太阳系外行星

太阳系外行星的搜寻和研究已经成为天文学研究的主题和热门领域,其发展势头迅猛而且激动人心。1992年Wolszczan A.和Frail D.A.发现第一个太阳系外行星系统[1],1995年Mayor M.和Queloz D. 发现第一颗类太阳恒星周围的行星[2]。迄今为止(2013-10-18),人类已经发现了998颗太阳系外行星,分布在759颗恒星周围(http://exoplanet.eu)。如果算上开普勒项目发现的行星候选体,那这个数目已然突破4000。这些行星系统各具特色:55 Cnc周围发现了5颗行星,其中一颗质量是木星质量的4倍,一颗质量与木星相媲美,另两颗比土星质量稍小,而最内层的行星质量与天王星类似。在红矮星Gliese581周围也发现了多颗行星,其中Gl 581c和Gl 581d有可能是类地行星,分别位于Gliese 581可居住带的内外边缘。美国航空航天局(NASA)的开普勒项目发现了许多的多行星系统,其中Kepler-22b半径约是地球的2.4倍,位于一个类似太阳的恒星的可居住带,这是人类第一次发现可居住带的行星,至今日这个数目已经扩大到12 (或者36,如果算上开普勒项目发现的)。

系外行星的发现至少有以下两方面的意义:1)到目前为止,还没有在太阳系发现除地球之外有关生命的证据,系外行星的发现为寻找地球之外生命的存在的可能性提供了令人期待的远景和希望。2)为认识行星系统的形成提供了新的观测视角。到目前为止,关于行星系统的形成大多是基于太阳系行星的基本事实。但现有的观测已经表明,行星系统是多样性的,与太阳系行星有明显的不同。因此,我们过去的关于行星系统形成和演化的概念需要改变

我们利用国家天文台兴隆观测基地的2.16米天文望远镜开展太阳系外行星的搜寻,同时利用高分辨率光谱对主星的化学丰度、年龄、运动学等特性开展研究。同时我们也利用有偿使用国外望远镜项目(TAP)的红外望远镜来对太阳系外行星的性质进行研究。

太阳系外行星的搜寻

我们团组的太阳系外行星搜寻项目启动于2004年。作为中日韩行星搜寻计划(EAPSNet)[3]的一部分,国家天文台与日本国立天文台(NAOJ)共同使用兴隆2.16米望远镜和日本冈山天体物理观测所的1.88米望远镜,利用视向速度方法,在一百余颗G、K型晚巨星周围搜寻太阳系外行星。2008年,我们在红巨星后发星座11周围发现了一颗质量为木星19倍的褐矮星[4]。2009年,又在红巨星HD 173416周围发现一颗质量约为木星2.7倍的巨行星[5],围绕主星公转的周期为324天,距离主星约1.16天文单位,这是中国天文学家首次发现的太阳系外行星,丰富了人们对行星形成理论的知识。最近发现新的行星候选体,正在准备发表文章。

有行星系统恒星的研究:解开高丰度的吸积与原初起源之谜

1997年,天文学家们研究了当时已经发现的十几颗具有行星系统的恒星,结果表明,多数具有行星系统的恒星的金属丰富度显著高于普通恒星。我们系统研究了五十多颗(占当时发现的大多数)具有行星系统的恒星的18种化学元素的丰度,证实了恒星的高金属丰度有利于行星形成这一结论[6][7]。2001年,Smith等人发现6颗具有行星系统恒星表现出元素丰度与浓缩温度之间存在正相关,认为行星系统的形成改变了主星表面的元素丰度,支持高金属丰度起源于吸积的观点[8]。为了揭开具有行星系统恒星高丰度的吸积与原初起源之谜,我们首次考虑了元素的超精细结构,进一步提高分析精度,得到了更可靠的丰度结果。由于富金属星的谱线比较强,元素的超精细结构效应成为影响丰度确定的重要因素。利用可靠的丰度结果,我们分析了元素丰度与浓缩温度之间的关系。发现绝大多数具有行星系统的恒星元素丰度与浓缩温度之间没有明显的关系[9],支持了高金属丰度是原初的,吸积机制的假设不合理。

为了进一步分析少数具有行星系统恒星中发现的元素丰度与浓缩温度之间正相关的可能起源,我们研究了一个具有共同自行的恒星对HD134439/40的丰度模式,发现具有相同核合成历史的元素丰度与其浓缩温度存在非常明显的关系[10]。这一恒星对具有共同的自行,它们确实起源于同一块星云,这为检验元素丰度与行星存在提供了一个得天独厚的机会。结果显示,它们具有晕族的低金属丰度,而且这两颗星呈现完全一样的元素丰度比率,表明它们的周围不可能存在行星系统。显然,元素丰度与其浓缩温度关系的正斜率需要其它的机制来解释。通过细致研究不同元素在星际介质中的增丰和衰竭模式,我们提出它们的表面丰度可能受到了前一代AGB恒星的物质污染,这一机制可以解释元素丰度与其浓缩温度关系的正斜率。由此可以推论,以前在少数有行星系统恒星发现的元素丰度与其浓缩温度关系的正斜率有其它起源,它们与行星系统的存在与否可能没有什么本质的联系,因此,该斜率不能作为支持行星系统的形成改变了主星表面的元素丰度的证据。

