王家驥

尋找太陽系外的宜居行星

王家驥

研究員，中國科學(xué)院上海天文臺，上海 200030

外星行星；類地行星；宜居帶；凌星；天體測量衛(wèi)星

中國的一些科學(xué)家提出，在若干年內(nèi)發(fā)射一顆專門的天體測量衛(wèi)星，以0.5μas的定位精度，用天體測量方法，對距離約64光年范圍內(nèi)的約200顆類太陽恒星周圍的類地行星進行搜索，獲得一個在上述距離之內(nèi)可能具有宜居條件的行星的完備樣本；然后就用地面的大望遠鏡或者其他合適的太空望遠鏡，對這一樣本中的恒星進行高精密度的測光觀測，從中找出具有凌星現(xiàn)象的候選者；對這些候選者進行高分辨率分光觀測，確定相應(yīng)行星有無大氣層以及其大氣的化學(xué)成分，尤其是光譜中有無帶有生命活動痕跡的氣體的特征，并最終確定在這顆行星上是不是真正有生物生存。如果最終能夠找到一顆這樣的行星，那無疑將是科學(xué)上的一項巨大成就。

數(shù)千年來，有一個既神秘而又令人十分好奇的問題，一直縈繞在人們的心頭：我們?nèi)祟愂敲ＣＳ钪嬷袃H有的智慧生物嗎？要回答這個問題，當然首先要知道在宇宙中除了我們的地球之外，還有沒有其他像地球一樣適合生物存在(即宜居)的星球。

撇去在這幾千年中一直流傳著的種種純屬人們美麗猜測的神話傳說不談，僅僅到了一百多年前，人們才開始能夠用科學(xué)的手段來探索這個問題。我們的先驅(qū)者的目光首先指向了地球在太陽系中的近鄰——火星。在經(jīng)歷了近百年的激烈爭論之后，最終由于航天和太空探測技術(shù)的出現(xiàn)，通過把太空探測器發(fā)射到火星上著陸，進行實地考察，判明了火星至少現(xiàn)在完全是不毛之地，絕對不可能存在任何略微高級一些的生物。

經(jīng)過這幾十年對太陽系比較全面的太空探測，人們已經(jīng)基本上可以肯定，在太陽系里，除了地球之外，其余的星球至少都像火星一樣，不可能有高級的生物存在。失望之余，人們于是開始把目光轉(zhuǎn)向了太陽系外。

太陽系外，離我們最近的恒星，也遠在4光年以外，是地球到太陽的距離(這一距離在天文學(xué)中稱為天文單位，用AU表示，1AU≈1.5億km)的二十多萬倍。這些恒星的表面溫度，最低的也有約2 000 K，高的可以超過10 000 K，它們可以像太陽一樣提供生物生存所需要的能量，可是本身完全不可能讓生物在它們的表面生存；因此，我們要在太陽系外尋找有生物存在的星球，那么這些星球只可能是在這些恒星周圍環(huán)繞著它們運行的行星(或這些行星的衛(wèi)星)。

我們把這些行星通稱為太陽系外的行星，或者簡稱為外星行星(很多人把“太陽系外的行星”簡稱為“系外行星”，但按照中國天文學(xué)會天文學(xué)名詞審定委員會發(fā)布的天文學(xué)名詞，正確的簡稱應(yīng)該是“外星行星”)，而被外星行星圍繞著運行的恒星，則稱之為這些外星行星的寄主恒星(也有人稱為宿主恒星或母恒星)。外星行星和太陽系的行星一樣，本身并不發(fā)光，僅僅是依靠反射寄主恒星的光才能被我們觀測到。外星行星的光與它們的寄主恒星的光相比弱很多，兩者在天空中又靠得非常近，因此通常都被淹沒在寄主恒星的光中，難以直接觀測。

搜尋外星行星成功的曙光出現(xiàn)在二十多年前。1991年，美國射電天文學(xué)家沃斯贊(Wolszczan)和弗雷爾(Frail)發(fā)現(xiàn)在名為 PSR B1257+12的脈沖星周圍有行星存在。脈沖星就是發(fā)射無線電脈沖的中子星。質(zhì)量為太陽質(zhì)量的8倍以上的恒星在消耗完內(nèi)部的核反應(yīng)物質(zhì)之后死亡，死亡時會發(fā)生劇烈的爆發(fā)，天文學(xué)家稱之為超新星爆發(fā)。中子星就是這種爆發(fā)留下的星體殘骸，它們主要由中子而不是通常的原子組成，物質(zhì)密度極大，直徑僅僅幾十千米，但質(zhì)量超過太陽。

PSR B1257+12這顆脈沖星位于室女星座，離地球約1 000光年。沃斯贊和弗雷爾精密地測定了來自這顆脈沖星的無線電脈沖間隔的時間，發(fā)現(xiàn)其變化模式很復(fù)雜。這種變化應(yīng)該是由三顆圍繞著這顆中子星作軌道運動的天體對中子星的引力拽拉作用造成的，這些天體的質(zhì)量分別為地球質(zhì)量的 4.3倍、3.9倍和 0.02倍。根據(jù)這些天體的質(zhì)量可以判明它們應(yīng)該都是行星。

