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来自遥远星球的光和影(Deming和Seager 2009)  

2011-09-17 08:47:48|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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NATURE, Vol. 462, No. 7271, pp. 301-306, 19 November 2009

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来自遥远星球的光和影

Light and shadow from distant worlds

Drake Deming Sara Seager 2

1 Planetary Systems Laboratory, Code 693, NASA’s Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland 20771, USA.

2 Department of Earth, Atmospheric, and Planetary Sciences, and Department of Physics, Massachusetts Institute of Technology, 77  Massachusetts Avenue, Cambridge, Massachusetts 02138, USA.

 

外星行星是围绕其他恒星而并非我们的太阳转动的遥远星球。现在已经知道的这样的行星超过370颗,而且因从地球上看去它们凌它们的恒星而被发现的比例正日益增长。对于凌发生的时候的几何参数的测定使我们得以测量了数十颗行星的质量和半径,而且我们已经识别出了几颗巨行星大气中的气体。在下一个十年中,我们预期会找到一颗凌我们太阳附近的某颗冷红矮星的“宜居”岩态行星。最终,我们将能拍摄到来自一颗围绕近距太阳型恒星转动的类地星球的光所成的图像。

 

第一次找到一颗围绕太阳型恒星(飞马51)转动的外星行星,这是令人吃惊的发现[1]。这颗质量为木星一半的气态巨行星以只有我们自己的太阳系中水星轨道半径六分之一的距离围绕它的恒星转动。这颗外星行星被称为飞马51 b,它是通过测量恒星飞马51的视线方向(视向)速度因这颗恒星围绕它的系统的质量中心转动而发生的变化发现的。这一速度来回变化的幅度等于——通过动量守恒——行星的质量乘以轨道倾角的正弦。只要给出了恒星质量的天文学估值,那么这颗行星轨道的半长径就可由Kepler定律得出。由于轨道距离只有0.05天文单位(AU,等于日地距离),飞马51 b在恒星的辐照下应该被加热到温度超过1,000 K。这颗所谓热木星近得令人惊异的轨道和行星上难以置信的高温,击碎了太阳系行星形成的模式,并成了外星行星科学中许多令人吃惊的发现中的第一项发现。

外星行星科学中最能激励人的目标是寻找类似我们地球的岩态宜居行星,并测定它的性态。虽然我们尚未能找到一颗行星能在宜居方面与地球相仿,但是我们已经能够测量来自外星行星——尤其是热木星——的光并开始获悉它们的大气的性态。本评论将把注意力集中在外星行星的大小方面的特性(质量、半径)和大气的成分上,并最终着眼于岩态宜居星球的性态。

对外星行星的最好的瞰览是它们的质量随轨道半长径的分布(图1)。最明显的是,外星行星分布的范围达到了目前的检测方法所能达到的所有质量和半长径的取值范围。这是行星形成的随机性质和行星在原行星盘内的迁移两方面的原因造成的。图1中的一些区域空白是由于选择效应和方法上的限制。在图1中在轨道距离较大(> 5 AU)处较少能找到用视向速度检测到的行星,这是因为这些行星大多数尚未完成它们 > 12年的轨道运动足够的部分从而最终被检测出来。还有,视向速度巡天的灵敏度目前受到恒星活动的限制,后者速度的变幅约为1 m s-1。这就排除了在1 AU处类似地球这样大小的行星被检测到的可能性,但能检测到质量小到地球的几倍并在更近处围绕它们的寄主恒星转动的岩态行星。这些所谓超级地球,被宽松地定义为质量在地球的110倍之间而半径可为我们地球的两倍或更大的岩态或冰态行星。目前的研究目标是要在下一个十年里检测到围绕近距小质量恒星转动的宜居超级地球,并确定它们的性态。在更长的时期内,使用高新的成像方法,检测到非常类似于我们地球的外星行星并确定它们的性态,这也许是可以实现的。

