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行星科学

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太阳系外行星

01 Jan 2001

Astronomers have detected over 50 giant planets outside our solar system and made remarkable progress in determining their properties. But the real prize would be an Earth-like planet that could harbour 生活.

系外系统
系外行星系统启发了新的行星形成理论。 (礼貌:PPARC)

大约在五年前,由一个规模虽小但专心致志的行星猎手进行了一些艰苦的调查,目的是寻找超越我们自身的行星系统。他们的目标是找到我们自己的巨型木星的太阳系外星人,木星每11年绕太阳一次。为此,他们依赖于这样一个事实,即任何行星绕其旋转的恒星也都在运动:例如,太阳以每秒12米的悠闲速度与木星共同盘旋其共同的重心。因此,这些早期程序的目的是开发一种技术,该技术可以检测出来自一颗恒星的光的多普勒频移的周期性变化,该恒星响应于看不见的类似木星的同伴的引力拖曳而来回摆动(图1)。 )。

到1990年代初,几支团队达到了要求的精度。这些工作包括由加利福尼亚州立大学的Geoff Marcy和Paul Butler于1980年代末在加利福尼亚的里克天文台开始的,对附近120颗恒星进行定期监测的计划。但是,分析结果所需的计算开销是如此之大,以致于许多数据仍未在存档中研究。这种策略很有意义:当所有候选木星完成足够清晰的轨道时,处理器速度将提高到可以更快地进行数据分析的地步。加拿大维多利亚大学和德克萨斯大学奥斯汀分校的其他团体也采用了类似的哲学。

日内瓦天文台的Michel Mayor和Didier Queloz于1995年宣布因行星状行星而首次发现恒星反射运动时,其形式是如此出乎意料,以至于需要独立确认。他们的数据显示,像太阳一样的恒星51 Pegasi在56 多发性硬化症时来回摆动-1每4.2天完成一次轨道飞行。对于这种摆动的唯一合理的解释是,在半径为0.05天文单位(AU)的轨道上,存在着一个看不见的物体,其质量至少是木星质量的一半。天文单位定义为地球与太阳之间的平均距离,约为1.5×10 8 km.

Stellar wobble figure

幸运的是,玛西和巴特勒已经监视同一颗恒星已有好几年了,并几乎立即确认其数据中也出现了摆动。同时,他们发现了另外三颗恒星的近轨道巨型行星的相似特征:tau Bootis,55 Cancri和upsilon Andromedae。随后出现了一系列类似的发现。建立了新的监视程序,目前正在观测的恒星总数约为1000。其中,已知拥有至少一个行星的邻近恒星的总数已增加到50以上。较慢的摆动叠加在主信号上,背叛了较大轨道上存在一个或多个其他行星。其中最引人注目的是上隆的Andromedae,它由三个巨型行星组成。

去年,质量最低的太阳系外行星的记录被多次打破。市长目前拥有探测质量仅为木星质量0.16倍的行星的记录,该行星绕着HD 83443旋转,HD 83443是距地球约141光年的星座维拉星座中的一颗亮星。

同时,在2000年8月,得克萨斯大学奥斯汀分校的比尔·科克伦(Bill Cochran)领导的一个研究小组宣布,它发现了离地球最近的太阳系外行星。在距离地球只有10.5光年的地方,埃普西隆星Eridani显示了七年摆动的迹象,尽管这一结果仍需确认。

反射轨道

恒星的周期和大小’摆动编码有关该星球的重要信息’的质量。通常,只能确定质量的下限,因为对于大多数系统而言,天文学家无法测量轨道相对于视线的倾斜度。假设轨道在视线边缘,则可以得出该行星的最小值’的质量。这并不像看起来那样严重。如果行星系统的轨道轴在空间中随机定向,则我们有一种自然的统计趋势,即我们可以看到更多的轨道是在边缘而不是在正面。 (试着向空中投掷几枚硬币,以使自己相信这一点。)到目前为止,所有发现的行星都是质量都比土星质量稍小的土星,土星质量是土星的95倍,是土星质量的十倍。木星的质量。木星是我们太阳系中质量最大的行星,比地球重320倍。

