行星形成理論模型及行星分類

蔣效銘，朱宗宏，HE Ruogu

(1.武漢大學(xué) 物理科學(xué)與技術(shù)學(xué)院，武漢430072； 2.McGill University Department of Atmospheric and Oceanic Sciences，Canada Montreal Quebec H3A 0B9)

1 引言

太陽(yáng)系是我們身居的行星系統(tǒng)，在天文學(xué)尺度上，地球與太陽(yáng)系內(nèi)其他行星的距離微不足道，與天文學(xué)的其他研究對(duì)象相比，我們?cè)趯?duì)行星樣本觀測(cè)方面有得天獨(dú)厚的優(yōu)勢(shì)：距離近從而可以發(fā)射探測(cè)器，直接去行星上進(jìn)行高分辨率、高信噪比的觀測(cè)，如卡西尼和新視野號(hào)探測(cè)器、勇氣和好奇號(hào)火星車；還可以直接獲取樣本，發(fā)射著陸器取樣并返回地球?qū)嶒?yàn)室，如美國(guó)的阿波羅計(jì)劃、日本的隼鳥探測(cè)器、中國(guó)的嫦娥工程及行星探測(cè)工程。我們不僅能觀測(cè)，還能獲取第一手材料，這些優(yōu)勢(shì)是天文學(xué)其他領(lǐng)域難以企及的。這些優(yōu)勢(shì)決定了太陽(yáng)系是行星科學(xué)研究的第一樣本，前人在對(duì)太陽(yáng)系的觀測(cè)、理解的基礎(chǔ)上構(gòu)建起了行星起源及演化模型，如漩渦模型、星云假說(shuō)、Chamberlin-Moulton星子假說(shuō)、引力不穩(wěn)定性模型、核吸積模型等。

然而行星也是一類我們非常不熟悉的天體，行星的質(zhì)量決定了其難以進(jìn)行高能輻射過(guò)程，不能產(chǎn)生足夠強(qiáng)的信號(hào)，遠(yuǎn)距離的觀測(cè)者難以感知行星的存在。太陽(yáng)系外主序恒星周圍的行星也是到了1995年才由Mayor和Queloz[1]完成第一次認(rèn)證，這也開啟了大樣本研究行星的時(shí)代，后續(xù)的地基巡天及Kepler之類的空間望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)了大量的系外行星，在25年內(nèi)將行星的樣本從8顆擴(kuò)大到了4 000多顆，打開了全新的世界。系外行星的觀測(cè)也顛覆人類長(zhǎng)久以來(lái)的認(rèn)知，嚴(yán)重挑戰(zhàn)著現(xiàn)有的行星形成理論。

2 行星形成理論發(fā)展

2.1 古代和近代理論模型

2.1.1 漩渦模型

最早的太陽(yáng)系形成模型于牛頓萬(wàn)有引力定律之前提出，法國(guó)哲學(xué)家、數(shù)學(xué)家勒內(nèi)·笛卡爾(Ren′e Descartes)在1632―1633年間撰寫的《世界》中提出了漩渦模型。模型認(rèn)為宇宙中充滿了由粒子構(gòu)成的漩渦，太陽(yáng)和行星從一個(gè)巨大的漩渦中凝結(jié)而出，且漩渦通過(guò)某種機(jī)制收縮，從而解釋行星的圓周運(yùn)動(dòng)[2]。

2.1.2 星云假說(shuō)

在漩渦模型之后，又產(chǎn)生了星云假說(shuō)。星云假說(shuō)最早在1743年由瑞典科學(xué)家、哲學(xué)家、神學(xué)家伊曼紐·斯威登堡(Emanuel Swedenborg)提出[3]，后由德國(guó)哲學(xué)家，啟蒙運(yùn)動(dòng)的核心思想家伊曼紐爾·康德(Immanuel Kant)于1755年闡述并進(jìn)行拓展[4]。康德認(rèn)為，太陽(yáng)系始于一團(tuán)分散的粒子云，粒子的引力導(dǎo)致粒子間相互運(yùn)動(dòng)和碰撞，而后化學(xué)力使他們結(jié)合在一起。隨著這些粒子團(tuán)中的部分比其他粒子團(tuán)更大，生長(zhǎng)速度更快，最終形成行星?？档碌睦碚撛谟^測(cè)上存在明顯的缺陷，不能解釋行星沿相同方向和平面繞太陽(yáng)運(yùn)動(dòng)，也沒(méi)有考慮行星衛(wèi)星的繞轉(zhuǎn)。

到了1796年，皮埃爾-西蒙·拉普拉斯(Pierre-Simon Laplace)對(duì)星云假說(shuō)進(jìn)行了改進(jìn)[4]，他認(rèn)為行星形成于太陽(yáng)形成之后，太陽(yáng)的大氣延伸到最遠(yuǎn)的行星軌道之外，而太陽(yáng)隨著輻射熱量而逐步冷卻，所能提供的氣體壓力隨之下降，太陽(yáng)開始收縮。根據(jù)角動(dòng)量守恒定律，太陽(yáng)變小將導(dǎo)致太陽(yáng)轉(zhuǎn)速變快，離心力導(dǎo)致物質(zhì)向外漂移，而引力將物質(zhì)向內(nèi)拉扯，共同作用下形成多個(gè)同心圓環(huán)。后續(xù)演化中每個(gè)環(huán)中的物質(zhì)聚集形成一顆行星。拉普拉斯也用相同的理論模型來(lái)解釋行星衛(wèi)星的形成，認(rèn)為行星環(huán)最終將演化成行星的衛(wèi)星。拉普拉斯的模型可以合理地解釋太陽(yáng)系行星在同一平面上以同一方向繞太陽(yáng)公轉(zhuǎn)。將康德和拉普拉斯的理論相結(jié)合，就是康德-拉普拉斯行星假說(shuō)。該假說(shuō)被廣泛接受了近一個(gè)世紀(jì)，而后續(xù)發(fā)現(xiàn)了高偏心率軌道的小行星和系外行星，以及有逆行軌道的衛(wèi)星，這些觀測(cè)事實(shí)都挑戰(zhàn)著這一理論。此外，太陽(yáng)占太陽(yáng)系總質(zhì)量的99.9%，而行星卻擁有系統(tǒng)中99%以上的角動(dòng)量，若太陽(yáng)系符合這一理論，要么太陽(yáng)應(yīng)該轉(zhuǎn)得更快，要么行星公轉(zhuǎn)更慢。

2.1.3 Chamberlin-Moulton星子假說(shuō)

到了1905年，美國(guó)地質(zhì)學(xué)家Thomas Chrowder Chamberlin和天文學(xué)家Forest Ray Moulton提出了獨(dú)立于上述假說(shuō)的全新理論——Chamberlin-Moulton星子假說(shuō)[5]。假說(shuō)認(rèn)為在太陽(yáng)的早期有一顆恒星以極近的距離與太陽(yáng)相遇，潮汐力在太陽(yáng)表面產(chǎn)生凸起，其與太陽(yáng)的內(nèi)部機(jī)制共同作用，將物質(zhì)多次從太陽(yáng)抽出。由于相遇恒星的引力作用，太陽(yáng)會(huì)生出兩個(gè)螺旋狀的旋臂，盡管大部分物質(zhì)將會(huì)落回太陽(yáng)，但是仍會(huì)有部分留在軌道上。軌道上的這部分物質(zhì)將會(huì)冷凝成為大量小行星以及少量大的原行星，即星子。這些星子通過(guò)碰撞，形成行星和衛(wèi)星，剩下的星子則為后世所觀測(cè)到的彗星和小行星。當(dāng)時(shí)天文觀測(cè)到的“螺旋星云”則被當(dāng)成這一假說(shuō)的觀測(cè)證據(jù)，螺旋結(jié)構(gòu)從中央亮區(qū)延伸出來(lái)。后來(lái)人們知道了所謂的“螺旋星云”實(shí)際上是旋渦星系，而非演化中的恒星。

到了1917年，Jeans[6]稱，僅需恒星以非常近的距離與太陽(yáng)擦肩而過(guò)就能射出物質(zhì)，并不需要太陽(yáng)產(chǎn)生凸起。但是Chamberlin-Moulton星子假說(shuō)仍然存在一些致命的缺陷。1935年Henry Norris Russell指出，該假說(shuō)難以解釋太陽(yáng)系內(nèi)的軌道角動(dòng)量分布，因?yàn)槌毕毫盐镔|(zhì)的速率分布應(yīng)該主要集中在低速區(qū)域，只有少部分能達(dá)到高速，對(duì)應(yīng)的物質(zhì)應(yīng)該主要分布在靠近太陽(yáng)的軌道，然而實(shí)際觀測(cè)中，太陽(yáng)系絕大部分軌道角動(dòng)量都分布在遠(yuǎn)離太陽(yáng)的區(qū)域[7]。1939年，Lyman Spitzer研究發(fā)現(xiàn)從太陽(yáng)中抽出的物質(zhì)會(huì)消散而不會(huì)凝結(jié)成行星[8]。并且，若將此理論應(yīng)用于銀河系，會(huì)發(fā)現(xiàn)這樣的事件發(fā)生率極低，因?yàn)閮深w恒星很難以如此近的距離相遇[9]。此外，隨著對(duì)星際介質(zhì)理解的增進(jìn)，發(fā)現(xiàn)確實(shí)有大量云狀物質(zhì)存在，而且恒星就在其中形成，行星也必將在恒星形成時(shí)期，以某種機(jī)制生成，因此更支持其他理論模型。

現(xiàn)今行星形成理論已經(jīng)拋棄Chamberlin-Moulton星子假說(shuō)，但仍保留了小行星這一概念。目前學(xué)界將太陽(yáng)系的起源視為恒星形成的一個(gè)案例，隨著觀測(cè)的增加，逐步限制形成機(jī)制，在康德-拉普拉斯假說(shuō)的啟發(fā)下，衍生出的主要模型有引力不穩(wěn)定性模型和核吸積模型。