沃斯贊在給出上述結(jié)論的時候，就已經(jīng)推測，這些行星是在超新星爆發(fā)的災(zāi)難過去以后由超新星爆發(fā)的碎片結(jié)合在一起形成的。超新星爆發(fā)會把原有的全部行星摧毀或者拋射掉，然后就在這一場爆發(fā)所留下的恒星殘骸周圍形成新一代的行星[1]。

更大的突破是在上述發(fā)現(xiàn)4年之后，當時，瑞士日內(nèi)瓦天文臺的梅厄(Mayor)和奎洛茲(Queloz)在太陽型恒星飛馬51周圍找到了一顆圍繞著這顆恒星運行的外星行星。這顆行星的質(zhì)量為木星的一半，這樣質(zhì)量的行星應(yīng)該與木星一樣是氣態(tài)的巨行星，它以只有太陽系中水星軌道半徑六分之一的距離圍繞它的寄主恒星運行[2]。

這顆外星行星被稱為飛馬51b ，它是通過測量恒星飛馬51的視向速度(沿著我們的視線方向的速度分量)變化發(fā)現(xiàn)的，這種變化的起因也是這顆恒星受到周圍行星引力作用而發(fā)生的圍繞著這個行星系質(zhì)量中心的轉(zhuǎn)動。飛馬51b由于軌道距離只有0.05 AU，在恒星飛馬51的輻射照射下，其表面的溫度應(yīng)該熱到超過1 000 K。這顆所謂的“熱木星”近得令人驚異的軌道和行星上難以置信的高溫，擊碎了太陽系行星形成的模式，并成了外星行星科學(xué)中許多令人吃驚的發(fā)現(xiàn)中的第一項發(fā)現(xiàn)。

迄今，已經(jīng)得到確認的外星行星有近1 000顆，還有幾千顆“有待確認的”外星行星已經(jīng)被識別出來。由此可以斷定，行星是如此普遍地存在，以致平均來說，銀河系里的每一顆恒星都應(yīng)該至少有一顆行星。對這些外星行星的最好的瞰覽是它們的質(zhì)量隨軌道半長軸的分布(圖 1)。

圖1 到 2013 年3月為止已知的外星行星[3] (圖中用各種不同符號表示檢測這些行星所用的方法，13倍木星質(zhì)量的水平虛線是傳統(tǒng)的行星質(zhì)量上限，行星質(zhì)量分布的下限取決于各種不同檢測方法所能達到的質(zhì)量下限，太陽系行星在圖中的位置用它們的名字表示)

在這幅圖中，最明顯的是這些外星行星分布的范圍達到了目前各種檢測方法所能達到的質(zhì)量和半長軸的整個取值范圍。已經(jīng)檢測到的外星行星，它們的質(zhì)量、大小和軌道幾乎是千差萬別的，這說明行星的形成不僅從本質(zhì)上來講是隨機的， 而且隨后還發(fā)生過在整個行星系范圍內(nèi)離開這顆行星的產(chǎn)生地的遷移。

正如美國馬薩諸塞理工學(xué)院的行星科學(xué)家西格爾(Seager)所說：“如果說太陽系外的行星給我們上了重要的一課，那就是只要不越出物理和化學(xué)的規(guī)律，任何事情都有可能發(fā)生?！盵3]

1 外星行星的檢測方法

如圖1所示，用于檢測外星行星的方法，總的來說有5種。

(1) 計時方法。又稱脈沖星方法，就是沃斯贊和弗雷爾當初用于發(fā)現(xiàn)脈沖星PSR B1257+12周圍有行星存在的方法。如前所述，這種方法所要測定的是脈沖星射電輻射脈沖之間時間間隔的變化，因此只適用于射電脈沖星，在應(yīng)用上存在著很大的局限性；而且，因為射電脈沖星是大質(zhì)量的恒星到了晚期成為超新星爆發(fā)之后殘留下來的中子星，在這些中子星周圍形成的新一代行星對于尋找宜居行星來說應(yīng)該意義不大。

(2) 視向速度方法。又稱多普勒方法，是一種檢測外星行星的主要方法。由圖1可以看到，這種方法已經(jīng)取得了令人震驚的成功。據(jù)美國夏威夷大學(xué)的霍華德(Howard)在2013年5月發(fā)表的論文給出的統(tǒng)計，用這種方法已經(jīng)檢測到了分別圍繞著約400顆恒星運行的約700顆行星[4]。這種方法測量的不是來自行星的光，而是來自它們的寄主恒星的光，是使用地面望遠鏡對恒星作高分辨率分光觀測后，通過測量恒星光譜中譜線多普勒位移的周期性變化，來獲取其中所包含的恒星沿著觀測者視線方向來回擺動的運動信息，即恒星的視向速度變化，并根據(jù)這種運動信息來推斷這顆恒星周圍行星的存在。