外星行星的直接检测和性态测定

尽管视向速度技术取得了令人震惊的成功[2],可是,这种方法测量的只是恒星的摆动,并不能直接检测行星。换句话说,视向速度技术测量的不是来自行星的光。为了测定行星大气的性态,我们必须求助于一些能够把行星发射或者反射的光分离出来的技术。为了把行星与恒星在空间上分辨开来进行观测,作为传统天文技术的一种延伸,是高对比度成像,太空探测器“类地行星搜索者”所采用的就是这种技术[3,4]。地面成像的最新进展[5,6]已导致一些围绕年轻大质量恒星在距离数十到数百天文单位处转动的巨行星的发现——在图1的上部可以看到这一情况。如此远距离的行星的质量不能用视向速度测量出来,因此它们的质量是通过把这些行星的亮度与年轻行星的冷却曲线作比较估计的[7],或者依靠它们对盘结构的引力作用来估计[8]

 

来自遥远星球的光和影(Deming和Seager 2009) - wangjj586 - 星海微萤

 

1  已知外星行星质量随轨道半长径的分布。用不同方法检测到的行星使用不同的符号表示。用红色圆圈起来的符号是到20099月为止已发表过大气分析的行星。水平的实线是一个标称的质量上限,质量超过此值的天体,就不再被认为是行星。虚线表示一颗太阳型恒星视向速度1 m s-1的反映,围绕太阳型恒星转动的行星产生的速度信号更小就不能用视向速度方法检测出来。红色的字母表示太阳系的行星:M表示水星;V表示金星;E表示地球;Ma表示火星;J表示木星;S表示土星;U表示天王星;N表示海王星。

 

对外星行星成像的一大挑战是它们的亮度与它们的恒星的亮度之比实在太小(从10-310-10,依赖于行星和恒星的类型以及波长)。从大间距的巨行星成像延伸到类地行星,必须跨越几个数量级的行星与恒星亮度以及10倍以上的行星和恒星轨道间距(图1),而且将需要进入太空测量。“类地行星搜索者”虽然在实验室里已经取得了激动人心的进展[3],但至少要十年以后才能升空。同时,使用凌星技术直接检测外星行星并测定它们的性态正在取得显著的进展。

遥远星球的影子

热木星到它们的恒星的距离很近,这意味着它们有显著的概率(典型为约0.1)能在地球上看到它们凌星。在凌星期间,我们的地球落在外星行星的影子中,我们从母恒星接收到的光会有少量减少。正如图2所示,凌星的发生——此时从地球上看去行星正从它的恒星面前通过——是测定行星的物理性态的一大有利时机[9]。在凌星期间所作的高精度测光可以用于测量恒星光所受到的遮挡随时间的变化,而如果恒星的质量可以估计(例如,使用恒星模型和恒星颜色),那么这种所谓的凌星光变曲线完全可以用来确定行星和恒星两者的半径。此外,行星和恒星的半径与恒星质量的立方根成正比,并因此对所采用的恒星质量数值的误差极其不敏感。几乎每一颗凌星行星的寄主恒星都已经测量过视向速度,因此这颗行星的半径和质量均都可以得知。

 

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2  由凌星可以得到的几何和科学信息。在凌星期间,部分恒星光被行星(以黑色表示)被遮挡住,与凌星时的光亮度变曲线一起,可得到恒星和行星两者的半径。穿过大气圈射来的恒星光(黑色行星周围的灰色的圆环)会显示出行星大气的原子和分子吸收特征。

 

第一颗由凌星发现的外星行星[10,11]展示了一个谜,它至今还没有得以解开。观测得到的一些凌星巨行星的质量与半径关系图(图3)表明,有几颗热木星的半径显著地比预测的数值[12]大。虽然在一颗巨行星终归算得出的由重元素组成的核心的大小允许它具有较大的半径,但是这并不足以解释如在图3中看到的某些巨行星半径的暴胀。在这些巨行星内部,必定有某种过程正在发生,产生能量,从而使得它们的半径暴胀,并有可能以我们尚不知道的方式扰乱它们其他的一些内部结构状态。目前尚存在争议的一种可能性是它们的轨道在宇宙意义上的最近这段时间里由于潮汐作用而变圆,从而残留下热量[13]。行星食的计时观测结果(见下文)表明,它们的轨道常常非常接近圆形[14,15],这意味着轨道形状的潮汐演化已经完成,但这也许并不能排除仍存在来自潮汐耗散的残余能量。(在许多可能性中的)另一种可能性是来自行星内部的能量的对流传输,由于存在平均分子量的不均匀性,也许并不比用简的均匀模型计算得到的更加有效[16]