2.2 現(xiàn)代理論模型

2.2.1 引力不穩(wěn)定性模型

引力不穩(wěn)定性模型由Kuiper在1951年提出[10]。模型認(rèn)為當(dāng)原行星盤受擾動(dòng)，發(fā)生引力坍縮撕裂形成多個(gè)團(tuán)塊，團(tuán)塊各自進(jìn)一步坍縮形成行星。Cameron在1978年進(jìn)行的計(jì)算表明，原始太陽(yáng)的吸積盤將會(huì)受擾動(dòng)形成環(huán)，而環(huán)將自行坍縮形成氣態(tài)巨行星[11]。在原行星盤中，會(huì)有溫度和壓強(qiáng)抵抗引力坍縮而保持穩(wěn)定，原行星盤的穩(wěn)定性可利用Safronov-Toomre準(zhǔn)則判斷[12,13]：

其中，Q為Toomre參數(shù)，cs為聲速(單位為cm?s-1)，Ω為軌道頻率(單位為rad?s-1)，G為引力常數(shù)(單位為cm3?g-1?s-2)，Σ為原行星盤表面密度(單位為g?cm-2)。此準(zhǔn)則是盤保持引力穩(wěn)定的充分必要條件，當(dāng)滿足此準(zhǔn)則時(shí)，盤將保持穩(wěn)定不會(huì)撕裂，但不滿足此準(zhǔn)則時(shí)并不能說(shuō)明盤將撕裂。

例如：對(duì)類太陽(yáng)恒星的原行星盤距中心r=10 AU處取h/r=0.05，h為盤在該處的厚度，則由h/r=cs/vφ，vφ為軌道速度，得cs≈0.5 km?s-1，為了使Q≤1我們需要求Σ≥1500 g?cm-2，遠(yuǎn)大于最小質(zhì)量太陽(yáng)星云(MMSN)中預(yù)期10 AU處的Σ≈54 g?cm-2。這表明引力不穩(wěn)定性模型只能應(yīng)用于非常致密的盤。對(duì)應(yīng)的最易于坍縮的空間尺度為：

可估算形成行星的質(zhì)量：

可見通過(guò)引力不穩(wěn)定性模型將形成大質(zhì)量的行星，且更適用于在遠(yuǎn)距離軌道。

2.2.2 核吸積模型

目前最主流的觀點(diǎn)為核吸積模型，最早由Safronov(1969年)[14]，Goldreich和Ward(1973年)[15]等人構(gòu)建。核吸積模型也認(rèn)為太陽(yáng)系起源于原始星云的引力坍縮，而坍縮可能是由云中隨機(jī)的密度波動(dòng)觸發(fā)，也可能是受外界擾動(dòng)所引起，如超新星爆發(fā)的沖擊波。云團(tuán)迅速坍縮為球狀，因其繞銀河中心公轉(zhuǎn)，近心側(cè)比遠(yuǎn)心側(cè)的速度慢，隨著坍縮的發(fā)展，云團(tuán)開始旋轉(zhuǎn)，由角動(dòng)量守恒，在云團(tuán)中心引力和旋轉(zhuǎn)離心力的共同作用下，云團(tuán)將演變?yōu)楸P狀，即形成原行星盤。當(dāng)氣體和塵埃向中心吸積時(shí)，引力勢(shì)能轉(zhuǎn)化為動(dòng)能并使中心區(qū)域壓強(qiáng)和溫度升高，當(dāng)達(dá)到一定閾值后，開始熱核反應(yīng)，即標(biāo)志著太陽(yáng)的形成。同時(shí)，原行星盤中相鄰的物質(zhì)以相近的軌道運(yùn)行，塵?；ハ嘀g有機(jī)會(huì)發(fā)生輕柔的碰撞，然后粘附凝結(jié)在一起，最后形成更大的固體星子。固體星子作為吸積核持續(xù)吸積周圍的物質(zhì)增大自身質(zhì)量和引力，擁有更大的質(zhì)量后，更強(qiáng)的引力可以擴(kuò)大吸積的范圍，正向促進(jìn)吸積過(guò)程，直到清空其Hill半徑內(nèi)的物質(zhì)，此過(guò)程即為核吸積模型最核心的思想。

在核吸積模型的基礎(chǔ)上，后續(xù)研究對(duì)一些觀測(cè)到的現(xiàn)象做出了解釋，而觀測(cè)現(xiàn)象也為核吸積模型做出了約束。太陽(yáng)系的觀測(cè)發(fā)現(xiàn)近距離軌道都是巖石行星，而氣態(tài)巨行星都出現(xiàn)在遠(yuǎn)距離軌道上，這表明在太陽(yáng)誕生后的演化階段中，太陽(yáng)輻射的光和熱影響著原行星盤中的環(huán)境，核心區(qū)域溫度高，產(chǎn)生光致蒸發(fā)效應(yīng)，隨著徑向遠(yuǎn)離太陽(yáng)，環(huán)境中的溫度逐步下降，揮發(fā)性物質(zhì)開始凝結(jié)。如在靠近太陽(yáng)的區(qū)域，溫度過(guò)高難以保留大量的如H2O,CO2,NH3這樣的揮發(fā)性物質(zhì)，內(nèi)軌道行星往往都是巖石行星，即：水星、金星、地球、火星。在外軌道的環(huán)境溫度低，天體易于俘獲更多的揮發(fā)性物質(zhì)，當(dāng)天體質(zhì)量達(dá)到10 M⊕后，其引力場(chǎng)足以束縛宇宙中最輕且最豐富的分子——H2,He。首先從氣態(tài)物質(zhì)中凝結(jié)成固體的物質(zhì)是硅酸鹽，它們是形成巖石的基礎(chǔ)材料，其次在更遠(yuǎn)的距離水冰形成。如：在內(nèi)太陽(yáng)系中的月球，密度為3.3 g?cm-3，主要成分是硅酸鹽礦物組成的巖石；而在外太陽(yáng)系中，土星的衛(wèi)星特提斯(Tethys)，密度約為0.97 g?cm-3，含有大量水冰。在更遠(yuǎn)處的衛(wèi)星，密度小幅上升，包含了密度更高的固體，如CO2。因此在外軌道上可以形成質(zhì)量非常大的行星，如木星、土星、天王星、海王星。因此太陽(yáng)輻射帶來(lái)的溫度梯度效應(yīng)，體現(xiàn)為隨著距離增加，固體天體中揮發(fā)物比例逐步上升。

盡管康德-拉普拉斯的太陽(yáng)系星云模型依然有一些問(wèn)題，但是其核心思想與核吸積模型相符，得到了來(lái)自紅外和射電觀測(cè)的驗(yàn)證，發(fā)現(xiàn)恒星周圍確實(shí)存在物質(zhì)盤。且對(duì)星團(tuán)的觀測(cè)可以驗(yàn)證行星形成于很短的時(shí)標(biāo)內(nèi)，觀測(cè)上發(fā)現(xiàn)，由于氣體盤光學(xué)厚導(dǎo)致的恒星近紅外過(guò)量輻射的恒星數(shù)量比例從接近100%(星團(tuán)年齡≤1 Ma)，下降到≤5%(星團(tuán)年齡≥10 Ma)[16,17]，這表明從云團(tuán)坍縮開始，到形成原行星盤只需要百萬(wàn)年。無(wú)論是吸積、光致蒸發(fā)，還是行星形成導(dǎo)致的近紅外輻射下降，巨行星必須要在盤中氣體耗散之前的幾Ma內(nèi)形成，同樣的時(shí)標(biāo)約束也適用于星子的形成，因?yàn)?0%～90%的巖石行星和冰巨星需要由星子凝結(jié)而成，星子必須在此時(shí)間內(nèi)形成。

對(duì)于太陽(yáng)系行星后續(xù)演化的理論研究表明，除了目前觀測(cè)到的幾大行星外，太陽(yáng)系內(nèi)還應(yīng)該存在過(guò)幾個(gè)月球或火星大小的天體。這些巨大的星子(或稱為行星胚胎)，與行星碰撞可以產(chǎn)生戲劇性的作用，從而解釋觀測(cè)上的一些反?，F(xiàn)象。例如：在對(duì)月球起源的研究中，1986年Hartmann等人[18]提出，類地原行星可能在形成的最后階段遭受質(zhì)量相當(dāng)?shù)奶祗w的撞擊，月球可能源于一次火星大小的天體與地球碰撞，碎裂物質(zhì)重新聚合形成月球；在對(duì)水星的觀測(cè)研究中發(fā)現(xiàn)水星的無(wú)壓縮密度異常偏高，水星的密度為5.43 g?cm-3，與地球的密度5.52 g?cm-3相當(dāng)，但若考慮在無(wú)壓縮，即零壓強(qiáng)的情況下，類地行星水星、金星、地球、火星的無(wú)壓縮密度分別為5.3,4.4,4.4,3.8 g?cm-3，相比之下水星的密度異常偏高。Urey意識(shí)到，水星必定有著比其他類地行星高的Fe-Si比[19]，這意味著水星的硅酸鹽地幔通過(guò)某種機(jī)制丟失掉了一部分。Hartmann關(guān)于月球起源的理論也可以用于解釋水星偏高的密度[18]，根據(jù)此理論，1988年Benz等人[20]計(jì)算表明，撞擊前水星質(zhì)量約為目前水星質(zhì)量的2.25倍，后續(xù)與一顆質(zhì)量約為1/6撞擊前水星質(zhì)量的天體高速碰撞，剝離了大部分的地幔，剩下一個(gè)由鐵主導(dǎo)的固態(tài)核；觀測(cè)上發(fā)現(xiàn)金星的自轉(zhuǎn)速率極慢，自轉(zhuǎn)周期長(zhǎng)達(dá)243地球日，且自轉(zhuǎn)方向與太陽(yáng)系內(nèi)其他行星相反，為解釋這一異?，F(xiàn)象，天文學(xué)家提出了內(nèi)核-地幔摩擦與大氣潮汐共同作用等解釋[21-23]，也有更直觀的觀點(diǎn)——太陽(yáng)系內(nèi)曾經(jīng)存在過(guò)的少量的大天體或大量的小天體與原始的金星發(fā)生過(guò)碰撞，大幅改變了金星的自轉(zhuǎn)角動(dòng)量[24]。

