王家骥

寻找太阳系外的宜居行星

王家骥

研究员，中国科学院上海天文台，上海 200030

外星行星；类地行星；宜居带；凌星；天体测量卫星

中国的一些科学家提出，在若干年内发射一颗专门的天体测量卫星，以0.5μas的定位精度，用天体测量方法，对距离约64光年范围内的约200颗类太阳恒星周围的类地行星进行搜索，获得一个在上述距离之内可能具有宜居条件的行星的完备样本；然后就用地面的大望远镜或者其他合适的太空望远镜，对这一样本中的恒星进行高精密度的测光观测，从中找出具有凌星现象的候选者；对这些候选者进行高分辨率分光观测，确定相应行星有无大气层以及其大气的化学成分，尤其是光谱中有无带有生命活动痕迹的气体的特征，并最终确定在这颗行星上是不是真正有生物生存。如果最终能够找到一颗这样的行星，那无疑将是科学上的一项巨大成就。

数千年来，有一个既神秘而又令人十分好奇的问题，一直萦绕在人们的心头：我们人类是茫茫宇宙中仅有的智慧生物吗？要回答这个问题，当然首先要知道在宇宙中除了我们的地球之外，还有没有其他像地球一样适合生物存在(即宜居)的星球。

撇去在这几千年中一直流传着的种种纯属人们美丽猜测的神话传说不谈，仅仅到了一百多年前，人们才开始能够用科学的手段来探索这个问题。我们的先驱者的目光首先指向了地球在太阳系中的近邻——火星。在经历了近百年的激烈争论之后，最终由于航天和太空探测技术的出现，通过把太空探测器发射到火星上着陆，进行实地考察，判明了火星至少现在完全是不毛之地，绝对不可能存在任何略微高级一些的生物。

经过这几十年对太阳系比较全面的太空探测，人们已经基本上可以肯定，在太阳系里，除了地球之外，其余的星球至少都像火星一样，不可能有高级的生物存在。失望之余，人们于是开始把目光转向了太阳系外。

太阳系外，离我们最近的恒星，也远在4光年以外，是地球到太阳的距离(这一距离在天文学中称为天文单位，用AU表示，1AU≈1.5亿km)的二十多万倍。这些恒星的表面温度，最低的也有约2 000 K，高的可以超过10 000 K，它们可以像太阳一样提供生物生存所需要的能量，可是本身完全不可能让生物在它们的表面生存；因此，我们要在太阳系外寻找有生物存在的星球，那么这些星球只可能是在这些恒星周围环绕着它们运行的行星(或这些行星的卫星)。

我们把这些行星通称为太阳系外的行星，或者简称为外星行星(很多人把“太阳系外的行星”简称为“系外行星”，但按照中国天文学会天文学名词审定委员会发布的天文学名词，正确的简称应该是“外星行星”)，而被外星行星围绕着运行的恒星，则称之为这些外星行星的寄主恒星(也有人称为宿主恒星或母恒星)。外星行星和太阳系的行星一样，本身并不发光，仅仅是依靠反射寄主恒星的光才能被我们观测到。外星行星的光与它们的寄主恒星的光相比弱很多，两者在天空中又靠得非常近，因此通常都被淹没在寄主恒星的光中，难以直接观测。

搜寻外星行星成功的曙光出现在二十多年前。1991年，美国射电天文学家沃斯赞(Wolszczan)和弗雷尔(Frail)发现在名为 PSR B1257+12的脉冲星周围有行星存在。脉冲星就是发射无线电脉冲的中子星。质量为太阳质量的8倍以上的恒星在消耗完内部的核反应物质之后死亡，死亡时会发生剧烈的爆发，天文学家称之为超新星爆发。中子星就是这种爆发留下的星体残骸，它们主要由中子而不是通常的原子组成，物质密度极大，直径仅仅几十千米，但质量超过太阳。

PSR B1257+12这颗脉冲星位于室女星座，离地球约1 000光年。沃斯赞和弗雷尔精密地测定了来自这颗脉冲星的无线电脉冲间隔的时间，发现其变化模式很复杂。这种变化应该是由三颗围绕着这颗中子星作轨道运动的天体对中子星的引力拽拉作用造成的，这些天体的质量分别为地球质量的 4.3倍、3.9倍和 0.02倍。根据这些天体的质量可以判明它们应该都是行星。

