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日志

 
 

太阳系外的行星的已观测到的特性(Howard 2013)  

2014-02-02 10:32:26|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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Science 340: 572, 3 May 2013

专辑:外星行星

评论(Review)

太阳系外的行星的已观测到的特性(Observed Properties of Extrasolar Planets

安得烈·霍华德(Andrew W. Howard

美国夏威夷大学马努分校天文研究所(Institute for Astronomy, University of Hawai`i at Manoa, 2680 Woodlawn Drive, Honolulu, HI 96822, USA. E-mail: howard@ifa.hawaii.edu

 

太阳系外的行星的观测巡天探测到了行星形成和演化的各种不同的结果。这些巡天测量了不同质量的行星的频度、大小、轨道特征以及寄主恒星的一些特性。大小介于地球与海王星之间的较小的行星在数量上大大超过了木星大小的行星。本次巡天的测量结果支持了星核吸积模型,按照这种模型,行星是由原行星盘中的一些固体物质、然后还有气体积聚在一起形成的。外星行星特性的多样性表明,今天所检测到的太阳系的总的特点大部分是一个由种种可能性组成的连续体的一种结果。今天可以检测到的最常见的一类行星系统是由一颗或多颗约一至三倍地球大小的行星组成的系统,这些行星沿着距离为日地距离的某一分数倍的轨道在运行。

 

太阳系外的行星,可以通过对它们所围绕运行的恒星进行高分辨率的分光,或者精密的测光,从而检测到它们,并确定它们的特性。虽然有些行星系统的特性是似曾相识的,当时也有很多行星系统的特性是在太阳系中没有看到过的——恒星与行星的间距很小以致一些行星被加热到超过 1000 多摄氏度、高度偏心和倾斜的轨道、围绕双星运行的行星以及行星的质量和大小与太阳系内的行星有很大不同。行星系统的这种多样性是哥白尼原理的反映,即:地球不是宇宙的中心,而且太阳系并不是行星系统的体系结构的一个普遍适用的模板。

大量的行星系统属性的测量结果可以用来探测行星的形成机制,并且把我们的太阳系的形成与这样的机制统一起来。这些巡天可以回答这样的一些问题,例如行星通常的大小和体系结构是什么样的?还有,这样的行星系统如何形成?太阳系外的行星的测量结果大多局限于一些总的物理特性,包括质量、大小、轨道特征以及在某些情况下还有化学成分。在太阳系中做过的一些细致的测量——例如空间分辨成像、实地观测和采样返回——对于太阳系外的系统来说,在可预见的将来是不可能进行的。然而,已经检测到的太阳系外的行星数量之多,补偿了这些测量的粗糙性。

行星的搜索

本评论的重点是在通过当前的凌星和多普勒观测能够大量检测到的一些行星群体,即沿着大约一个天文单位(即日地距离)之内的轨道围绕它们的寄主恒星运行的小质量行星,以及沿着几个天文单位之内的轨道运行的气体巨行星。多普勒方法已经检测到了分别围绕着 ~ 400 颗恒星运行的 ~ 700 颗行星,并测量了它们的特性 [1, 2] 。开普勒太空望远镜已经发现了 2700 多颗有待确认的行星 [3—5] ,其中只有 5 10 可能是假阳性的检测结果 [6, 7] 。处在更远的轨道上的巨行星也已经通过成像 [8] 和微引力透镜的巡天观测 [9] 检测到。

采用多普勒方法,行星的质量和轨道可由观测到的它们的寄主恒星的运动来推断。恒星的轨道是它们的行星的轨道的点反射,其大小按行星与恒星的质量比缩小。这些轨道是使用地面望远镜作高分辨率分光观测后由所得到的恒星的视向速度来测量的。通过分析视向速度的时序测量结果中的重复模式,就可以检测出行星,并确定出它们的轨道周期(P),质量下限(M sin i ,其中 M 是行星的质量,而 i 为行星的轨道相对于天空平面的倾角)以及轨道偏心率(图 1这些特性。行星的质量越大、轨道周期越短、围绕质量越小的恒星运行,就越有可能被检测到。不同的恒星对于在它周围存在的行星的敏感程度是不同的,并且与具体的观测历史有关,包括视向速度测量的次数、精密度和时间跨度。最早的多普勒普测在 20 25 年前就开始了,已经测量了几百离开我们较近的明亮恒星,而且直到目前为止敏感的仍只是类似木星和土星的行星。这些测量的精密度~ 1 米·秒—1 ,最近的一些测量工作已经检测到了几颗沿着离开恒星较近的轨道运行的几倍地球质量(ME)的行星。