我們觀測(cè)到的太陽(yáng)系相當(dāng)于行星系統(tǒng)演化過(guò)程中的時(shí)間切片，而觀測(cè)到的各個(gè)系外行星系統(tǒng)很可能處于演化過(guò)程中的不同階段，可以為我們拼湊出行星系統(tǒng)演化的整個(gè)過(guò)程，約束行星形成的理論模型。核吸積模型作為目前最主流的觀點(diǎn)，也被應(yīng)用于對(duì)系外行星的討論，Mordasini等人[25]在核吸積模型的框架下進(jìn)行對(duì)行星族群的計(jì)算分析，發(fā)現(xiàn)行星系統(tǒng)初始條件的變化會(huì)導(dǎo)致最終形成多種多樣的行星，由于觀測(cè)選擇效應(yīng)的局限，目前所探測(cè)到的系外行星僅是所有行星的冰山一角，隨著探測(cè)能力的提升，可以發(fā)現(xiàn)更多的行星族群[26]。在Mordasini等人的基礎(chǔ)上，Emsenhuber等人[27]近年又提出了新一代行星族群合成模型(NGPPS)，該模型盡可能地預(yù)測(cè)了必要的行星觀測(cè)量，包括半徑、光度、蒸發(fā)率；擴(kuò)大了模型適用的行星質(zhì)量和行星公轉(zhuǎn)軌道范圍；發(fā)現(xiàn)對(duì)于類地行星，如果在初始階段引入足夠多的胚胎行星(約100個(gè))將會(huì)產(chǎn)生一個(gè)猛烈撞擊的階段；對(duì)于巨行星，他們發(fā)現(xiàn)與木星質(zhì)量相當(dāng)?shù)男行潜仨氃谠行潜P分布擴(kuò)散前的很短時(shí)間內(nèi)形成其固態(tài)內(nèi)核，否則將會(huì)大幅遷移到原行星盤的內(nèi)邊界。

3 現(xiàn)有行星形成理論的疑難

3.1 理論矛盾

3.1.1 核吸積模型的謎團(tuán)

盡管天文學(xué)界廣泛接受核吸積模型，我們也已經(jīng)清楚微米尺度塵埃長(zhǎng)到厘米尺度粒子的過(guò)程，但在更大尺度的增長(zhǎng)上依然存在謎團(tuán)。數(shù)值模擬顯示，當(dāng)塵埃粒子增大至厘米級(jí)之后，它們與氣體的耦合能力減弱，粒子的生長(zhǎng)可能會(huì)停滯在厘米尺度。實(shí)驗(yàn)或數(shù)值模擬的結(jié)果表明，星體長(zhǎng)到厘米尺度，其吸附粘合的有效性將大幅降低，平均碰撞速度也會(huì)增加，過(guò)大的粒子會(huì)以過(guò)快的速度碰撞，導(dǎo)致表面的化學(xué)過(guò)程無(wú)法發(fā)揮作用，甚至將顆粒撞碎，從而阻止其增長(zhǎng)，因而被稱為“反彈障礙”[28]。

星體在盤中徑向遷移，但過(guò)快的遷移速度會(huì)使行星被宿主恒星吞噬。由于氣壓的存在，會(huì)使原行星盤中氣體公轉(zhuǎn)速度低于開普勒速度，亞開普勒速度的氣體分子會(huì)從已形成的星體中奪取角動(dòng)量，將星體拉向中央恒星。徑向漂移的速度與行星的大小近似成正比，隨著行星越來(lái)越大，其向內(nèi)漂移的速度越來(lái)越快。數(shù)值模擬表明，米級(jí)尺度的星體有著最快的向內(nèi)漂移速度，徑向漂移會(huì)增加星體之間的相對(duì)速度，星體在較大的速度下相碰。由于星體的粘附性隨著體積增大而減弱，可預(yù)期碰撞會(huì)導(dǎo)致許多星體破碎，此過(guò)程被稱為“米級(jí)障礙”，阻止星體進(jìn)一步長(zhǎng)大。即使這些碎片重新聚集，也會(huì)反復(fù)上述過(guò)程并最終漂移到中央恒星，只留下氣體，從而缺乏形成星子的關(guān)鍵固體[29]。

在原行星盤壽命方面，理論的要求與觀測(cè)結(jié)果難以匹配。根據(jù)核吸積模型，木星內(nèi)部固體核生長(zhǎng)和吸積周圍氣體的過(guò)程，需要持續(xù)提供星云氣體約10 Ma。但是，觀測(cè)表明年輕恒星周圍原行星盤的壽命約為0.110 Ma，而一半有行星盤的系統(tǒng)，其行星盤壽命也只有3Ma[29]。

3.1.2 環(huán)形成理論的缺失

行星環(huán)的形成理論尚無(wú)定論，目前通常是用洛希極限來(lái)理解，當(dāng)行星旁兩個(gè)小天體彼此的吸引力小于行星對(duì)兩天體的引力之差，兩者就不能聚集在一起形成更大的天體。對(duì)于太陽(yáng)系天體，木星、土星、天王星、海王星的環(huán)系統(tǒng)都處于洛希極限的范圍之內(nèi)。目前所面臨的挑戰(zhàn)是形成環(huán)的物質(zhì)是在什么時(shí)候，通過(guò)什么機(jī)制到達(dá)洛希極限內(nèi)，并最終到達(dá)現(xiàn)在的位置，以及對(duì)于不同的環(huán)系，如何限制環(huán)的半徑范圍。對(duì)于不同行星的環(huán)系，理論可能會(huì)天差地別，木星的環(huán)處于產(chǎn)生、湮滅的穩(wěn)定態(tài)，新粒子可以由衛(wèi)星的地質(zhì)活動(dòng)提供；而對(duì)于土星，仍有很多爭(zhēng)論，1849年，Edouard Roche提出土星的環(huán)系統(tǒng)是由一顆軌道達(dá)到土星的洛希極限，從而被潮汐撕裂的衛(wèi)星形成①https://web.archive.org/web/20090321071339/http://www2.jpl.nasa.gov/saturn/back.html。后續(xù)在潮汐撕裂理論的基礎(chǔ)上，出現(xiàn)了新的變種理論，認(rèn)為土星的衛(wèi)星被一顆大彗星或小行星撞擊后解體，形成土星環(huán)②https://web.archive.org/web/20100323172559,http://science.nasa.gov/headlines/y2002/12feb_rings.htm。此外還有一種觀點(diǎn)認(rèn)為，土星環(huán)并非源于土星的衛(wèi)星，而是由形成土星的原始星云的殘留物質(zhì)形成[30]。

3.2 觀測(cè)矛盾

伽利略探測(cè)器發(fā)現(xiàn)木星大氣中富含揮發(fā)性物質(zhì)，如Ar和He，這類氣體若要凝結(jié)并參與木星內(nèi)核的形成，需要30 K甚至更低的溫度，對(duì)應(yīng)的軌道距離與傳統(tǒng)認(rèn)為木星的形成軌道相矛盾。不過(guò)后續(xù)的一些模型表明，原行星盤的中央平面溫度比之前預(yù)估的低，可達(dá)到25 K。

對(duì)于隕石的研究發(fā)現(xiàn)，最古老的一批隕石在化學(xué)上沒(méi)有顯著區(qū)別，除了揮發(fā)性元素外，幾乎與太陽(yáng)光球的成分相同。這些隕石也為研究原始顆粒的尺度提供線索，90%的隕石體積內(nèi)部充滿顆粒結(jié)構(gòu)，約為0.1 mm至厘米級(jí)尺度。研究表明，它們被加熱至熔點(diǎn)之上持續(xù)了幾分鐘，但目前還不清楚這種加熱的具體機(jī)制，有研究者提出是由于星云激波，但激波的起源也存在爭(zhēng)議[31]。

20世紀(jì)90年代以來(lái)，發(fā)現(xiàn)了大量的系外行星，系外行星中大量的例子嚴(yán)重挑戰(zhàn)著上述行星理論。在系外行星中，存在著大量非?？拷拗骱阈堑木扌行?，稱作熱木星。熱木星的質(zhì)量和半徑都與木星相當(dāng)，但是其軌道周期極短(小于10 d)，公轉(zhuǎn)軌道距離只有百分之幾AU，在太陽(yáng)系中完全沒(méi)有對(duì)應(yīng)的行星。而且如此近距離的軌道會(huì)受到宿主恒星強(qiáng)烈的輻射，在高溫下還能富集氣體也挑戰(zhàn)著先前的理論。理論模型預(yù)期，當(dāng)行星軌道距離較遠(yuǎn)時(shí)，盤的公轉(zhuǎn)速度較慢，盤內(nèi)星子之間的相對(duì)速度也較慢，它們之間的碰撞過(guò)程更容易發(fā)生聚集。同時(shí)，在較遠(yuǎn)的距離，盤中環(huán)境溫度低，星子的主要成分是冰，因此碰撞時(shí)有更大的粘附性。所以在較遠(yuǎn)距離的星子易在短時(shí)間內(nèi)長(zhǎng)成地球質(zhì)量的天體。此外，在近距離軌道氣體易受熱揮發(fā)，當(dāng)逃逸至遠(yuǎn)距離軌道冷卻穩(wěn)定后才容易被行星胚胎吸積，理論計(jì)算得出氣態(tài)巨行星出現(xiàn)在更遠(yuǎn)距離的軌道上。