沃斯赞在给出上述结论的时候，就已经推测，这些行星是在超新星爆发的灾难过去以后由超新星爆发的碎片结合在一起形成的。超新星爆发会把原有的全部行星摧毁或者抛射掉，然后就在这一场爆发所留下的恒星残骸周围形成新一代的行星[1]。

更大的突破是在上述发现4年之后，当时，瑞士日内瓦天文台的梅厄(Mayor)和奎洛兹(Queloz)在太阳型恒星飞马51周围找到了一颗围绕着这颗恒星运行的外星行星。这颗行星的质量为木星的一半，这样质量的行星应该与木星一样是气态的巨行星，它以只有太阳系中水星轨道半径六分之一的距离围绕它的寄主恒星运行[2]。

这颗外星行星被称为飞马51b ，它是通过测量恒星飞马51的视向速度(沿着我们的视线方向的速度分量)变化发现的，这种变化的起因也是这颗恒星受到周围行星引力作用而发生的围绕着这个行星系质量中心的转动。飞马51b由于轨道距离只有0.05 AU，在恒星飞马51的辐射照射下，其表面的温度应该热到超过1 000 K。这颗所谓的“热木星”近得令人惊异的轨道和行星上难以置信的高温，击碎了太阳系行星形成的模式，并成了外星行星科学中许多令人吃惊的发现中的第一项发现。

迄今，已经得到确认的外星行星有近1 000颗，还有几千颗“有待确认的”外星行星已经被识别出来。由此可以断定，行星是如此普遍地存在，以致平均来说，银河系里的每一颗恒星都应该至少有一颗行星。对这些外星行星的最好的瞰览是它们的质量随轨道半长轴的分布(图 1)。

图1 到 2013 年3月为止已知的外星行星[3] (图中用各种不同符号表示检测这些行星所用的方法，13倍木星质量的水平虚线是传统的行星质量上限，行星质量分布的下限取决于各种不同检测方法所能达到的质量下限，太阳系行星在图中的位置用它们的名字表示)

在这幅图中，最明显的是这些外星行星分布的范围达到了目前各种检测方法所能达到的质量和半长轴的整个取值范围。已经检测到的外星行星，它们的质量、大小和轨道几乎是千差万别的，这说明行星的形成不仅从本质上来讲是随机的， 而且随后还发生过在整个行星系范围内离开这颗行星的产生地的迁移。

正如美国马萨诸塞理工学院的行星科学家西格尔(Seager)所说：“如果说太阳系外的行星给我们上了重要的一课，那就是只要不越出物理和化学的规律，任何事情都有可能发生。”[3]

1 外星行星的检测方法

如图1所示，用于检测外星行星的方法，总的来说有5种。

(1) 计时方法。又称脉冲星方法，就是沃斯赞和弗雷尔当初用于发现脉冲星PSR B1257+12周围有行星存在的方法。如前所述，这种方法所要测定的是脉冲星射电辐射脉冲之间时间间隔的变化，因此只适用于射电脉冲星，在应用上存在着很大的局限性；而且，因为射电脉冲星是大质量的恒星到了晚期成为超新星爆发之后残留下来的中子星，在这些中子星周围形成的新一代行星对于寻找宜居行星来说应该意义不大。

(2) 视向速度方法。又称多普勒方法，是一种检测外星行星的主要方法。由图1可以看到，这种方法已经取得了令人震惊的成功。据美国夏威夷大学的霍华德(Howard)在2013年5月发表的论文给出的统计，用这种方法已经检测到了分别围绕着约400颗恒星运行的约700颗行星[4]。这种方法测量的不是来自行星的光，而是来自它们的寄主恒星的光，是使用地面望远镜对恒星作高分辨率分光观测后，通过测量恒星光谱中谱线多普勒位移的周期性变化，来获取其中所包含的恒星沿着观测者视线方向来回摆动的运动信息，即恒星的视向速度变化，并根据这种运动信息来推断这颗恒星周围行星的存在。

恒星视向速度的上述变化，是行星围绕它的寄主恒星作开普勒运动在观测者视线方向的反映，因此，行星的质量和轨道可由观测到的它们的寄主恒星的运动来推断。按照万有引力定律，如果是一颗行星围绕着一颗恒星运行，那么恒星的轨道和行星的轨道将互成点反射，而反射点到恒星和行星的距离之比则与恒星和行星的质量之比成反比。通过分析视向速度的时序测量结果中的重复模式，就可以检测出行星，并确定出它们的轨道周期(P)、质量下限(Msini，其中M是行星的质量，而i为行星的轨道相对于天空平面的倾角)以及轨道偏心率这样一些特性。