 

太阳系外的行星的已观测到的特性(Howard 2013) - wangjj586 - 星海微萤

 

1一颗行星的轨道以及由它导致的恒星亮度和视向速度变化的示意图。A)由远方的观测者所看到的一颗行星围绕它的寄主恒星的运行以及与这颗恒星发生的交食(“凌星”)。(B)一些行星在凌星期间可以通过恒星亮度的下降被检测到(白色实线)。凌星的深度与恒星圆面被遮挡住的比例成正比。恒星倾角可以用在凌星期间视向速度时序测量结果中的反常多普勒位移[罗西特—麦克劳林(Rossiter-McLaughlin)效应黄色实线]来测量,这种位移是由于行星遮挡住了自转着的恒星圆面的一部分而造成的。所示的是一个低倾角的系统,恒星的自转轴和行星的轨道运动轴的方向接近一致。没有发生凌星的行星不会产生这样的效应(虚线)。(C)多圈轨道运动的测量结果,包括大小、质量、轨道周期、偏心率和轨道倾角在内的行星的特性,可以由具体分析测光和视向速度的时序数据来测量。

 

采用凌星方法,行星的轨道应该要恰好以侧面朝向我们,当行星与恒星发生交食时,可以检测到寄主恒星的亮度出现短暂的下降(图 1)。行星相对于恒星的大小可以从凌星发生时下降的深度来推断。就类似太阳的恒星而言,木星大小的行星可以阻挡掉它的光通量的 ~ 1 ,用地面上的望远镜就可以检测到这种下降,而地球大小的行星凌星的深度为 0.01 ,则只有使用像开普勒太空望远镜这样的精密的、发射到太空中的望远镜,才能检测出来。行星的轨道周期就是相继的两次凌星之间的时间间隔,而轨道距离(半长轴)则可以由开普勒第三定律推断。一颗发生凌星的行星的质量,可以由后继的多普勒观测结果来测量,只要寄主恒星足够亮,多普勒位移的幅度足够大。在一些特殊的情况下,质量还可以用相继两次凌星的精密计时来测量,因为当有多颗行星围绕同一颗恒星运行时相互之间会有引力摄动,从而偏离严格的周期性 [10, 11]

正在凌星的行星还提供了测量恒星倾角——恒星自转轴和行星的轨道运动轴之间的夹角 [12] ——以及行星大气的特性 [13] 的机会。倾角主要是测量正在凌星的行星交替地遮挡自转着的恒星圆面的蓝移部分和红移部分而引起的视多普勒位移[罗西特—麦克劳林(Rossiter-McLaughlin)效应](图 1)。倾角的测量结果对于过去的动力学相互作用很敏感,这种相互作用可以对行星产生摄动,致使行星进入到高倾角的轨道。

上述多普勒和凌星检测两种方法合在一起,已经探测了大量行星的物理特性(质量、半径和密度)以及它们的轨道体系结构(每个系统内的行星数量以及这些行星的轨道间距、偏心率和几何状况)。在一次巡天观测中,对大量恒星所作的行星搜索以及对检测到的行星总体统计特性的研究,可以用来推断行星的形成和演化的机制。一些巡天观测计数了行星的数量,并自然地得出了行星参数的数量分布(如检测到的行星数量按行星质量的分布),但这些分布可能会系统地隐藏着一些更难以检测到的行星。因此,若要衡量行星的出现率——具有一种特定特性的行星在自然界常见的程度——则就必须估计一些巡天观测对于具有不同数值的那种特性的行星的敏感性,并对检测到的行星样本的不完整性作统计学上的改正。

