太陽系外行星系統(tǒng)的形成及未來探測計(jì)劃

周濟(jì)林 溫文

①教授，南京大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院，南京 210093；②編輯，上海大學(xué)期刊社《自然雜志》編輯部，上海 200444

太陽系外行星系統(tǒng)的形成及未來探測計(jì)劃

周濟(jì)林①溫文②

①教授，南京大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院，南京 210093；②編輯，上海大學(xué)期刊社《自然雜志》編輯部，上海 200444

太陽系外行星系統(tǒng)；形成機(jī)制；探測計(jì)劃

太陽系外行星的探測與研究是目前國際上的前沿?zé)衢T領(lǐng)域。近年來，隨著一些關(guān)鍵探測技術(shù)的突破，以及空間望遠(yuǎn)鏡的使用，相繼發(fā)現(xiàn)了900多顆太陽系外行星。這些太陽系外行星系統(tǒng)的發(fā)現(xiàn)，對現(xiàn)有的行星形成和演化模型提出了新的挑戰(zhàn)。首先介紹了兩種目前比較公認(rèn)的行星形成機(jī)制，并提出了系外行星探測的一些熱點(diǎn)問題，指出未來太陽系外行星系統(tǒng)的探測計(jì)劃重要目標(biāo)之一是發(fā)現(xiàn)宜居行星。最后，簡單介紹了將要實(shí)施或正在實(shí)施的一些國際國內(nèi)太陽系外行星的探測計(jì)劃。

2006國際天文學(xué)聯(lián)合會大會(IAU)給行星下了定義：行星是圍繞恒星運(yùn)轉(zhuǎn)的天體，其質(zhì)量必須足夠大，來克服固體應(yīng)力以達(dá)到流體靜力平衡的形狀(近于球體)，而且必須清除軌道附近區(qū)域，公轉(zhuǎn)軌道范圍內(nèi)不能有比它更大的天體。20世紀(jì)20年代以前，人類所知道的行星只有太陽系8大行星和降格為小行星的冥王星(圖1)。其中水星、金星、地球、火星屬于類地行星，木星、土星、天王星、海王星屬于巨行星。

1992年Kuiper帶天體的發(fā)現(xiàn)，證實(shí)了Edgeworth和Kuiper的太陽系形成理論：行星是經(jīng)過星子碰撞粘在一起，然后慢慢長大形成行星的。太陽系外圍軌道(海王星軌道)外部區(qū)域物質(zhì)密度的小星子運(yùn)動周期比較長，碰撞的概率比較小，因此應(yīng)該存在著一些像冥王星這樣長不大的小行星構(gòu)成的盤，也稱為殘留盤。1995年瑞士日內(nèi)瓦天文臺的梅厄(Mayor)和奎洛茲(Queloz)，在太陽系恒星飛馬51周圍找到了一顆圍繞著這顆恒星運(yùn)行的太陽系外行星飛馬51b[1]，從此拉開了對太陽系外行星研究的大幕(圖2)。

1 太陽系外行星系統(tǒng)的形成和演化

目前已經(jīng)確認(rèn)的太陽系外行星有900多顆，那么這些行星是怎樣形成的？茫茫宇宙中什么樣的恒星才能形成類似太陽系的一個行星系統(tǒng)？這個系統(tǒng)中存在地球這樣行星的概率是多少？這個“地球”恰好落在合適溫度區(qū)域的概率是多少？上面存在生物的概率是多少？這些生物能和我們進(jìn)行文明交流的概率又是多少？雖然這些問題現(xiàn)在還沒有辦法回答，但是我們可以從第一個問題開始，一步一步地向目標(biāo)邁進(jìn)。

1.1 太陽系外行星系統(tǒng)的多樣性

通過對已經(jīng)發(fā)現(xiàn)的恒星系統(tǒng)的比較發(fā)現(xiàn)，太陽系外行星系統(tǒng)不僅和我們的太陽系有很大的差別，它們之間也是千差萬別的。2011年Kepler衛(wèi)星觀測到的Kepler-11行星系統(tǒng)就是一個與太陽系有著很大共同點(diǎn)的行星系統(tǒng)(圖3)。該行星系統(tǒng)是由6顆行星圍繞著一個質(zhì)量約為太陽質(zhì)量0.95倍的恒星組成的，它的行星軌道與太陽系行星一樣是近共面的，但不同的是它們的軌道都比較靠近主星，幾乎都在水星軌道以內(nèi)[2]。