恒星視向速度的上述變化，是行星圍繞它的寄主恒星作開普勒運動在觀測者視線方向的反映，因此，行星的質(zhì)量和軌道可由觀測到的它們的寄主恒星的運動來推斷。按照萬有引力定律，如果是一顆行星圍繞著一顆恒星運行，那么恒星的軌道和行星的軌道將互成點反射，而反射點到恒星和行星的距離之比則與恒星和行星的質(zhì)量之比成反比。通過分析視向速度的時序測量結(jié)果中的重復(fù)模式，就可以檢測出行星，并確定出它們的軌道周期(P)、質(zhì)量下限(Msini，其中M是行星的質(zhì)量，而i為行星的軌道相對于天空平面的傾角)以及軌道偏心率這樣一些特性。

行星的質(zhì)量越大，軌道周期越短，圍繞質(zhì)量越小的恒星運行，就越有可能被檢測到。不同的恒星對于在它周圍存在的行星的敏感程度是不同的，并且與具體的觀測歷史有關(guān)，包括視向速度測量的次數(shù)、精密度和時間跨度。最早的多普勒光譜觀測在 20～25 年前就開始了，已經(jīng)測量了幾百顆離我們較近的明亮恒星，而且到目前為止，敏感的仍只是類似木星和土星的行星。這些測量的精密度約為1 m/s。最近的一些測量工作已經(jīng)檢測到了少量沿著離恒星較近的軌道運行的幾倍地球質(zhì)量(ME)的行星[4]。

(3) 凌星方法。這也是一種檢測外星行星的主要方法。所謂凌星，指的是觀測者看到一顆行星在它的寄主恒星視圓面上通過的現(xiàn)象。采用凌星方法，行星的軌道應(yīng)該要恰好以側(cè)面朝向我們。當凌星發(fā)生時，由于恒星的視圓面被行星遮擋住了一部分，因此可以檢測到恒星的亮度出現(xiàn)短暫的下降(圖2)。行星相對于恒星的大小可以從凌星發(fā)生時恒星亮度下降的深度來推斷。就類似太陽的恒星而言，木星大小的行星可以阻擋掉其光通量的約1%，用地面上的望遠鏡就可以檢測到這種下降。地球大小的行星凌星的深度為0.01%，則只有使用像開普勒太空望遠鏡這樣的精密的、發(fā)射到太空中的望遠鏡才能檢測出來[4]。

就凌星的觀測結(jié)果而言，相繼的兩次凌星之間的時間間隔就是行星的軌道周期，而軌道半長軸則可以由開普勒第三定律(半長軸的立方與周期的平方成正比)推斷。凌星方法本身不能測定一顆發(fā)生凌星的行星的質(zhì)量，但只要寄主恒星足夠亮，多普勒位移的幅度足夠大，這一質(zhì)量就可以由后繼的多普勒觀測來測量。在一些特殊的情況下，質(zhì)量還可以用相繼兩次凌星的精密計時來測量，因為當有多顆行星圍繞同一顆恒星運行時，相互之間會有引力攝動，從而偏離嚴格的周期性。

正在凌星的行星還提供了測量恒星傾角的機會。恒星傾角不是上文中提到過的行星的軌道傾角i，而是指恒星自轉(zhuǎn)軸和行星的軌道運動軸之間的夾角。這個角可以通過測量羅西特-麥克勞林(Rossiter-McLaughlin)效應(yīng)(圖2)來確定，這種效應(yīng)是正在凌星的行星交替地遮擋自轉(zhuǎn)著的恒星圓面的藍移部分和紅移部分而引起的視多普勒位移。恒星傾角對于過去曾經(jīng)發(fā)生過的動力學(xué)相互作用很敏感，這種相互作用可以對行星產(chǎn)生攝動，致使行星進入到恒星傾角較高的軌道。

圖2 一顆行星的軌道以及由它導(dǎo)致的恒星亮度和視向速度變化的示意圖[4](A 凌星現(xiàn)象；B 凌星期間恒星亮度的下降和視向速度變化中的羅西特-麥克勞林效應(yīng)；C多圈軌道運動的測量結(jié)果。B圖是C圖中的陰影部分沿橫軸的放大)

這里，特別還要提一下開普勒太空望遠鏡(圖3)。這是一架口徑為0.95 m的專為用凌星方法檢測外星行星而研制的太空望遠鏡，由美國航空航天局于2009年3月6日發(fā)射升空。 2013年5月15日，開普勒太空望遠鏡由于故障被迫結(jié)束搜索外星行星的觀測工作。

圖3 開普勒太空望遠鏡與開普勒63c藝術(shù)想象畫(右上)[5] (后者是由開普勒太空望遠鏡在一顆類似太陽的恒星的宜居帶中發(fā)現(xiàn)的“超級地球”)

開普勒太空望遠鏡在升空后的4年中，監(jiān)測了約150 000顆恒星的亮度，已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了2 700多顆可能的外星行星。據(jù)美國《科學(xué)》雜志2013年5月3日一期上巴塔查爾吉(Bhattacharjee)的文章[5]給出的統(tǒng)計，由地面的望遠鏡作的后繼觀測已經(jīng)證實了其中的122顆的確是行星(圖4)。在那些有待確認的星體中，估計大約一半是地球大小的兩倍或更小，這些星體許多有可能是巖石行星。這些發(fā)現(xiàn)表明，大量的地球大小的、像地球這樣的行星可能正潛伏在一些恒星的宜居帶里，等待著被發(fā)現(xiàn)。