众多的密近小质量行星

大小介于地球和海王星之间的行星在太阳系外的行星系统中出奇地常见,但在我们的太阳系中却是明显地缺少。行星的大小和质量的分布(图 2)清楚地表明,这些较小的行星在数量上比大的行星多,至少对于离开恒星较近的轨道是如此。对于离开我们较近的与太阳类似的恒星所作的两个独立的多普勒巡天观测项目 [14, 15] ,表明了行星的出现率随着行星质量(M sin i)从 1000 ME3 木星质量)降低到 3 ME 而显着上升。在地球依塔巡天中,在美国夏威夷的凯克天文台对一个包含了 166 颗位于北半球天空中的离开我们较近的 G 型和 K 型恒星的无偏样本进行了观测 [14] 。其中每颗恒星的视向速度,在 5 年多的时间内进行了数十次测量,并对这些时序视向速度测量结果作了轨道周期 P <50 天的行星印记的搜索。 P <50天的限制,对于太阳型的恒星,相当于限制轨道距离 < 0.25 天文单位,在水星的 0.4  天文单位的轨道内侧。)总共检测到了 33 颗行星,它们分别围绕着 166 颗恒星中的 22 颗运行。对小质量的行星(M sin i = 3 30 ME)进行的检测更频繁,尽管它们的多普勒信号较弱。在对巡天的不完全性作了改正以后,行星质量的分布符合向小质量急剧上升的幂律模型。一颗恒星带有密近行星的概率与 (M sin i)0.48 成正比。从绝对数量来看,在类似太阳的恒星中有 15 带有一颗或更多颗沿 0.25 天文单位以内的轨道运行的 M sin i = 3 30 ME 的行星,而且通过外推,另有 14 的恒星带有 M sin i = 1 3 ME 的行星。

高准确度视向速度行星搜索仪(HARPS)的巡天观测测量了位于南半球天空中的 376 颗类似太阳的恒星的视向速度,对小质量的行星具有略微更高的敏感性 [15] 。它证实了在行星的质量下降时行星质量函数(即行星数量随质量的变化)的上升,并把这一结论推广到了 1 3 ME 的行星(图 2)。它还表明,小质量的行星的轨道偏心率小,而且在具有多颗行星的系统中通常可发现两到四颗较小的行星围绕着同一颗恒星运行,它们的轨道周期为数周或数月。高准确度视向速度行星搜索仪的巡天观测发现,至少有 50 的恒星有一颗或多颗行星,这些行星的质量可以是任何允许的数值,而它们的周期 P < 100 天。

 

太阳系外的行星的已观测到的特性(Howard 2013) - wangjj586 - 星海微萤

 

2. 沿密近轨道围绕 G 型和 K 型恒星运行的行星的大小(A)和质量(B)的分布。随着大小和质量的减小,分布曲线大幅度上升,表明了小的行星比大的行星更常见。30 50 的类似太阳的恒星,在 0.25 天文单位距离以内发现了小于 2.8 RE 或质量比 30 ME 小的行星。(A)从凌星行星得出的大小分布,表明了出现率与地球半径的关系,依据对于用开普勒望远镜采集的数据的两项研究绘制:小于四倍地球大小的行星依据的是佩蒂古拉(Petigura)等人 2013 年论文 [16] ,而更大的行星依据的是霍华德等人 2012 年论文 [17, 59] 。插入的木星、海王星和地球的图像给出了它们的相对大小。(B)质量(M sin i)分布,表明了至少带有一颗轨道周期短于 50 天(沿 ~ 0.25 天文单位距离以内的轨道运行)的行星的恒星所占的比例,依据霍华德等人 2010 年论文 [14] (白点)和梅厄等人 2011 年论文 [15] (黄点)中的多普勒巡天观测的结果绘制,而直方图给出的是它们的平均值。在上方水平轴处插入的地球、海王星和木星的图像给出了它们各自的质量。这两种分布均改正了巡天观测对于大小或质量较小的行星的不完全性,表明了行星的自然的出现率。

