系外行星大氣流體動力學(xué)逃逸的研究與進(jìn)展

閆冬冬，郭建恒

(1.中國科學(xué)院云南天文臺，昆明650216；2.中國科學(xué)院大學(xué)，北京100049；3.中國科學(xué)院云南天文臺天體物理重點實驗室，昆明650216)

1 引 言

系外行星是指太陽系以外的行星。目前已發(fā)現(xiàn)近4 000 顆系外行星。這些行星表現(xiàn)出各種各樣的性質(zhì)，半徑和質(zhì)量覆蓋了類地行星到類木星范圍[1]。行星的大小是可觀測到的物理量，與行星形成和演化直接相關(guān)。此外，雖然一些恒星只有一顆行星繞其運動，但也發(fā)現(xiàn)了多達(dá)7 顆行星的恒星系統(tǒng)。例如，矮星TRAPPIST-1 周圍有7 顆行星繞其運動，它們的半徑與地球接近[2]。Kepler-90 是一顆G 型主序星，值得注意的是，它是一個與太陽系有相同數(shù)量行星的恒星系統(tǒng)[3]。到目前為止，已知的絕大多數(shù)行星的軌道距離都比我們太陽系行星的軌道距離近。圖1 是這些行星質(zhì)量-半徑和軌道半徑-軌道周期分布。

圖1 a) 已確認(rèn)行星的質(zhì)量-半徑分布；b) 已確認(rèn)行星的軌道半徑-軌道周期分布[1]

51 Peg b 是第一顆被探測到的圍繞著類太陽恒星的系外行星[4]。它的尺度與木星相近，且軌道距離只有0.052 AU(行星參數(shù)見表1)。在發(fā)現(xiàn)它的時候，人們并不清楚為何氣體行星可以存在于離宿主恒星如此近的地方。在一些特定條件下，巨行星可以在較近的軌道距離下形成[5]，但是根據(jù)標(biāo)準(zhǔn)行星形成理論，氣體行星形成的距離較遠(yuǎn)[6]。一般情況下，行星源于巖石和冰的堆積而形成的核。通常這會發(fā)生在距離宿主恒星幾天文單位的雪線之外(硅酸鹽在雪線內(nèi)還會凝結(jié)[7])。行星核產(chǎn)生于原行星盤中，并且當(dāng)核的質(zhì)量到達(dá)一個臨界質(zhì)量(約10M⊕)，周圍的盤物質(zhì)會被快速吸積到核周圍從而形成原氣體巨行星。隨后，原行星繼續(xù)從行星盤吸積氣體。由于吸積過程很緩慢，氣體巨行星很難在距離恒星20～30 AU 之外的地方形成。這是因為相比于盤的壽命(約10 Ma)，行星吸積物質(zhì)的時間太長[8]，在這個距離范圍原行星盤很難提供足夠的物質(zhì)使行星成長起來。此外，氣體巨行星還可以通過第二種主要機制形成，這種機制基于盤的不穩(wěn)定性。由于致密團塊的引力坍縮[9]，原行星盤會破碎。然而，這種形成途徑僅限于離主星更遠(yuǎn)的盤(50 AU 以外的區(qū)域)[10]。

類似于51 Peg b 的行星被稱為熱木星，研究發(fā)現(xiàn)太陽附近有1.2% 的FJK 型恒星有熱木星[11]。在發(fā)現(xiàn)這些熱木星之前，我們就已經(jīng)知道太陽系內(nèi)行星的軌道不一定與行星形成時所處的位置相同。根據(jù)行星形成的標(biāo)準(zhǔn)模型，氣體巨行星會在原行星盤中遷移[12]。這是由于原行星在盤中會產(chǎn)生旋臂從而造成角動量的轉(zhuǎn)移。Lin 等人[13]在1996年就用盤遷移來解釋51 Peg b行星的近軌道。對于近軌道行星的起源，還有另一種解釋。在原行星盤消散后，多行星之間的散射也會形成熱木星[14]。

表1 行星參數(shù)[1]

第一顆系外行星的發(fā)現(xiàn)還引起了另外的問題：在離主星如此近距離的環(huán)境中巨行星大氣是否穩(wěn)定？觀測表明，一些熱的類木行星和類海王行星上存在大氣逃逸的現(xiàn)象。它們正在經(jīng)歷著蒸發(fā)而質(zhì)量減小的過程。行星大氣逃逸對于行星的演化和宜居性有著顯著的影響。主要表現(xiàn)在以下幾個方面。

(1)離主星很近的行星(半主軸小于0.15 AU)物質(zhì)，其逃逸率可達(dá)108～1012g·s?1[15,16]。這意味著每年的逃逸物質(zhì)能夠高達(dá)1015～1019g，在整個演化階段(以109a(或1010a)計算)其物質(zhì)損失質(zhì)量能夠達(dá)到1024～1028g(或1025～1029g)。這幾乎可以使一個小質(zhì)量行星的氣態(tài)外殼完全被蒸發(fā)。一個如此高的物質(zhì)逃逸率將影響到熱木星、熱海王星以及超級地球的熱演化[17,18]。尤其是對于那些質(zhì)量較小，但是半徑較大的行星，它們的外殼更容易被加熱而導(dǎo)致逃逸，因此可能遭受嚴(yán)重的物質(zhì)損失過程。熱演化軌跡將在很大程度上受到大氣逃逸的影響[18,20]。

(2) 系外行星的大氣逃逸將極大影響行星的分布情況，影響大樣本行星分布的統(tǒng)計特征。目前的觀測表明，系外行星的質(zhì)量、半徑和軌道分布等與太陽系行星有很大的區(qū)別。考慮到行星大氣逃逸帶來的物質(zhì)損失和恒星-行星系統(tǒng)的潮汐相互作用等，目前所觀測到的行星的各種物理參數(shù)可能并不是它們誕生時的狀況[21–23]。大樣本的行星星族模型認(rèn)為：大概50% 的Kepler 行星候選體經(jīng)歷了大氣逃逸，并且包括大氣逃逸的大樣本模型能夠解釋一些Kepler 行星的統(tǒng)計特征，這是沒有包括大氣逃逸的模型所不能解釋的[24,25]。在包括了一個合理的物質(zhì)逃逸率后，使用大樣本的行星星族合成模型能夠反推行星誕生時的狀況，這可為行星形成的過程提供必要的限制，對于研究行星在原恒星盤中的形成和分布至關(guān)重要。

(3) 大氣逃逸可能影響行星的宜居性。Lammer 等人[26]于2013 年概述了火星大氣的演化，并提出流體動力學(xué)逃逸對太陽系行星的影響。由于行星大氣中溫室氣體的存在，類似于金星位置的行星有可能進(jìn)入失控溫室氣體模式[27]。溫室氣體導(dǎo)致了很高的表面溫度，因此表面液態(tài)水被蒸發(fā)到大氣中以水蒸氣的形式存在[28]。由于H2O 可以在高層大氣被恒星輻射光致分解為H 和O[34]。這樣一來，H 原子在恒星的輻射加熱下逃逸，而重的原子可能通過與輕的原子的摩擦(拉拽) 而逃逸[26,29–31]。

(4) 大氣逃逸極大地影響了行星大氣的化學(xué)組成[32]。研究表明，地球及太陽系類地行星的大氣可能是再生大氣。它們原初大氣中的H 元素可能已經(jīng)蒸發(fā)，而隨后內(nèi)部去氣化過程制造了今天的大氣組成?；谏鲜鍪聦崳行谴髿馓右莸难芯吭诮陙砜焖侔l(fā)展，一些重要的空間和地面設(shè)備相繼被投入到對系外行星大氣的觀測中。盡管對于系外行星大氣逃逸的研究取得了很大的進(jìn)展，然而依然有許多懸而未決的問題等待進(jìn)一步探索和研究[33]。