HD80606行星系統(tǒng)中的HD80606b行星偏心率出乎意料地大到約0.934[3](圖4)，從動力學(xué)的角度來看，在一個行星系統(tǒng)中存在如此大的偏心率應(yīng)該很快被主星潮汐耗散而使得軌道變得更圓，但是它為什么能保持如此大的偏心率？Kepler還曾經(jīng)發(fā)現(xiàn)過一顆類地巖石行星Kepler-10b(圖5)，它的質(zhì)量為地球質(zhì)量的3.3～5.7倍，半徑為地球的1.4倍，但由于軌道距離主星非常近，因此表面溫度比較高(超過1 300oC)且公轉(zhuǎn)周期比較短(約為0.84天)，這種環(huán)境不適宜生命存在[4]。

圖3 Kepler-11行星系統(tǒng)與太陽系軌道對照示意圖(圖片來自NASA網(wǎng)站)

圖4 HD80606b行星的運(yùn)行軌道簡圖

另外，HAT-P-7b行星的軌道與其主恒星赤道面的夾角近86°，并且非?？拷餍?，這也與太陽系存在著極大的差異[5]。Gamma Cephei b 行星的質(zhì)量約為木星質(zhì)量的1.8倍，距離其主恒星2.6 AU，它的發(fā)現(xiàn)對現(xiàn)有的行星形成理論提出了挑戰(zhàn)。主星Gamma Cephei是一組密近雙星中的一個，現(xiàn)有的理論認(rèn)為由于密近雙星之間相互的擾動，小星子很難在2 AU處形成較大的行星[6]。

1.2 行星形成理論

目前主要是參考太陽系形成理論——恒星星云假說(圖6)[7]，認(rèn)為太陽系是由一團(tuán)原星際云坍縮形成的。在星際云中比較密集的地方叫分子云，分子云中比較密集的地方稱為分子云核，分子云核的范圍一般在0.1～1 pc。如果密度大到一定程度，引力就會占主導(dǎo)作用，進(jìn)行分子云內(nèi)部的引力坍縮。在坍縮的過程中會經(jīng)歷幾個階段：開始為自由落體，隨著密度增加里面的溫度不斷升高，從而產(chǎn)生輻射；由于存在角動量，隨著坍縮角動量越來越大，所形成的原恒星的自轉(zhuǎn)也就會加快，離心力則會隨著增大；為了轉(zhuǎn)移角動量，在形成恒星的過程中必然會同時(shí)在恒星自轉(zhuǎn)赤道周圍生成一個盤，這個盤的質(zhì)量不會太大，對于太陽系來說為20～30個木星質(zhì)量(一個木星質(zhì)量約為太陽的一千分之一)；這個盤最后會演化成圍繞恒星轉(zhuǎn)的行星，也就是原行星盤。一般認(rèn)為，行星就是在原恒星盤中孕育誕生的。然而，圍繞類似木星的巨行星的形成，有兩種比較流行的模型：引力不穩(wěn)定模型和核吸積模型。

(1) 引力不穩(wěn)定模型，比較適合那些遠(yuǎn)離主星大質(zhì)量原行星盤中行星的形成。因?yàn)樵诖筚|(zhì)量行星盤中，引力作用更加明顯，由于Jeans不穩(wěn)定性（小的密度擾動就能引起氣體坍縮）將氣體盤撕裂為幾個小的團(tuán)塊，隨后這些團(tuán)塊各自形成大質(zhì)量的氣態(tài)巨星[8]。其中由于引力作用遷移到離主星比較近的氣態(tài)巨星，受到太陽風(fēng)、潮汐或恒星熱輻射等作用，行星外層氣體慢慢逃出核的引力束縛，形成類地行星，另一部分則形成類木行星。也就是說在這種模型中，氣態(tài)行星先形成，靠得近的氣態(tài)巨行星若失去氣體可形成固態(tài)行星。對于太陽系而言，由于該模型無法解釋很多小行星和衛(wèi)星等小天體的形成，因此一般認(rèn)為在一些極端條件下才適用，例如HR 8799的非常遠(yuǎn)離主星的巨行星的形成。