行星的质量越大，轨道周期越短，围绕质量越小的恒星运行，就越有可能被检测到。不同的恒星对于在它周围存在的行星的敏感程度是不同的，并且与具体的观测历史有关，包括视向速度测量的次数、精密度和时间跨度。最早的多普勒光谱观测在 20～25 年前就开始了，已经测量了几百颗离我们较近的明亮恒星，而且到目前为止，敏感的仍只是类似木星和土星的行星。这些测量的精密度约为1 m/s。最近的一些测量工作已经检测到了少量沿着离恒星较近的轨道运行的几倍地球质量(ME)的行星[4]。

(3) 凌星方法。这也是一种检测外星行星的主要方法。所谓凌星，指的是观测者看到一颗行星在它的寄主恒星视圆面上通过的现象。采用凌星方法，行星的轨道应该要恰好以侧面朝向我们。当凌星发生时，由于恒星的视圆面被行星遮挡住了一部分，因此可以检测到恒星的亮度出现短暂的下降(图2)。行星相对于恒星的大小可以从凌星发生时恒星亮度下降的深度来推断。就类似太阳的恒星而言，木星大小的行星可以阻挡掉其光通量的约1%，用地面上的望远镜就可以检测到这种下降。地球大小的行星凌星的深度为0.01%，则只有使用像开普勒太空望远镜这样的精密的、发射到太空中的望远镜才能检测出来[4]。

就凌星的观测结果而言，相继的两次凌星之间的时间间隔就是行星的轨道周期，而轨道半长轴则可以由开普勒第三定律(半长轴的立方与周期的平方成正比)推断。凌星方法本身不能测定一颗发生凌星的行星的质量，但只要寄主恒星足够亮，多普勒位移的幅度足够大，这一质量就可以由后继的多普勒观测来测量。在一些特殊的情况下，质量还可以用相继两次凌星的精密计时来测量，因为当有多颗行星围绕同一颗恒星运行时，相互之间会有引力摄动，从而偏离严格的周期性。

正在凌星的行星还提供了测量恒星倾角的机会。恒星倾角不是上文中提到过的行星的轨道倾角i，而是指恒星自转轴和行星的轨道运动轴之间的夹角。这个角可以通过测量罗西特-麦克劳林(Rossiter-McLaughlin)效应(图2)来确定，这种效应是正在凌星的行星交替地遮挡自转着的恒星圆面的蓝移部分和红移部分而引起的视多普勒位移。恒星倾角对于过去曾经发生过的动力学相互作用很敏感，这种相互作用可以对行星产生摄动，致使行星进入到恒星倾角较高的轨道。

图2 一颗行星的轨道以及由它导致的恒星亮度和视向速度变化的示意图[4](A 凌星现象；B 凌星期间恒星亮度的下降和视向速度变化中的罗西特-麦克劳林效应；C多圈轨道运动的测量结果。B图是C图中的阴影部分沿横轴的放大)

这里，特别还要提一下开普勒太空望远镜(图3)。这是一架口径为0.95 m的专为用凌星方法检测外星行星而研制的太空望远镜，由美国航空航天局于2009年3月6日发射升空。 2013年5月15日，开普勒太空望远镜由于故障被迫结束搜索外星行星的观测工作。

图3 开普勒太空望远镜与开普勒63c艺术想象画(右上)[5] (后者是由开普勒太空望远镜在一颗类似太阳的恒星的宜居带中发现的“超级地球”)

开普勒太空望远镜在升空后的4年中，监测了约150 000颗恒星的亮度，已经发现了2 700多颗可能的外星行星。据美国《科学》杂志2013年5月3日一期上巴塔查尔吉(Bhattacharjee)的文章[5]给出的统计，由地面的望远镜作的后继观测已经证实了其中的122颗的确是行星(图4)。在那些有待确认的星体中，估计大约一半是地球大小的两倍或更小，这些星体许多有可能是岩石行星。这些发现表明，大量的地球大小的、像地球这样的行星可能正潜伏在一些恒星的宜居带里，等待着被发现。