2 行星大氣

2.1 行星大氣的穩(wěn)定性

經(jīng)典的熱逃逸機制是金斯逃逸。在一定量的氣體中，任何一個分子的平均速度都是由氣體的溫度來測量的。分子間動能的分布可用麥克斯韋分布來描述。個別處在麥克斯韋分布高能尾部的分子，其速度可能大于逃逸速度。氣體分子質(zhì)量越大，在給定溫度下氣體分子的平均速度就越低，它們達(dá)到逃逸速度的可能性就越小。這就是H 比CO2更容易從大氣中逸出的原因。而且，如果行星質(zhì)量越大，逃逸速度就越大，逃逸的粒子就越少。這意味著氣態(tài)巨行星仍然可以保留大量的H 和He。行星與恒星的軌道距離對大氣逃逸也有影響，近軌道行星的大氣層溫度較高，其大氣中粒子熱速度大于逃逸速度的也就越多，因此逃逸的可能性更大。通常遠(yuǎn)軌道行星有一個較冷的大氣，因而大氣逃逸更困難。一般來講，在大氣中只有非常小的一部分粒子其熱速度大于行星的逃逸速度。對金星的觀測表明，金斯逃逸機制帶來的物質(zhì)逃逸率大約為1016s?1，即每秒逃逸的物質(zhì)僅為10?8g 左右[34]。

然而，由于許多系外行星非?？拷餍?，在距離類太陽恒星0.05 AU 處，一顆熱氣體行星受到的輻射強度大約是地球的400 倍。強烈的輻射導(dǎo)致行星的輻射平衡溫度高達(dá)幾千開。理論上，這個溫度只會在行星的晝面出現(xiàn)，因為熱氣體行星在如此近的距離上很可能被潮汐鎖定，所以總是同一面受到輻射[35]。Knuston 等人[36]發(fā)現(xiàn)在潮汐鎖定時，HD 189733b晝面和夜面會有300 K 左右的溫度差。大氣環(huán)流可將晝面的能量在一定程度上傳輸?shù)揭姑娑胶鈨擅娴臏囟?。對于研究最多的熱木星之一HD 209458b，觀測結(jié)果顯示低層大氣中有速度約2 km·s?1的強風(fēng)，這會使光在晝面的輻射能量更均勻地分布在行星上[37]。

Parker[38]于1958 年提出太陽風(fēng)模型，模型中太陽日冕溫度大約是2×106K。熱等離子體的導(dǎo)熱系數(shù)很高，溫度沿徑向緩慢衰減。Parker 提出，在高溫的情況下處于流體靜力學(xué)的太陽大氣在無限遠(yuǎn)處的壓力不被星際介質(zhì)所平衡，因此日冕會經(jīng)歷一個持續(xù)的膨脹，然后形成超聲速的太陽風(fēng)。

與太陽風(fēng)類似，行星大氣也可形成行星風(fēng)。主星強烈的XUV 輻射被行星高層①根據(jù)Tian 等人[39]和Lammer 等人[40]提出的理論，行星熱層的上半部分由于受到恒星強烈的XUV 輻射，不能保持流體靜力學(xué)平衡而是流體動力學(xué)膨脹的。這部分稱為高層大氣，它主要由原子和離子組成。與高層大氣相對的低層大氣是分子主導(dǎo)的流體靜力學(xué)平衡的區(qū)域。大氣吸收，從而使高層大氣的溫度可以高達(dá)幾千到上萬開而強烈膨脹。此時，大氣可以經(jīng)歷一種不同的逃逸機制——“流體動力學(xué)逃逸”。在這種情況下，由于熱能沉積導(dǎo)致溫度隨半徑快速上升并引起足夠大的壓力，大氣層會形成連續(xù)的外溢并像風(fēng)一樣流向空間。

行星大氣流體動力學(xué)逃逸的研究開始于地球和金星大氣，Watson 等人[41]發(fā)現(xiàn)在太陽強烈的極紫外輻射下，富H 行星大氣被加熱并形成足夠大的壓力驅(qū)動氣體逃逸。Lammer 等人[42]首次將Watson 等人[41]的大氣逃逸概念應(yīng)用于新發(fā)現(xiàn)的熱木星，他們提出利用能量限制理論可以估算行星的物質(zhì)損失率(詳見4.1 節(jié))。Yelle[43], Tian[44]和Garca[45]等人建立了基于流體動力學(xué)的大氣模型，結(jié)果表明理論上行星大氣流體動力學(xué)逃逸的確存在。Koskinen等人[47]研究了太陽系外巨行星大氣的穩(wěn)定極限，發(fā)現(xiàn)流體動力學(xué)逃逸在0.15 AU 的軌道內(nèi)是可能發(fā)生的。Salz 等人[48]的研究表明行星的大氣逃逸與行星引力勢有關(guān)。對于引力勢較小的行星，恒星XUV 輸入可以有效地驅(qū)動行星大氣逃逸；對于引力勢較大的行星，其接收到的主星XUV輻射會通過H 的Lyα 和自由-自由發(fā)射重新發(fā)射而不會有效地加熱大氣，這種情況下大氣逃逸將以較為緩和的金斯逃逸為主。

2.2 火星大氣逃逸的歷史

如今，人們已經(jīng)認(rèn)識到光致蒸發(fā)對太陽系行星有影響[32]。地球和金星大氣逃逸過程要比最初由Watson 等人[41]描述的復(fù)雜得多。Tian 等人[49]2009 年研究了早期火星的大氣逃逸，提出早期火星受到太陽強烈的極紫外輻射會經(jīng)歷劇烈的大氣逃逸，因而會損失大量的CO2。隨著太陽極紫外輻射逐漸變?nèi)?，火星大氣中CO2的逃逸也會變得緩和。Lammer 等人[26]概述了火星大氣的演化過程。他們認(rèn)為火星的原大氣層可能是由H 主導(dǎo)，它的H 含量約為地球上所有海洋中H的含量的55 倍。由于年輕太陽的活動水平非常高，其極紫外輻射是現(xiàn)在的近100 倍[50]。在這種輻射水平下，內(nèi)行星(靠近太陽的行星) 的大氣層是不穩(wěn)定的。在最初的100 Ma，火星由于光致蒸發(fā)而失去了它的原始大氣層。C 和O 這樣的重元素也很可能在這個過程中有不同程度的損失。太陽系內(nèi)行星形成的后期階段被認(rèn)為是通過星子碰撞而形成。這些物體含有一定比例的揮發(fā)物，會被注入到新形成的行星中。星子的持續(xù)撞擊會為原大氣提供更多的揮發(fā)物，但不能補償大氣因流體動力學(xué)逃逸而造成的H 質(zhì)量損失。在失去初始大氣之后，火星主要是通過揮發(fā)性物質(zhì)的釋放而形成次生大氣，這些揮發(fā)物質(zhì)元素包含在最初形成這顆行星的星子中。次生大氣是否會經(jīng)歷持續(xù)的流體動力學(xué)逃逸，取決于最初的原始大氣蒸發(fā)所需的時間以及太陽活動的變化。當(dāng)流體動力學(xué)逃逸停止后，次生大氣會變得相對穩(wěn)定，金斯逃逸和其他非熱逃逸開始工作。這些過程影響了太陽系內(nèi)行星大氣的演化。然而我們無法直接對太陽系內(nèi)行星的早期流體動力學(xué)逃逸展開觀測研究，在這種情況下，富氣體的系外行星為解釋這一過程提供了可能性。