 

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3  凌星行星的质量与半径关系图。黑色的菱形是外星巨行星。三颗暴胀的外星巨行星用红色菱形表示;中左至右,它们是:TrES-4WASP-12OGLE-TR-L9。下方的黑线是位于离太阳型恒星0.045 AU10亿年老、并具有10倍地球质量的重元素核心加上氢氦包层的巨行星理论上的质量与半径关系[74]。上方的黑线除了核心质量为零外其余均相同。外星岩冰行星(黑色圆斑)中的两颗为海王星型外星行星(GJ 436bHAT-12),还有一颗为超级地球型外星行星VoRoT-7b22]。彩色的线是没有氢氦包层但具有以水为主、硅酸盐或铁这样的固态成分的超级地球型外星行星理论上的质量与半径关系[66]。图中还标注出了包括地球在内的太阳系行星的位置。

 

HD 209458b的凌星检测激起了天文界寻找更多凌星行星的兴趣,而目前已经知道的凌星行星超过45颗,它们所凌的恒星亮于目视星等13等。这些凌星现象大多数是通过测光巡天发现的,而发现的速率在过去几年内出现了激增[17–19],这一方面是因为凌星观测技术的成熟,另一方面则是因为一些研究团组学会了挑选待定的观测目标和排除假阳性结果。凌星巡天现已发现两颗与海王星差不多大的行星[20,21],以及一颗半径只比我们的地球大70 % 的超级地球[22]。美国航空航天局最近发射的开普勒探测器[23]将大大地增加已知的岩石或冰或岩石和冰成分的凌星行星的数量。最令人兴奋的是,开普勒探测器的设计意图,是要通过检测绕类似太阳的恒星转动且轨道处在宜居带中、大小与地球差不多的行星,告诉我们真正类似于地球的外星行星的频度。

 

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4  外星巨行星HD 189733bSpitzer观测结果。对这颗行星的观测结果以行星流量除以恒星流量画图(恒星流量已可靠地知道)。带误差棒(平均值的标准误差)的红点是由使用测光方法测量的掩食深度得到的结果[26],而带误差棒(平均值的标准误差)的黑点是在掩食期间由分光方法得到的[41]。三种模型(例如,参看Burrows等人的论文[75])对于由风造成的热量的重新分布(Pn参数)取不同的量值,并对高海拔吸收层取不同的不透明度(ke)。在嵌入的小图内给出了16 mm波长处的Spitzer掩食测光的一个实例[25]。(由测光和分光得到像嵌入的小图中所示但多波长处的掩食观测结果,它们被用于确定与模型进行比较的那些点。)大图经Grillmair等人允许由他们的论文[41]复制。

 

来自遥远星球的光

行星在凌星之后将运行到它们的恒星的后面(就圆轨道的行星而言)。由恒星造成的行星的这种掩食将在凌后大约半个轨道运动周期出现(图2)。因为行星的光在掩食期间受到阻隔,然后在晚些时候又重现,所以来自行星的辐射可以由合在一起的行星和恒星的光的调制状况测量出来。因为针对一般的天文观测来建造的天文观测设施本来就很适合做行星凌星的观测(例如,Hubble太空望远镜和Spitzer太空望远镜),所以这样的掩食测量用现有的或计划建造的设施均可以进行。热木星的温度预期在1,0002,000 K之间,因此它们的大气发射红外辐射,而且发射的流量的峰位于相对来说近红外的波长区域(1–5 mm)。对来自外星行星的红外光的第一次成功的检测是使用Spitzer太空望远镜在掩食观测中完成的[14,24]Spitzer已经观测了二十多颗外星行星的掩食,图4中给出了最成功的观测实例[25–27]之一(HD 189733b)。另有许多深度分析结果正在迅速地变得可以利用[15,28–31]Spitzer的结果,加上其他一些重要的观测结果,已经澄清了热木星大气在如下三个关键领域内的若干问题(但也引起了一些新的问题):