 

开普勒太空探测项目已经大幅度地改进了我们对于大小在地球与海王星之间的行星的统计知识,揭示了数千颗这样的行星,而相比之下,用多普勒方法检测到的仅几十颗。由开普勒望远镜测得的行星的大小(半径)的分布(图 2)遵循着与质量分布相同的变化趋势,即小的行星更常见 [16, 17, 18] 。然而,开普勒望远镜测得的密近行星的大小分布可靠地一直延伸到了地球的大小,而在 1 倍地球质量附近的质量分布的不确度达到了 50 的程度。大小的这一分布,可以用一个幂律函数来表征,当大小减小时,出现率上升 [17] ,直到 ~ 2.8 倍地球半径(RE)的临界大小,比这个大小更小时,行星的出现率呈现为一个高高的平台 [16] 。沿距离它们的寄主恒星 0.25 天文单位以内的轨道运行的地球大小的行星,它们的常见程度恰好是临界大小的行星的两倍。由开普勒望远镜检测到的较小的行星(< 2 RE)与较大的行星相比,看来具有更圆的轨道 [19] ,这表明了动力学相互作用的减弱。

开普勒望远镜对于一些光度噪声较低的恒星周围比地球小的行星很敏感,并且已检测到小如月球的行星(0.3 RE[20] 。然而,就目前的数据而言,甚至对于几天的轨道周期,当小于 1 RE 时,巡天观测的灵敏度仍还很不确定。虽然对于出现率在 1 2.8 RE 之间所呈现的很高的平台以及当行星更大时的陡峭下降尚不能从理论上很好地予以理解,但它提供了类似太阳的恒星周围行星的一个重要的观测特性,这一特性必须要在行星的形成模型中得到再现。

较小的 P < 50 天的行星很高的发生率很可能延伸到更遥远的轨道。当开普勒望远镜累积起更多的测光数据时,它会变得对大小更小并且轨道周期更长的行星敏感。根据 1.5 年的数据,作为轨道周期的函数的较小行星的发生率分布,直到 P = 250 天都是平坦的(P 越大,则不确度也越高)。即,平均每颗恒星每对数周期间隔的行星数量,对于 1 2 RE 2 4 RE 的行星,分别与 P 0.11±0.05 P —0.10±0.12 成正比 [21]

在开普勒望远镜所观测到的行星的寄主恒星中, 23 呈现出具有两颗或两颗以上凌星行星的迹象 [3] 。在存在着多颗凌星行星的系统中,看来只有当这些行星的轨道几乎处在同一平面内时,才有可能被检测到,就像在太阳系中一样,相互之间的倾角,最多只有几度。每颗恒星(存在凌星现象的或者不存在凌星现象的)所拥有的行星的真实数量以及它们相互之间的倾角,可以由模拟的模型行星系统的观测结果来加以估计,而这些模型行星系统用所检测到的单、双、三(等等)凌星系统的数量来加以约束 [22, 23] 。在一种模型中,发现在固有的多行星分布中,具有1234 5 P < 200 天的行星的系统分别占到 5427135 2 。大多数多行星系统(85%)所具有的相互之间的倾角小于 3°[22] 。把开普勒望远镜检测到的与高准确度视向速度行星搜索仪检测到的行星系统比较,也表明相互之间的倾角为几度 [24] 。这种高度的共面性与行星在一个没有受到能使倾角增加的大的动力学扰动的气体尘埃盘内形成是一致的。

多凌星系统中的轨道周期比提供了额外的动力学信息。这些比值大体上是随机的 [25] ,但有刚好处在一些与动力学共振相一致的周期比值的范围(比值为 2:13:2 等等)之外的适度超出量,而在此范围内则存在补偿的不足 [26] 。相邻的两颗行星之间的周期比值表明,在二、三、四行星系统中,分别占到 > 31> 35> 45 的系统在动力学上已被充满,再添加一个假想的行星就将使得系统因在引力上受到扰动而进入不稳定状态 [27]