2.3 行星大氣逃逸的觀測

如今，行星大氣逃逸的現(xiàn)象已經(jīng)通過凌食法被成功探測到。凌食觀測要求觀測系統(tǒng)的視線方向與行星軌道平面幾乎一致，則行星就可以從我們的視線方向經(jīng)過恒星的前后。凌食觀測有兩種方法：(1) 當(dāng)行星在主星的背面時，通過比較凌食中和凌食外恒星的光譜，我們可以探測行星的發(fā)射光或反射光信號；(2) 當(dāng)行星在主星的正面時，恒星光會穿過行星大氣，因而我們可以探測行星大氣中原子和分子線的吸收特征。接下來，我們將討論探測到的大氣吸收信號。

2.4 HD 209458b 系外行星大氣逃逸的原型

HD 209458b 是第一顆由凌食法探測到的系外行星[51,52]。2002 年Charbonneau 等人[53]在HD 209458 b 行星大氣中發(fā)現(xiàn)了Na 原子的吸收，通過分析低分辨率望遠(yuǎn)鏡數(shù)據(jù)，他們發(fā)現(xiàn)Na 的超量吸收信號約為0.023%。Snellen 等人[54]于2008 年通過高分辨率的觀測發(fā)現(xiàn)Na 有0.135%的超量吸收，證實了Charbonneau 等人的發(fā)現(xiàn)。這兩個觀測結(jié)果都表明中性Na 出現(xiàn)在該行星的低層大氣中。隨后，Vidal-Madjar 等人[55]通過分析哈勃太空望遠(yuǎn)鏡對HD 209458 b 的三次凌食觀測數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)該行星對主星Lyα 有15%±4% 的吸收。然而，這個系統(tǒng)的光學(xué)凌食深度(即行星本身對恒星光的遮擋，而不包括行星大氣對恒星光的吸收) 約為1.5%。因此，他們推論HD 209458b 存在膨脹的中性H 大氣，會延伸到洛希瓣之外，并且行星的物質(zhì)持續(xù)地?fù)p失。圖2 為Vidal-Madjar 等人利用HST-G140 光柵探測到的HD209458 Lyα 光譜。由于Lyα 線心部分受到星際介質(zhì)的吸收和地冕Lyα 污染，15% 的超量吸收來自線翼兩端。

為了驗證Lyα 的吸收信號，Vidal-Madjar 等人[56]在2004 年用HST/STIS 以較低的分辨率重新觀測目標(biāo)，這次的光譜范圍較寬。他們發(fā)現(xiàn)在低分辨率時，Lyα 吸收信號約為5%，再次表明行星對主星Lyα 有超量吸收。Ben-Jaffel[57,58]在2007 和2008 年重新分析了HST的觀測數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)Lyα 的吸收深度約為8.9%±2.1%。更重要的是，通過對OⅠ線和CⅡ線的檢查，也發(fā)現(xiàn)了超量的吸收現(xiàn)象。在處于流體靜力學(xué)平衡中的大氣中，重元素只能均勻地混合到一定高度，即均質(zhì)層頂。隨著高度的增加，由于引力沉淀重元素的含量逐漸減小。在行星光球?qū)右陨洗笥?RP處存在重金屬，說明需要強的擴散(拖拽) 來維持該區(qū)域的重元素的存在。逃逸的大氣本身很可能是這些強的擴散的來源[56]。

隨后，人們對HD 209458 系統(tǒng)又進(jìn)行了幾次觀測。Ballester 等人[59]在2007 年探測到H 巴爾末跳躍及連續(xù)譜的超量吸收(約0.03%)，該吸收與低層大氣和熱層之間的中間熱大氣層(溫度約5 000 K) 有關(guān)。不幸的是，在探測到HD 209458 b 存在膨脹大氣后不久，STIS設(shè)備在2004 年停止運轉(zhuǎn)，直到2009 年才進(jìn)行修復(fù)。然而，Ehrenreich 等人[60]在2008 年用低分辨率的哈勃望遠(yuǎn)鏡先進(jìn)相機(HST-ACS) 進(jìn)行了兩次凌食觀測，他們發(fā)現(xiàn)Lyα 的吸收約為8.0%，再次確認(rèn)了Lyα 的超量吸收信號。Linsky 等人[61]于2010 年報道，通過HST 上的宇宙起源光譜儀(COS) 探測到了C Ⅱ和Si Ⅲ譜線的超量吸收。C 的吸收信號與Vidal-Madjar 等人早期的結(jié)果一致，但Si Ⅲ信號在早期的數(shù)據(jù)中沒有被發(fā)現(xiàn)，這可能是由于逃逸大氣的時間變化所致。2012 年Jensen 等人[62]用HET (Hobby-Eberly-Telescope) 探測到HD 209458b 對主星Hα 的一個凌食信號，但不同尋常的光譜吸收和發(fā)射特征并沒有被完全理解。最后，2013 年Vidal-Madjar 等人[65]也檢測到中性Mg 的吸收信號。Ben-Jaffel和Ballester[66]在2013 年重新分析了HST/COS 的觀測數(shù)據(jù)，對之前報道的Si Ⅲ超量吸收探測提出了質(zhì)疑。

HD 209458b 是觀測研究行星大氣逃逸的基石。上面所列的一些觀測技術(shù)后來已應(yīng)用于其他系統(tǒng)，但幾乎所有這些技術(shù)都首先在HD 209458b 上進(jìn)行了測試。盡管單個譜線的吸收信號很弱，但如今大量的觀測數(shù)據(jù)幾乎毫無疑問證實了HD 209458b 周圍存在著膨脹且逃逸的大氣層。

圖2 利用HST-G140 光柵探測到的HD209458 Lyα 光譜[55]

2.5 HD 189733b 和GJ 436 b

2.5.1 HD 189733b

除了HD 209458b 外，在熱木星HD 189733b 和熱海王星GJ 436b 上也探測到了膨脹的大氣層。

HD 189733b 由Bouchy 等人[67]在2005 年發(fā)現(xiàn)。該系統(tǒng)距離太陽只有19.3 pc，比47 pc外的HD209458 距離太陽更近。它的Lyα 流量幾乎比HD209458 強10 倍[68]，因此，該系統(tǒng)更容易進(jìn)行凌食觀測。通過分析HET 的觀測數(shù)據(jù)，2008 年Redefild 等人[69]得到HD 189733的Na 譜線吸收信號，發(fā)現(xiàn)了這顆行星的大氣層。中性Na 被認(rèn)為存在于行星的低層大氣。隨后，Lecavelier des Etangs 等人[70]于2010 年探測到中性H 大氣，他們分析了HST-ACS上的觀測光譜，發(fā)現(xiàn)在低分辨率下Lyα 線的吸收約為5.1%。Lecavelier des Etangs 等人[71]在2011 年通過觀測再次證實了Lyα 有5% 的吸收信號。在這次觀測中，Lyα 譜線藍(lán)端的吸收深度高達(dá)14.4%±3.6%，對應(yīng)的星風(fēng)速度高達(dá)180 km·s?1。然而早在2010 年的另一次觀測中，沒有發(fā)現(xiàn)任何過量的吸收。因此，在這個系統(tǒng)中的吸收信號隨時間變化。

2012 年Jensen 等人[62]利用HET 望遠(yuǎn)鏡，發(fā)現(xiàn)HD 189733b 對主星Hα 譜線有超量吸收，在16波長寬度(距離Hα 線心±8) 的平均超量吸收為0.087%±0.015%，在線心的超量吸收深度可達(dá)到2%。盡管探測結(jié)果令人鼓舞，HD 189733 的Hα 探測結(jié)果仍然存在爭議。Barnes 等人[63]分析了HARPS-ESO 對HD 189733 的觀測數(shù)據(jù)，提出Hα 的觀測信號主要是恒星活動干擾的結(jié)果，但不排除部分超量吸收信號來自行星大氣。Cauley 等人[64]分析了HARPS-ESO 和HIRES-Keck 的數(shù)據(jù)，他們認(rèn)為Hα 的信號更可能來自行星大氣，但也不排除恒星活動的影響。