從吸積盤出發(fā)，我們期待盤面上的物質(zhì)沿同一方向公轉(zhuǎn)并與恒星自轉(zhuǎn)方向相同，形成行星的公轉(zhuǎn)方向也自然保持一致，但觀測(cè)上發(fā)現(xiàn)了逆行的系外行星[32]，以及高軌道傾角的行星，如HAT-P-7 b公轉(zhuǎn)面與宿主恒星赤道面的夾角可達(dá)到86°[33]。

根據(jù)軌道的潮汐耗散理論，行星繞宿主恒星公轉(zhuǎn)時(shí)會(huì)通過(guò)潮汐作用耗散軌道能量和偏心率，且行星質(zhì)量和軌道偏心率越高、行星半徑越大的行星會(huì)以更高的耗散率損失偏心率，即軌道圓化[34,35]。但是觀測(cè)上發(fā)現(xiàn)了一些違背潮汐耗散理論的例子，如HD80606 b。HD80606 b是一顆質(zhì)量為3.94 MJ，半徑為0.921 4 RJ的行星，軌道半長(zhǎng)軸為0.449 AU，但它的軌道偏心率出奇地高，達(dá)到了0.93。其宿主恒星的質(zhì)量為0.98 M⊙，年齡為7.63 Ga，相比之下，行星的質(zhì)量已非常大，經(jīng)歷數(shù)十億年的演化后，還能擁有如此高的軌道偏心率，并不符合潮汐圓化理論對(duì)大質(zhì)量行星軌道偏心率隨時(shí)間推移而減小，最終應(yīng)有近似正圓軌道的預(yù)期。

太陽(yáng)系內(nèi)行星的密度通常在1～5 g?cm-3，最極端的土星也有0.7 g?cm-3。而在系外行星中發(fā)現(xiàn)了一批密度極低的行星，因其低密度的特性被稱為“超級(jí)泡芙”。最極端的例子為Kepler-51 b和Kepler-51 c，質(zhì)量為4.4 M⊕和5.7 M⊕，半徑高達(dá)8.98 R⊕和9.46 R⊕，對(duì)應(yīng)的密度只有0.03 g?cm-3和0.04 g?cm-3，遠(yuǎn)遠(yuǎn)低于在太陽(yáng)系中所見的天體。熱木星因?yàn)槠胶鉁囟雀叨蛎洠珳囟蕊@著降低的“超級(jí)泡芙”就不能用受熱膨脹來(lái)解釋。目前的觀點(diǎn)主要有：“超級(jí)泡芙”可能是由于系統(tǒng)年輕，還處于坍縮過(guò)程中，密度未達(dá)到穩(wěn)定值；其他的解釋還有塵埃外流[36]，光化學(xué)煙霧[37]，潮汐加熱引起膨脹[38]，或本身確實(shí)擁有特別厚的大氣[39]；近期又有理論提出“超級(jí)泡芙”可能是一顆有環(huán)的行星，環(huán)的存在提高了行星的凌星深度，導(dǎo)致我們得出過(guò)大的半徑[40]。由于目前觀測(cè)數(shù)據(jù)的匱乏，各種解釋都有一定的可能，尚無(wú)定論。

3.3 地外生命的遙遙無(wú)期

人類本能地會(huì)思考我們?cè)谟钪嬷械牡匚唬欠裼衅渌腔凵?，地球是不是唯一一顆有生命存在的行星。地外生命是目前行星科學(xué)中最火熱的方向，“我們是孤獨(dú)的嗎？”是長(zhǎng)久以來(lái)的問(wèn)題，天文學(xué)家為之做出了長(zhǎng)久努力。早在1896年，Nikola提出他的無(wú)線電傳輸系統(tǒng)的極端版本可以與火星上的生物通訊[41]；1960年康奈爾大學(xué)的射電天文學(xué)家Frank第一次運(yùn)用無(wú)線電方法對(duì)地外生命進(jìn)行搜尋，該項(xiàng)目起名為Ozma計(jì)劃。利用26 m口徑的射電望遠(yuǎn)鏡，在1.420 GHz波段觀測(cè)了恒星Tau Ceti和Epsilon Eridani，但是沒(méi)有檢測(cè)出有價(jià)值的信號(hào)①https://time.com/time/magazine/article/0,9171,874057,00.html；最著名的通過(guò)無(wú)線電方法搜尋地外生命的項(xiàng)目是SETI計(jì)劃，其中SETI@home部分為公眾所熟知，利用公眾志愿者計(jì)算機(jī)閑時(shí)的計(jì)算資源來(lái)對(duì)可能存在地外生命信號(hào)的觀測(cè)數(shù)據(jù)進(jìn)行數(shù)據(jù)分析，但目前還沒(méi)有分析出可靠的地外生命信號(hào)。2020年3月31日，該項(xiàng)目停止向用戶發(fā)送新任務(wù)，工作陷入無(wú)限期的中斷。SETI小組表示，將為公眾提供新的方式為SETI做出貢獻(xiàn)。

根據(jù)目前人類對(duì)生命的理解，提出了宜居帶的概念，即在恒星周圍，適宜生命居住的范圍。宜居帶是通過(guò)水能以液態(tài)存在的范圍來(lái)確定，基本思想是恒星通過(guò)黑體輻射F*（T*）向外輻射能量，位于軌道r處的行星接受到Fp+［r,F*（T*）］的輻射能流，而行星被加熱后也會(huì)自發(fā)向外輻射能流Fp-（Tp），當(dāng)Fp+=Fp-（Tp）兩輻射數(shù)值相等時(shí)，行星達(dá)到平衡溫度Tpb，平衡溫度等于0°C和100°C時(shí)所對(duì)應(yīng)的軌道位置d0和d100即對(duì)應(yīng)宜居帶的外邊界和內(nèi)邊界。1993年，Jim Kasting等人用一維氣候模型來(lái)估計(jì)主序星宜居帶的范圍，他們定義宜居帶內(nèi)邊界為水將被陽(yáng)光分解為H2和O2的臨界位置，外邊界為即使在溫室氣體濃度達(dá)到最高時(shí)，也不能保持足夠高的溫度維持水以液態(tài)形式存在的臨界點(diǎn)，得到太陽(yáng)系的宜居帶范圍為0.95～1.67 AU[42]。到了2003年，Kasting等人[43]改進(jìn)了用于估計(jì)宜居帶范圍的一維氣候模型，對(duì)水蒸氣、CO2對(duì)能量的吸收量，水蒸氣對(duì)光的散射等因素進(jìn)行了更精確的計(jì)算，將宜居帶范圍調(diào)整到0.99～1.70 AU之間。上述對(duì)宜居帶范圍的計(jì)算都采用一維氣候模型，Kasting等人[44]使用更可靠的三維模型重新估計(jì)宜居帶后，將太陽(yáng)系宜居帶的內(nèi)邊界重新調(diào)整到0.95 AU。

波多黎各大學(xué)的行星宜居性實(shí)驗(yàn)室(PHL)②http://phl.upr.edu/home為此做出了諸多努力，其提供的潛在的宜居行星列表(HEC)已經(jīng)包含了60顆行星(截止2020年12月，見圖1)，行星的質(zhì)量集中在0.5M⊕～10M⊕之間，軌道周期通常短于100 d，尚未覆蓋太陽(yáng)系中類地行星的位置。HEC選擇的宜居行星需要滿足以下條件：(1)宿主恒星的光譜型為F,G,K,M型；(2)行星軌道處于Kopparapu等人[45]給出的宜居帶內(nèi)，且經(jīng)過(guò)M′endez和Rivera-Valent′?n[46]的軌道偏心率矯正；(3)行星半徑處于0.5R⊕～2.5R⊕或最小質(zhì)量處于0.1M⊕～10M⊕之間。PHL提供了潛在的宜居行星清單，這些潛在的宜居行星分為保守的和樂(lè)觀的兩個(gè)樣本。保守樣本要求行星半徑小于1.5R⊕或最小質(zhì)量小于5M⊕，很可能為宜居行星；樂(lè)觀樣本中對(duì)行星半徑的約束擴(kuò)展到了1.5R⊕～2.5R⊕，或質(zhì)量處于5M⊕～10M⊕之間，與保守樣本相比，樂(lè)觀樣本中的行星具有宜居性的可能性較低。此外地球相似性指數(shù)(E S I)適用于在相近半徑、質(zhì)量的行星中挑選最相似地球的行星，樣本中的行星均要求E S I高于0.5，E S I表達(dá)式為：

圖1 潛在的宜居行星軌道周期與質(zhì)量關(guān)系

其中，S,R為行星接收到宿主恒星輻射的能流和行星半徑，S⊕,R⊕為地球接收到的太陽(yáng)輻射能流與地球半徑。

盡管前人進(jìn)行了諸多努力，但目前我們?nèi)詿o(wú)法斷定哪顆行星上存在地外生命。我們須對(duì)生命存在的形式、條件、將呈現(xiàn)的信號(hào)以及行星本身的演化歷程進(jìn)行深入研究，并且隨著觀測(cè)技術(shù)的進(jìn)步，我們將以更直接的方式獲取系外行星的參數(shù)。

4 大樣本：系外行星

正如前文所述，目前的行星形成理論是不完善的，且基于一個(gè)行星系統(tǒng)所建立的理論，其普適性也有待檢驗(yàn)，而系外行星就是我們尋求新突破的途徑。其有助于我們回答太陽(yáng)系是否是一個(gè)特殊的系統(tǒng)，其他行星系統(tǒng)是否也按照太陽(yáng)系行星理論演化等問(wèn)題，可以有效檢驗(yàn)或約束普適的行星形成理論。為尋求一個(gè)完善而普適的理論，最近二十多年，天文學(xué)家不斷搜尋、觀測(cè)系外行星，為深化理論研究積累了大量系外行星的樣本。