多普勒和凌星兩種檢測方法可以結(jié)合在一起，即在用凌星方法發(fā)現(xiàn)了外星行星之后，繼之以在地面的大望遠鏡上用高分辨率的分光儀器對凌星過程作多普勒觀測。通過這樣兩種方法的結(jié)合，已經(jīng)探測出了大量外星行星的物理特性(質(zhì)量、半徑和密度)以及它們的軌道體系結(jié)構(gòu)(每個行星系內(nèi)的行星數(shù)量以及這些行星的軌道周期、間距、偏心率和恒星傾角)。

(4) 微引力透鏡方法。這是一種利用發(fā)生在恒星級天體中的引力透鏡現(xiàn)象來探測外星行星的方法。天體的引力場會使得經(jīng)過它們近旁的光線發(fā)生偏折，形成像一具凸透鏡那樣的效應(yīng)，使得在此時刻恰好位于它們后面的明亮天體的光增強，這就是引力透鏡現(xiàn)象(圖5)。如果引起引力透鏡的天體質(zhì)量與恒星差不多大或者更小，比如說是一顆行星，就稱為微引力透鏡現(xiàn)象。微引力透鏡為研究這些天體提供了一種非常重要的手段。

圖4 開普勒太空望遠鏡發(fā)現(xiàn)的一些外星行星[5](圖中每顆星體的上方給出相應(yīng)行星的名稱，下方給出這顆行星的半徑(以地球半徑RE為單位)。圖中還畫出了地球、海王星和木星以供比較)

圖5 微引力透鏡效應(yīng)原理示意圖(上)和一次微引力透鏡現(xiàn)象的觀測結(jié)果(下)(圖片來自Wikipedia網(wǎng)站)

用微引力透鏡方法來探測外星行星，很顯然不適合觀測那些軌道離寄主恒星很近的行星。在這種情況下，由于行星的引力場會受到寄主恒星的引力場強烈的影響，很難把行星所產(chǎn)生的很弱的效應(yīng)從寄主恒星所產(chǎn)生的強大得多的效應(yīng)中區(qū)分出來。

用微引力透鏡方法來檢測太陽系外的行星還有一大特點，即可以用來尋找一些所謂“游蕩”的行星。這些行星是在外星行星系中形成以后，遭受了行星系中的動力學(xué)作用而被拋射出去的，它們已經(jīng)脫離了寄主恒星的引力束縛，一去而再不復(fù)返。

(5) 直接成像方法。這是尋找外星行星的最直接的方法。然而，正如西格爾[3]指出的：“要在空間上把天空中的行星和恒星分離開，并且確實是要在寄主恒星的強光之中觀測這顆行星，對于一顆像地球一樣的行星，起著限制作用的挑戰(zhàn)不是它的暗弱——一顆相對來說近距的類似地球的行星，不會比哈勃太空望遠鏡曾經(jīng)觀測過的最暗弱的星系更暗弱——而是行星與明亮的寄主恒星靠得很近。在可見光波段，太陽的亮度是地球的 100億倍?！?/p>

要用直接成像方法來搜尋外星行星，從根本上說，只有使用太空望遠鏡來成像，才能超越地球大氣，使得星像不至于被地球大氣攪得模糊。此外，還需要研發(fā)出一套用于阻擋住恒星光的光學(xué)數(shù)學(xué)和工程的實施方法。這是一個一直在以驚人的步伐前進著的子領(lǐng)域，現(xiàn)在已經(jīng)提出了眾多想法，有的已經(jīng)獲得成功(圖6)。

圖6 行星北落師門 b 的直接成像(由哈勃太空望遠鏡拍攝。右下角的小圖是它的上方白色小方框內(nèi)局部圖像的放大，可以清楚地看到這顆行星在 2004 年和 2006 年兩次觀測中所成的像。圖片來自Wikipedia網(wǎng)站)

除此以外，還有一種搜索外星行星的方法，即天體測量方法。這種方法與視向速度方法一樣，測量的也是寄主恒星在行星的引力作用下的位置擺動，差別在于視向速度方法測量的是沿著觀測者的視線方向的來回擺動，而天體測量方法測量的則是這種擺動在天空平面上的投影，也就是橫向擺動。

早在20世紀60年代，美國斯普魯爾天文臺的范德坎普(van de Kamp)就已經(jīng)用天體測量方法作了檢測圍繞巴納德星運行的行星的嘗試。巴納德星是一顆質(zhì)量非常小的紅矮星(一類質(zhì)量明顯比太陽小，表面溫度也明顯比太陽低，顏色偏紅的恒星)，位于蛇夫座，距離地球僅約6光年。按照范德坎普在1969年發(fā)表的論文[6]，他認為巴納德星擁有兩顆質(zhì)量分別為木星質(zhì)量1.1倍和 0.8倍的行星，沿著離巴納德星分別為4.7 AU和2.8 AU的圓軌道，并以26年和12年的周期，圍繞著巴納德星運行。

然而，美國阿列根尼天文臺的蓋特伍德(Gatewood)和南佛羅里達大學(xué)天文系的艾克霍恩(Eichhorn)用不同的歸算方法也對巴納德星作了天體測量研究。他們在1973年發(fā)表的論文[7]認為，不能確認巴納德星有行星存在。