此外，Ben-Jaffel 和Ballester[66]探測到中性O(shè) 的吸收深度為6.4%±1.8%。有趣的是，超量吸收也通過X 射線觀測被探測到，這可能為研究膨脹的行星大氣打開了一個新通道。

最后，Salz 等人[72]2018 年通過分析CARMENES 的紅外觀測數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)HD 189733b對主星He 的三重線(波長分別為10 830.33, 10 830.25和10 829.09) 的超量吸收。這些吸收線可以從地面觀測且不受星際吸收的影響。在2.6.4 節(jié)中，我們將詳細(xì)介紹He 三重線的發(fā)現(xiàn)背景。

2.5.2 GJ 436b

GJ 436b 是第一顆探測到膨脹大氣的熱海王星。Kulow 等人[73]2014 年探測到行星凌食時對主星Lyα 的吸收深度為8.8%±4.5%，在凌食后2 h 的吸收深度高達(dá)22.9%±3.9%。因而他們推測這很可能是第一次探測到由Schneider 等人[74]最先提出的彗尾狀的膨脹大氣結(jié)構(gòu)。Ehrenreich 等人[75]分析了2013 年6 月18 日和2014 年6 月23 日的HST-STIS 數(shù)據(jù)，并報道了GJ 436b 在Lyα 藍(lán)端(?120～?40 km·s?1) 的平均吸收深度約為56.3%。圖3 給出Ehrenreich 等人探測到的GJ 436 Lyα 光譜，圖4 為Lyα 光變曲線。他們證實了行星周圍應(yīng)該有一個橢圓形的、光學(xué)厚的H 大氣。Ehrenreich 等人提出他們的觀測結(jié)果與Kulow等人的結(jié)果存在差異，因為Kulow 等人用了一個不準(zhǔn)確的星歷。然而，他們的觀測都表明GJ 436b 存在大氣逃逸。

2.6 其他系外行星大氣的發(fā)現(xiàn)

這里我們將簡要介紹WASP-12b, KELT-9b, KELT-20b, WASP-107b, HAT-P-11b 和WASP-69b 膨脹大氣的發(fā)現(xiàn)。表1 列出了這些行星的半徑、質(zhì)量和軌道半徑。

2.6.1 WASP-12b

Fossati 等人[76]2010 年利用HST/COS 探測到WASP-12b 膨脹的大氣，并發(fā)現(xiàn)在NUV范圍內(nèi)有幾條金屬線的超量吸收，如Mg 吸收線。這一發(fā)現(xiàn)在另外兩項觀測任務(wù)中得到了證實[77, 78]。

Jesen 等人[79]給出了2012 年3―4 月HET 觀測的WASP-12b 的透射光譜。他們發(fā)現(xiàn)了Hα 和Na 原子線的吸收特征。然而，Hα 的信號是否來自于行星氣體的吸收還有待進(jìn)一步證實。

圖3 GJ 436b Lyα 凌食光譜[75]

圖4 Gj 436的Lyα 的凌食光變曲線[75]

2.6.2 KELT-9b

熱巨行星KELT-9b 圍繞著一顆A 型星運動，是目前所知系外行星中溫度最高的行星之一(晝面溫度約4 600 K)[80]。Yan 和Henning[81]2018 年報道了在KELT-9b 周圍首次探測到的膨脹的熱H 大氣。該探測是通過測量原子H 的Hα 超量吸收來實現(xiàn)，這個超量吸收深度在Hα 線心約為1.15%。也就是說，在Hα 線心觀測行星的有效半徑為1.64Rp。因該行星的洛希瓣約為1.91Rp，Hα 的吸收信號表明這個行星上有一個延伸的H 大氣，可能接近洛希瓣并經(jīng)歷流體動力學(xué)逃逸。

2.6.3 KELT-20b

熱木星KELT-20 b 是受到主星輻射最強的行星之一。Casasayas-Barris 等人[82]利用HARPS-ESO 觀測到該系統(tǒng)的一次凌食現(xiàn)象，并分析了Na 和Hα 的透射光譜。他們發(fā)現(xiàn)在0.75波長范圍，Na 原子雙線的平均吸收為0.17%±0.03%。同時，他們觀測到Hα 在線心的吸收為0.6%±0.1%；在0.75波長范圍的平均吸收為0.59%±0.08%，這相當(dāng)于1.2±0.04RP。像其他圍繞A 型恒星運行的行星，KELT-20b 從其宿主恒星接收大量的紫外能量，這種能量導(dǎo)致大氣膨脹并激發(fā)H 原子產(chǎn)生Hα 的吸收。

然而，這些分析僅僅基于一次凌食觀測。為了進(jìn)一步研究這些觀測信號以及行星表面大氣的性質(zhì)，還需要更多的觀測數(shù)據(jù)。

基于以上觀測事實，我們發(fā)現(xiàn)從H 的Lyα 和Hα 吸收信號都可以推斷出大氣逃逸的情況。然而，這兩種吸收信號的觀測各有其特點。Lyα 的光子波長在紫外波段，會被星際介質(zhì)中的H 原子吸收而影響譜線的觀測。此外，地冕會發(fā)射(或吸收) Lyα 譜線，因此地面望遠(yuǎn)鏡很難對其進(jìn)行探測，因而目前只有空間望遠(yuǎn)鏡能夠?qū)ζ溥M(jìn)行探測。由于Lyα 的吸收主要來自于數(shù)目相對較多的基態(tài)H 原子，吸收深度較深而相對容易探測，對望遠(yuǎn)鏡的分辨率要求不是特別高。相比而言，Hα 譜線受星際介質(zhì)的影響較小，可以利用地面望遠(yuǎn)鏡對其進(jìn)行觀測。但Hα 的吸收主要來自于數(shù)目較少的第一激發(fā)態(tài)的H 原子，這要求大氣有相當(dāng)高的溫度。通常情況下，Hα 的吸收深度較低，分辨率較高的望遠(yuǎn)鏡才能進(jìn)行探測。此外，恒星的活動也會影響Lyα 和Hα 的觀測信號，這會對行星大氣的分析造成一定的干擾。將Lyα 與Hα 的觀測結(jié)合起來，有助于我們進(jìn)一步了解富H 行星的大氣。

2.6.4 WASP-107b

He 是宇宙中僅次于H 的第二大元素，也是太陽系中氣態(tài)巨行星的主要組成部分。Seager 和Sasselov[83]2000 年提出理論模型并預(yù)測He 是太陽系外行星大氣中最容易探測到的物質(zhì)之一，特別是在膨脹和逃逸的大氣中。然而，對He 的搜尋一直沒有成功。2018 年Spake 等人[84]首次在一顆系外行星上發(fā)現(xiàn)He，這也是人們第一次在紅外波段探測到一個膨脹的系外行星大氣。他們報道了基于HST 數(shù)據(jù)的氣體巨星WASP-107b 透射光譜中He 的三重線(He 10 830) 大氣吸收的探測。圖5 為Spake 等人[84]得到的He 三重線透射光譜。他們發(fā)現(xiàn)He 三重線在98的波長范圍的平均超量吸收為0.049%±0.011%，這個吸收信號表明WASP-107b 的物質(zhì)損失率可達(dá)到1010～3×1011g·s?1，并且逃逸大氣可能具有輻射壓形成的彗星狀氣體尾。然而，由于受HST 的紅外儀器的光譜分辨率限制，人們無法通過吸收線來對大氣溫度或速度進(jìn)行詳細(xì)研究。

圖5 WASP-107 的He 三重線凌食光譜[84]