4.1 搜尋結(jié)果

截止2020年12月，NASA Exoplanet Archive①https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/上經(jīng)認(rèn)證的系外行星已有4 307顆，其中3 275(76%)顆通過(guò)凌星法發(fā)現(xiàn)，821(19%)顆由視向速度法探測(cè)發(fā)現(xiàn)，一共有3 300顆行星測(cè)得了半徑數(shù)據(jù)，而質(zhì)量數(shù)據(jù)涵蓋了998顆行星，另有833顆行星擁有最小質(zhì)量數(shù)據(jù)。由系外行星發(fā)現(xiàn)時(shí)間統(tǒng)計(jì)可以看出每年的發(fā)現(xiàn)數(shù)目逐步增加(見圖2a))，而發(fā)現(xiàn)的質(zhì)量上限基本穩(wěn)定在104M⊕附近(這與NASA Exoplanet Archive系外行星被納入檔案的標(biāo)準(zhǔn)相關(guān)②exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/docs/exoplanet_criteria.html，準(zhǔn)則要求入選天體的質(zhì)量或最小質(zhì)量小于或等于30MJ，對(duì)應(yīng)104M⊕)，所探測(cè)行星的質(zhì)量下限也逐步下探，從1995年的264M⊕(55 Cnc b)下探到2015年前后的0.06M⊕(Kepler-138 b)，已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了少量與水星質(zhì)量相當(dāng)?shù)南低庑行?見圖2c))。

在行星(最小)質(zhì)量-軌道周期圖中可以看出(見圖2b))，這些行星在軌道周期和質(zhì)量上與太陽(yáng)系行星存在顯著差異，存在大量短周期且大質(zhì)量行星，極端的公轉(zhuǎn)周期只有數(shù)小時(shí)，少有類似太陽(yáng)系的長(zhǎng)周期行星，這一現(xiàn)象可能是由系外行星搜尋選擇效應(yīng)引入所導(dǎo)致，目前最主流的探測(cè)方法為凌星法和視向速度法。凌星法的原理是行星遮擋了一部分宿主恒星的光，觀測(cè)者發(fā)現(xiàn)恒星的亮度短暫變暗后恢復(fù)，以及光變存在固定的周期，且要求光變曲線滿足特定的形狀。凌星法需要發(fā)生多次凌星才能認(rèn)證行星的存在，而兩次凌星之間的時(shí)間間隔正好對(duì)應(yīng)行星的軌道周期，因此凌星法強(qiáng)烈傾向于短周期軌道的大尺寸行星。行星繞宿主恒星公轉(zhuǎn)時(shí)，其實(shí)是兩者以公共質(zhì)心為圓心(焦點(diǎn))繞轉(zhuǎn)，宿主恒星繞轉(zhuǎn)時(shí)，以觀測(cè)者來(lái)看恒星的光會(huì)存在多普勒效應(yīng)，通過(guò)多普勒效應(yīng)可以搜尋系外行星。當(dāng)恒星朝向觀測(cè)者運(yùn)動(dòng)時(shí)，譜線藍(lán)移，遠(yuǎn)離時(shí)發(fā)生紅移，頻移量與恒星相對(duì)于觀測(cè)者的視向速度大小相關(guān)，滿足c為光速，v為視向速度，而視向速度v的振幅滿足[47]可見在短周期高偏心率軌道上，大質(zhì)量行星的視向速度振幅大，更容易被探測(cè)到。短周期行星有著更高的被探測(cè)率，以及Kepler空間望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)時(shí)長(zhǎng)不過(guò)9 a，難以認(rèn)證更長(zhǎng)周期的行星，導(dǎo)致探測(cè)結(jié)果強(qiáng)烈傾向于短周期行星。在圖2b)中可見，相較于視向速度法，凌星法搜尋到的系外行星更集中于短周期軌道，視向速度法在較長(zhǎng)周期軌道探測(cè)到了凌星法難以搜尋的行星。系外行星集中的區(qū)域呈現(xiàn)出3個(gè)聚集團(tuán)簇，由于目前的觀測(cè)對(duì)于短周期行星較完備，因此團(tuán)簇之間出現(xiàn)的分布低谷應(yīng)客觀存在，該結(jié)果也被NGPPS[48]等模型印證。軌道周期反映離宿主恒星的距離，可以用于表征行星的溫度，因此目前習(xí)慣上將左上角的團(tuán)簇稱為“熱木星”，左下角的稱為“熱海王星”或“熱超級(jí)地球”，右上角的則為“冰巨星”。從行星形成及演化理論上看，這三類行星之間的區(qū)別應(yīng)當(dāng)對(duì)應(yīng)不同的物理過(guò)程，可以成為研究行星形成及演化機(jī)制的突破口。

目前所認(rèn)證的行星在質(zhì)量(半徑)上可以明顯地區(qū)分為兩類，主要集中在地球與海王星質(zhì)量(半徑)之間和木星質(zhì)量(半徑)附近(見圖2c),2d))。行星質(zhì)量或質(zhì)量下限通過(guò)視向速度法測(cè)量，而行星半徑通過(guò)凌星法測(cè)量，兩方法的選擇效應(yīng)不能完整匹配，因此在直方圖上的兩個(gè)峰值高度也不能匹配，但可以肯定在質(zhì)量或半徑上確實(shí)存在兩類天體。根據(jù)核吸積模型，行星是由微米尺度的塵埃顆粒吸附聚集而后吸積氣體形成，是一個(gè)由小變大的過(guò)程，微小的行星更能反映行星形成初期的性質(zhì)。我們也期待在未來(lái)更完備的系外行星搜尋中發(fā)現(xiàn)更小的天體聚類，從而對(duì)形成初期的行星，以及行星形成的早期過(guò)程有更深入的理解。

圖2 系外行星巡天結(jié)果

5 行星分類

5.1 行星分類背景

分類對(duì)于深刻認(rèn)知天體來(lái)說(shuō)十分重要，目前天文學(xué)界對(duì)于恒星、星系都構(gòu)建出了全面、可靠的分類體系，如恒星的赫羅圖、星系的哈勃音叉，赫羅圖與哈勃音叉在恒星物理與星系天文學(xué)中有著舉足輕重的作用，以簡(jiǎn)單的圖反映天體一生的演化過(guò)程，便于對(duì)形成和演化理論的理解與傳播。一個(gè)完善的分類體系應(yīng)該能完整地反映天體的形成和演化理論，在分類體系中呈現(xiàn)出天體形成和演化各個(gè)階段的特點(diǎn)與性質(zhì)，便于對(duì)理論的圖形化表述，預(yù)測(cè)新類型的天體，反向促進(jìn)理論模型的發(fā)展。而對(duì)于行星來(lái)說(shuō)，目前已發(fā)現(xiàn)了4 000多顆系外行星，通過(guò)系外行星性質(zhì)的分類統(tǒng)計(jì)分析，期望能發(fā)現(xiàn)更多未知的行星，促進(jìn)理論的發(fā)展，然而目前尚無(wú)一個(gè)完善的分類體系來(lái)描述行星形成理論。長(zhǎng)久以來(lái)我們對(duì)行星的認(rèn)知都局限于對(duì)太陽(yáng)系的觀測(cè)，根據(jù)8大行星成分或大小的特征區(qū)分出類地行星和類木行星，根據(jù)軌道的距離將水星、金星、地球、火星分為內(nèi)行星，木星、土星、天王星、海王星為外行星。甚至連行星的定義也是到了2006年國(guó)際天文學(xué)聯(lián)合會(huì)通過(guò)決議①https://www.iau.org?archives?releases?doc?iau0603才確定下來(lái)，但此次決議也充滿爭(zhēng)議。最新的系外行星定義是2018年由IAU基于對(duì)太陽(yáng)系行星的定義拓展而來(lái)②https://www.iau.org/science/scientific_bodies/commissions/F2/info/documents/，增加了最大質(zhì)量上限(Mp≤13MJ)，要求行星圍繞著恒星量級(jí)的天體公轉(zhuǎn)，且質(zhì)量比低于L4/L5的不穩(wěn)定性條件(M/Mplanet≤1/25)。至于更高一層次的行星分類系統(tǒng)更是遙遙無(wú)期，至今尚無(wú)公認(rèn)的分類體系，甚至更多是存在于科幻作品中的分類方法。

5.2 行星分類進(jìn)展

目前對(duì)全體行星的分類工作有：

(1)單一參數(shù)分類

1)對(duì)行星進(jìn)行分類最容易想到的就是通過(guò)質(zhì)量來(lái)區(qū)分各類行星。在質(zhì)量分類方面，Michael③http://rocketforge.org/2009/06/09/a-planetary-classification-proposal.html從1.90×1024kg到1.90×1030kg，每一個(gè)數(shù)量級(jí)都分為一類行星。

2)Meghar④http://web.archive.org/web/20071002090026/cosmic.lifeform.org/?p=166的分類方法也類似，從0.000 005到50 000M⊕每個(gè)數(shù)量級(jí)分為一類行星。

3)不同物質(zhì)會(huì)在密度上出現(xiàn)顯著區(qū)別，氣態(tài)行星和巖石行星即是如此。Fischer等人[49]通過(guò)考慮成分為純氫-氦、純水、純硅酸鹽、純鐵的行星，各自密度受自身引力壓縮的質(zhì)量-密度關(guān)系，對(duì)探測(cè)到的系外行星進(jìn)行了劃分，如圖3所示。

圖3 行星質(zhì)量-密度圖[49]