热木星既热又暗。热木星受到寄主恒星辐射的冲击。因此,热木星应该是受到恒星辐照的外部加热而导致的动力学上的热。确实,早期的热木星模型大气已经预测到温度超过1,000 K(参看SeagerSasselov以及Sudarsky等人的论文 [32, 33])。由Spitzer的检测结果得出的首先和最基本的结论是证实了这一预测[34]。这些行星在红外区有大量的发射,这一事实意味着它们有效地吸收了来自它们的恒星的可见光。对于它们的能量分配中反射成分的搜索已经表明,这些行星在可见光区必定是非常暗的,几何反照率小于约0.2(参看Rowe等人以及Alonso等人的论文[35, 36]),而且很可能还要低得多。 缺乏反射云的纯气体大气可以非常暗[33,37,38],但HD209458b还需要有一个高海拔的吸收层(见下文),才能解决它的大气温度结构。

出现在热木星光谱中的水蒸气。一颗行星的元素组成接近太阳并且加热到1,000 K的大气,据预期主要的成分是H2H2O分子,并取决于温度和金属度,还可能会有CO和甲烷(CH4)。在这些分子中,H2O是迄今分光观测中最活跃的气体。因此,水蒸气可望是热木星大气中最显著的光谱特征。由Spitzer的分光观测取得的某些初步结果曾表明缺乏水的吸收特征[39,40],现在这些结果已被清楚显示出水吸收的新的工作所取代 [41–43]。虽然模型正确地预测热木星的光谱形态取决于水吸收,但是由一颗行星到另一颗温度结构的变化尚未完全了解。

在热木星大气中识别出来的其他的原子和分子有原子氢[44]、原子鈉[45]、甲烷[42]和二氧化碳[43]。由HD209458b缓慢地逸出的氢原子,可能形成了这颗行星四周的彗星状雾发[44]

昼夜温度和逆温层。热木星正吸引着一些流体动力学实验室,因为在这些行星上很可能存在着永昼和永夜。一些距离寄主恒星非常近的巨行星,在理论上,它们的自转由于潮汐力而应该变得与它们的轨道运动同步。在这种潮汐同步条件下,行星的一个半球将永恒朝向它的寄主恒星,而另一半球则将永远处在黑暗之中。在不存在大气环流的情况下,面向恒星的半球将强烈地变热,而相反的半球则将变冷。有证据表明,这样的行星是存在的[46,47]。相反,另一些热木星外星行星却表明从白昼半球到黑夜半球的温度变化相对来说很小[27,47,48],图5中给出了Spitzer的一次特别有关的测量结果。看来,很可能,至少有某些热木星,在借助纬向风水平地传输能量,其风速可与声速相比[49]

5表明了HD 189733bSpitzer观测结果[27],在这颗行星上强风由最热的区域向星下点以东平吹。我们太阳系的巨行星也有强纬向风,出现在多条不同的纬度带内。考虑热木星自转速率相对较慢的情况(很可能就等于它们几天的轨道运动周期),这使得我们相信,它们的纬向风将主要出现在一、两支大喷流处, 这些喷流在纬度和经度方向都延伸得相当远[50]。热木星风——以及对应的温度场——相对较大的空间尺度应该有利于它们的观测特征化。仅在小尺度上有温度起伏的行星,它们的半球平均流量,作为轨道运动相位的函数,将几乎没有或者根本没有变化。

 