2.6.5 HAT-P-11b

Allart 等人[85]使用地面高分辨率望遠(yuǎn)鏡觀測溫海王星質(zhì)量系外行星HAT-P-11b 的凌食過程，發(fā)現(xiàn)了中性He 的近紅外三重態(tài)的超量吸收信號。He 的吸收信號在兩次獨立的凌食過程中是可重復(fù)的，在10 832.84～10 833.59波長范圍的平均吸收深度為1.080 5%。他們用行星高層大氣的三維模型模擬吸收光譜，發(fā)現(xiàn)膨脹大氣厚度大于5RP且具有較大的大氣標(biāo)高，并估計He 質(zhì)量損失率不高于3×105g·s?1。吸收的凈藍(lán)移或可以解釋為以3 km·s?1的速度從晝面吹向夜面的高空環(huán)流導(dǎo)致[86]。

2.6.6 WASP-69b

土星質(zhì)量的系外行星WASP-69b 圍繞一顆活躍恒星運行，周期為3.868 d。由于其較大的大氣標(biāo)高，以及較大的行星-恒星半徑比，它是研究膨脹大氣的理想對象[87]。Casasayas-Barris 等人[88]2017 年探測到了這顆星NaD 線的超量吸收為5.8%±0.3%。

Nortmann 等人[89]2018 年利用地面高分辨率光譜技術(shù)探測到He 三重態(tài)在10 830處的超量吸收。將兩次獨立的凌食觀測合并分析，他們得到了超量吸收深度為3.59%±0.19%。同時對譜線幾千米每秒的藍(lán)移和凌食后的吸收，他們解釋為部分拖在行星后面逃逸大氣層以彗星狀的形式存在。

3 系外行星大氣逃逸的主要影響因素

在第2.1 節(jié)中，我們描述了熱氣體行星大氣逃逸的簡化過程。本章將介紹影響大氣逃逸過程的幾個主要因素，它們決定了行星大氣以什么樣的方式逃逸，對行星的物質(zhì)損失率和凌食吸收信號都會產(chǎn)生重大影響。

3.1 恒星XUV 能譜輸入

恒星的XUV 能譜輸入是影響行星大氣的一個關(guān)鍵因素。受到星際介質(zhì)的影響，極紫外波段能譜的觀測十分困難。有些作者通過恒星的X射線波段觀測來推測極紫外波段能譜。對不同年齡和質(zhì)量的恒星，XUV 總的積分流量是不同的。Sanz-Forcada 等人[90]2011 年在大量樣本分析基礎(chǔ)上給出了恒星的年齡-XUV 光度關(guān)系，見式(1) 和(2)。然而，這只在一定條件下適用，如只適合晚型F 到早型M 星。對于一些小質(zhì)量恒星，人們通過MUSCLES(Measurements of the Ultraviolet Spectral Characteristics of Low-mass Exoplanetary Systems) 寶藏巡天觀測來構(gòu)建這類恒星的XUV 光譜[91–93]，表示為：

總的積分流量會影響行星大氣的物質(zhì)損失率。同時，Guo 和Ben-Jaffel[94]2016 年的研究表明，極紫外能譜分布也會影響行星大氣的成分。他們用譜指數(shù)來表征極紫外能譜中高能端與總能量的比值，并發(fā)現(xiàn)當(dāng)極紫外能譜分布以低能譜區(qū)(400～900) 為主時，光電離效應(yīng)顯著，因此H/H+(H 和H+數(shù)密度相等的位置) 在較低的大氣層出現(xiàn)。相比之下，當(dāng)大多數(shù)光子集中在高能譜區(qū)(50～400) 時，H/H+出現(xiàn)在大氣更高層。通過改變主星HD 189733 的極紫外能譜分布，他們可以解釋2010 年和2011 年觀測到的Lyα 隨時間變化，見圖6。

3.2 大氣的光化學(xué)

一般行星大氣的底部溫度較低(100～1 000 K)，有相當(dāng)數(shù)量的分子氣體存在。由于這些離主星很近的行星普遍受到較強的XUV 輻射，大氣中的分子會發(fā)生光致離解和光致電離等過程。這些光致反應(yīng)的產(chǎn)物會與其他的化學(xué)元素發(fā)生進(jìn)一步的化學(xué)反應(yīng)。大氣中的光化學(xué)反應(yīng)極大地改變了行星大氣的化學(xué)組成，并且進(jìn)一步影響大氣中的物理過程。H2的光致電離產(chǎn)物會進(jìn)一步產(chǎn)生，而是大氣中重要的輻射制冷元素[43]。另外，大氣中的化學(xué)過程往往是放熱的，這些化學(xué)過程中伴隨的能量過程也是大氣中重要的能源機制[39]。目前較為成熟的大氣逃逸模型都包括H, He, C, N 和O 等原子的光化學(xué)過程[94–96]，有的也包括CO2和H2O[39,45]。

圖6 HD 189733 Lyα 凌食譜線的擬合結(jié)果[94]

3.3 行星磁場

熱木星的磁場還無法準(zhǔn)確測量[97]。在行星大氣中，磁場的存在可以使電子在射電波段產(chǎn)生回旋脈澤輻射。Lecavelier des Etangs 等人[98]2011 年對HD 209458b 和HD 189733b 的射電輻射給出了一個上限，由此推測木星的磁場強度比熱木星的磁場強度強幾倍(木星赤道區(qū)磁場強度約4.3×10?4T)。但由于觀測的限制，這并不是嚴(yán)格的上限。對于WASP-12b，Vidotto 等人[99]推導(dǎo)出磁場強度的上限為2.4×10?3T。由于熱木星很可能潮汐鎖定，它們的自轉(zhuǎn)周期等于軌道周期。較慢自轉(zhuǎn)產(chǎn)生的磁場很可能比木星的弱。然而，Christensen 等人[100]認(rèn)為行星磁場的產(chǎn)生在一定條件下不依賴于它的自轉(zhuǎn)速率。特別是平均密度低的熱木星，它的內(nèi)部擁有很高的熱量流，進(jìn)而會驅(qū)動強烈的熱對流而導(dǎo)致磁場的產(chǎn)生。因此，快速的自轉(zhuǎn)可能不是產(chǎn)生磁場的必要因素。

3.4 大氣的非球?qū)ΨQ性質(zhì)

實際上，行星大氣的位形不是完全球?qū)ΨQ的。靠近行星表面時，球?qū)ΨQ的假設(shè)是有效的。當(dāng)行星大氣逃離行星洛希瓣以外，將受到恒星引力的影響，因而行星大氣的流動模式變得復(fù)雜。另外，由于許多行星離主星非常近，行星可能被它們的主星潮汐鎖定，以至于始終只有一面面對主星。在這種情況下，行星在其晝面接收到來自主星的輻射，通過子午(切線) 方向的環(huán)流將能量帶到夜面。觀測發(fā)現(xiàn)，夜面比晝面的溫度低50～100 K[36]。事實上，當(dāng)行星被潮汐鎖定時，行星大氣在夜面和晝面的運動狀態(tài)、溫度分布和粒子分布也不同，晝-夜面之間的能量轉(zhuǎn)移使行星大氣逃逸減弱[86,101]。因此，一維球?qū)ΨQ大氣模型僅反映了恒星-行星連線的物理性質(zhì)，不能反映真實的大氣結(jié)構(gòu)。此外，Tremblin 和Chiang[102]的模擬表明，恒星風(fēng)會影響行星風(fēng)，而恒星自轉(zhuǎn)會引起恒星風(fēng)產(chǎn)生螺旋結(jié)構(gòu)[38]。由于引力勢、行星的軌道速度以及與恒星風(fēng)的相互作用，行星大氣逃逸到洛希瓣外會形成彗尾狀的結(jié)構(gòu)[74]。