4)Chen和Kipping[50]對(duì)行星的質(zhì)量-半徑關(guān)系進(jìn)行了分析，如圖4所示，分別在2.0M⊕,0.41MJ,0.080M⊙處找到了對(duì)應(yīng)密度關(guān)系的轉(zhuǎn)折點(diǎn)，這些點(diǎn)分別對(duì)應(yīng)開始形成揮發(fā)性包層、開始自身引力壓縮、氫開始燃燒的物理過(guò)程。

圖4 行星質(zhì)量-半徑圖[50]

5)通過(guò)密度大小，直接將密度極低行星稱為“超級(jí)泡芙”，判斷準(zhǔn)則為ρ≤0.3 g?cm-3。

6)Marley等人[51]對(duì)于系外巨行星大氣光譜的研究中提出了按成分劃分的分類方法，即氨云、水蒸氣云、無(wú)云、一氧化碳和堿金屬云、硅酸鹽云，此順序也與由遠(yuǎn)到近的軌道距離對(duì)應(yīng)，即相應(yīng)物質(zhì)沸點(diǎn)的空間位置。

(2)多參數(shù)分類

1)2002年，Stern和Levison提出基于質(zhì)量和成分的分類方法[52]。按質(zhì)量分為亞矮行星(＜0.03M⊕)、矮行星(＜10M⊕)、亞巨行星(＜102M⊕)、巨行星(＜103M⊕)、超級(jí)巨行星(＜104.5M⊕)；按成分分為以巖石為主、以冰為主、以H為主三類。質(zhì)量與成分組合決定行星最終的類型。同時(shí)他們也表明這樣的分類方法是不完善的，并提出了構(gòu)建分類框架應(yīng)該滿足的要求：

①分類方法應(yīng)該基于物理；

②根據(jù)易于觀測(cè)的特征決定類型，利于對(duì)全體樣本進(jìn)行分類，盡量削弱觀測(cè)選擇效應(yīng)；

③天體的參量、特征用數(shù)值表示；

④每個(gè)天體有唯一確定的類型，不應(yīng)出現(xiàn)在多個(gè)類型中；

⑤用于分類的特征應(yīng)該恒定不變；

⑥對(duì)新的類型應(yīng)該保持穩(wěn)健性，為未知的空間保留余地(如逃離宿主恒星的雙行星、三行星)；

⑦分類準(zhǔn)則應(yīng)當(dāng)盡量簡(jiǎn)潔，不繁復(fù)。

2)Russell[53]在文章中介紹的分類方法考慮了行星的組成成分、質(zhì)量、軌道三方面性質(zhì)。在組成成分方面考慮了金屬、硅酸鹽、水冰、大氣的質(zhì)量比，分為19類。又根據(jù)行星的質(zhì)量分為5類，每一類分別對(duì)應(yīng)著褐矮星質(zhì)量、木星質(zhì)量、海王星質(zhì)量、地球質(zhì)量、木衛(wèi)三質(zhì)量的天體。此外他還考慮了行星的軌道，分為典型行星(地球)、帶內(nèi)行星(矮行星)、衛(wèi)星、流浪行星、典型雙行星、帶雙行星、流浪雙行星。三方面性質(zhì)的相互組合，構(gòu)成最終的分類。

3)在FANDOM①https://planetstar.fandom.com/wiki/Planetary_classification對(duì)行星分類的介紹中，對(duì)分類框架考慮了行星的質(zhì)量、軌道、表面狀態(tài)、組成成分。行星質(zhì)量范圍從0.01M⊕到13MJ，分為類地(E)、類海王星(N)、類木(J)三大類，每大類又有a,b,c三小類。將軌道距離從小于0.1 AU到大于100 AU，按照類似等比數(shù)列的形式分為12類，即隨著距離增大，類型區(qū)間也更大。對(duì)于星球表面的分類則是按照人類對(duì)行星特征的想象劃分為氣態(tài)、熔巖、火山、荒漠、沙漠、山地、冰、海洋、森林、城市。最后是對(duì)組成成分的考慮，即分別為H,He,Fe,C,H2O,硅酸鹽等成分主導(dǎo)的行星。

(3)宜居性分類

1)PHL的宜居性分類，在是否宜居的基礎(chǔ)上，還對(duì)宜居行星分為了亞地球尺寸、地球尺寸、超級(jí)地球尺寸類型。

2)Saha等人[54]利用神經(jīng)網(wǎng)絡(luò)在系外行星宜居性分類的工作中將行星分為：不宜居、Mesoplanet、Psychroplanet三類行星。其中Mesoplanet溫度范圍為0°C～50°C的宜居行星，Psychroplanet為-50°C～0°C的行星，通常不宜居，但在特定條件下可以作為潛在的宜居行星。

3)Charles和Jose認(rèn)為，為尋找宜居的類地行星，需要對(duì)類地行星進(jìn)行分類，關(guān)鍵元素(C,O,Mg,Si,S和放射性同位素)豐度的微小變化，會(huì)嚴(yán)重影響宜居性①https://www.mso.anu.edu.au/charley/papers/LineweaverRobles2006.pdf，提議：

①?gòu)奶?yáng)的組成成分開始分析，確定形成類地行星的元素比例的消耗模式；

②用恒星光譜巡天測(cè)量恒星元素的豐度范圍，并與太陽(yáng)進(jìn)行比較；

③根據(jù)消耗模式①和恒星元素豐度②，估算附近恒星周圍的類地行星的化學(xué)成分；

④類地行星最主要的元素豐度會(huì)有區(qū)別，根據(jù)對(duì)化學(xué)成分的估計(jì)對(duì)類地行星分類；

⑤通過(guò)對(duì)地球的研究，在組成成分和宜居性之間建立更緊密的聯(lián)系。

5.3 行星分類缺陷

現(xiàn)有的行星分類方法存在諸多缺陷，多數(shù)設(shè)定的數(shù)值判據(jù)十分隨意，缺少具有物理內(nèi)涵的數(shù)值邊界，不能反映出各類行星之間物理上的本質(zhì)區(qū)別，主要問(wèn)題如下。

(1)基于不同背景、不同用途所構(gòu)建的分類系統(tǒng)都有其偏向，常常關(guān)注某個(gè)特定的主題，如是否宜居，是否為“超級(jí)泡芙”。對(duì)于其不關(guān)注的天體難以進(jìn)行有效區(qū)分，不具有普適性。

(2)分類參數(shù)過(guò)少，往往是針對(duì)某一項(xiàng)參數(shù)或某一特征的分類，而非對(duì)行星整體分類，我們需要找到一組可以完備描述所有行星的參數(shù)，基于這組參數(shù)進(jìn)行分類。

(3)各個(gè)分類系統(tǒng)普遍存在基于太陽(yáng)系的問(wèn)題，用太陽(yáng)系的特征來(lái)描述所有行星系統(tǒng)并不恰當(dāng)，因?yàn)樘?yáng)系是一個(gè)比較特殊的系統(tǒng)，并不能全面地呈現(xiàn)出行星這類天體的全貌。系外行星巡天的結(jié)果告訴我們，宇宙中有太多未知的天體，我們不知道行星系統(tǒng)還有其他哪些狀態(tài)和模式，一共需要多少個(gè)參數(shù)才能完備描述各個(gè)行星系統(tǒng)，對(duì)系外行星進(jìn)行更全面的觀測(cè)十分必要。

(4)現(xiàn)有的分類系統(tǒng)往往是直接對(duì)觀測(cè)量分類，沒(méi)有考慮行星形成與演化理論中所預(yù)期的過(guò)程。在行星的一生中，參數(shù)難以一成不變。各個(gè)類型之間除了平行關(guān)系外，也可能是演化序列的先后關(guān)系，即從類型A演化到下一個(gè)類型B，A是B的基礎(chǔ)，B是A的結(jié)果。若在圖上作出各類天體的散點(diǎn)，同一類天體應(yīng)聚集在同一區(qū)域；各類天體之間過(guò)渡帶的散點(diǎn)密度也能反映出演化時(shí)標(biāo)的長(zhǎng)短，各類行星在圖中的位置分布，也將反映各類行星的演化路徑。

如果我們能構(gòu)建出一個(gè)適用于全體行星的完善的分類體系，將有助于理解行星形成演化理論，也便于進(jìn)行行星的討論與知識(shí)的傳播，促進(jìn)理論的發(fā)展。

6 行星理論及分類的新窗口：原行星盤

為了構(gòu)建全面的行星形成理論及行星分類體系，需要研究各個(gè)階段的行星，包括從原行星盤中誕生階段的行星，到老年恒星周圍的年老行星，這些涵蓋行星一生的樣本有助于我們理解行星從誕生到死亡的整個(gè)過(guò)程。由于行星形成階段時(shí)標(biāo)遠(yuǎn)短于演化階段，我們直接觀測(cè)到的行星往往是形成的晚期形態(tài)，行星已達(dá)到穩(wěn)定狀態(tài)，而原行星盤就是我們窺探行星早期形成環(huán)境、形成過(guò)程的途徑。原行星盤是恒星-行星系統(tǒng)形成過(guò)程中物質(zhì)存在形式，最早是通過(guò)觀測(cè)超出恒星黑體譜的過(guò)量紅外輻射來(lái)感知原行星盤的存在，而如今隨著綜合孔徑射電觀測(cè)技術(shù)的成熟，角分辨率大幅提升，我們能夠在射電波段對(duì)原行星盤直接進(jìn)行形態(tài)學(xué)觀測(cè)。對(duì)于原行星盤質(zhì)量的測(cè)量分為對(duì)固體質(zhì)量和氣體質(zhì)量的測(cè)量，固體質(zhì)量測(cè)量通常是基于毫米波連續(xù)譜的光度，而氣體質(zhì)量測(cè)量則利用CO分子線，將來(lái)會(huì)傾向于用HD分子線。甚大天線陣(VLA)、阿塔卡瑪大型毫米/亞毫米陣列(ALMA)望遠(yuǎn)鏡已經(jīng)開展了原行星盤的巡天觀測(cè)，獲得了大量的觀測(cè)資料，可用于對(duì)行星形成早期環(huán)境的研究。

