谱学家:1971年诺贝尔化学奖得主Gerhard Herzberg和他的同事Alexander Douglas。他们推荐使用氟化氢(HF)气体作为参考光谱的来源,以便与恒星光谱进行比较。作为参考,HF是一个很好的选择,但从实用的角度看就不那么好了。这种化合物有毒,腐蚀性很强。UBC小组在加拿大-法国-夏威夷望远镜(CFHT)—一个3.6米的望远镜—上进行了星际伴侣的搜索。HF吸收池(absorption cell)被插入到Coudé光谱仪的狭缝前面,因此来自HF的吸收线可以叠加在恒星的光上。这种技术允许以13m/s的精度进行径向速度测量。

图为已知系外行星的“轨道周期-质量”(左图)和“轨道周期-半径”(右图)分布情况。除径向速度法和凌日法之外(大多数系外行星都是利用这两种方法发现的),天文学家还采用了成像法和微引力透镜法。利用径向速度法发现的大多数系外行星都不会发生凌日现象,因此只知道它们的质量、不清楚它们的半径,利用凌日法发现的行星则刚好相反。但有些系外行星则两种方法均适用,因此半径和质量都得以确定。位于左上角的系外行星被称作“热木星”,右上角的被称作“温木星”,下方的则是“超级地球”。  图为已知系外行星的“轨道周期-质量”(左图)和“轨道周期-半径”(右图)分布情况。除径向速度法和凌日法之外(大多数系外行星都是利用这两种方法发现的),天文学家还采用了成像法和微引力透镜法。利用径向速度法发现的大多数系外行星都不会发生凌日现象,因此只知道它们的质量、不清楚它们的半径,利用凌日法发现的行星则刚好相反。但有些系外行星则两种方法均适用,因此半径和质量都得以确定。位于左上角的系外行星被称作“热木星”,右上角的被称作“温木星”,下方的则是“超级地球”。

  Geoffrey Marcy(加州大学伯克利分校)和Paul Butler(当时是马里兰大学的博士生)使用了与UBC组类似的方法,但使用的是分子碘(I2)而不是HF的吸收池。在这个案例中,研究人员还咨询了格哈德·赫兹伯格(Gerhard Herzberg)。I2的光谱通常被激光光谱仪用作参考。Marcy和Butler在加利福尼亚大学Lick天文台的3米反射望远镜上用梯级光谱仪进行了观察,该天文台位于圣何塞以东的汉密尔顿山上(Mount Hamilton)。

  日内瓦大学的Michel Mayor和他的合作者一直在法国东南部的上普罗旺斯天文台(Haute-Provence Observatory)研究恒星的多重性,当时他们设计了一台新的梯形光谱仪。与马赛天文台的AndréBaranne和上普罗旺斯天文台的同事合作,他们建造了Elodie光谱仪,这是CORAVEL的更新版,后者已经在上普罗旺斯天文台使用了十多年。

  为了调查不仅仅是非常明亮的恒星,Mayor和合作者选择了一种不包括吸收池和狭缝的解决方案。取而代之的是,他们有一台光纤馈送的梯形光谱仪,其明确的意图是避免电池的缺点,对于这种电池,合适的对象仅限于太阳系附近的明亮恒星。使用Elodie的目的是扩大可以应用精密多普勒光谱学的对象的数量。

这张艺术概念图描绘了一颗年轻的恒星被一圈由气体(主要为氢气和氦气)和尘埃构成的原行星盘所包围的情景。在原行星盘中,行星的形成分为两步:第一步,尘埃颗粒相互撞击、形成微行星;第二步,最大的微行星通过砾石吸积逐渐增长,形成原行星。  这张艺术概念图描绘了一颗年轻的恒星被一圈由气体(主要为氢气和氦气)和尘埃构成的原行星盘所包围的情景。在原行星盘中,行星的形成分为两步:第一步,尘埃颗粒相互撞击、形成微行星;第二步,最大的微行星通过砾石吸积逐渐增长,形成原行星。

  1995年初的情况看起来并不是很有希望。十五年来的天空搜索一无所获。只有一份关于围绕脉冲星运行的行星的早期报告显示出了希望,但这仅仅是因为脉冲星使行星更容易被探测。毫秒射电脉冲星PSR1257+12提供了一个“内置”计时系统,用于推断至少有两个地球大小的天体正在围绕中心天体运行。然而,这项技术不能用于类太阳恒星。