能否探測到彗尾狀結(jié)構(gòu)取決于行星風(fēng)的強度和受到的輻射水平。受到中等輻射的小氣體行星，可能出現(xiàn)中性的行星大氣，這種情況下可能會探測到彗星的形狀。GJ 436b 就是一個很好的例子。Bourrier 等人[103]2016 年給出了GJ 436b 周圍H 大氣的結(jié)構(gòu)示意圖，見圖7。受強烈輻射影響的大質(zhì)量行星會產(chǎn)生微弱但高度電離的大氣，這種情況下彗尾狀結(jié)構(gòu)Lyα 觀測信號不明顯。

圖7 GJ 436b 中性H 云外逸層的不同區(qū)域[103]

3.5 恒星風(fēng)的影響

理想的大氣逃逸模型假設(shè)大氣的外圍是真空，因此行星大氣可以毫無阻礙地被拋射。事實上，行星處在恒星風(fēng)的包圍之中。如果恒星風(fēng)的壓強足夠高，行星的晝面恒星風(fēng)也許可以強烈地抑制行星大氣逃逸[15]。盡管行星大氣被恒星風(fēng)包圍在一個有限的體積內(nèi)，但是行星的物質(zhì)依然可以在行星的夜面逃逸。另外，在恒星風(fēng)與行星大氣的接觸面，恒星大氣所攜帶的熱離子(溫度為105～106K) 與行星大氣中冷的原子(溫度為103～104K) 會發(fā)生電荷交換作用。比如恒星風(fēng)中熱的H 離子可以與行星大氣中冷的H 原子發(fā)生電荷交換，從而產(chǎn)生熱的H 原子(H+(hot)+H(cold)→H+(cold)+H(hot))。通過電荷交換反應(yīng)產(chǎn)生的熱H 原子可以解釋HD 209458b 的Lyα 的超量吸收[104]。然而，這樣的模型必須假設(shè)一個H 的逃逸率，因此，應(yīng)該進(jìn)一步建立一個物理自洽的模型。

4 大氣逃逸的理論模型

熱木星大氣環(huán)境的復(fù)雜性也反映在對觀測到的吸收信號的解釋存在持續(xù)的分歧。在發(fā)現(xiàn)HD 209458b 膨脹大氣的研究中，Vidal-Madjar 等人[55]僅對Lyα 的超量吸收進(jìn)行了解釋：Lyα 輻射壓可能加速中性H 氣體并使大氣在行星洛希瓣上方形成彗星尾狀的結(jié)構(gòu)。自人們在HD 209458b 中發(fā)現(xiàn)膨脹大氣以來，至少提出四種不同模型對HD209458 b的吸收信號進(jìn)行了解釋。然而，為了給讀者一個清晰的物理圖像，我們將首先簡要介紹估算行星物質(zhì)損失率的能量限制理論[42]。

4.1 能量限制理論

行星吸收的XUV 輻射可加熱大氣，使大氣中的粒子克服行星引力勢并提供粒子的動能和熱能。假設(shè)行星有一個非常延展的大氣層，且大氣的外逸層底大于行星的洛希半徑[42,105]。將一維能量守恒方程從熱層底部(R0p) 開始積分直到洛希瓣邊界(RL)，我們就得到了系外行星物質(zhì)損失率的方程：

式(4) 就是能量限制方程。能量限制方程是估算行星物質(zhì)損失率的一種簡便方法[42]，它預(yù)言的物質(zhì)損失率在本質(zhì)上是被行星吸收的能量決定的。

Erkaev 等人[105]對此理論進(jìn)行了修正，加入了恒星潮汐力的影響并發(fā)現(xiàn)潮汐力可以提高物質(zhì)損失率。根據(jù)這些工作可知，且修改后(簡化) 的能量限制方程是：

其中，

其中，β為膨脹半徑比，即XUV 吸收半徑RXUV(即特征吸收半徑，此時平均光深為1) 與行星半徑Rp的比值；ρ為行星平均密度，G為引 力常數(shù)；K(ξ) 為恒星潮汐力引起的勢能簡化因子[105]。Watson 等人[41]和Lammer 等人[42]假設(shè)膨脹半徑比β為RL/Rp，其中RL約等于行星洛希半徑。在隨后的流體動力學(xué)模擬包括光化學(xué)模型，Yelle 認(rèn)為β小于RL/Rp，β約為1.1～1.3。對氣體巨行星，通常假設(shè)β約為1.0[106,107]。而對體積較小的行星，β的值可能為2.0～3.0[108]。實際上特征吸收半徑可能隨不同波長而變化，所以他們估算的β可能不太準(zhǔn)確。Salz 等人研究了一系列樣本行星，在他們的工作中，β的范圍為1.04～1.75。

行星大氣的加熱效率η，不僅與恒星的XUV 輻射相關(guān)，而且與行星大氣自身的輻射制冷機制有關(guān)。行星大氣吸收了來自于恒星的XUV 輻射后，通過輻射制冷可以重新釋放一部分被吸收的能量，并且大氣的輻射制冷機制會抑制大氣的逃逸。在這些制冷機制中，常用的是的紅外輻射制冷。的制冷主要作用在大氣的底層。除此之外，還有其他的制冷機制，如Lyα 冷卻[15]，自由- 自由輻射以及重元素的束縛-束縛輻射等。Lyα冷卻主要作用在中層大氣(1.2Rp～1.8Rp)[101]。到目前為止，不同的工作采用了不同的物理假設(shè)。例如，Yelle[43]使用了的制冷機制，提出大氣底部的加熱效率可達(dá)0.5～0.6，到高層大氣加熱效率可下降至0.1。Salz 等人在工作中也考慮了Lyα 的冷卻，并提出加熱效率η可低至10?8，最高約為0.36。我們發(fā)現(xiàn)，依賴于行星的不同參數(shù)，η在0.06～0.45 之間[109]。事實上，盡管能量限制方程預(yù)言了基本合理的物質(zhì)損失率，但是由于必須給定加熱效率和XUV的吸收半徑，與流體動力學(xué)模型的結(jié)果比較，我們發(fā)現(xiàn)在特定的加熱效率η下，物質(zhì)損失率不確定性較大。

4.2 大氣逃逸的流體動力學(xué)模型

許多作者已經(jīng)建立了在恒星極紫外(或XUV) 輻射下的一維行星大氣逃逸模型，通過解流體的動量、能量和連續(xù)性方程，可以模擬出行星大氣的溫度、速度和密度等結(jié)構(gòu)。行星大氣可以用以下流體動力學(xué)方程表示[94,110](這里只給出一維的情況)：

其中，nj和n分別是粒子j的數(shù)密度和整體數(shù)密度，u為整體速度，Sj是粒子的產(chǎn)生和消失項(即源項)。比內(nèi)能e=κT(γ ?1)μ，這里μ為平均分子量，γ等于5/3。由行星和恒星的引力及行星繞恒星轉(zhuǎn)動的離心力所產(chǎn)生的加速度aext可表示為：

其中，Mp和M?分別為行星和恒星的質(zhì)量，r是粒子到行星的距離，D為行星與恒星中心連線的距離。Q=H ?L為凈加熱率。H是來自恒星的加熱，L為大氣的制冷。大氣吸收的恒星輻射可表示為：

其中，Rimax為行星大氣的外邊界，ηj,ν為加熱效率。

不同模型的模擬給出的物質(zhì)損失率一般在109～1011g·s?1，溫度可達(dá)幾千開到1×104K。它們的速度隨著半徑的增 長而增加，其速度的量級在幾到幾十千米每秒[15,43–46,48,94,108,110]。