质量、半径和密度

质量和大小的分布虽然提供了不同类型行星的相对出现率的有价值信息,但是对于这两者之间的联系,要搞清楚仍然还很困难。对于一颗行星的质量的了解,并不等于就知道了它的大小,反之亦然。一颗具有与地球相同质量的行星可以有各种不同的大小,这取决于它的化学成分和大气层的厚度。

这种简并性可以用 ~ 200 颗质量和半径已经得到很好地测量过的行星来加以说明(图 3),这些行星中的大多数是巨行星。在图 3 中,测量结果循着从小质量、小尺寸到大质量、大尺寸的对角线云集。这一由实际有可能存在的行星质量和大小组合构成的云集带具有很大的宽度。质量小于 ~ 30 ME 的行星大小变化达 4 5 倍,而质量大于 ~ 100 ME 的行星(气态巨行星)大小变化仅为 ~ 2 倍。对于气态巨行星,在质量给定时的大小弥散在很大程度上是由于两方面的影响。首先,一个大质量的固体核心的存在(或分散开的重元素)增加了行星的表面重力,使得行星变得较为致密。其次,在密近轨道上的行星接受到较高的恒星辐射流量,相对于由大气模型所推测的大小(图 3 中的“氢”的曲线),在统计学上更有可能膨胀得更大。虽然,很清楚,与巨行星的膨胀相关的是较高的恒星辐射流量 [28] ,但是尚不清楚恒星的能量是如何沉积到行星的内部去的。沉积在行星的外层的能量会迅速地再辐射,除非它以某种方式循环到了内部去。

 

太阳系外的行星的已观测到的特性(Howard 2013) - wangjj586 - 星海微萤

 

3. 特性已经很好地测定的行星的质量和大小。太阳系外的行星 [1, 58, 60] 用红色的圆圈表示,而太阳系行星则用绿色的空心三角形标明。半径用凌星测光方法测量,而质量则用视向速度或凌星计时方法测量。由纯氢 [61] 、水、岩石(Mg2SiO4)或铁 [62] 组成的理想化行星模型的质量和半径关系,如蓝色曲线所示。知之甚少的加热机制使某些气态巨行星(大于 ~ 8 RE)的大小膨胀得大于由简单的氢模型预测的数值。较小的行星(质量小于 ~ 30 ME)当质量固定时大小呈现出极大的多样性,这很可能是由于固体密度和大气延伸范围的不同。气态巨行星相对于它们在自然界中的出现率来说显得过多,这是由于它们相对来说比较容易检测到并测定它们的特性。

 

小质量行星的大小有更大的变化,这则可以推断出它们的化学成分的多样性。行星开普勒 10b 的质量为 4.6 ME ,而密度为 9 克·厘米—3 ,这表明了它是由岩石、铁组成的。鉴于密度如此地高,这颗行星很可能几乎或者根本没有大气 [29] 与此相反,行星开普勒 11e 的密度为 0.5 克·厘米—3 ,而质量为 8 ME 。这就需要有很厚的由轻元素(很可能是氢)组成的大气,才能解释它的质量和半径的组合 [30] 。质量和半径处于中间状态的行星所得出的关于化学成分的结论则模棱两可。例如,GJ 1214b 的总体物理特性(质量为 6.5 ME ,半径为 2.7 RE ,密度为 1.9 克·厘米—3 )可与几种化学成分取得一致:一种是“超级地球”,具有岩、铁核心,周围环绕着按质量占到 3 H2 大气;一种是“水世界”行星,由岩、??铁核心以及水的海洋和大气组成,后者占质量的 ~ 50 ;或者是一颗“迷你海王星”,由岩、铁以及水和 HHe 气体组成 [31] 。对于这类特殊的行星,通过测量在凌星过程中出现的透过行星大气的光谱,看来可以破解质量和半径关系中的简并性。GJ 1214b 大气的标高很小,这使得它的大气更有可能具有较高的平均分子量(可能是水),但与被厚厚的云层抹去了特征的 H2 HHe 大气也能一致起来 [32]