6.1 VLA+ALMA:VANDAM巡天

The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity Survey(VANDAM)，新生原行星盤及其復(fù)合性巡天①https://www.cv.nrao.edu/jtobin/VANDAM/index.html，觀測(cè)科學(xué)目標(biāo)是表征原恒星階段復(fù)合性的頻率，測(cè)定原恒星伴星的空間間隔距離分布，分辨原恒星周圍的盤結(jié)構(gòu)，測(cè)定塵埃輻射的光譜指數(shù)，在厘米波段測(cè)量原恒星噴流的輻射。觀測(cè)分為英仙座巡天和獵戶座巡天兩部分。

英仙座巡天是用VLA對(duì)距離約230 pc處英仙座分子云中所有已知原恒星的射電多波段進(jìn)行觀測(cè)，涵蓋了8 mm,1 cm,4 cm,6.4 cm波段。觀測(cè)以A,B兩種陣列進(jìn)行，A陣列用于獲得最高的圖像分辨率，而B陣列是為了對(duì)致密的展源更靈敏，A,B兩陣列中最佳分辨率分別為0.065″(15 AU)和0.2″(46 AU)。

獵戶座巡天作為拓展項(xiàng)目，又加入了對(duì)獵戶座分子云中原恒星的觀測(cè)。用ALMA在0.87 mm波段對(duì)赫歇爾獵戶座原恒星巡天(HOPS)中的328個(gè)原恒星觀測(cè)了9.1 h，包括連續(xù)譜、12CO J=3-2和13CO J=3-2線，對(duì)所有源有約0.1″的分辨率。此外還使用VLA觀測(cè)了100個(gè)最年輕的獵戶座原恒星，在A和C陣列下觀測(cè)了350 h，在8 mm和1 cm波段分辨率約0.08″。后續(xù)還將在ALMA Cycle 6中對(duì)40個(gè)多星系統(tǒng)進(jìn)行觀測(cè)。

6.2 ALMA:DSHARP巡天

高角分辨率盤子結(jié)構(gòu)項(xiàng)目(Disk Substructures at High Angular Resolution Project,DSHARP②https://almascience.eso.org/almadata/lp/DSHARP/)，是ALMA望遠(yuǎn)鏡第4周期的大型觀測(cè)項(xiàng)目。DSHARP是對(duì)20個(gè)近鄰、明亮的大型原行星盤，進(jìn)行240 GHz(1.25 mm)連續(xù)譜以及12CO J=2-1發(fā)射線的深度射電觀測(cè)，分辨率達(dá)到0.035″，對(duì)應(yīng)5 AU的空間分辨率。觀測(cè)的科學(xué)目標(biāo)是研究盤的普遍特性、位置、尺寸、小尺度子結(jié)構(gòu)的波動(dòng)，盤物質(zhì)分布及其如何參與進(jìn)行星形成的過(guò)程。

DSHARP發(fā)現(xiàn)原行星盤基本都為中心對(duì)稱結(jié)構(gòu)，在此基礎(chǔ)上各行星盤都有各自的細(xì)微結(jié)構(gòu)(見圖5)，其中15個(gè)有明亮的環(huán)和黑暗的間隙，在原行星盤IM Lup,Elias 27和WaOph 6中出現(xiàn)了類似星系旋臂的結(jié)構(gòu)，而且旋臂結(jié)構(gòu)還會(huì)與環(huán)相互疊加，形成更復(fù)雜的形態(tài)。在多恒星系統(tǒng)，如HT Lup和AS 205中，呈現(xiàn)出明顯的動(dòng)力學(xué)相互作用跡象，如兩條清晰的旋臂結(jié)構(gòu)和復(fù)雜的CO分布[55]。

圖5 DSHARP觀測(cè)結(jié)果[55]

除了射電觀測(cè)外，VLT/SPHERE,Gemini/GPI和Subaru/HiCIAO等觀測(cè)設(shè)備在近紅外波段也觀測(cè)到與射電觀測(cè)類似的原行星盤細(xì)節(jié)特征。基于這些對(duì)原行星盤的觀測(cè)，借助數(shù)值模擬的方法，可以引入特定質(zhì)量的行星來(lái)重現(xiàn)觀測(cè)到的原行星盤中的細(xì)節(jié)，如Rosotti等人[56]，Dong和Fung[57]，Hallam和Paardekooper[58]等團(tuán)隊(duì)從原行星盤觀測(cè)數(shù)據(jù)中，反演出產(chǎn)生原行星盤中環(huán)縫等特征的行星的質(zhì)量，質(zhì)量范圍為0.02 MJ～10 MJ，這些反演出來(lái)的行星數(shù)據(jù)可以作為早期行星的參數(shù)，與實(shí)際探測(cè)到的系外行星互補(bǔ)，為行星早期形成理論研究提供更多參考與約束。

7 未來(lái)觀測(cè)與總結(jié)

7.1 新一代望遠(yuǎn)鏡

由于觀測(cè)設(shè)備性能與地基觀測(cè)的局限，目前對(duì)行星這類天體的觀測(cè)是不完善的，觀測(cè)得到的參數(shù)往往局限于質(zhì)量、半徑、軌道參數(shù)等概要性的描述參量，未能獲得行星的全部信息，難以從這些物理量真正區(qū)分各類行星，即便做出區(qū)分也難以進(jìn)行更可靠的認(rèn)證，更無(wú)從構(gòu)建完善的行星分類體系，行星形成演化理論的進(jìn)一步發(fā)展也受到限制。已用于系外行星觀測(cè)的空間望遠(yuǎn)鏡Kepler和TESS都是通過(guò)凌星法探測(cè)，探測(cè)目的也僅僅是為了搜尋系外行星這類天體，也沒(méi)有更深層次的觀測(cè)能力，因此亟需新一代觀測(cè)設(shè)備深化我們對(duì)行星的認(rèn)知。新一代單鏡面射電望遠(yuǎn)鏡可以提升我們對(duì)地外文明信號(hào)的搜尋，射電望遠(yuǎn)鏡陣列以其極高的角分辨率可以對(duì)原行星盤進(jìn)行更細(xì)致的觀測(cè)，搜尋還處于形成初期的系外行星，下一代空間望遠(yuǎn)鏡的設(shè)計(jì)已考慮進(jìn)行系外行星的冕星光譜觀測(cè)，期待以更全面的維度來(lái)認(rèn)知行星。

7.1.1 FAST

位于貴州平塘的500 m口徑球面射電望遠(yuǎn)鏡(Five-hundred-meter Aperture Spherical Radio Telescope,FAST)是當(dāng)今世界口徑最大的望遠(yuǎn)鏡，巨大的接收面積使其擁有極高的靈敏度，可以用于搜尋系外行星以及對(duì)地外文明信號(hào)的搜尋。太陽(yáng)系包含6顆磁化了的行星(水星、地球、木星、土星、天王星、海王星)，擁有行星尺度的磁場(chǎng)。在它們的磁層中，多種機(jī)制加速電子到KeV至MeV量級(jí)，在高緯度產(chǎn)生射電輻射。輻射頻率依賴于局域的回旋頻率，正比于磁場(chǎng)強(qiáng)度，往往低于數(shù)十MHz。受星系背景噪聲的干擾，在分米波長(zhǎng)下，只能分辨出0.2 pc距離內(nèi)木星量級(jí)的射電輻射。但對(duì)恒星風(fēng)與行星磁層相互作用的研究表明，熱木星的射電輻射可以達(dá)到木星的103～105倍，從而擴(kuò)大系外行星的搜尋范圍。盡管在射電波段的成像可能無(wú)法直接分辨出恒星-行星系統(tǒng)，但是可以從射電輻射的極化、周期性來(lái)區(qū)分來(lái)自恒星和行星的信號(hào)，從而探測(cè)行星的存在[59]。此外，F(xiàn)AST的科學(xué)目標(biāo)中包含脈沖星巡天，可以通過(guò)脈沖星周期的擾動(dòng)即脈沖星計(jì)時(shí)法，搜尋脈沖星附近的系外行星①https://fast.bao.ac.cn/。

7.1.2 CSST

中國(guó)空間站望遠(yuǎn)鏡(Chinese Space Station Telescope,CSST)服務(wù)于中國(guó)空間站光學(xué)巡天項(xiàng)目②http://lss.bao.ac.cn/meeting/css-os2017/CSS-OS20190816.pdf。望遠(yuǎn)鏡口徑2 m，將進(jìn)行光學(xué)成像和棱鏡光譜觀測(cè)，覆蓋近紫外到近紅外波段(255～1 000 nm)，計(jì)劃于2024年前后發(fā)射升空，采用約400 km的地球軌道，伴飛中國(guó)空間站，預(yù)計(jì)壽命10年。CSST攜帶冷行星成像星冕儀(cool planet imaging coronagraph,CPIC)，可對(duì)恒星-行星系統(tǒng)中遠(yuǎn)軌道行星直接成像觀測(cè)，對(duì)比度達(dá)到10-9。與地面通過(guò)凌星法、視向速度法易探測(cè)的熱行星互補(bǔ)，CPIC將為我們構(gòu)建更完備的系外行星樣本，且采用更為直接的觀測(cè)方法，可以獲取系外行星更豐富、更重要的信息(如顏色、成分)，也符合未來(lái)空間天文發(fā)展的趨勢(shì)。