Murray-Clay 等人[15]2009 年模擬出大氣結(jié)構(gòu)，見圖8。圖8a) 是使用類HD 209458 系統(tǒng)參數(shù)(一顆質(zhì)量Mp=0.7MJ且半徑Rp=1.4RJ的位于0.05 AU 處的行星，主星質(zhì)量為1M⊙，輸入的恒星UV 流量為4.5×10?5J·cm?2·s?1) 得到的行星大氣密度、速度和溫度結(jié)構(gòu)隨距行星中心距離的變化。在每個子圖上，聲速點都用“×”標(biāo)出，并且光學(xué)深度τ= 1(平均光致電離面) 用菱形標(biāo)記。注意到光學(xué)深度τ= 1 的地方幾乎與溫度最高的地方重合，這是因為光學(xué)深度τ= 1 處近似表征UV 輻射被吸收的高度，被吸收的UV 用來加熱大氣使大氣溫度達(dá)到最高，隨后大氣通過絕熱膨脹等過程會迅速降溫。這顆行星的物質(zhì)損失率最大為= 4πr2ρv= 3.3×1010g·s?1。圖8a) 和b) 所使用的行星參數(shù)相同，這里分別給出中性H 數(shù)密度n0、電離H 數(shù)密度n+及中性H 和電離H 的總數(shù)密度n，電離度f+=n+/n和光學(xué)深度τ隨大氣高度的變化。

圖8 Murray-Clay 等人[15]得到的大氣結(jié)構(gòu)

Murray-Clay 等人采用單色光近似(20 eV，相當(dāng)于620) 計算了大氣的加熱和電離。在他們的工作中，HD 2094 58b 大氣中H/H+(H 原子和H 離子數(shù)密度相等的地方) 出現(xiàn)在約2Rp。Koskinen 等人[96]2013 年使用了0.1～1 050的XUV 能譜，發(fā)現(xiàn)HD 209458b行星大氣中H/H+出現(xiàn)在約3RJ。Guo 和Ben-Jaffel 2016 年提出極紫外輻射譜的輪廓對行星大氣結(jié)構(gòu)有重要影響：當(dāng)高能輻射占主導(dǎo)時(譜指數(shù)為0.945)，H/H+出現(xiàn)在10RJ；當(dāng)?shù)湍茌椛湔贾鲗?dǎo)時(譜指數(shù)為0.448)，H/H+出現(xiàn)在1.6RJ。這進(jìn)一步說明單色能譜假設(shè)對行星大氣結(jié)構(gòu)的分析會帶來偏差。

此外，還有一些作者研究了X 射線和極紫外輻射單獨驅(qū)動下的大氣逃逸。Owen 和Jackson[16]2012 年討論了X 射線和極紫外輻射驅(qū)動下近軌道距離行星大氣的逃逸。他們發(fā)現(xiàn)大多數(shù)行星的大氣逃逸都開始于X 射線驅(qū)動，因為早期的恒星X 射線流量很強。隨著X射線流量的逐漸變?nèi)踔敝恋陀谀撑R界值時，大氣逃逸會過渡到由極紫外輻射驅(qū)動。兩種驅(qū)動都可以使大氣進(jìn)行流體動力學(xué)逃逸。楊沫[111]比較了X 射線和極紫外輻射驅(qū)動下的逃逸大氣，發(fā)現(xiàn)在大部分情況下用極紫外輻射直接代替XUV 不會帶來明顯偏差。然而，對于年輕恒星-行星系統(tǒng)中短周期的小質(zhì)量行星，X 射線的加熱不可忽略；對于較大質(zhì)量行星，如果主星X 射線流量很強，則同樣需要考慮X 射線的作用。

一般來說，用一維模型可得出類似的結(jié)果。Koskinen 等人[96]2013 年研究了前人對大氣結(jié)構(gòu)模擬的差異，發(fā)現(xiàn)這些是由不同的數(shù)值格式、不同的邊界條件或不同的輻照假設(shè)所引起的。一維模擬的最 大優(yōu)勢是可以用來研究單個物理過程或因素對大氣逃逸的影響。例如Murray-Clay 等人[15]發(fā)現(xiàn)Lyα 制冷是HD209458 b 的大氣中一個很重要的能量耗散。如今，這些問題只在一維模型中得到了研究。在已經(jīng)發(fā)表的多維模型中，許多物理細(xì)節(jié)常常被忽略。

盡管能夠得到類似的大氣結(jié)構(gòu)，球形大氣能否解釋HD 209458b 的吸收信號依然存在分歧。例如，Vidal-Madjar 等人[55]2003 年僅對Lyα 的超量吸收給出解釋，即Lyα 輻射壓力可能加速中性H 氣體使得大氣在行星洛希瓣上方形成彗星尾巴的結(jié)構(gòu)。然而，Koskinen 等人[96]用一維球?qū)ΨQ模型結(jié)果同樣可以擬合Lyα 的吸收信號。對于HD 189733b 和GJ 436b，一個理想的球?qū)ΨQ膨脹大氣很難解釋觀測到的吸收信號。Salz 等人[112]使用一維球?qū)ΨQ流體動力學(xué)模型模擬了HD 189733b 和GJ 436b 的大氣結(jié)構(gòu)。HD 189733b 的Lyα 吸收是在速度高達(dá)?250 km·s?1和100 km·s?1左右時發(fā)現(xiàn)的。球?qū)ΨQ的逃逸不會產(chǎn)生這樣不對稱的信號。GJ 436b 在行星凌食期間和之后顯示出很深的不對稱吸收信號，這個信號不能用球形大氣來解釋，而是需要一個類似于彗尾狀的大氣結(jié)構(gòu)來解釋[75]。

上述的一維模型給出了球?qū)ΨQ的逃逸熱大氣層，球?qū)ΨQ的假設(shè)在一定范圍內(nèi)(洛希半徑內(nèi)) 是合理的。盡管很多行星是潮汐鎖定的，但隨著高度的增加，晝夜面的影響將變得不重要。在流體動力學(xué)模擬中，晝 面向夜面的物質(zhì)流可以部分抵消靜力學(xué)模擬中兩側(cè)存在的強溫度偏差。Stone 和Proga[113]2009 年的研究表明，軸對稱二維模擬的質(zhì)量損失率是球?qū)ΨQ情況的1/4。因此，如果在一維模擬中正確地處理能量輸入，所得到的質(zhì)量損失率就是一個有效的估值。Guo[86]2013 年建立了一個具有詳細(xì)輻射轉(zhuǎn)移的二維流體動力學(xué)模型來描述粒子的逃逸，通過比較潮汐鎖定與非潮汐鎖定兩種情況，Guo[86]發(fā)現(xiàn)在非潮汐鎖定的情況下，風(fēng)的底部徑向速度高于切向速度。然而，在潮汐鎖定的情況下，切向速度控制著風(fēng)的底部流動，它們可以有效地將質(zhì)量和能量從晝面轉(zhuǎn)移到夜面。由于逃逸在極地區(qū)域受到恒星潮汐力的抑制，非潮汐鎖定模型預(yù)測的質(zhì)量損失率約為一維模型的1/2。而潮汐鎖定的結(jié)果表明，物質(zhì)損失率為一維模型的1/5～1/4。與一維模型的差距，似乎說明了行星接收輻射面積(πr2) 與總面積的比值(4πr2)。由于光學(xué)深度差異，在晝夜兩側(cè)H 原子的分布也顯示出一定的變化。這樣的不對稱大氣也被三維模擬證實。Tripathi 等人[114]2015 年對一個具有較小質(zhì)量和較大半徑行星的3D 模擬表明，不對稱的結(jié)構(gòu)確實存在，但是與一維的模型比較，物質(zhì)損失率的減小微不足道?？紤]到不同作者研究的對象具有不同質(zhì)量和半徑，物質(zhì)損失率隨行星物理參數(shù)的變化應(yīng)該被進(jìn)一步研究。