這兩次早期的用天體測量方法搜尋外星行星的研究結(jié)果的矛盾，反映的是當時的天體測量的精密度完全不能適合搜尋外星行星這項工作的要求。Van de Kamp使用對恒星位置觀測結(jié)果作天體測量歸算中得到的殘差，對其中的周期性變化進行分析，得出存在著圍繞寄主恒星運行的行星的結(jié)論。這些殘差的數(shù)值為十分之幾微米[6]，而當時使用地面望遠鏡通過照相天體測量方法測定恒星在底片上位置的準確度，最高也只能達到十分之幾微米。盡管對多張底片上的恒星位置取平均值可以減小最終結(jié)果的偶然誤差，然而如果其中還存在著未知的系統(tǒng)性誤差，就不可能通過取平均消除。因此，范德坎普對巴納德星得出的結(jié)果，很可能只是由于觀測數(shù)據(jù)中的某些系統(tǒng)誤差的周期性變化造成的，并不是真正檢測到了外星行星。

據(jù)計算，對于一顆位于10光年遠處的恒星，如果要用天體測量方法檢測到一顆圍繞它運行而且質(zhì)量和軌道如同地球的行星，則對這顆恒星在天空中位置的測定準確度需要達到1 mas[8]。這樣的定位準確度，對于地面望遠鏡來說，即使現(xiàn)在也還是望塵莫及的。1989年上天的依巴谷天體測量衛(wèi)星，定位的準確度也只能達到1 mas左右，還是不適合用于搜索外星行星。2013 年底上天的蓋亞天體測量衛(wèi)星，定位的準確度最高可達到6 mas，可以用來檢測質(zhì)量或軌道像木星那樣的行星。因此，直到現(xiàn)在，尚沒有使用天體測量方法獲得的可靠的外星行星檢測結(jié)果。這方面的成果，還有待于將來蓋亞衛(wèi)星的觀測結(jié)果的發(fā)表。

2 外星行星的宜居性

搜索外星行星的目的是要找到并確定宜居的星球。數(shù)以千計的已知和待定的外星行星，就它們的質(zhì)量(或大小)、軌道和寄主恒星類型等幾個方面來說，是極其多樣化的。按照一般的想法，宜居的行星當然應(yīng)該處在它的寄主恒星周圍的宜居帶中。

宜居帶是圍繞在一顆恒星周圍的一個區(qū)域，在這個區(qū)域里，一顆行星所具有的表面溫度可以允許液態(tài)水的存在。地球上的所有生命都需要液態(tài)水，因此對行星表面溫度的這一要求看來是一個很自然的要求。在一些像地球這樣具有較薄大氣層的行星上，氣候是受到來自寄主恒星的外部能量輸入支配的，從而使得一顆恒星的“宜居帶”基本上取決于離開寄主恒星的距離。較小的恒星，由于它們的發(fā)光強度(即光度)較低，與類似太陽的恒星相比，宜居帶離開恒星也就近得多(圖7)。

通常認為，水是所有的生物生存所必需的。可是，也有不少科學(xué)家對這樣的觀點提出了挑戰(zhàn)，他們認為，雖然生物的生存需要有液體環(huán)境，但是這種液體不必局限于水。然而，在搜索太陽系外的生命時，我們?nèi)匀粚Ｗ⒂谥С忠簯B(tài)水的環(huán)境，這是因為在組成行星的物質(zhì)中，只有水是最便于獲得、最豐富和最常見的液體。

一顆行星位于如上定義的宜居帶中，這并沒有保證它實際上真的是宜居的。金星和地球都可以認為是在太陽的宜居帶中，而且大小和質(zhì)量很接近。然而，金星對于生物的生存來說是完全不適宜的，它具有強烈的溫室效應(yīng)，導(dǎo)致表面溫度高到700 K以上，而地球上則有著對于液態(tài)水的海洋來說合適的表面溫度，并且到處都是生物。

金星離太陽比地球近30%，接受的來自太陽的輻射多90%，在幾十億年前也許曾經(jīng)有過液態(tài)水的海洋，因為表面溫度較高，水蒸發(fā)，使得上層大氣中的水蒸氣達到飽和。在那里，太陽的極紫外輻射會使得水分子發(fā)生光致離解，其中的氫原子便逃逸到了太空中去。同時，金星大氣中越來越多的水蒸氣進一步提高了表面溫度，形成一種正反饋循環(huán)，導(dǎo)致溫室效應(yīng)出現(xiàn)失控，于是迅速失去了它的表面液態(tài)水。

圖7 不同質(zhì)量恒星的宜居帶示意圖(中心的白色圓點表示恒星，周圍的藍色區(qū)域表示宜居帶。恒星與宜居帶之間帶色的區(qū)域是溫度過高的區(qū)域，不同的顏色表示恒星表面溫度的高低，其中最下方的紅色約為3 000 K(發(fā)紅光)，最上方的白色約為10 000 K(發(fā)白光)。宜居帶外側(cè)的區(qū)域是溫度過低的區(qū)域。圖中恒星的質(zhì)量(以太陽質(zhì)量為單位)大致為A5：2.0 、F5：1.4 、G2：1.0、K5：0.7 、M5：0.2)