Diagram showing exoplanet orbits

围绕其恒星在圆形轨道上运行的行星产生对称的摆动,该摆动随时间呈正弦变化。一打或少于一周的行星–所谓的炽热木星,之所以被认为是炽热的,是因为它们比我们的木星与太阳的距离实质上更接近恒星–如预期的那样,其轨道几乎是圆形的(图2)。原因是高度椭圆轨道上的近轨道行星在恒星上产生潮汐,从而使恒星运动’的重心以使轨道逐渐演变为最低能量状态(圆形轨道)的方式进行。行星与恒星之间的距离越大,潮汐影响就越小,并且轨道变成圆形所花费的时间越长。对于轨道距离大于天文单位一小部分的行星,该轨道将保持椭圆形的时间比恒星的时间长’s 生活time.

椭圆轨道上的行星靠近恒星时会加速,而离恒星更远时会减速,这使恒星具有典型的偏斜摆动。天文学家利用这个想法来推断,周期较长的行星的轨道更偏心(即更椭圆),这与我们太阳系中行星的近圆形轨道形成了鲜明的对比。实际上,还没有人在圆形轨道上找到一个行为良好的类似木星的行星,其半径为几个天文单位。

迄今为止发现的行星的高质量和短轨道周期使它们比传统的长周期的类似木星的行星更容易被发现。这是因为速度 v的母星在其反射轨道上的关系为 v = 12(MP/MJ)(5.2M太阳/上午 )1/2 多发性硬化症-1 哪里 MP, MJ, M太阳, M 是太阳系外行星,木星,太阳和恒星的质量, a 是行星的轨道距离,而5.2 AU是木星’与太阳的距离。这有利于在短周期近距离轨道上发现大型行星,特别是因为大多数监视程序仅运行了几年。但是,它并不能解释为什么这么多的轨道比我们的太阳系中的轨道更偏心。要了解这些差异,我们需要研究行星系统形成的条件。

木星如何形成?

巨行星形成理论分为两大类。的“top-down”这种方法是在扁平的气态圆盘中,由大规模扰动形成行星,该圆盘在其生命的前几百万年内围绕着一颗新生恒星。同时,“bottom-up”这种方法要求带有冰幔的尘埃颗粒凝结在一起,形成几倍于地球质量的物体。一旦达到临界质量,行星’引力变得足够强大,足以从圆盘中吸收大量气体,并迅速成长为气体巨人。

但是,随着行星的增长,它会导致自身轨道外的慢速运动的物质加速,而轨道较小的运动快的物质会减速。这种潮汐效应席卷了整个星球 ’自己的轨道相对没有物质(图3)。计算机模拟表明,吸积只能沿着一对从行星向内和向外延伸的螺旋震动发生。但是,有些事情可能会出错。例如,生长过程本身可能是自我限制的,这是因为在行星扫过的区域中缺乏材料。在许多模型中,行星和周围的圆盘材料之间不可避免地交换的角动量会导致行星’轨道逐渐衰减,旋入太阳,直到质量达到足够高的水平。

Diagram of planet formation

Other models have shown that 自顶向下 planet formation occurs in local clumps in the wake of a growing giant planet, producing a system of several giant planets in dynamically unstable orbits. In this case, interactions between the planets may lead to some bodies being ejected from the system altogether, while others are left behind in eccentric orbits.

最近出现了令人振奋的新证据,即自上而下的行星体的形成甚至可能发生在星际空间中。玛丽亚·扎帕特罗·奥索里奥(Maria Zapatero Osorio)和西班牙加纳里亚斯天文研究所以及美国加州理工学院的同事们最近宣布,在大质量恒星西格里奥·奥利涅斯附近的恒星形成区域发现了一些微弱的天体。 。这些的光谱“freely floating”看起来没有与恒星结合的天体,与重达几颗木星质量,年龄在1-5百万年之间的气态理论模型非常吻合。在这些很小的年龄,物体通过辐射引力收缩时仍然明亮。然而,从观测中还不清楚自由漂浮物是孤立形成的还是从附近的原行星系统中弹出的。