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5  凌星外星行星HD 189733bSpitzer“在轨”观测结果。a,这颗行星的凌(左)和食(右)。b,与a相同的观测结果扩大了强度的比例尺度,表明了流量随轨道相位的变化。按照一颗具有潮汐锁定自转的行星凌星的情况,这颗行星的白昼面将增大总光量,导致流量变大。请注意,流量的增量(白昼面与黑夜面相比较)只有食的深度(白昼面与行星被食时相比较)的一部分,因此白昼面与黑夜面之间的流量差仅是行星在这一波长(8 mm)处总红外发射的一部分。还请注意,行星的峰值流量出现在食之前,这意味着行星上最热的区域已被强大的纬向环流向东推移。此图经Knutson等人允许由他们的论文[27]复制。

 

 

许多太阳系行星在大气高层都有逆温层(即温度随离表面的高度增加而升高)。这些所谓的同温层是由CH4引起的霾或O3对太阳紫外辐射的吸收造成的。由于CH4、碳氢化合物霾和O3预料中的缺乏,热木星大气的逆温层据预测并不很宽。但Spitzer的数据表明,若干行星的上层大气必定有逆温层存在[15,29–31],这种逆温层的能量来源很可能是高海拔吸收层对恒星辐照的吸收。高海拔吸收层的成分可能包括气态的二氧化钛和二氧化钒[51,52],还可能包括光化学霾[53]。按照简单的辐照驱动模型,恒星辐照越强,就越有可能出现逆温层[51,52]。此外,按照这种模型,具有很强的逆温层的行星昼夜温度梯度也可望显得很剧烈。热木星很可能比这种简单的划分所认为的更复杂;HD 189733bXO-1b具有实际上相同的辐照强度,可是XO-1b具有逆温层[30],而HD189733b却没有[26]。因此,很可能,也许有某种尚未了解的化学过程起着比恒星辐照更重要的作用。

外星行星日益增长的多样性

现可供研究的行星类型的多样性正在迅速扩充——宣布具有令人惊讶的轨道和物理特性的行星正变得越来越频繁。若干密近的外星巨行星具有十分偏心的轨道,就HD 80606b的情况而言偏心率达e = 0.93。一颗处在偏心轨道上的行星接受的恒星辐照强度可随时间剧烈地改变。例如,HD80606b在近星点附近接受的辐射冲击等于地球接受的太阳流量的10,000倍,其结果,这颗行星迅速地变热[54]。在近星点处的这种冲击持续约2个地球日,这与111日的轨道运动周期相比是很短的一段时间。通过研究这颗行星的大气在如此剧烈变化的恒星辐照下所出现的情况,我们可以了解与这颗行星的大气——甚至它的内部——物理特性有关的许多情况。

目前的激励很多来自不同于热木星的外星行星的发现和特征化,而在过去的十年中则主要的着眼点一直是热木星。以核为主的行星内部主要是由铁、岩石或冰物质组成,它们在根本上不同于主要由氢、氦组成的热木星和其他外星巨行星。我们盼望能有一个由已经测得质量和半径的以核为主的凌星行星组成的大样本,这将为了解类似地球的岩石行星的性质和形成提供线索。质量和半径给出了平均密度;把这些数据放在一起就能限定行星内部的成分。

我们还正在开始研究具有更远的轨道的行星,这些行星相应地具有较冷的大气,并且正围绕不同类型恒星(例如质量比太阳小得多或大得多的恒星)运转。最近最吸引人的外星行星发现之一是某些看上去具有逆行轨道的热木星的发现——这些行星沿着与恒星自转的方向不同的方向绕恒星公转 [55]。这之所以特别令人感兴趣,是因为行星是在原行星气体和尘埃盘中形成的,而这种盘据信具有与恒星相同的转动方向。这些“作反方向轨道运动的行星”也许曾经历过与同一系统内另一颗行星的猛烈的密近交会。或者,这些逆行行星的轨道可能曾经在行星迁移期间被系统中一颗更遥远的行星逐渐地“翻转”了过来[56,57]