多普勒和凌星两种检测方法可以结合在一起，即在用凌星方法发现了外星行星之后，继之以在地面的大望远镜上用高分辨率的分光仪器对凌星过程作多普勒观测。通过这样两种方法的结合，已经探测出了大量外星行星的物理特性(质量、半径和密度)以及它们的轨道体系结构(每个行星系内的行星数量以及这些行星的轨道周期、间距、偏心率和恒星倾角)。

(4) 微引力透镜方法。这是一种利用发生在恒星级天体中的引力透镜现象来探测外星行星的方法。天体的引力场会使得经过它们近旁的光线发生偏折，形成像一具凸透镜那样的效应，使得在此时刻恰好位于它们后面的明亮天体的光增强，这就是引力透镜现象(图5)。如果引起引力透镜的天体质量与恒星差不多大或者更小，比如说是一颗行星，就称为微引力透镜现象。微引力透镜为研究这些天体提供了一种非常重要的手段。

图4 开普勒太空望远镜发现的一些外星行星[5](图中每颗星体的上方给出相应行星的名称，下方给出这颗行星的半径(以地球半径RE为单位)。图中还画出了地球、海王星和木星以供比较)

图5 微引力透镜效应原理示意图(上)和一次微引力透镜现象的观测结果(下)(图片来自Wikipedia网站)

用微引力透镜方法来探测外星行星，很显然不适合观测那些轨道离寄主恒星很近的行星。在这种情况下，由于行星的引力场会受到寄主恒星的引力场强烈的影响，很难把行星所产生的很弱的效应从寄主恒星所产生的强大得多的效应中区分出来。

用微引力透镜方法来检测太阳系外的行星还有一大特点，即可以用来寻找一些所谓“游荡”的行星。这些行星是在外星行星系中形成以后，遭受了行星系中的动力学作用而被抛射出去的，它们已经脱离了寄主恒星的引力束缚，一去而再不复返。

(5) 直接成像方法。这是寻找外星行星的最直接的方法。然而，正如西格尔[3]指出的：“要在空间上把天空中的行星和恒星分离开，并且确实是要在寄主恒星的强光之中观测这颗行星，对于一颗像地球一样的行星，起着限制作用的挑战不是它的暗弱——一颗相对来说近距的类似地球的行星，不会比哈勃太空望远镜曾经观测过的最暗弱的星系更暗弱——而是行星与明亮的寄主恒星靠得很近。在可见光波段，太阳的亮度是地球的 100亿倍。”

要用直接成像方法来搜寻外星行星，从根本上说，只有使用太空望远镜来成像，才能超越地球大气，使得星像不至于被地球大气搅得模糊。此外，还需要研发出一套用于阻挡住恒星光的光学数学和工程的实施方法。这是一个一直在以惊人的步伐前进着的子领域，现在已经提出了众多想法，有的已经获得成功(图6)。

图6 行星北落师门 b 的直接成像(由哈勃太空望远镜拍摄。右下角的小图是它的上方白色小方框内局部图像的放大，可以清楚地看到这颗行星在 2004 年和 2006 年两次观测中所成的像。图片来自Wikipedia网站)

除此以外，还有一种搜索外星行星的方法，即天体测量方法。这种方法与视向速度方法一样，测量的也是寄主恒星在行星的引力作用下的位置摆动，差别在于视向速度方法测量的是沿着观测者的视线方向的来回摆动，而天体测量方法测量的则是这种摆动在天空平面上的投影，也就是横向摆动。

早在20世纪60年代，美国斯普鲁尔天文台的范德坎普(van de Kamp)就已经用天体测量方法作了检测围绕巴纳德星运行的行星的尝试。巴纳德星是一颗质量非常小的红矮星(一类质量明显比太阳小，表面温度也明显比太阳低，颜色偏红的恒星)，位于蛇夫座，距离地球仅约6光年。按照范德坎普在1969年发表的论文[6]，他认为巴纳德星拥有两颗质量分别为木星质量1.1倍和 0.8倍的行星，沿着离巴纳德星分别为4.7 AU和2.8 AU的圆轨道，并以26年和12年的周期，围绕着巴纳德星运行。

然而，美国阿列根尼天文台的盖特伍德(Gatewood)和南佛罗里达大学天文系的艾克霍恩(Eichhorn)用不同的归算方法也对巴纳德星作了天体测量研究。他们在1973年发表的论文[7]认为，不能确认巴纳德星有行星存在。