这些新想法–灵感主要来自迄今为止发现的系外行星系统的属性–描绘行星形成过程的过程比解释我们的太阳系所需的过程更为剧烈。尽管早在1980年代中期就遇到了螺旋式增长和自我限制增长的问题,但模型的许多微调都是在最终产品看起来像我们的系统的假设下进行的,表现良好的巨型行星在圆形轨道上或多或少地形成了它们的距离。

巨大的系外行星的轨道表明,在构建像我们这样的整洁系统时可能出错的许多事情,在其他地方也确实出错了。自上而下和自下而上的情况都无法产生具有四天轨道的类似木星的行星,例如51佩加西,tau Bootis,upsilon Andromedae和天鹅座星座中的HD187187行星。如果这些系外行星的核心是由冰冰的行星小行星组成的,那么它们一定是从恒星上完成了几个天文单位的工作,增加了它们的大气层,使其盘旋进入,并且由于某种未知的机制而使它们的迁移停止在0.05 AU附近。处于十分之几和几个AU之间的偏心轨道的巨人一定经历了相似的形成和迁移历史,并与其他新形成的巨人发生了剧烈的动力相互作用。

来自其他世界的提示

系外行星本身可能会提供一些有关其形成历史的线索。类似于木星的行星的半径在很小程度上取决于其总质量和内部组成,还取决于其年龄。即使在今天,木星也正在收缩,辐射的能量比从太阳吸收的能量多65%。美国亚利桑那大学的Adam Burrows和科特迪瓦天文台的Tristan Guillot最近的计算’法国的阿祖尔(Azur)表明,如果阻止有效辐射,具有给定质量的巨型行星的收缩率可以大大降低。由于木星与恒星非常接近,因此它们受到的极强辐射正是这种效应,因为行星只能从暗面有效地辐射。

大部分收缩发生在行星的早期’高温且辐射表面积大时的历史。因此,当今热木星的半径对行星到达其当前轨道的年龄非常敏感。例如,一个花费了很长时间形成并旋入的行星将有很多机会辐射和收缩。另一方面,一个迅速形成并迅速旋转的行星将以较大的半径到达其新轨道,随后将很难冷却。

由于通常可以确定母体恒星的年龄在十亿年左右(根据它们的光度,温度,重元素丰度和轴向自旋率),因此对已知质量的系外行星半径的观测确定可以提供重要的见解。这些行星的内部成分和历史。

去年年底,哈佛大学的David Charbonneau,Tim Brown和科罗拉多州博尔德的高空天文台(HAO)等人在绕恒星HD 209458的3.5天轨道中发现了一颗行星,该行星距恒星约200光年飞马星座中的太阳。由于行星轨道的平面位于我们的视线范围内,因此新行星在每个轨道上都穿过其母星的表面。哈佛大学-HAO团队和其他人很快发现,将近1.5%的星星’每次行星在它前面经过时,都会挡住其光。这使研究人员首次直接测量了行星和恒星的相对大小,从而获得了第一个确认,即热木星确实是天然气巨人。半径为木星的1.35倍,高清209458’行星的年龄和质量都过大,这与Burrows最近发布的模型一致’ team.

硅酸盐云和钠温室

迄今为止,在确定这些其他世界的属性方面取得的进步是显着的,因为在不实际直接从行星本身看到光的情况下,所有这些都已实现。直接探测将帮助天文学家确定这些行星的特性’ atmospheres and to determine when the 热木星 arrived in their current, bizarre orbits.