新的观测窗口和技术

Spitzer的红外观测结果迄今为止一直是外星行星特征数据的主要来源,但一些新的观测窗口和技术正在被提出来。对于那些最热的行星,据预测可见光的热发射也很显著[58]CoRoT行星的食[59]已用可见光做了观测, Kepler团组最近报告了HAT-P-7b食时的精彩的测量结果[60]。由Kepler,以及可能还有EPOXI [61],可望获得更多的监测结果。可见光波长的观测结果与红外数据的结合,有助于我们了解热发射和反射光所起的相对作用,并将使得限定这颗行星的反照率成为可能。新的以地面为基地的热木星食的测光检测[62,63]正在开启一个新的波长范围(2–5 mm)。结合Spitzer的热(即非低温阶段)观测结果和模型,这些新的以地面为基地的观测结果可以用来限定分光活跃气体的丰度以及在这些热巨行星大气中也许会有的云或霾的存在和反射率,从而为热木星大气的化学状况提供线索。

除了外星行星的测光以外,像Hubble太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪[64]这样一类新的星载仪器的出现开启了对从紫外到目视光谱范围内的分子特征作分光检测的可能性。即使以地面为基地的外星行星分光观测,也许也会变得可能,天文学家正在改进为把暗弱的外星行星的光分离出来所需要的观测和信号处理技术[65]

超级地球的时代现已开始

在所有问题中最令人兴奋的是在外星行星上是否有生物存在的问题,因此我们的兴趣长期聚焦在位于恒星的宜居带中的一些岩石行星上,在这些行星上,行星的平均温度允许液态水存在。我们自己的地球目前是我们已知有生命存在的唯一场所。很遗憾,一颗类似地球的星球——我们地球的孪生兄弟,围绕着一颗太阳型恒星在其宜居带内转动——将是一颗很难寻找和确定其特征的星球。一颗类似地球的星球处在视向速度测量的极限灵敏度以下(图1)。Kepler太空探测项目将测定类似地球的星球出现的频度,并将发现许多凌星的例子(除非它们本来就很罕见)。可是,Kepler巡查的是在天空中角度有限的一个区域内星等相对来说较暗的恒星,而类似地球的星球凌星的概率很低(大约0.005)。因此,由Kepler发现的最近的例子离我们也将是很远的。食的观测(如图4中所示),当应用于Kepler发现的类似地球的星球时,涉及的光子很可能过少而没有用处。最终,敏感的星载天体测量仪器的测量结果也许能够找到围绕离得最近的太阳型恒星转动的类似地球的星球,而星载高反差成像仪器也许能够确定它们的特征。不过这些太空探测项目的研制和发射将要花很多年,因此眼下我们要寻找的是其它类型的宜居行星。

在宇宙生物的搜索中,我们自然地转向了超级地球,因为它们的质量较大,而且半径也较大,这使得它们比类似地球的星球更容易发现,也更容易确定它们的特征。超级地球的化学成分在理论上可以有多种情况,从固态铁的行星,到类似我们地球的以硅酸盐为主的行星,再到具有大量首先以冰或水为主的成分的水的星球[66]。视向速度巡天已经公布了12颗质量属于超级地球的行星,而K型矮星HD 40307已知是其中3颗的寄主[67]。人们根据微引力透镜的观测结果[68]估计,主序下段的恒星大约有三分之一具有一颗海王星质量或超级地球质量的行星——这与根据视向速度观测结果作出的类似估计相一致[67]。虽然微引力透镜和视向速度巡天已经向我们提供了超级地球普遍存在的撩人结果,尤其是围绕主序下段的恒星转动的行星,但这些技术不能用来确定行星本身的特征。