这两次早期的用天体测量方法搜寻外星行星的研究结果的矛盾，反映的是当时的天体测量的精密度完全不能适合搜寻外星行星这项工作的要求。Van de Kamp使用对恒星位置观测结果作天体测量归算中得到的残差，对其中的周期性变化进行分析，得出存在着围绕寄主恒星运行的行星的结论。这些残差的数值为十分之几微米[6]，而当时使用地面望远镜通过照相天体测量方法测定恒星在底片上位置的准确度，最高也只能达到十分之几微米。尽管对多张底片上的恒星位置取平均值可以减小最终结果的偶然误差，然而如果其中还存在着未知的系统性误差，就不可能通过取平均消除。因此，范德坎普对巴纳德星得出的结果，很可能只是由于观测数据中的某些系统误差的周期性变化造成的，并不是真正检测到了外星行星。

据计算，对于一颗位于10光年远处的恒星，如果要用天体测量方法检测到一颗围绕它运行而且质量和轨道如同地球的行星，则对这颗恒星在天空中位置的测定准确度需要达到1 mas[8]。这样的定位准确度，对于地面望远镜来说，即使现在也还是望尘莫及的。1989年上天的依巴谷天体测量卫星，定位的准确度也只能达到1 mas左右，还是不适合用于搜索外星行星。2013 年底上天的盖亚天体测量卫星，定位的准确度最高可达到6 mas，可以用来检测质量或轨道像木星那样的行星。因此，直到现在，尚没有使用天体测量方法获得的可靠的外星行星检测结果。这方面的成果，还有待于将来盖亚卫星的观测结果的发表。

2 外星行星的宜居性

搜索外星行星的目的是要找到并确定宜居的星球。数以千计的已知和待定的外星行星，就它们的质量(或大小)、轨道和寄主恒星类型等几个方面来说，是极其多样化的。按照一般的想法，宜居的行星当然应该处在它的寄主恒星周围的宜居带中。

宜居带是围绕在一颗恒星周围的一个区域，在这个区域里，一颗行星所具有的表面温度可以允许液态水的存在。地球上的所有生命都需要液态水，因此对行星表面温度的这一要求看来是一个很自然的要求。在一些像地球这样具有较薄大气层的行星上，气候是受到来自寄主恒星的外部能量输入支配的，从而使得一颗恒星的“宜居带”基本上取决于离开寄主恒星的距离。较小的恒星，由于它们的发光强度(即光度)较低，与类似太阳的恒星相比，宜居带离开恒星也就近得多(图7)。

通常认为，水是所有的生物生存所必需的。可是，也有不少科学家对这样的观点提出了挑战，他们认为，虽然生物的生存需要有液体环境，但是这种液体不必局限于水。然而，在搜索太阳系外的生命时，我们仍然专注于支持液态水的环境，这是因为在组成行星的物质中，只有水是最便于获得、最丰富和最常见的液体。

一颗行星位于如上定义的宜居带中，这并没有保证它实际上真的是宜居的。金星和地球都可以认为是在太阳的宜居带中，而且大小和质量很接近。然而，金星对于生物的生存来说是完全不适宜的，它具有强烈的温室效应，导致表面温度高到700 K以上，而地球上则有着对于液态水的海洋来说合适的表面温度，并且到处都是生物。

金星离太阳比地球近30%，接受的来自太阳的辐射多90%，在几十亿年前也许曾经有过液态水的海洋，因为表面温度较高，水蒸发，使得上层大气中的水蒸气达到饱和。在那里，太阳的极紫外辐射会使得水分子发生光致离解，其中的氢原子便逃逸到了太空中去。同时，金星大气中越来越多的水蒸气进一步提高了表面温度，形成一种正反馈循环，导致温室效应出现失控，于是迅速失去了它的表面液态水。

图7 不同质量恒星的宜居带示意图(中心的白色圆点表示恒星，周围的蓝色区域表示宜居带。恒星与宜居带之间带色的区域是温度过高的区域，不同的颜色表示恒星表面温度的高低，其中最下方的红色约为3 000 K(发红光)，最上方的白色约为10 000 K(发白光)。宜居带外侧的区域是温度过低的区域。图中恒星的质量(以太阳质量为单位)大致为A5：2.0 、F5：1.4 、G2：1.0、K5：0.7 、M5：0.2)