(2) 核吸積模型，適用于質(zhì)量比較小的原行星盤中行星的形成。因?yàn)樵谛≠|(zhì)量行星盤中，能引起氣體坍縮的擾動很難發(fā)生，因此1969年Safronov等人提出了核吸積模型(圖7)。經(jīng)過不斷的完善，該模型已經(jīng)能比較好地解釋行星形成過程。原行星氣體盤中由于塵埃顆粒物的沉積、凝聚，會形成一個塵埃盤。以太陽系為例，這些塵埃最初的直徑只有0.3 mm左右，塵埃之間因?yàn)闊o彈性碰撞和微粒表面的范德瓦爾斯力的作用粘合在一起，形成較大的微粒并最終成長為小星子。因?yàn)闅怏w的運(yùn)動速度是亞開普勒速度，而星子的運(yùn)動是開普勒速度，所以星子的速度大于氣體盤的速度。這樣星子在氣體盤中就進(jìn)行阻尼運(yùn)動，消耗其軌道角動量，在星子向恒星飄落的同時(shí)也向赤道中心平面沉降。量級估計(jì)表明星子沉降到中心平面的時(shí)間尺度要短于它們飄向恒星的時(shí)標(biāo)，因此星子會沉積到盤的中心平面形成一個幾十千米的薄盤。由于在薄盤中星子面密度的增加，彼此碰撞幾率也就增大，星子也就不斷地長大。這便是星子從微米級成長為厘米級的過程，而且在實(shí)驗(yàn)上也得到了證實(shí)。

圖7 核吸積模型中行星的形成過程示意圖

接下來如何從厘米級生長到米級比較關(guān)鍵?？梢韵胂髽O小的灰塵比較容易粘合在一起(比如煙囪上的灰塵)，而較大的顆粒(如沙子)卻很難粘合在一起。對此階段小星子的成長主要有兩種假設(shè)：第一種認(rèn)為，繼續(xù)前一階段的生長模式，不斷有小微粒附著在厘米級小星子表面，使小星子質(zhì)量增加，直到達(dá)米級大?。涣硪环N假設(shè)認(rèn)為，這個階段小星子的生長主要是依據(jù)引力不穩(wěn)定性模型，只要存在一些小的擾動，使得局部星子密度等達(dá)到引力不穩(wěn)定性條件即可。但是這兩種假設(shè)都存在一定的缺陷，表面粘性將小星子黏在一起的效率有限，而相互之間的引力又不能完全使得彼此束縛，因此這個階段的成長機(jī)制是行星形成模型確立的關(guān)鍵，稱為星子形成的米級障礙。一旦到了千米級以上，星子之間就有了足夠大的引力，兩個星子碰到一起就會因?yàn)橐Φ淖饔貌⒑铣梢粋€大的星子，可以繼續(xù)長大。長到足夠大的時(shí)候可以形成行星胚胎，外面軌道的胚胎會大一些，里面軌道的胚胎會小一些。大到一定地步就可以吸積氣體了，因?yàn)槠涮右菟俣却笥跉怏w的分層速度，氣體一旦進(jìn)來就跑不出去。隨著引力的不斷增大就不斷的有氣體被吸引到胚胎周圍，最終形成像木星這樣大的行星。比較大的行星只能在外圍形成，如果在里面形成這么大的行星就會和其他行星相互作用，行星內(nèi)部重新組合重構(gòu)，形成像地球這樣以硅酸鹽為主要成分的類地行星。

另外，核吸積模型是有觀測背景的?？茖W(xué)家們把一些隕石刨開，發(fā)現(xiàn)隕石中有些球粒結(jié)構(gòu)，大約有幾微米的量級，有些還有兩個小球粒碰在一起，這充分說明核吸積的過程是能夠發(fā)生的。該模型可以比較完美地解釋太陽系和一些系外行星系統(tǒng)的形成，但是仍然存在一些關(guān)鍵性的困難問題，例如前面提到的米級障礙，以及形成類木巨行星的時(shí)間尺度過長等。