火星位于離太陽1.5 AU處，根據(jù)它的地貌特征，它的表面被認為至少在過去有一段時期曾經(jīng)有過液態(tài)水?？墒腔鹦翘?，無法保持住足夠密和厚的大氣層，因此很快就冷卻下來，現(xiàn)在的火星表面已經(jīng)沒有任何地方可以讓水仍然是液體，而且連二氧化碳都能凝結(jié)為固態(tài)。如果火星能夠有地球這樣大，那么也許就能夠讓它的表面維持比現(xiàn)在溫暖的狀態(tài)，從而也就仍然可能存在液態(tài)水。

美國賓夕法尼亞州立大學(xué)地球科學(xué)系的科帕拉普(Kopparapu)等人在2013年發(fā)表的論文[9]中，對各種不同外星行星的宜居帶作了重新估計，這些行星所擁有的大氣具有不同的質(zhì)量和二氧化碳濃度。他們還得出太陽系的宜居帶為0.99～1.70 AU(圖8)。這一宜居帶的內(nèi)邊緣由失控溫室效應(yīng)所造成的水分損失決定，而外邊緣則由二氧化碳的凝結(jié)溫度確定。

圖8 宜居帶[3](淡藍色的區(qū)域再現(xiàn)了對于具有氮氣、二氧化碳、水蒸氣大氣層的行星而言的“傳統(tǒng)”宜居帶。黃色區(qū)域顯示的是向內(nèi)延伸的對于干燥行星而言的宜居帶，這些行星上的相對濕度低達1%。外側(cè)的深藍色區(qū)域則顯示了對于富含氫大氣的行星而言的宜居帶的向外擴展，這一意義上的宜居帶甚至可以擴展到一些沒有寄主恒星的游蕩行星。太陽系行星以圖像表示。已知的外星行星按不同檢測方法用不同符號表示)

對于外星行星，我們不能直接觀測到它們表面的液態(tài)水，但也許可以通過大氣中存在水蒸氣來判別表面有無液態(tài)水。不過，行星如果很小，即使溫度適宜，水蒸氣也會發(fā)生光致離解，其中的氫原子會逃逸到太空中去，于是水蒸氣就不復(fù)存在。在發(fā)生凌星現(xiàn)象的外星行星中，有一些炎熱的巨行星和海王星大小的行星，已經(jīng)在它們的大氣中檢測到水蒸氣。不過這兩種類型的行星表面都太熱，不會有液態(tài)水。

值得注意的是，在那些質(zhì)量足夠大或者溫度不太高、能夠保持住水蒸氣分子的行星上，水蒸氣當然就應(yīng)該出現(xiàn)。至于一些較小的、與地球比較接近的行星，它們的大氣中即使有水蒸氣，目前也還無法檢測。對于這些行星，圍繞恒星的宜居帶就告訴我們需要把未來尋找宜居外星行星的努力集中在哪些地方。然而，考慮到預(yù)期的和已經(jīng)觀察到的外星行星的多樣性，西格爾[3]認為，我們必須重新定義宜居的概念，并對這一概念作某些擴展。

西格爾認為，需要作的第一個主要的擴展是那些雖然離開寄主恒星較遠但體積和質(zhì)量較大的行星。在這些行星的大氣層中，將會保留著較多的分子氫，分子氫是一種強大的溫室氣體，它可以吸收很寬的、連續(xù)的波長范圍內(nèi)的輻射。大多數(shù)分子的吸收帶是離散的。氫分子由于沒有偶極矩，缺乏典型的旋轉(zhuǎn)振動帶來吸收近紅外波長的光。然而，西格爾指出，碰撞會產(chǎn)生一種瞬時偶極現(xiàn)象；因此，在足夠高的壓強下，頻繁的碰撞會產(chǎn)生非常寬的吸收帶。分子氫作為一種溫室氣體的潛力意味著，富含分子氫的行星離開寄主恒星的距離即使比具有二氧化碳大氣的行星遠若干倍，仍然還有可能具有表面液態(tài)水。這種情況甚至有可能擴展到游蕩的行星，即在這些行星上，如果存在適量的內(nèi)部熱源，并且有豐富的分子氫來保持這些熱量，也會有可能存在表面液態(tài)水。

西格爾還指出，水蒸氣也是一種很強的溫室氣體，行星上水蒸氣的含量會顯著地影響宜居帶的內(nèi)邊緣。就類似地球的行星而言，如果一顆這樣的行星上的水蒸氣含量比地球少，也就是更為干燥，那么它就可以在離開寄主恒星比宜居帶的內(nèi)邊緣近的情況下仍保持表面液態(tài)水，即仍然是宜居的。然而這樣的位于宜居帶內(nèi)邊緣內(nèi)側(cè)的行星也不能太干燥，否則，就不能把過多的二氧化碳從大氣中沖洗掉，這會導(dǎo)致二氧化碳越積越多并繼之變暖。西格爾說，行星形成過程的理論模擬表明，這樣的干燥宜居行星是有可能存在的。