火星位于离太阳1.5 AU处，根据它的地貌特征，它的表面被认为至少在过去有一段时期曾经有过液态水。可是火星太小，无法保持住足够密和厚的大气层，因此很快就冷却下来，现在的火星表面已经没有任何地方可以让水仍然是液体，而且连二氧化碳都能凝结为固态。如果火星能够有地球这样大，那么也许就能够让它的表面维持比现在温暖的状态，从而也就仍然可能存在液态水。

美国宾夕法尼亚州立大学地球科学系的科帕拉普(Kopparapu)等人在2013年发表的论文[9]中，对各种不同外星行星的宜居带作了重新估计，这些行星所拥有的大气具有不同的质量和二氧化碳浓度。他们还得出太阳系的宜居带为0.99～1.70 AU(图8)。这一宜居带的内边缘由失控温室效应所造成的水分损失决定，而外边缘则由二氧化碳的凝结温度确定。

图8 宜居带[3](淡蓝色的区域再现了对于具有氮气、二氧化碳、水蒸气大气层的行星而言的“传统”宜居带。黄色区域显示的是向内延伸的对于干燥行星而言的宜居带，这些行星上的相对湿度低达1%。外侧的深蓝色区域则显示了对于富含氢大气的行星而言的宜居带的向外扩展，这一意义上的宜居带甚至可以扩展到一些没有寄主恒星的游荡行星。太阳系行星以图像表示。已知的外星行星按不同检测方法用不同符号表示)

对于外星行星，我们不能直接观测到它们表面的液态水，但也许可以通过大气中存在水蒸气来判别表面有无液态水。不过，行星如果很小，即使温度适宜，水蒸气也会发生光致离解，其中的氢原子会逃逸到太空中去，于是水蒸气就不复存在。在发生凌星现象的外星行星中，有一些炎热的巨行星和海王星大小的行星，已经在它们的大气中检测到水蒸气。不过这两种类型的行星表面都太热，不会有液态水。

值得注意的是，在那些质量足够大或者温度不太高、能够保持住水蒸气分子的行星上，水蒸气当然就应该出现。至于一些较小的、与地球比较接近的行星，它们的大气中即使有水蒸气，目前也还无法检测。对于这些行星，围绕恒星的宜居带就告诉我们需要把未来寻找宜居外星行星的努力集中在哪些地方。然而，考虑到预期的和已经观察到的外星行星的多样性，西格尔[3]认为，我们必须重新定义宜居的概念，并对这一概念作某些扩展。

西格尔认为，需要作的第一个主要的扩展是那些虽然离开寄主恒星较远但体积和质量较大的行星。在这些行星的大气层中，将会保留着较多的分子氢，分子氢是一种强大的温室气体，它可以吸收很宽的、连续的波长范围内的辐射。大多数分子的吸收带是离散的。氢分子由于没有偶极矩，缺乏典型的旋转振动带来吸收近红外波长的光。然而，西格尔指出，碰撞会产生一种瞬时偶极现象；因此，在足够高的压强下，频繁的碰撞会产生非常宽的吸收带。分子氢作为一种温室气体的潜力意味着，富含分子氢的行星离开寄主恒星的距离即使比具有二氧化碳大气的行星远若干倍，仍然还有可能具有表面液态水。这种情况甚至有可能扩展到游荡的行星，即在这些行星上，如果存在适量的内部热源，并且有丰富的分子氢来保持这些热量，也会有可能存在表面液态水。

西格尔还指出，水蒸气也是一种很强的温室气体，行星上水蒸气的含量会显著地影响宜居带的内边缘。就类似地球的行星而言，如果一颗这样的行星上的水蒸气含量比地球少，也就是更为干燥，那么它就可以在离开寄主恒星比宜居带的内边缘近的情况下仍保持表面液态水，即仍然是宜居的。然而这样的位于宜居带内边缘内侧的行星也不能太干燥，否则，就不能把过多的二氧化碳从大气中冲洗掉，这会导致二氧化碳越积越多并继之变暖。西格尔说，行星形成过程的理论模拟表明，这样的干燥宜居行星是有可能存在的。

因此，行星的宜居性是一个与每一颗行星的具体情况非常密切相关的问题。索姆(Zsom)、西格尔和另外两位同事在2013年发表的计算结果表明，一颗类似太阳的恒星周围的宜居带内边缘，对于一颗干燥的石质行星，可以近到离寄主恒星只有0.38 AU[10]。对于一颗拥有分子氢大气层的行星，皮埃尔亨伯特(Pierrehumbert)和盖多斯(Gaidos)在2011年发表的论文指出，即使没有内部能量，宜居带的外边缘也可以向外推移到一颗类似太阳的恒星周围 10 AU远处[11](图8)。