2 目前系外行星探測的國際熱點(diǎn)問題

結(jié)合系外行星探測的廣泛開展, 系外行星統(tǒng)計(jì)和形成的理論研究也非常熱[9]。一些熱點(diǎn)問題集中在以下幾點(diǎn)。

(1) 不同類型恒星的行星擁有率研究。人們很想知道到底哪些恒星具有行星系統(tǒng)，尤其是類似太陽系的系統(tǒng)。由于受不同方法的觀測選擇效應(yīng)，目前的結(jié)論還有很大的不確定性。地面和Kepler空間衛(wèi)星的觀測統(tǒng)計(jì)表明，10%左右的類太陽恒星在3 AU內(nèi)擁有類似木星的巨行星，而20%～30%的類太陽恒星擁有地球質(zhì)量以上的中小行星[10]。此外，隨著系外行星樣本的迅速增大，研究不同類型宿主恒星特性(質(zhì)量、自轉(zhuǎn)、光譜型、年齡等)與行星系統(tǒng)的關(guān)系也成為了研究行星形成的一個新的熱點(diǎn)。

(2) 系外行星系統(tǒng)的軌道構(gòu)型及其形成。目前發(fā)現(xiàn)的一些行星系統(tǒng)與我們的太陽系差別還是非常大的。例如，一些非常靠近主星的巨行星(稱為熱木星)，其公轉(zhuǎn)軌道面與恒星自轉(zhuǎn)不在一個平面，有的熱木星的公轉(zhuǎn)方向甚至與恒星自轉(zhuǎn)方向相反，我們稱為逆行[11]。根據(jù)行星形成的星云假說，恒星的赤道面與其周圍的行星系統(tǒng)軌道面應(yīng)該是基本共面的?，F(xiàn)在認(rèn)為這種逆行軌道主要是行星形成后期行星之間動力學(xué)相互作用引起的[9]，因此，研究系外行星系統(tǒng)的軌道動力學(xué)構(gòu)型對理解這些系統(tǒng)的形成有非常重要的意義。

(3) 系外行星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)組成及大氣成分。近年來空間衛(wèi)星以及地面大型望遠(yuǎn)鏡對行星大氣特征譜線的觀測為行星的組成提供了重要的信息。行星的密度組成及其分布的研究對了解行星形成早期原行星盤的組成和演化、行星－恒星之間的潮汐演化，以及行星大氣蒸發(fā)[12]提供了重要的線索。目前有密度估計(jì)的行星候選天體已經(jīng)超過200個，其分布特征呈多樣性，密度差異跨越兩個量級，且即使同一系統(tǒng)相鄰兩個行星的密度也可能有一個量級以上的差別[13]。這些樣本的統(tǒng)計(jì)還表明，行星大小在1.5～2.0倍地球半徑處為界成雙峰分布[14]。半徑小的行星可能以純巖石類行星為主，而半徑大的行星一般由一個巖石類的核以及一個氣體包層構(gòu)成。

(4) 類地行星、宜居行星的搜尋和刻畫[15]。尋找地球以外宜居行星乃至地外文明一直是人類的夢想，也是推動人類探測太陽系外行星的一大動力[16]。宜居行星的大量發(fā)現(xiàn)有助于估算太陽系附近宜居行星的擁有率，它們的結(jié)構(gòu)組成、大氣信息以及生命存在證據(jù)。目前Kepler已經(jīng)探測到100個左右宜居帶行星的候選天體，由于其主星多少是比較暗的，進(jìn)一步的確認(rèn)比較困難。此外關(guān)于如何定義和刻畫宜居行星也成為了這方面的研究熱點(diǎn)[17]，且有逐漸向多個學(xué)科(如地質(zhì)、生物等)綜合發(fā)展的趨勢。