幸好,凌星巡天和凌星的后继观测既能找出近距的超级地球,还能确定它们的特征,这些观测把它们检测的质量范围从气体巨行星推进到了岩石行星(图1)。离我们太阳最近的恒星主要是一些小质量的M型矮星。由于M型矮星的光度远比太阳低,一颗M型矮星的宜居带离开这颗恒星的距离与我们太阳的宜居带相比典型地近到只有十分之一。鉴于行星与恒星之间的间距较小,M型矮星的宜居带中的行星比太阳型恒星宜居带中的行星有更大的凌星概率。外星行星科学目前的前沿就是推动围绕近距M型矮星旋转的宜居超级地球的发现和特性的测定。选择这样一个焦点的原因之一,就是我们可以使用已经投入运行或者很快就将研制完成的设施来寻找这样的星球并测定它们的特性。除了对一颗颗目标天体的特性的测定以外,天文学家还对一个凌星超级地球的大样本怀着极大的希望,这样一个样本将包含有质量、半径、半长轴以及可能还有大气等测量数据,它将给出对于行星形成、迁移、内部组成和演化的一些洞察。

下一个十年

天文学家对于在下一个十年内如何发现超级地球并测定它们的特性已经有了清晰的想法,这就是研究M型矮星的宜居带内凌星的那些特定天体。以地面为基地的M型地球计划[69],安排了对距离最近的2,000M型矮星的巡查,寻找凌星的超级地球。可是,在太阳附近(35 pc之内),有超过10,000M型矮星,要对这么多恒星进行巡查,达到所要求的测光精密度,必须以太空为基地才行。在以后几年内可行的一次这样的巡查是已经提议的凌星外星行星巡天卫星(TESS)。这颗卫星的设计是为了寻找凌星的近距宜居超级地球,而由这颗卫星找到的那些最佳的事例,可以使用James Webb太空望远镜(JWST)测定特性[70]

James Webb太空望远镜将在2014年发射,它将能够测定我们可望找到的少数宜居带凌星超级地球的特性。它将能够在这样的一颗行星被食的时候使用红外测光测量这颗行星的温度[70]。这架望远镜还将能够通过观测凌星期间这颗行星大气中主要气体的吸收线来识别这些气体,但它很可能不能找到生物的印记,因为这种印记过于细微。在凌星期间所看到的吸收的大小(图2),不仅依赖于所寻找的特定分子的丰度,而且还与大气的分子量有关[71]。大气的分子量小,例如含有显著的残留的氢的大气,将比分子量大的大气具有更高的压强标高。较高的标高增大了凌星期间吸收环的面积,从而在凌星光谱中生成更强的吸收[71]。目前,我们尚不知道超级地球大气的性质——也就是说,它们是始终很稀薄(像地球一样)并具有较大的分子量呢,还是有时候会浓厚得多(像金星一样)并含有显著的氢,这些氢可以是原始大气的残余,或者可由放气作用产生。因此,这一领域中不确性的基本来源实验室超级地球这样一些星球上大气性质的固有的不确性。

M型恒星的宜居带内围绕这颗恒星转动的超级地球之所以赢得了我们近期的兴趣,是因为它们是最有可能支持生物存在的行星。然而,这些行星有可能与我们自己的地球相差极大。例如,当行星与恒星的间距很小时,它们将被潮汐锁定,这将使得它们的太阳在所有时间都固定在它们的天空中,也就是说,没有昼夜循环。由于与恒星离得很近,这些行星也许会受到来自耀斑的紫外辐射的冲击,而在M型矮星上通常都会有耀斑,这将会显著地影响[72]这些星球上生物的状况。

2020年以后的几十年

天文界正在发展新的太空探测项目的技术,以便在未来的几十年内, 能够发现真正类似地球的行星并测定它们的特性。一个总的想法[73]是希望能有一架Hubble太空望远镜的旗舰级后继者。这架望远镜将运行在紫外和可见光波长,并且装备有一个外在的遮光板。它部分时间将用作行星搜索仪,部分时间(当遮光板移到另一个目标时)则作为一般的观测仪器。另一种令人兴奋的办法是发射一块外在的遮光板[4],与James Webb太空望远镜合在一起使用,这样就有可能在十年之内就产生一架类地行星搜索仪。只要把想法变为现实,那么在可预见的将来,来自真正的类地星球的光就能进入到我们的仪器所能检测的范围之内。

 

(原文引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)

 

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