3 宜居外星行星的搜寻

搜寻宜居外星行星的第一步，当然是要把在某一颗恒星周围围绕着这颗恒星运行的行星找出来。在理想的情况下，我们接着会使用测量得到的行星质量和半径，按照行星的体密度对每一颗行星分类，筛选出那些有稀薄的大气层的行星。再接下来，可以利用恒星的光度以及行星与恒星的间距，并通过给行星的内部建模来判断它有没有内部热源，以评估可能具有的表面温度是否能支持液态水的存在。最后，对于那些通过了这些测试的行星，运用地面大望远镜或者太空望远镜来观测行星的大气层，识别出作为表面液态水的标志的水蒸气。

可是，对于大多数外星行星，这样的一些基本测量数据是不可能完整地得到的。在某些情况下，可以测量的是一颗行星的质量而不是大小；而在另一些情况下，可以测量的则是大小而不是质量。此外，能够对大气层进行检测的将只是那些围绕着一些近距恒星运行的行星，这些行星的轨道要恰好处在能够出现凌星现象的有利位置，观测的是凌星发生的时候凌星行星的大气层(如果存在的话)对寄主恒星光谱的非常微弱的影响。因此，宜居外星行星的确认将是比搜索更加困难得多的工作，

目前的各种外星行星检测方法，都有由于各自所能达到的精密度而给检测方法的灵敏度带来的限制。除此以外，不少方法还存在着一些由方法本身造成的固有的局限性。脉冲星计时方法只能适用于脉冲星，不能用于大量的其他恒星。视向速度方法和凌星方法，仅对轨道平面与天空平面的交角较接近于垂直(即轨道的侧面朝向我们)的行星才灵敏，尤其是凌星方法，这个交角必须在非常接近于垂直的极其小的范围内才行。微引力透镜现象可遇而不可重复，因此适用的对象更少，而且行星与寄主恒星不可离得太近。直接成像需要行星与寄主恒星在天空上具有更大的角距离，只能适用于少数的近距恒星，而且行星离开寄主恒星的距离也必须相当远。运用天体测量方法检测外星行星，方法本身不存在如上所述的这些局限性，其所受到的限制仅仅来自这种方法所能达到的对于天体在天空中位置的测量精密度。

由于银河系中的恒星数量极其巨大，要对其中的所有恒星作行星的普查，显然是完全不现实的，而且也没有必要。开普勒太空望远镜的观测区域是位于天鹅星座和天琴星座交界处的一个边长约为10°为大致的正方形的天区(图9)。鉴于开普勒太空望远镜使用的是凌星方法，测量的是恒星亮度的微小变化，因此它的检测局限性与恒星的距离没有直接关系，也就是说，只要恒星位于这架望远镜的 CCD 检测器所覆盖的星场之内，不论恒星的远近，只要它的亮度不暗于CCD 检测器的灵敏度极限，都可以成为它的监测对象。不过，在这样小的天空区域中，几乎不存在离我们很近的恒星。实际上，开普勒太空望远镜观测到的那些恒星，大部分都在 1 000 光年以外。另外，那些距离很远的恒星，如果不是光度非常高，那么亮度会降低到暗于灵敏度极限，从而也不能对它们进行监测。

图9 开普勒太空望远镜的CCD检测器所覆盖的星场(粗实线构成的每个小正方形是开普勒太空望远镜的CCD检测器在天空的投影，每个检测器由两块1 024×2 200像素的芯片组成，细实线构成的网格是天空的坐标网格，短划虚线是星座的分界线，长划虚线是星座中主要恒星的连接线，黑色的圆点是恒星，圆点越大表示恒星越亮，浅灰色的阴影表示银河，来自 NASA 网站)

对外星行星进行普查的另一种做法是限定恒星离开我们的距离，把位于这一距离极限之内的所有恒星作为监测的对象。这样做的好处是，在这一距离范围内，所得到的外星行星的样本将是一个具有统计完备性的样本，因此更具有统计学上的意义。例如，以离我们最近的100颗恒星为例，其中离开我们最远的恒星，距离约为25光年。如果我们能够逐一查明这100颗恒星周围的行星存在与否以及这些行星的基本状况，那么对于了解整个银河系内恒星周围的行星的情况，将是极其有用的。