3 未來太陽系外行星的探測計(jì)劃

鑒于系外行星探測成為國際天文學(xué)的前沿?zé)狳c(diǎn)領(lǐng)域之一，世界各國紛紛開展了地面和空間的系外行星探測大型項(xiàng)目。未來幾年國外已經(jīng)立項(xiàng)的空間項(xiàng)目中，專門用于系外行星探測的就有美國的TESS(預(yù)計(jì)2017年升空)、歐洲的PLATO(預(yù)計(jì)2020后上天)等。此外還有一些通用的望遠(yuǎn)鏡,其中有很大一部分的科學(xué)目標(biāo)用于系外行星探測或者證認(rèn)。中國由南京大學(xué)、中國科學(xué)院紫金山天文臺、中國科學(xué)院南京天文光學(xué)研究所、中國科學(xué)院國家天文臺、北京師范大學(xué)等單位聯(lián)合正在推動一個利用掩食方法搜尋系外宜居行星的計(jì)劃，稱為NEarth，預(yù)計(jì)可以搜尋到超過1 000顆宜居類地行星，且主星都是亮星。為了與本期雜志中其他論文的介紹不沖突，本文僅簡單介紹以下一些項(xiàng)目。

3.1 詹姆斯·韋伯空間望遠(yuǎn)鏡(James Webb Space Telescope，JWST)計(jì)劃

此計(jì)劃是歐洲空間局(ESA)和美國國家航空航天局(NASA)的共用計(jì)劃，制造的紅外太空望遠(yuǎn)鏡(圖8)計(jì)劃于2014年發(fā)射，并放置于太陽─地球的第二拉格朗日點(diǎn)。望遠(yuǎn)鏡的地面控制和協(xié)調(diào)機(jī)構(gòu)是位于約翰霍普金斯大學(xué)的空間望遠(yuǎn)鏡研究所(STScI)。計(jì)劃中的詹姆斯韋伯太空望遠(yuǎn)鏡的質(zhì)量為6.2 t，約為哈勃空間望遠(yuǎn)鏡(11 t)的一半。主反射鏡由鈹制成，口徑達(dá)到6.5 m，面積為哈勃太空望遠(yuǎn)鏡的5倍以上。裝載有中紅外儀器、近紅外相機(jī)、近紅外光譜儀、精密制導(dǎo)傳感器，可調(diào)諧濾波器成像儀等設(shè)備。

詹姆斯·韋伯太空望遠(yuǎn)鏡的主要工作波段為近紅外和中紅外，其主要科學(xué)目標(biāo)是：發(fā)現(xiàn)宇宙的第一曙光；尋找行星和原行星系統(tǒng)誕生的證據(jù)；證認(rèn)宜居行星候選者等。

3.2 GAIA衛(wèi)星計(jì)劃

2013年12月19日，歐洲空間局的GAIA衛(wèi)星(圖9)從南美洲庫魯航天中心發(fā)射升空。GAIA衛(wèi)星的任務(wù)是以前所未有的精度對銀河系內(nèi)數(shù)以十億計(jì)的恒星進(jìn)行觀測，測量它們的位置、距離和運(yùn)動。其觀測的效率將比之前發(fā)射的依巴谷衛(wèi)星(Hipparcos)高出數(shù)百萬倍。根據(jù)其精度，估計(jì)可以發(fā)現(xiàn)一批巨行星。由于GAIA使用的是天體測量方法，適宜探測離主星幾個天文單位的系外行星，因此這些行星的發(fā)現(xiàn)，與之前的視向速度方法和掩食方法探測到的系統(tǒng)是互補(bǔ)的。

3.3 類地行星搜尋者(Terrestrial Planet Finder，TPF)計(jì)劃

該計(jì)劃是NASA提出的太空探測計(jì)劃，計(jì)劃建立一個太空望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)，以直接成像法來專門搜尋太陽系外行星中的類地行星。該計(jì)劃預(yù)計(jì)使用兩組太空望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)，分別是紅外線天文干涉儀TPF-I(圖10左)和可見光日冕儀TPF-C(圖10右)。目前由于預(yù)算問題，該項(xiàng)目被擱置。

圖9 GAIA的藝術(shù)圖(來自ESA網(wǎng)站)

3.4 極端巨大望遠(yuǎn)鏡(Extremely Large Telescope，ELT)計(jì)劃

該計(jì)劃由大麥哲倫望遠(yuǎn)鏡(Giant Magellan Telescope，GMT)、歐洲極大望遠(yuǎn)鏡(European Extremely Large Telescope，E-ELT)和30 m望遠(yuǎn)鏡(Thirty Meter Telescope，TMT)三部分組成(圖11)，預(yù)計(jì)在2018年完工啟用。