行星必须平衡其向阳半球吸收的辐射量与辐射回太空的量。当这种平衡决定了行星的半径时,天文学家渴望找出吸收了多少入射恒星辐射,从而了解这些行星的大小。

Figure 4

像我们的太阳或51 Pegasi这样的恒星会在光学和近红外波长处释放出大部分能量,因此,行星的反射率’这些波长的大气在整体能量平衡中起着重要作用。的确,如果光学反射率低,则最好解释这颗围绕HD 209458绕行的大半径,这可以使行星吸收从恒星接收的大部分辐射。这种特殊硬币的另一面是行星’然后,大气层应将很少的星光反射回太空。

理论模型提供了几个很好的理由说明为什么可能会出现这种情况。分子氢的深层,无云的气氛应将大部分入射辐射反射回太空,特别是在瑞利散射有效的短波长(即蓝光)下。但是,在更长的波长处,入射辐射可以在散射之前更深地渗透到大气中。如果入射光子在此过程中被其他分子或原子种类吸收,它们可能永远不会从大气中重新出现。取而代之的是,它们的能量转化为热量,从而增加了地球’的总热能。

与地球上一样,水和甲烷属于在红色和近红外波长强烈吸收的分子,从而捕获了进入的恒星辐射。但是,与地球有任何相似之处’大气化学到此结束。根据经验,行星顶部的温度’大气大致随 d–1/2,在哪里 d is the distance from the 星. 炽热的木星 orbiting at 1/20th of the Earth’因此,类似太阳的恒星的轨道距离应该比地球高四到五倍’舒适的300K。1300至1500 K的温度足以使大量的碱金属以气态存在。

在高压气氛中,碱金属原子不断与占主导地位的氢分子碰撞。在这些碰撞过程中,原子能级受到干扰,使碱金属原子吸收的光的波长与孤立原子的通常狭窄范围非常不同。结果,熟悉的黄钠的吸收特征“D-lines”碳纳米管变得如此广泛,以至于几乎吸收了整个光谱。预计这将使行星高效“stealth coating”,几乎没有星光被反射回太空(图4)。

Figure 5

在这张舒适的系外行星天气图片中,主要的不确定因素是云的作用。任何行星大气中的压力都会随着高度降低而降低,温度也会降低。如果温度随高度急剧下降而超过大气中存在的任何常见分子的缩合曲线,就会形成云(图5)。在地球上,形成云的主要分子是水,从上方观察时,云系统看起来是明亮的白色。同时,木星和土星的高层大气温度处于氨形成云的范围内。这些云层将大量入射的太阳光子反射回太空,即使在很长的波长下也可能被甲烷吸收。结果,木星和土星的颜色为白色,而天王星和海王星的颜色则深而无云,甲烷吸收了大部分的红光,外观呈蓝色。

然而,巨大的系外行星的大气温度很高,以至于占主导地位的形成云的物种可能是镁的硅酸盐,例如顽辉石,甚至铁。当前模型表明这些行星的反射率’如果硅酸盐云在大气层中形成足够高的高度,则在可见光波长下,大气层可能会急剧增加,从而使它们能够在被钠吸收之前将光子散射回太空(图4)。美国亚利桑那大学的大卫·苏达斯基(David Sudarsky)领导的研究小组最近预测,在质量最低,辐射最强的热木星上,高空成云条件可能特别有利。

tau Boo:现在您看到了,现在您不知道了’t

像所有形式的天气预报一样,系外行星气象学是一项复杂的业务,其中由于痕量物种而产生的不可预见的影响会对整个系统产生不成比例的巨大影响。考虑到光学反射率对于确定行星的总体能量平衡的重要性,这些模型需要直接观察指导。

大约三年前,两个小组开始寻找系外行星反射的光。 David Charbonneau,Bob Noyes和其他哈佛人使用了夏威夷的10 m Keck望远镜。同时,我们在圣安德鲁斯大学(基思·霍姆,戴夫·詹姆斯和我本人)的团队以及拉瑟福德·苹果吨实验室的艾伦·彭尼(Alan Penny)使用拉帕尔玛岛上的4.2 m威廉·赫歇尔望远镜寻找了微弱的,多普勒频移的围绕tau Bootis绕行的巨大行星反射的星光。

tau Boo每3.3天绕星一次’地球是最热的木星,质量至少是木星的3.9倍-可能是木星的7或8倍。两支球队都选择了tau Boo,因为这个星球’短的轨道周期和预期的大半径确保了它比其他炽热的木星能拦截更多来自恒星的光。我们期望从这个星球反射的光相对于它的恒星应该比当时已知的任何系外行星都要亮。