为了达到对一定距离范围内所有恒星周围的外星行星进行普查的目的，很显然，最适用的检测方法将是天体测量方法。为此所提出的首要的要求是检测器所能达到的恒星在天空中位置的测量精密度，也就是定位精度。这种定位精度所表征的是天空中的视角大小。由于当线度一定时距离越远视角越小，因此对视角大小的限制实际上也就是对距离的限制。上面已经提到过，如果把对恒星距离的限制取为10光年远，那么，为了能够检测到位于这么远的一颗恒星周围质量和轨道均类似地球的行星，这一定位精度需要达到 1 mas才行 。这是连最近上天的盖亚天体测量卫星都还不能达到的，因此盖亚卫星也仅仅有可能检测到那些近距恒星周围类似木星的行星。美国20世纪90年代提出的太空干涉测量(SIM)卫星计划，采用光干涉设计，测量精度可达 0.1 mas；但是由于技术难度大，造价高昂，该计划已于2010年取消。

中国科学院空间科学与应用研究中心，已经在2013年提出了一个太阳系外的类地行星探测计划(STEP)，作为中国科学院的空间科学战略性先导科技专项之一[8]。按照这个计划，中国将在若干年后发射一颗专门的天体测量卫星，以0.5 mas的定位精度，用天体测量方法对距离约64光年范围内的约200颗类太阳(质量为太阳质量的0.5～1.5倍)恒星周围的类地行星进行搜索。当然，这颗天体测量卫星在搜索类地行星的同时也可以检测到一些质量更大的、类似木星的行星，但它的主要任务是搜索类地行星。

使用天体测量方法搜索外星行星，本身并不能确认搜索到的这些行星是否真正宜居，但它可以根据所测定的行星质量和行星轨道的半长轴判断这颗行星是否处在寄主恒星的宜居带内，因此很可能具有宜居的条件。这样，我们就可以获得一个在取定的距离之内可能具有宜居条件的行星的完备样本。然后，我们就可以用地面的大望远镜或者其他合适的太空望远镜，对这一样本中的恒星进行高精密度的测光观测，从中找出具有凌星现象的候选者。最后，对这些候选者进行高分辨率分光观测，确定相应行星有无大气层以及大气的化学成分，尤其是光谱中有无带有生命活动痕迹的气体的特征(图10)，就可以最终确定在这颗行星上是不是真正有生物生存。如果我们最终能够找到一颗这样的行星，那无疑将是科学上的一项巨大成就。

图10 地球作为一颗外星行星的话通过观测得到的圆面累积光谱[3](A.根据对地球光的测量结果绘制的可见光波长光谱，按归一化反射率绘出；B.由美国国家航空航天局的“太阳系外的行星观测和深空撞击延伸研究(EPOXI)”太空探测项目得到的近红外光谱，使用的流量单位为W·m-2·mm-1 ；C.火星环球勘测者太空探测器在飞往火星途中观测到的中红外光谱，使用的流量单位为W· m-2·Hz-1 。图中标注出了一些主要的分子吸收特征，包括瑞利散射。)

(2014年1月18日收稿)

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[8]陈鼎，李保权. 中国科学院空间科学战略性先导科技专项空间科学背景型号项目建议书：系外类地行星探测计划(STEP)[R]. 北京：中国科学院空间科学与应用研究中心，2013.

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Finding extrasolar habitable planets

WANG Jia-ji
Professor，Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences，Shanghai 200030，China

Some of scientists in our country have suggested to launch a dedicated satellite of astrometry in a few years, using astrometry technology with 0.5 micro-arcsecond precision, to search terrestrial planets surrounding about 200 sun-like stars within a distance of about 64 light-years, and to obtain a complete sample of possible habitable planets within the distance. Then, the stars of this sample would be followed up with high precision photometry on large ground-based telescopes or other suitable space-based telescopes to detect the candidates with the transits on host stars, and with high-resolution spectroscopy for these transits to determine whether atmospheres exists on the transit planets and the chemical composition of the atmospheres, especially whether the features of biosignature gases are emerged, and ultimately it be determined whether life is really on the planets or not. If we would be able to finally find such a planet, it will undoubtedly be a great achievement in the sciences.

exoplanet, terrestrial planet, habitable zone, transit, satellite of astrometry

10.3969/j.issn.0253-9608.2014.02.003

(编辑：温文)