气态巨行星

巨行星的轨道是最容易使用多普勒方法检测的,并首先在统计上被加以研究 [ 33, 34] 。凯克天文台对一个空间范围有限的样本进行了十多年的观测,其中包含了 ~ 1000 FGK 型矮星,结果表明,10.5 G K 矮星拥有一颗或更多颗巨行星(0.3 10 木星质量),轨道周期为 2 2000 天(轨道离恒星 ~ 0.03 3 天文单位)。在这些参数范围内,巨行星的质量越小、离开恒星越远,越是常见。在质量与周期组成的平面中对巨行星分布的拟合表明,每 d log M d log P 对数区间内的出现率变化规律为 M0.31±0.2 P+0.26±0.1 。按这一模型外推,意味着这类恒星的 17 20 拥有在 20 天文单位P = 90 年)之内围绕着运行的巨行星 [35] 。这一外推结果与由微引力透镜巡天观测得出的 ~ 2 天文单位之外巨行星出现率的测量结果 [36] 是一致的。然而,用直接成像方法所作的行星搜索的相对较少的行星检测结果表明,这种外推在超过 ~ 65 天文单位后就不再正确 [37]

巨行星的出现率除了上述总体趋势之外,在轨道参数的分布中还存在着一些局部集聚的现象 [38] 。例如,巨行星轨道距离的数量分布呈现出对于比 ~ 1 天文单位大的轨道的偏爱,以及在较小程度上对于 0.05 天文单位附近的轨道的偏爱,其中“热木星”的轨道离开它们的寄主恒星只有恒星半径的几倍(图 4A)。对于看起来单一的行星在周期分布中呈现的上述“低谷”,被解释为两类具有不同迁移史的行星之间的过渡区 [33] 。行星数量的额外的增加从 ~ 1 天文单位开始,大致与冰线的位置相重合。在冰线外侧的轨道上,水凝结成固态,提供了又一种固态物的储备,从而可能会加速行星核心的形成,或者成为在更远处形成的行星向内迁移时的陷阱 [39] 。在多行星系统内的巨行星轨道周期分布较为均匀,热木星几乎不存在,在 > 1 天文单位的轨道中出现的行星数量的高峰受到抑制。巨行星的偏心率分布(图 4B),单行星系统和多行星系统之间也呈现出不同。单行星的偏心率分布可以定量地用一种动力学模型来再现,在这个模型中,在最初的时候偏心率很低,然后由于行星与行星之间发生的散射作用而受到激发 [40] 。多行星系统经历的散射事件很可能远远少得多。一种解释是,高偏心率的单行星系统是一些散射事件中的幸存者,系统中的其他行星都被抛射了出去。

在类似太阳的恒星周围, 找到了热木星(P < ~ 10 天的巨行星)的,虽然只有 0.5 ~ 1.0 [41] ,但是这些行星由于很容易检测到,并用地面上的望远镜和太空望远镜进行后继观测,因而,它们的特性已经得到了最好的测定。不过,它们有一些不寻常的特征和令人费解的起源。与较小的密近行星相反,热木星通常是在观测极限范围内唯一能检测到的围绕着寄主恒星运行的行星(图4[42] 。很多热木星具有偏心率很低的轨道,这主要是由潮汐圆化作用造成的。带有热木星的寄主恒星倾角的测量结果显示出了一种奇特的模式:在一个临界的恒星温度 ~ 6250 开以上,倾角看起来是随机的,但在低于此温度的系统中,倾角大体上是一致的。一些热木星很可能不是原地形成的,因为原行星盘在如此靠近恒星的地方没有足够的质量形成这样的热木星。相反,他们很可能在原行星盘中离开恒星几个天文单位远处形成的,后来被引力扰动迁移到了具有随机的倾角和高偏心率的轨道,并由于在这颗行星上引起的潮汐造成了轨道能量的耗散而在 ~ 0.05 天文单位处被俘获。对于行星在恒星上引起了足够强的潮汐的系统(取决于恒星对流区的情况,这只有在低于 ~ 6250 开时才会出现),恒星的自转轴与行星的轨道轴一致 [12]