  这次观测是在波多黎各305米阿雷西博天文台(Arecibo Observatory)射电望远镜的微波区域进行的。相比之下,研究人员一直在使用光学区域来搜索绕类太阳恒星运行的系外行星。围绕脉冲星运行的行星可能是与快速旋转的中子星(脉冲星)PSR1257+12的形成有关的超新星爆炸的结果,因此不能代表类太阳行星的形成。事实上,我们现在知道脉冲星周围的行星形成可能是罕见的,因为在2000多颗已知的脉冲星中只有几颗有行星系统。

  Gordon Walker和他的合作者,包括1988年论文的合著者Stephenson Yang,在1995年8月的Icarus杂志上评论了这种情况。他们不仅回顾了过去12年中研究过的21颗明亮的类太阳恒星,还对木星质量伴星( Jupiter-mass companion)进行了其他搜索。他们的结论是,没有探测到木星质量或更大的行星围绕类太阳恒星运行。他们在摘要中的最后一句话是,“这种缺失对行星形成的理论提出了一个有趣的挑战。”

  具有讽刺意味的是,由今年的获奖者、Mayor和Didier Queloz撰写的突破性论文于8月29日被《自然》杂志收到,即Walker和他的同事在Icarus上发表其评论的同一个月。Mayor和Queloz于10月6日在佛罗伦萨举行的第九届剑桥冷星、恒星系统和太阳研讨会(Cambridge Workshop of Cool Stars, Stellar Systems and the Sun)上报告了他们的发现,他们的论文于10月31日被接受发表,并于11月23日发表。他们的变革性发现永远改变了我们对人类在宇宙中的地位的观念。

  发现

  Elodie梯形光谱仪允许Mayor和Queloz策划一个包括142颗恒星的观测计划,远远超过其他组织在早期活动中可能的观测数量。早在1994年秋天,他们就发现飞马座中51飞马星(51 Pegasi)的径向速度有大约四天的周期变化。

  这是令人惊讶的,因为根据当时唯一可用的数据点—我们自己的太阳系—木星质量的伴星应该有更长的时间。只需四天时间,意味着木星质量伴星到51 Pegasi的距离仅为0.05天文单位(AU),是木星与太阳之间距离的百分之一。

  另一方面,较短的周期给Mayor和Queloz提供了研究几个完整周期的机会。具有非常短的时间的另一个优点是,它可以被其他径向速度组非常快速地检查和验证。在突破性文件的修订版中,获奖成员感谢“一个在Lick天文台工作的团队,以及来自High Altitude天文台和哈佛-史密森天体物理中心的联合团队”确认了这一发现,他们是Marcy、Butler、R.Noyes、T.Kennelly和T.Brown。

  第二年,Marcy和Butler发表了两个木星质量行星的发现,分别围绕70 Virginis和47 Ursae Majoris轨道运行。对木星质量伴星51 Pegasi b的确认的完整描述在之后不久发表。

  51 Pegasi b的轨道周期为4.23天,近似圆形,质量为0.47×MJ/sin(I),其中MJ为木星的质量。表面温度估计为1300K(开尔文,热力学温度单位),而木星的温度为130K。

  第一颗围绕类太阳恒星运行的系外行星的发现最初遇到了一些保留意见。众所周知,恒星脉动和恒星斑(star spot)结合旋转可能会导致误报。木星质量行星的轨道周期极短,也很难与我们太阳系的结构相协调。

  但是,Mayor和Queloz在他们的突破性论文中令人信服地反对这种恒星效应,而其他小组的快速验证也强化了他们的论据。其他研究人员很快意识到,51Pegasi b不可能是在0.05AU的距离上形成的,而是在距离宿主恒星更远的地方形成的,比如5AU。而且,迁移使它靠近宿主恒星。由于原行星盘和行星的相互作用,理论上已经预测到了迁移,因此支持这一迁移的观察结果并不完全令人惊讶。