为了研究行星形成和维系行星系统所需要的外在环境,我们还开展了具有行星系统恒星其它性质的研究。首先,由于大部分具有行星系统的恒星属于富金属恒星,我们系统研究了一批富金属星的丰度和运动学参数。结果发现少数有行星系统恒星是年老而又富金属的恒星,这说明行星系统可以存在很长时间,其中HD190360的丰度和运动学参数表明它属于厚盘星族。这是首次在厚盘星族中发现有行星系统的恒星[11],它反映了具有行星系统恒星的动力学环境对行星形成和行星维系的影响:尽管大部分具有行星系统的恒星在薄盘环境中得以保有行星系统,它们也可以在厚盘的动力学环境中存在。在晕族,目前还没有发现具有行星系统的恒星。第二,通过分析其中有争议的一颗具有行星系统的恒星的候选体HD190228的高分辨率、高信噪比光谱,确定空间速度、轨道参数、年龄和多种元素的丰度,我们首次从光谱分析判断出HD190228的伴星应为褐矮星,而非以前工作认为的行星[12]。第三,针对一批温度与太阳类似的具有行星系统的恒星和相同温度范围的普通恒星的直接对比研究,发现温度为5600-5900K的具有行星系统恒星的锂元素丰度在主序阶段比普通恒星表现出更容易衰竭的现象[13]。特别地,我们的研究发现以前被认为具有行星伴星的主星,HD33636,Li未出现衰竭的现象,对它的伴星是否为行星提出了怀疑,随后哈勃太空望远镜的观测[14]证实了HD33636的伴星是光谱型为M6V的恒星,不是行星。

行星大气的研究

太阳系外行星研究的终极目标是研究寻找可居住系外行星,而要测量行星的温度、估计可居住性指标,探测生命信号气体,目前唯一的可观测对象是行星大气。。

系外行星研究很大程度上受益于系内行星研究在几十年来的发展,其它任何天文学领域都没有如此多的近距离的观测对象和一个历史悠久的理论基础。然而,系内系外行星在观测上有巨大区别,即系内行星亮而且和太阳的距离在变化,而系外行星暗弱且已知在其主星附近,很难单独观测。基于此,太阳系外的行星大气的研究不是简单的物理化学模型的扩展,而是对理论和观测手段都极具挑战性的新的发展领域。

发生掩星(参看图T1到T3即发生掩食)的时候,恒星的辐射将穿过行星大气并被部分吸收,最后接收到的光谱称为透射光谱,可以用来研究行星大气。随着 Charbonneau D.等[15]首次利用哈勃空间望远镜(HST)发现著名的HD 20945 b的存在额外的钠蒸汽的吸收,模型随着观测的发展也建立起来并不断发展。发生次食(途中S1到S3)的时候,行星被恒星遮挡,通过对比次食中和次食外的总光度的区别,可以测量出行星的热辐射(准确来说,还应该加上行星的反射光)。

图1:行星掩食(主食transit和次食secondary eclipse)的示意图。

我们最近通过CFHT望远镜的WIRCam大视场近红外相机测量了一个热木行星WASP-43b在近红外H和Ks波段的热辐射[16],大约占主星辐射的千分之一左右。我们通过模型发现,该行星日夜能量交换率不高,最多25%。同时,在这颗行星上存在逆温层的可能性不大。这时国内科学家首次探测到太阳系外行星的热辐射并研究其大气的性质。

参考文献

  • [1] Wolszczan, A., Frail D. A., 1992, Nature, 355, 145.
  • [2] Mayor, M., Queloz, D., 1995, Nature, 378, 355.
  • [3] Izumiura, H.,, 2005, Korean Astronomical Society, 38, 81.
  • [4] Liu, Y.-J., Sato, Bun'ei, Zhao, G. et. al., 2008, ApJ, 672, 553.
  • [5] Liu, Yu-Juan, Sato, Bun'ei, Zhao, G., Ando, Hiroyasu, 2009, ReA&A, 9, 1.
  • [6] Zhao, G., Chen, Y.Q., Qiu, H.M., Li, Z.W., 2002, AJ, 124, 2224.
  • [7] Huang,C., Zhao,G., Zhang,H.W., Chen, Y.Q., 2005, MNRAS, 363, 71.
  • [8] Smith, Verne V., Cunha, Katia, Lazzaro, Daniela, 2001, AJ, 121, 3207.
  • [9] Huang, C., Zhao, G., Zhang, H.W., Chen, Y.Q., 2005, ChJAA, 5, 619.
  • [10] Chen,Y.Q., Zhao,G., 2006, MNRAS, 390, 1091.
  • [11] Chen,Y.Q., Zhao,G., Nissen,P.E., Bai,G.S., Qiu,H.M., 2003, ApJ, 591, 925.
  • [12] Chen,Y.Q., Zhao,G., 2001, A&A, 374, 1.
  • [13] Chen,Y.Q., Zhao,G., 2006, AJ, 131, 116.
  • [14] Bean, J.L., McArthur, B.E., Benedict, G.F., 2007, AJ, 134, 749.
  • [15] Charbonneau, D., Allen, L.E., Megeath, S.T., et al., 2005, ApJ, 626, 523.
  • [16] Wang, W., van Boekel, R. Madhusudhan, N., Chen, G., Zhao, G., Henning, Th., 2013, ApJ, 770, 70.