 

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4. 由多普勒巡天检测到的巨行星( M sin i > 0.2 倍木星质量)的轨道特性 [1, 60] 。(A)半长轴的数分布表明,看起来呈单一的行星(蓝色)偏向于处在离开寄主恒星 ~ 0.05 天文单位和 ~ 1 3 天文单位的轨道上。在多行星系统(红色)中对于这类轨道的偏向有所减弱。检测到的轨道处在 3 天文单位以外的行星数量的下降并不显著;对于具有这样的行星的恒星已作过的搜索,想比于具有较密近轨道的行星的恒星,在数量上较少。(B)看起来呈单一的行星(蓝色)的轨道偏心率分布,这一分布横跨整个取值范围,但低偏心率的轨道较常见。在多行星系统(红色)中巨行星的轨道更常见的是接近圆形(偏心率 = 0)的轨道。单行星的轨道偏心率较大,这表明它们是由于受到动力学激发而离开了静止的、接近圆形的原始轨道,这种激发作用或许是行星与行星间的散射,从而使得每个系统除了一颗可检测到的行星之外所有其他的行星都被抛射了出去。

 

行星的形成

富含金属的恒星 [43] 更可能带有位于 5 天文单位之内的巨行星。这种行星与金属丰度的相关性”是 1997 年提出的,当时最早用多普勒方法发现的四颗巨行星都被发现是在围绕着铁的丰度比太阳高的恒星运行 [44] 。最初,这种相关性被视为在行星形成期间恒星把金属吸积到恒星大气中所造成的自污染假象。然而在今天,这种相关性已成为核心吸积行星形成模型的证据 [45] 。在这种模型中,为了形成巨行星,需要原行星盘中的固体具有很高的密度,这是通过两个关键阶段来实现的。原行星必须通过吸积原行星盘中的固体(尘埃和冰),使得它的质量增长到 ~ 5 10 ME 。然后,原行星发生失控的气体吸积,使得它的质量有一个数量级的提高,但这只有在原行星盘内的气体还没有消散时才有可能。巨行星的形成过程是与原行星盘中的气体扩散的一次赛跑,其时间尺度为 ~ 300 500 万年 [46] 。这个理论预言,在大质量和富含金属的恒星周围,巨行星应该更为常见,因为在这样的恒星周围的原行星盘会有更高的固体面密度。

行星与金属丰度之间的这一相关性,已对在多普勒巡天中观测过的 ~ 1000 颗质量 0.7 1.2 倍太阳质量(MSun)并且系统一致地测量过金属丰度的恒星,在统计上作过验证,表明了对于巨行星来说高度敏感 [47, 48] 。一颗恒星拥有一颗巨行星的概率与恒星相对于太阳的铁原子数比值的平方成正比,即 p(行星)∝ NFe2 [47] 。后来的多普勒研究跨越了更大的恒星质量范围(0.3 2.0 MSun),并表明,一颗恒星拥有一颗巨行星的概率与恒星的金属含量和恒星的质量两者相关,即 p(行星)∝ NFe1.2±0.2 Mstar1.0 ±0.3 [49] 。行星与金属丰度的这一相关性仅适用于气体巨行星。大于 4 RE(海王星大小)行星,偏向于围绕着富含金属的恒星运行, 而比这小的行星,则在很大的金属丰度范围内的恒星周围以相等的数量被发现 [50] 。也就是说,小的行星通常会在大多数原行星盘内形成,但只有一小部分会及时增长到临界尺寸,从而变成气态巨行星。