每个团队都开发了复杂的数据分析方法,以将反射星光的微弱特征与母星的微弱特征区分开来(图6)。反射光的光谱应包含恒星中重元素产生的数千条窄吸收线的副本’的气氛。行星绕恒星运行时,从行星反射到观察者的任何光都会被多普勒偏移’轨道运动,因此我们希望看到恒星的微弱回声’s吸收线与行星周期性地来回运动’s轨道速度为150 km s–1。同时,反射信号的强度随着恒星对行星的照明变化而上升和下降。当它位于恒星的另一侧且其照亮的半球朝向我们时,它是最亮的;而当它位于我们与恒星之间时,它是看不见的。

Figure 6

两组都独立开发了减去直接星光模型的方法。然后,我们在产生的噪声中进行深入搜索以寻找统计证据,即已知线条的图案在由Marcy,Butler和同事进行的恒星摆动测量所决定的速度下,在亮度变化的同时来回摆动。

如果轨道明显倾斜到视线,则说明行星的组成部分 ’朝向观察者的速度较低,并且亮度变化不太明显。结果,我们不得不在合理的轨道倾斜范围内搜索信号。 Charkonneau和Noyes在Keck进行的三晚观测中未检测到可测量的信号。取而代之的是,他们确定,如果可以从正面看到被照亮的半球,那颗行星至少必须比恒星衰弱10,000倍。

我们在1998年4月以及1999年4月和1999年5月的观测结果产生了一个微弱但似乎合理的信号,该信号比Charbonneau明亮30%’的上限。结果是有争议的。与哈佛团队和好’的结果,并暗示如果行星具有类似木星的反射率,则其半径必须几乎是木星的两倍’s。当时我们估计,数据中噪声的偶然对齐可能会对这种强度进行虚假检测,大约有5%的可能性。在2000年3月,4月和5月,我们又观察了tau Boo六个晚上,仔细瞄准了轨道上那些反射光信号最强且反射光的吸收线将发生多普勒偏移的点直接的星光。这种策略使我们能够更灵敏地探测我们先前的测量结果所建议的来自行星轨道的反射光。但是,新的观察结果(与1998年和1999年的数据结合使用)表明,我们先前的结果是虚假的。

然而,我们的发现为系外行星提供了新的见解’的气氛。如果该行星均匀地反射385至580 nm之间的光,则它必须比恒星隐隐至少30,000倍。这意味着如果行星’木星的半径比木星大20%’s –作为洞穴的模型 ’小组预测–它的大气反射率必须小于木星的40%。这远低于高海拔硅酸盐云层预测的反射率,这表明tau Boo’s planet may well have a deep cloud deck with an overlying 隐形涂料 of sodium gas.

下一步

目前,我们的工作致力于围绕太阳系恒星Andromedae绕行的三个行星的最内层。这个星球似乎比tau Boo轻10倍’行星,因此它的地心引力低得多,大气层更宽。关于恒星附近行星的云形成的最新模型表明,硅酸盐云层可能在低地心引力的行星大气中形成得更高。如果云层上方的钠含量较少,那么该行星的反射性可能会比围绕tau Boo的行星反射性高得多。去年10月和11月,我们回到了威廉·赫歇尔望远镜,使用与tau Boo相同的技术寻找最靠近上隆Andromedae的行星反射的星光,我们目前正在分析数据。

去年夏天,世界各地的几个小组也观察到了HD 209458,希望在行星经过我们与恒星之间时检测其大气中钠的微弱光谱特征。而不是寻找从行星反射的光’在大气中,此方法涉及寻找证据证明光线穿过行星’在钠谱线的波长处吸收了大气。 HD 209458的质量和表面引力与我们正在研究的隆起Andromedae周围的行星相似。如果没有人能够成功检测到吸收错误,则意味着云层上方的钠含量相对较小。这将是直接在上层Andromedae中探测的很好的预兆,因此系外行星天文学家对这些结果充满期待。