  在这一发现的五年后,当第一篇评论“后51Pegasi”出现时,已经发现了34颗围绕类太阳恒星运行的系外行星—所有的怀疑都早已消失。

  系外行星——充满活力的天体物理学新领域

  51 Pegasi拥有一颗质量与木星相当的伴星,1995年的这一发现标志着一片全新的天体物理学领域就此开启,即对系外行星与行星形成过程的研究。就对天文学界和新探索任务的影响而言,Mayor和Queloz做出的这一发现可以与Arno Penzias和Robert Wilson在1965年发现宇宙微波背景相媲美(该发现于1978年获得了诺贝尔物理学奖)。

  在系外行星研究开始的最初五年间,天文学家采用的主要方法为利用多普勒光谱法测定径向速度。不过其它方法很快便应运而生。从地球上看,当一颗行星从宿主恒星前穿过时,恒星的部分光线会受到遮挡,导致地球上测量到的光子通量有所减少。这就是观测凌日行星的基本原理。2000年初,天文学家首次报告称观察到了这一现象。欧空局2006年发射的对流旋转和行星横越任务卫星(CoRoT)最早在太空中利用了这一方法,而2009年NASA发射开普勒卫星之后,该方法开始进入鼎盛时期。由于这两颗卫星稳定性极高(这一点对凌日侦测法非常重要),在开普勒卫星服役的9年间,观测到的系外行星光度学数据库迅速增加到了数千颗之多。

  天文学家观察到的这颗伴星质量与木星相当,轨道周期却极短,这大大挑战了人们对行星形成过程的常规认知,并使行星早期迁移预测成为了研究人员关注的重点。图4显示了已知系外行星和太阳系行星的质量、半径、以及轨道周期分布情况。

  在过去20多年间,得益于系外行星的发现,天文学家对行星形成的物理过程的了解取得了巨大进展。但与此同时,该问题的复杂性也日益增加。

  行星诞生于围绕新生恒星旋转的气体(主要为氢气和氦气)和尘埃颗粒(非晶硅、碳化合物和冰)之中(见图5)。尘埃颗粒在静电作用下逐渐凝聚成更大的块状物。这一过程很大程度上取决于参与其中的碰撞能量,而碰撞能量又取决于气体和尘埃盘的动荡程度(天文学家对此还不甚了解)、以及在与气体相互作用的过程中朝中央恒星发生的辐射迁移。体积更大的颗粒物形成后,它们会在引力作用下进一步聚集、增长,进而形成直径从几百米至100公里不等的“微行星”。微行星之间的相互碰撞可能会将其摧毁,也可能形成更大的微行星体。微行星增长到一定大小之后,“砾石吸积”(pebble accretion)便成了主导的增长机制,在此基础上进一步形成原行星、最终形成行星。但这一过程中还有许多细节尚不清楚。

  现在与未来

  不久前的2018年4月18日,NASA的凌日系外行星巡天卫星(TESS)发射升空。在轨运行的两年间,它将对85%的天空展开勘测,比开普勒卫星的探测区域大400倍。TESS卫星将着重寻找围绕太阳系附近恒星运行的行星,而这些行星的特征将借由地面观测手段予以确定。

  如今,已经有约3000个行星系中的4000多颗系外行星得到了确认。凌日行星尤其适合开展大气探测。早在2001年,天文学家就观察到了证明大气存在的首个“印记”:589.3纳米的钠共振双线。自此之后,天文学家又相继观察到了以气体形式存在的二氧化碳和水等分子。科学家观测到的大气层主要存在于气态巨行星之上,但就在不久之前,研究人员在体积更小的非气态行星上成功探测到了水的存在。

  近年来,随着天文学家观测到了一些位于宜居带中、表面能够支持液态水存在的类地行星,自然有人提出疑问:这些行星上是否有生命存在?虽然目前尚未在系外行星上探测到生命,但未来的系外行星特征探测卫星(CHEOPS)、詹姆斯·韦伯太空望远镜、行星凌日和恒星振动任务(PLATO)、以及极大望远镜(ELT)等地面任务都将配备先进仪器,在类地行星大气中寻找生命存在的迹象,如臭氧和甲烷等等。

  最后,近期研究还提出了利用系外行星大气层研究不同气候系统的可能性。就像行星形成所涉及的物理原理一样,系外行星的多样性也为我们研究不同种类的大气层、以及气候的其它方面开拓了一片全新的疆域。观测技术正在迅速推陈出新,将进一步扩展理论测试的参数空间。从长期来看,这片全新的研究领域将帮助我们更好地了解地球大气。

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