核心吸积模型的基本机制虽然有着行星与金属丰度之间的关系支持,但是已观测到的行星在总体上的许多统计特征并不能得到具体的解释。特别是,位于 1 天文单位之内的小质量行星在总体上难以用一些常规的模型重现。一些总体合成模型试图跟踪原行星盘中大小比地球小的原行星的增长和迁移,从而预测原行星盘消散后行星的质量和轨道的距离 [39, 51] 。这些模型能够很好地重现巨行星的总体情况,但是用于小质量的行星就很勉强。在一些总体合成模型中,小质量的行星主要形成于冰点线附近和更远处(几个天文单位),并通过与原行星盘的相互作用迁移到距离较近的轨道上。在这些模型中,按照迁移和增长所遵循的规则,产生了一些行星出现率呈现降低的“沙漠”,可是多普勒和凌星巡天恰恰在这些区域检测到了大量的行星。

另一种模型是在原位形成密近的小质量行星,随后仅有最小程度的行星迁移 [52, 53] 。这种模型虽然正确地再现了密近行星的若干观测到的特性(质量分布、多行星频度和小偏心率与倾角),但是仍处于发展的早期阶段。对于原位形成模型的一个挑战是,它需要原行星盘在 1 天文单位以内的区域中具有 ~ 20 50 ME 的物质,而一些观测的结果还很难对此作出肯定。

宜居带中的地球大小的行星

大小或质量与地球相近的行星的检测一直是一个引人注目的观测目标。采用多普勒方法,已经检测到这样的一颗行星:在恒星半人马座 α B 附近,有一颗 M sin i = 1.1 ME 的行星围绕着它运行,这颗行星的轨道离开它 0.04 天文单位,这使得这颗行星对于生物来说实在太热了 [54] 。如果一颗质量与地球相近的行星在离开这颗恒星 1 天文单位距离的轨道上围绕它运行,那么由这样的行星产生的多普勒信号将只有五分之一那么强,超越了现有仪器所能达到的灵敏度,并很可能会隐藏在由恒星所产生的多普勒噪声中。然而,多普勒行星搜索在继续。如果在一颗近距恒星的宜居带中能检测到一颗大小或质量与地球相近的行星在围绕着这颗恒星运行,那么这将是科学的一块里程碑,并能促进对这样的行星成像和摄取光谱的仪器的开发。

开普勒望远镜已经检测到几十个地球大小的行星,但这些行星的轨道都在它们的寄主恒星的宜居带内侧 [16, 18] 。宜居带——表面能够存在着液态水的那些行星的轨道所在区域——的精确确定是一个难题,因为它取决于一颗行星上具体的能量平衡,而人们对于这颗行星的化学成分和大气往往尚知道得很少 [55] 。不过,开普勒望远镜还检测到了一些处在按经典的方法确定的宜居带中的比地球稍大(1.4 倍和 1.6 倍地球大小)的行星 [56] 。开普勒望远镜的延伸任务的主要目的是要检测在宜居带中的各颗地球大小的行星,并估计它们的出现率。然而,开普勒望远镜检测的地球大小的行星并非都将是 1 ME 。测量几颗地球大小的行星(不一定在宜居带中)的密度将提供对地球大小的行星的典型化学成分的某些约束。

把小质量恒星作为目标,这为寻找地球大小和质量的行星提供了一个快捷的途径。使用多普勒和凌星的方法来进行搜索,小质量恒星的行星更容易检测出来。由于小质量恒星的发光强度较小,围绕这些恒星的宜居带离开这些恒星也就更近。围绕小质量恒星运行的行星,小的也许也更为常见 [17](但有反对意见 [18])。对于用开普勒望远镜发现的围绕 M 型矮星运行的行星所进行的分析表明,在 0.5 4 RE 的大小范围内和 P < 50 天的轨道范围内,总的来说,行星的出现率高达每颗恒星 0.9 颗行星。在用开普勒望远镜所获得的样本中,在 15+13—6 M 型矮星的宜居带中发现了地球大小(0.5 ~ 1.4 RE)的行星 [57] 。由于开普勒望远镜的灵敏度在延长期的任务中有所增加,我们将很有可能获悉在与太阳类似的恒星的宜居带中地球大小的行星的常见程度。

 

(原文中的致谢和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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