圖10 紅外線天文干涉儀TPF-I(左)和可見光日冕儀TPF-C(右)的藝術(shù)圖(來自NASA網(wǎng)站)

4 中國南極天文臺的系外行星探測計(jì)劃

正在建設(shè)的南極天文臺將系外行星探測作為其重要的科學(xué)目標(biāo)之一。南極天文臺位于中國第三座南極科學(xué)考察站，也是第一座內(nèi)陸考察站——昆侖站的附近，具體方位為南緯80°25′01″，東經(jīng)77°06′58″，海拔4 087 m，位于南極內(nèi)陸冰蓋最高點(diǎn)冰穹A(DOME A)西南約7.3 km，最終耗資可能超過10億元。目前已完成第一期計(jì)劃，即由南京天文光學(xué)技術(shù)研究所、紫金山天文臺和中國國家天文臺聯(lián)合研制的自動天文觀測望遠(yuǎn)鏡“中國之星(CSTAR)”、南極高原國際天文觀測站(PLATO)、30 m高塔的一個自動氣象站等。

第二期將安裝3臺有效觀測口徑50 cm施密特望遠(yuǎn)鏡AST3，由于三臺望遠(yuǎn)鏡選用的濾光片不同，可以在不同的波段同時(shí)進(jìn)行觀測。主要是搜尋銀河系外的超新星爆發(fā)事件，努力尋找一些亮度瞬間變化的天體(有可能變化幅度不會很大)，例如微引力透鏡效應(yīng)、系外行星系統(tǒng)等。此外，還將搜尋各類變源，包括活動星系核、銀河系內(nèi)的各類變星等。通過南極巡天望遠(yuǎn)鏡的觀測，可幫助實(shí)現(xiàn)研究銀河系結(jié)構(gòu)、近鄰星系的距離等科學(xué)目標(biāo)。目前已經(jīng)安裝了一臺，其余兩臺也會在五年內(nèi)安裝完成(圖12)。

圖12 施密特望遠(yuǎn)鏡AST3，左上為內(nèi)部結(jié)構(gòu)圖(來自Wikipedia網(wǎng)站)

第三期，中國還將在南極昆侖站安裝口徑更大的昆侖暗宇宙巡天望遠(yuǎn)鏡(KDUST)。該望遠(yuǎn)鏡為2.5 m大視場高分辨光學(xué)/紅外望遠(yuǎn)鏡，將在國際上首次同時(shí)實(shí)現(xiàn)大視場與高分辨率的觀測。與哈勃望遠(yuǎn)鏡相比，KDUST可以在83 h內(nèi)獲得與哈勃極深場同樣的深度。科學(xué)目標(biāo)為：弱引力透鏡效應(yīng)，星系和黑洞的多波段觀測，高紅移超新星、伽瑪爆研究，外行星搜尋和研究等。

圖13 昆侖暗宇宙巡天望遠(yuǎn)鏡效果圖(來自Wikipedia網(wǎng)站)

太陽系外行星探測與理論研究是目前國際天文學(xué)的重要前沿領(lǐng)域，中國的太陽系外行星探測與理論研究迎來的重大機(jī)遇。隨著探測技術(shù)的不斷改進(jìn)，不久之后還會有更多的太陽系外行星進(jìn)入視野，我們也將有更多的機(jī)會尋找到和地球類似的宜居行星。

(2014年3月21日收稿)

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Formation of exoplanet systems and future international planet hunting programs

ZHOU Ji-lin①，WEN Wen②
①Professor, School of Astronomy and Space Science, Nanjing University, Nanjing 210093, China；② Editor, Office of Chinese Journal of Nature, Periodicals Agency of Shanghai University, Shanghai 200444, China

The detection of exoplanets becomes a hot research. With some breakthrough in detection and the advance of the space exploring, more than 900 exoplanets have recently been discovered with multiple techniques. Many characteristics quite different with the solar system are found in exoplanets and their orbital configurations. These new phenomena are testing out the traditional planetary formation model. The gravitational instability model and the core accretion model of planetary formation are briefly introduced. At the end of the paper, author introduced a few future exoplanet hunting program.

exoplanet system, formation model, hunting program

10.3969/j.issn.0253-9608.2014.02.004

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