因此，行星的宜居性是一個與每一顆行星的具體情況非常密切相關(guān)的問題。索姆(Zsom)、西格爾和另外兩位同事在2013年發(fā)表的計算結(jié)果表明，一顆類似太陽的恒星周圍的宜居帶內(nèi)邊緣，對于一顆干燥的石質(zhì)行星，可以近到離寄主恒星只有0.38 AU[10]。對于一顆擁有分子氫大氣層的行星，皮埃爾亨伯特(Pierrehumbert)和蓋多斯(Gaidos)在2011年發(fā)表的論文指出，即使沒有內(nèi)部能量，宜居帶的外邊緣也可以向外推移到一顆類似太陽的恒星周圍 10 AU遠處[11](圖8)。

3 宜居外星行星的搜尋

搜尋宜居外星行星的第一步，當然是要把在某一顆恒星周圍圍繞著這顆恒星運行的行星找出來。在理想的情況下，我們接著會使用測量得到的行星質(zhì)量和半徑，按照行星的體密度對每一顆行星分類，篩選出那些有稀薄的大氣層的行星。再接下來，可以利用恒星的光度以及行星與恒星的間距，并通過給行星的內(nèi)部建模來判斷它有沒有內(nèi)部熱源，以評估可能具有的表面溫度是否能支持液態(tài)水的存在。最后，對于那些通過了這些測試的行星，運用地面大望遠鏡或者太空望遠鏡來觀測行星的大氣層，識別出作為表面液態(tài)水的標志的水蒸氣。

可是，對于大多數(shù)外星行星，這樣的一些基本測量數(shù)據(jù)是不可能完整地得到的。在某些情況下，可以測量的是一顆行星的質(zhì)量而不是大??；而在另一些情況下，可以測量的則是大小而不是質(zhì)量。此外，能夠?qū)Υ髿鈱舆M行檢測的將只是那些圍繞著一些近距恒星運行的行星，這些行星的軌道要恰好處在能夠出現(xiàn)凌星現(xiàn)象的有利位置，觀測的是凌星發(fā)生的時候凌星行星的大氣層(如果存在的話)對寄主恒星光譜的非常微弱的影響。因此，宜居外星行星的確認將是比搜索更加困難得多的工作，

目前的各種外星行星檢測方法，都有由于各自所能達到的精密度而給檢測方法的靈敏度帶來的限制。除此以外，不少方法還存在著一些由方法本身造成的固有的局限性。脈沖星計時方法只能適用于脈沖星，不能用于大量的其他恒星。視向速度方法和凌星方法，僅對軌道平面與天空平面的交角較接近于垂直(即軌道的側(cè)面朝向我們)的行星才靈敏，尤其是凌星方法，這個交角必須在非常接近于垂直的極其小的范圍內(nèi)才行。微引力透鏡現(xiàn)象可遇而不可重復(fù)，因此適用的對象更少，而且行星與寄主恒星不可離得太近。直接成像需要行星與寄主恒星在天空上具有更大的角距離，只能適用于少數(shù)的近距恒星，而且行星離開寄主恒星的距離也必須相當遠。運用天體測量方法檢測外星行星，方法本身不存在如上所述的這些局限性，其所受到的限制僅僅來自這種方法所能達到的對于天體在天空中位置的測量精密度。

由于銀河系中的恒星數(shù)量極其巨大，要對其中的所有恒星作行星的普查，顯然是完全不現(xiàn)實的，而且也沒有必要。開普勒太空望遠鏡的觀測區(qū)域是位于天鵝星座和天琴星座交界處的一個邊長約為10°為大致的正方形的天區(qū)(圖9)。鑒于開普勒太空望遠鏡使用的是凌星方法，測量的是恒星亮度的微小變化，因此它的檢測局限性與恒星的距離沒有直接關(guān)系，也就是說，只要恒星位于這架望遠鏡的 CCD 檢測器所覆蓋的星場之內(nèi)，不論恒星的遠近，只要它的亮度不暗于CCD 檢測器的靈敏度極限，都可以成為它的監(jiān)測對象。不過，在這樣小的天空區(qū)域中，幾乎不存在離我們很近的恒星。實際上，開普勒太空望遠鏡觀測到的那些恒星，大部分都在 1 000 光年以外。另外，那些距離很遠的恒星，如果不是光度非常高，那么亮度會降低到暗于靈敏度極限，從而也不能對它們進行監(jiān)測。

圖9 開普勒太空望遠鏡的CCD檢測器所覆蓋的星場(粗實線構(gòu)成的每個小正方形是開普勒太空望遠鏡的CCD檢測器在天空的投影，每個檢測器由兩塊1 024×2 200像素的芯片組成，細實線構(gòu)成的網(wǎng)格是天空的坐標網(wǎng)格，短劃虛線是星座的分界線，長劃虛線是星座中主要恒星的連接線，黑色的圓點是恒星，圓點越大表示恒星越亮，淺灰色的陰影表示銀河，來自 NASA 網(wǎng)站)