7.1.3 SKA

平方公里陣列(Square Kilometre Array,SKA)③https://www.skatelescope.org/是在南非和澳大利亞建造中的大型射電望遠(yuǎn)鏡陣列，因其總接收面積將達(dá)1 km2而得名，預(yù)計(jì)于2027年以后能開始科學(xué)觀測(cè)。中國(guó)作為SKA的創(chuàng)始國(guó)和正式成員國(guó)之一，參與了天線、低頻孔徑陣列、中頻孔徑陣列、信號(hào)與數(shù)據(jù)傳輸、科學(xué)數(shù)據(jù)處理、寬帶單像素饋源等6個(gè)國(guó)際工作包聯(lián)盟的研發(fā)工作④https://china.skatelescope.org/。在SKA的第一階段，可以在2 cm波段附近，對(duì)最近鄰系統(tǒng)進(jìn)行空間分辨率達(dá)4 AU的觀測(cè)，因此可以探測(cè)雪線附近厘米尺度粒子的分布。我們可以利用該波段深入探尋生命起源相關(guān)的分子，如氨基酸。與FAST類似，SKA可以利用低頻觀測(cè)研究源自系外行星的磁場(chǎng)，從行星極光的射電輻射中洞察其內(nèi)部信息，也可用于系外行星衛(wèi)星的搜尋。人類希望知道生命能否存在于其他行星系統(tǒng)，更渴望了解地外生命能否進(jìn)化成智慧生命，自從SKA立項(xiàng)，SETI就是其核心科學(xué)的一部分，也因SKA有巨大的接收面積和極高的靈敏度，SETI理應(yīng)成為其核心科學(xué)目標(biāo)，探測(cè)地外生命活動(dòng)時(shí)產(chǎn)生的無(wú)線電信號(hào)[60]。

7.1.4 JWST

詹姆斯·韋布空間望遠(yuǎn)鏡(James Webb Space Telescope,JWST)⑤https://www.jwst.nasa.gov/是一臺(tái)6.5 m口徑望遠(yuǎn)鏡，作為哈勃空間望遠(yuǎn)鏡(HST)的繼任者，已于2021年12月25日在法屬圭亞那航天中心升空，發(fā)射至日地L2點(diǎn)。雖說(shuō)是HST的繼任者，但觀測(cè)波段與之不同，JWST其實(shí)是一臺(tái)紅外望遠(yuǎn)鏡，觀測(cè)波長(zhǎng)涵蓋0.6～30μm。由于分子譜線在紅外波段有豐富的特征，紅外望遠(yuǎn)鏡對(duì)于系外行星觀測(cè)意義非凡。關(guān)于系外行星的科學(xué)目標(biāo)就包括恒星、原行星系統(tǒng)的誕生，行星系統(tǒng)和生命的起源。

7.1.5 PLATO

柏拉圖望遠(yuǎn)鏡(PLAnetary Transits and Oscillations of stars,PLATO)①https://sci.esa.int/web/plato/由歐空局研發(fā)，計(jì)劃于2026年發(fā)射至日地L2點(diǎn)。PLATO通過(guò)監(jiān)測(cè)恒星光變來(lái)探測(cè)系外行星，主要目標(biāo)是搜尋超過(guò)100萬(wàn)顆恒星的凌星事件，搜尋并確認(rèn)系外黃矮星、亞巨星、紅矮星周圍的巖石行星。為了尋找液態(tài)水，任務(wù)的重點(diǎn)是搜尋類太陽(yáng)恒星宜居帶中地球尺度的行星。PLATO一共攜帶26臺(tái)相機(jī)，其中24臺(tái)為“普通”相機(jī)，另外兩臺(tái)為“快速”相機(jī)，每臺(tái)相機(jī)由4塊CCD拼接而成。普通相機(jī)通過(guò)25 s的長(zhǎng)曝光監(jiān)測(cè)暗于8 mag的星，快速相機(jī)則用2.5 s的短曝光監(jiān)測(cè)4～8 mag的亮星。普通相機(jī)將分為四組望遠(yuǎn)鏡，每組由6個(gè)口徑120 mm的鏡頭組成，合成總視場(chǎng)將達(dá)到約2 232平方度。

7.2 未來(lái)大型空間項(xiàng)目

美國(guó)宇航局為未來(lái)的大型戰(zhàn)略科學(xué)任務(wù)提出了四項(xiàng)大型空間任務(wù)，即：宜居系外行星天文臺(tái)，大型紫外、光學(xué)、紅外巡天儀，起源太空望遠(yuǎn)鏡，Lynx X射線天文臺(tái)，其中與系外行星緊密聯(lián)系的是前三個(gè)項(xiàng)目。這些項(xiàng)目已于2019年提交給了美國(guó)宇航局和美國(guó)國(guó)家科學(xué)院，將由其獨(dú)立的十年規(guī)劃委員會(huì)審核項(xiàng)目的優(yōu)先級(jí)，優(yōu)先級(jí)最高的將得以實(shí)施并獲得資金支持，預(yù)計(jì)于2035―2040年之間發(fā)射至日地L2點(diǎn)。

7.2.1 HabEx

宜居系外行星天文臺(tái)(habitable exoplanet observatory,HabEx)②https://www.jpl.nasa.gov/habex/，是一臺(tái)口徑4 m的偏軸望遠(yuǎn)鏡，設(shè)計(jì)壽命為5～10 a。設(shè)計(jì)最大特點(diǎn)在于利用直徑52 m，放于望遠(yuǎn)鏡前方76 600 km處的折疊星冕板遮擋恒星的光，以便觀測(cè)恒星附近暗弱的行星?？茖W(xué)目標(biāo)包括尋找鄰近的行星以及探測(cè)其宜居性；探測(cè)鄰近的行星系統(tǒng)，了解其組成行星的多樣性；通過(guò)擴(kuò)展到紫外、近紅外波段的觀測(cè)，從而能對(duì)從太陽(yáng)系到星系和宇宙尺度的天體物理系統(tǒng)進(jìn)行新的探索。

7.2.2 LUVOIR

大型紫外、光學(xué)、紅外巡天儀(large UV/optical/infraRed surveyor,LUVOIR)③https://www.luvoirtelescope.org/，波段覆蓋100～2 500 nm，結(jié)構(gòu)與JWST類似，有A,B兩個(gè)設(shè)計(jì)方案，口徑分別為15 m和8 m，分別采用主軸和偏軸設(shè)計(jì)。初期任務(wù)期限為5 a，攜帶供10 a使用的消耗品，組件設(shè)定壽命為25 a。在科學(xué)目標(biāo)上，包括測(cè)定大量系外行星的大氣成分，測(cè)量凌星行星的大氣逃逸率；研究原行星盤中C,H,O分子載體的演化，追蹤行星盤風(fēng)；觀測(cè)行星形成晚期星子的空間分布；統(tǒng)計(jì)晚齡主序星的行星系統(tǒng)結(jié)構(gòu)；對(duì)于太陽(yáng)系內(nèi)的研究，可以測(cè)定太陽(yáng)系外側(cè)小天體的尺寸、顏色、軌道。

7.2.3 OST

起源空間望遠(yuǎn)鏡(Origins Space Telescope,OST)①https://asd.gsfc.nasa.gov/firs/口徑5.9 m，覆蓋波段2.8～588μm，可有效銜接JWST與ALMA的觀測(cè)波段?？茖W(xué)目標(biāo)包含了恒星與金屬如何在星系中形成，星系中心的超大質(zhì)量黑洞如何長(zhǎng)大，行星演化過(guò)程中宜居性條件是如何演變，圍繞著M型矮星公轉(zhuǎn)的行星能否維持生命的存在。

7.3 總結(jié)

行星作為一類熟悉而陌生的天體，人類已經(jīng)進(jìn)行了數(shù)百年的研究，為太陽(yáng)系行星建立了諸多模型?，F(xiàn)在引力不穩(wěn)定性模型難以解釋低密度盤中近軌道、小質(zhì)量行星的形成，在對(duì)原行星盤觀測(cè)中也尚未發(fā)現(xiàn)支持引力不穩(wěn)定性模型的團(tuán)塊狀結(jié)構(gòu)。而對(duì)于目前廣泛接受的核吸積模型，盡管原行星盤觀測(cè)到的細(xì)節(jié)支持了行星通過(guò)在盤中吸積物質(zhì)逐漸長(zhǎng)大的觀點(diǎn)，但在理論與實(shí)驗(yàn)中，星子逐漸長(zhǎng)大過(guò)程中存在的諸多問(wèn)題還尚未找到可靠的解決方法，仍有諸多不完善的細(xì)節(jié)。理論模型仍有各自的應(yīng)用局限性和缺陷，行星分類體系更是尚無(wú)可靠進(jìn)展，我們渴望一個(gè)普適而統(tǒng)一的行星形成演化理論模型和分類體系來(lái)描繪行星形成和演化，引領(lǐng)我們認(rèn)識(shí)這類天體以及理解我們生命本身。

系外行星的成功探測(cè)為我們研究行星這類天體開啟了全新窗口，TESS衛(wèi)星接替了已退役的Kepler衛(wèi)星，我們還在源源不斷發(fā)現(xiàn)新的系外行星。全新的下一代設(shè)備為觀測(cè)能力帶來(lái)革命性的飛躍，我們將能從各個(gè)波段深入研究系外行星的多樣性、復(fù)合性，為理論模型的修改或徹底重建提供線索和基礎(chǔ)。在進(jìn)一步完善或顛覆引力不穩(wěn)定性與核吸積等理論模型的基礎(chǔ)上，我們也期待行星分類體系有更高層次的發(fā)展，以圖表形式將行星理論模型清晰、透徹地呈現(xiàn)，為發(fā)現(xiàn)全新類型的行星做出可靠預(yù)測(cè)，拼出行星全部特征、性質(zhì)的拼圖，便于我們深入了解行星，表達(dá)出生命誕生、演化、存續(xù)的條件，加深對(duì)生命的理解。

致謝

此研究使用了美國(guó)宇航局系外行星檔案DOI 10.26133/NEA1，該檔案由加州理工學(xué)院與美國(guó)宇航局系外行星探索項(xiàng)目協(xié)議下運(yùn)營(yíng)。