最终,行星猎手的圣杯是一颗类似地球的行星,它绕着另一颗恒星运行。几项有可能探测此类行星的程序才刚刚开始。其中第一个涉及寻找像地球一样的行星在我们与其母恒星之间经过时发生的微弱的倾角。但是,类地行星的半径要小十倍 –因此,其面积比类似木星的物体小100倍。因此,天文学家必须能够检测到仅占恒星总光10,000的一部分的倾角。这种精度很难从地球上获得’由于湍流和地球可变的透明度’的气氛。但是,已经提出了几个能够进行这种精确测量的太空任务。

类地球行星的可能性’s的轨道是定向的,因此我们可以看到它在恒星前方穿过时非常低(大约200个中的1个),因此这些任务将不得不对数百或数千颗恒星进行调查,才能获得成功的合理机会。即使所有类似太阳的恒星中有一半或更多拥有距离类似地球的行星大小的行星,也是如此。

去年秋天,行星猎手们高兴地得知,其中一项任务-为纪念20世纪初的天体物理学家亚瑟·爱丁顿爵士而命名为爱丁顿-已被选为欧洲航天局的储备之一’(ESA)所谓的机动飞行,将在未来十年内飞行。

Figure 7

另一种更为奇异的搜索技术是利用围绕着恒星的光的引力弯曲来探测行星。如果我们看向银河系中心密集的恒星云,就会发现在任何给定时间,百万分之一的恒星的光都会被“引力微透镜 ”当一颗恒星(通常是一个微弱的红矮星)从它前面经过时(图7)。几周后,背景星看上去会变亮,然后逐渐消失。如果前景中的恒星具有类似木星的行星,那么当行星经过我们的视线时,大约有20%的机会会发生第二次更短暂的放大。如果行星是地球状的,则该概率下降到大约2%。

这种二次透镜事件的持续时间告诉我们行星的质量。对于类似木星的行星,它将持续约一天,而对于类似于地球的物体,它将持续约一个小时。在现有望远镜允许的范围内,几个小组已经在集中监视微透镜事件。在国际天文联合会’去年夏天在曼彻斯特举行的大会上,荷兰格罗宁根(Kapteyn)Kapteyn研究所的潘妮·萨克特(Penny Sackett)宣布,这些团体中没有一个曾发生过此类事件,这一事实表明,不到30%的红矮星拥有类似木星的行星在类似木星的轨道上

其他小组正在计划建立一个自动望远镜的全球网络,该网络能够进行密集的亮度监控,而无需人工干预。尽管天文学家通过这种方法在每个行星上只获得一发子弹,但它可以很好地普查类似地球和木星的行星在其他质量小于太阳的恒星周围可能有多常见。

寻找外星横笛

如果这些相对便宜的方法产生证据证明类地行星在太阳型恒星周围相当普遍,那么对它们进行详细研究的动机将是压倒性的。 NASA和ESA都在考虑在太空中使用红外望远镜网络成像并获得绕地球旋转约30光年的恒星的类地行星光谱的可能性。

这两个任务-被称为“陆地行星搜索器(TPF)”和“达尔文”-具有相似的目标。两者都建议结合四个或五个以相距约100米的距离飞行的望远镜收集的星光,以形成干涉图样。望远镜的位置应使来自中央恒星的波列的波谷和波谷通过不同的望远镜相互抵消。这将使天文学家能够探测和研究来自任何类地行星的光,而不会被母星的眩光所遮挡。

如果发现了行星,天文学家将能够在其红外光谱中搜索诸如水,二氧化碳和臭氧等气体的指纹。水的存在将暗示一个相对温和的生活环境,但是发现臭氧将是一个难题。除非存在某种机制不断更新这种高反应性气体的供应,否则臭氧(以及由此暗示的是氧气)不应存在于行星大气中。在地球上,我们给这个机制起的名字是“life”.

但是,TPF和达尔文并不便宜。它们将是两个机构从未尝试过的最具技术挑战性的太空科学任务。 NASA和ESA可能会结合使用“陆地行星搜索器”和“达尔文”以将价格保持在其范围内“large missions”预算。达尔文/ TPF的预计发布日期约为2014年,因此我们非常荣幸地生活在一个现实的时代,即看到我们一生中可以回答这样一个长期存在的基本问题。

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