對外星行星進行普查的另一種做法是限定恒星離開我們的距離，把位于這一距離極限之內(nèi)的所有恒星作為監(jiān)測的對象。這樣做的好處是，在這一距離范圍內(nèi)，所得到的外星行星的樣本將是一個具有統(tǒng)計完備性的樣本，因此更具有統(tǒng)計學(xué)上的意義。例如，以離我們最近的100顆恒星為例，其中離開我們最遠的恒星，距離約為25光年。如果我們能夠逐一查明這100顆恒星周圍的行星存在與否以及這些行星的基本狀況，那么對于了解整個銀河系內(nèi)恒星周圍的行星的情況，將是極其有用的。

為了達到對一定距離范圍內(nèi)所有恒星周圍的外星行星進行普查的目的，很顯然，最適用的檢測方法將是天體測量方法。為此所提出的首要的要求是檢測器所能達到的恒星在天空中位置的測量精密度，也就是定位精度。這種定位精度所表征的是天空中的視角大小。由于當線度一定時距離越遠視角越小，因此對視角大小的限制實際上也就是對距離的限制。上面已經(jīng)提到過，如果把對恒星距離的限制取為10光年遠，那么，為了能夠檢測到位于這么遠的一顆恒星周圍質(zhì)量和軌道均類似地球的行星，這一定位精度需要達到 1 mas才行 。這是連最近上天的蓋亞天體測量衛(wèi)星都還不能達到的，因此蓋亞衛(wèi)星也僅僅有可能檢測到那些近距恒星周圍類似木星的行星。美國20世紀90年代提出的太空干涉測量(SIM)衛(wèi)星計劃，采用光干涉設(shè)計，測量精度可達 0.1 mas；但是由于技術(shù)難度大，造價高昂，該計劃已于2010年取消。

中國科學(xué)院空間科學(xué)與應(yīng)用研究中心，已經(jīng)在2013年提出了一個太陽系外的類地行星探測計劃(STEP)，作為中國科學(xué)院的空間科學(xué)戰(zhàn)略性先導(dǎo)科技專項之一[8]。按照這個計劃，中國將在若干年后發(fā)射一顆專門的天體測量衛(wèi)星，以0.5 mas的定位精度，用天體測量方法對距離約64光年范圍內(nèi)的約200顆類太陽(質(zhì)量為太陽質(zhì)量的0.5～1.5倍)恒星周圍的類地行星進行搜索。當然，這顆天體測量衛(wèi)星在搜索類地行星的同時也可以檢測到一些質(zhì)量更大的、類似木星的行星，但它的主要任務(wù)是搜索類地行星。

使用天體測量方法搜索外星行星，本身并不能確認搜索到的這些行星是否真正宜居，但它可以根據(jù)所測定的行星質(zhì)量和行星軌道的半長軸判斷這顆行星是否處在寄主恒星的宜居帶內(nèi)，因此很可能具有宜居的條件。這樣，我們就可以獲得一個在取定的距離之內(nèi)可能具有宜居條件的行星的完備樣本。然后，我們就可以用地面的大望遠鏡或者其他合適的太空望遠鏡，對這一樣本中的恒星進行高精密度的測光觀測，從中找出具有凌星現(xiàn)象的候選者。最后，對這些候選者進行高分辨率分光觀測，確定相應(yīng)行星有無大氣層以及大氣的化學(xué)成分，尤其是光譜中有無帶有生命活動痕跡的氣體的特征(圖10)，就可以最終確定在這顆行星上是不是真正有生物生存。如果我們最終能夠找到一顆這樣的行星，那無疑將是科學(xué)上的一項巨大成就。

圖10 地球作為一顆外星行星的話通過觀測得到的圓面累積光譜[3](A.根據(jù)對地球光的測量結(jié)果繪制的可見光波長光譜，按歸一化反射率繪出；B.由美國國家航空航天局的“太陽系外的行星觀測和深空撞擊延伸研究(EPOXI)”太空探測項目得到的近紅外光譜，使用的流量單位為W·m-2·mm-1 ；C.火星環(huán)球勘測者太空探測器在飛往火星途中觀測到的中紅外光譜，使用的流量單位為W· m-2·Hz-1 。圖中標注出了一些主要的分子吸收特征，包括瑞利散射。)

(2014年1月18日收稿)

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Finding extrasolar habitable planets

WANG Jia-ji
Professor，Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences，Shanghai 200030，China

Some of scientists in our country have suggested to launch a dedicated satellite of astrometry in a few years, using astrometry technology with 0.5 micro-arcsecond precision, to search terrestrial planets surrounding about 200 sun-like stars within a distance of about 64 light-years, and to obtain a complete sample of possible habitable planets within the distance. Then, the stars of this sample would be followed up with high precision photometry on large ground-based telescopes or other suitable space-based telescopes to detect the candidates with the transits on host stars, and with high-resolution spectroscopy for these transits to determine whether atmospheres exists on the transit planets and the chemical composition of the atmospheres, especially whether the features of biosignature gases are emerged, and ultimately it be determined whether life is really on the planets or not. If we would be able to finally find such a planet, it will undoubtedly be a great achievement in the sciences.

exoplanet, terrestrial planet, habitable zone, transit, satellite of astrometry

10.3969/j.issn.0253-9608.2014.02.003

(編輯：溫文)