4.3 磁流體的大氣逃逸模擬

在理論研究中，一個類似于木星磁場強度的偶極場經(jīng)常被用以模擬大氣的逃逸。Trammell 等人[115]認(rèn)為，熱木星磁場強度范圍為木星磁場強度的(0.1～10) 倍。他們進(jìn)一步發(fā)現(xiàn)強磁場可以在行星表面形成較大的磁力線閉合區(qū)域，以至于大氣在行星表面的很大一部分不能逃逸。在該研究中，當(dāng)行星磁場變?yōu)樵瓉淼? 倍時，行星物質(zhì)損失率變?yōu)樵瓉淼?/3。這樣的結(jié)論也被其他的磁流體模擬支持。Khodachenko 等人[116]通過模擬發(fā)現(xiàn)，當(dāng)行星的磁場小于3×10?5T，磁場對大氣逃逸的限制是弱的；當(dāng)磁場強度大于1×10?4T，磁場可以強烈地限制大氣的逃逸。然而這些模型往往假設(shè)大氣是全電離或者等溫的，并且沒有詳細(xì)地描述中性氣體的逃逸，因此很難得到磁場對大氣逃逸的最終影響。

4.4 碰撞風(fēng)和電荷交換

溫度較低的行星大氣與較熱的恒星風(fēng)碰撞會形成碰撞風(fēng)。Holmstrm 等人[104]2008 年首次提出，中性行星大氣與電離恒星風(fēng)之間的電荷交換是影響行星大氣逃逸的重要過程。來自恒星風(fēng)快速熱質(zhì)子與來自行星大氣的中性H 相互作用，通過電荷交換，可以產(chǎn)生高速的熱中性H 粒子(即高能中性原子，ENA)。這個ENA 云可用來解釋Lyα 線翼上強烈的吸收信號。

4.5 恒星輻射壓

Vidal-Madjar 等人[55]提出了恒星輻射壓模型，指出逃出行星大氣的中性H通過共振散射吸收來自于恒星的萊曼輻射，從而被再次加速。Bourrier 和Lecavelier des Etangs[118]2013 年進(jìn)一步改進(jìn)了該模型。類似于Ekenbck 等人的模型，Bourrier 和Lecavelier des Etangs[118]2013 年的模型 也是從逸散層底開始進(jìn)行蒙特卡羅粒子模擬，該模型在兩種情況下可擬合HD 209458b[55]Lyα 的吸收：一種情況是當(dāng)恒星輻射流量為3 倍太陽輻射流量時，物質(zhì)損失率約為109g·s?1；另一種情況是當(dāng)恒星輻射流量為4 倍太陽輻射流量時，物質(zhì)損失率約為6×109～1011g·s?1。然而，對于2011 年HD 189733b Lyα 藍(lán)端(?230～?140 km·s?1) 的吸收信號，用輻射壓則無法單獨解釋，因此，他們進(jìn)一步考慮了其與恒星風(fēng)的電荷交換過程。他們的結(jié)果顯示物質(zhì)損失率為4×108～1011g·s?1，而HD 189733 的XUV 輻射大約為太陽的6～23 倍。依賴于不同的物理假設(shè)，一維的理論模型的確可以產(chǎn)生109～1011g·s?1的物質(zhì)損失率，然而這樣的 結(jié)果往往是球?qū)ΨQ的，因此無法解釋HD 189733b 不對稱的吸收輪廓[112]。Bourrier 等人[103]2016 年研究了GJ436b 的大氣逃逸，發(fā)現(xiàn)M 型矮星GJ 436 的低輻射壓對行星大氣流體動力學(xué)逃逸起著重要作用，然而，單憑輻射壓他們無法解釋每次凌食探測到的特定光譜特征。他們利用數(shù)值模擬研究了輻射壓以及恒星風(fēng)與行星風(fēng)的相互作用，并結(jié)合這兩方面擬合了GJ 436b Lyα 的觀測信號。

5 總結(jié)與展望

到目前為止，人們已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了數(shù)千顆系外行星，行星的大氣層已經(jīng)成為行星研究的重要焦點。大氣層通常很薄，與行星相比其質(zhì)量幾乎可以忽略不計。但大氣層是調(diào)節(jié)行星與其周圍環(huán)境之間能量交換的關(guān)鍵層，也是決定行星是否宜居的關(guān)鍵因素。本章主要概述一些關(guān)于系外行星中大氣逃逸的研究，以及未來的研究方向。

5.1 數(shù)值模型的改進(jìn)

我們在前面提到的部分模型依賴于一些假設(shè)并忽略了某些物理過程，實際上，完善的數(shù)值模型應(yīng)該包括所有的物理過程。這種模型可以從行星低層大氣開始模擬，因為行星高層大氣在很大程度上與這些區(qū)域是相互聯(lián)系的。Liu 和Tian[119]通過研究發(fā)現(xiàn)行星大氣中C, N,O 及其離子的發(fā)射線對大氣冷卻有重要作用，而這些制冷過程對大氣逃逸的影響還需要進(jìn)一步研究。對于受到中等輻射的行星，大氣中有分子存在，這需要一個普適的光化學(xué)模型。多種粒子的大氣模型還必須自洽地包括重元素在背景氣體中的擴散，并檢驗它們在輕元素的拉拽下能否逃逸。另外，宿主恒星的活動對它們的影響有多大？這些問題也應(yīng)該被考慮。在洛希半徑以外，大氣逃逸具有很強的非對稱性，需要進(jìn)行三維模擬才更接近真實情況。行星大氣與恒星的相互作用及電荷交換、恒星的輻射壓和行星磁場等都會影響大氣逃逸過程。受到較弱輻射或引力勢較大的行星向穩(wěn)定大氣過渡的過程中，流體動力學(xué)逃逸變?nèi)?，非熱逃逸過程會占據(jù)主導(dǎo)。這種包括所有物理因素的模型目前還不成熟，因此構(gòu)建這樣的模型是具有挑戰(zhàn)性的。最終，理論模型還需要與觀測結(jié)合來驗證其適用性。

5.2 觀測方面的進(jìn)展

空間望遠(yuǎn)鏡和地面望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展更有利于人們開展系外行星大氣的觀測研究。正在使用的凌食觀測望遠(yuǎn)鏡有NGTS (Next-Generation Transit Survey), Hat-NET (HungarianAutomated Telescope Network),Super-WASP(super-Wide Angle Search for Planets),ESOHARPS (European Southern Observatory-High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher)和UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) 等。目前探測到的行星大氣大部分存在于熱木星和熱海王星。對于目前已經(jīng)確認(rèn)的近4 000 顆系外行星，小質(zhì)量或小半徑行星如類地行星占有很大比重。MEarth 項目(是一個用機器人望遠(yuǎn)鏡觀測附近的M 型矮星并尋找類地系外行星的天文項目)，TRAPPIST (Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope), SPECULOOS (Search for habitable planets eclipsing ultra-cOOl stars)和CARMENES (Calar alto high-resolution search for M dwarfs with exoearths with nearinfrared and optical echelle spectrographs) 等望遠(yuǎn)鏡主要致力于M 型恒星系統(tǒng)的系外行星觀測。即將升空的韋伯空間望遠(yuǎn)鏡(James Webb Space Telescope, JWST) 是哈勃太空望遠(yuǎn)鏡的繼任者，可以探索遙遠(yuǎn)恒星周圍的行星，促進(jìn)系外行星大氣在可見光到紅外波段的探測。在此之前，系外行星凌食巡天望遠(yuǎn)鏡TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) 已經(jīng)正式上天。它的目標(biāo)是對全天區(qū)進(jìn)行凌食觀測，為JWST 提供類地行星觀測目標(biāo)。中國正在籌劃的12 m 光學(xué)-紅外天文望遠(yuǎn)鏡將有助于探測暗弱目標(biāo)源，建成后必將使天文學(xué)家能對系外行星大氣領(lǐng)域進(jìn)行深入研究。