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发表于 2012-9-6 21:44:19
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太阳系起源论的最前沿
——太阳系诞生的新故事
小久保英一郎（国立天文台）
1.太阳系的起源之谜
按照离太阳的远近距离，太阳系的八大行星分别是水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星。它们大小不同，性质各异。要一下子弄清楚这些行星的特征和起源还真不是一件容易的事。目前，一般认为太阳系是由宇宙空间中漂浮的气体和灰尘（固体微粒）所构成的。经过了数十亿年，横跨了数十个天文单位，从气体、灰尘到行星，构成行星的粒子形态也从微米到数万千米，太阳系的形成与进化是一个漫长的故事。
在历史上，康德、拉普拉斯和金斯就曾经研究过太阳系的起源，但现代天文学之中有关太阳系形成的基础理论则是在20世纪后半叶在前苏联的萨弗隆诺夫和京都大学的林研究室确立的，研究者希望通过对天文现象的研究从理论上来解释实际观测中无法涉及的行星系形成的过程。在这之后，也有许多研究人员试图建立更加自然的太阳系形成模式。特别是最近利用超级计算机进行的大规模模拟实验，在计算机中重现了原始太阳系的情况，通过实验对行星系的形成过程进行研究，收到了显著的效果。本章就将向大家介绍有关太阳系形成的最新研究成果。
2.行星的种类和太阳系的构造
在讲述太阳系起源之前，让我们先对太阳系目前的特征有一个基本的了解，这对于研究太阳系的起源有很大帮助。
太阳系的行星由内向外分为地球型行星（岩石行星）、木星型行星（巨大气体行星）和天王星型行星（巨大冰行星）三种（图2-1、图2-2、表2-1）。水星、金星、地球、火星为“地球型行星”，表面由岩石构成。木星和土星为“木星型行星”，表面成分基本为气体。气体的主要成分为氢元素和氦元素。天王星和海王星曾经被归为木星型行星一类，但现在又被重新划分为“天王星型行星”。天王星型行星上的气体成分尚不足其总质量的10%，主要由冰（水、甲烷、氨为主要成分的混合物质）构成。冥王星已于2006年被排除出行星名单，成为在太阳系外部边缘之中大量存在的“太阳系外缘天体”之一。除了太阳系外缘天体，在太阳系中还有小行星及彗星等无数小型天体。
行星的轨道有一个共同的特征：轨道形状近于圆形，轨道离心率大多在0.1以下。并且各行星的轨道面大致相同，与太阳系不变面（根据行星的公转等计算出的太阳系基准平面）之间的轨道倾角基本在6°以下。也就是说行星的轨道几乎在同一平面上，可以看作是一个以太阳为中心的同心圆（图2-2）。并且所有行星在轨道上都向同一方向进行公转。
此外，行星的总质量不足太阳质量的千分之一。木星型行星在行星总质量中占据很大比重。另一方面，行星的轨道角运动量大小为太阳自转角运动量的190倍左右。也就是说太阳系的质量集中在太阳上，轨道角运动量则集中在行星上。
总体来说，太阳系的行星系构造如图2-2所示。有了这些太阳系的知识背景作为基础，能够说服大家的太阳系起源学说究竟是怎样的呢？
太阳系形成的主流学说
目前有关太阳系形成的两大基本概念是：
⑴与中心星相比，行星系质量很小，由气体和尘埃形成的行星圆盘构成；
⑵尘埃首先堆积成为微行星，微行星相互结集成为固体行星。固体行星吸收气体，成为气体行星。
从太阳系的质量集中在太阳上、轨道角运动量集中在行星上，以及行星轨道面基本处于同一平面这些理论可推测出概念⑴。另外，根据所有的地球型行星和天王星型行星，甚至木星型行星的重元素（译者注：除去氢和氦以外的所有元素）比重均比太阳的重元素比重大这一事实，也可得出概念⑵。
图2-3为原始太阳系圆盘形成太阳系的概念图。准确地说，接近太阳系内侧的行星形成速度较太阳系外侧的行星形成速度快，但在此图中，为了便于观察，已将行星的形成速度调整为同步。在深入了解细节之前，让我们先粗略地了解一下太阳系形成的大致步骤。
⑴在原始太阳周围，气体与尘埃形成了原始太阳系圆盘;
⑵尘埃堆积，形成微行星;
⑶微行星相互碰撞，形成原始行星;
⑷原始行星相互碰撞，形成地球型行星。另一部分被原始太阳系圆盘之中的气体缠绕，吸收气体后成为木星型行星和天王星型行星。
接下来将给大家介绍为太阳系形成提供必要条件的原始太阳系圆盘，并将按照太阳系形成的先后顺序逐一进行讲解。
4.第一阶段：原始太阳系圆盘
“原始太阳系圆盘”是太阳形成时一并产生的星际圆盘。恒星通常是由于星云的自身重力作用收缩形成的。星云由太阳出现之前的恒星合成，包含了这颗恒星发生爆炸时放射出的重元素尘埃。在星云收缩时依然保留了原来的轨道角运动量，于是就形成了围绕中心星旋转的圆盘。
原始太阳系圆盘的标准模型被称作“最小质量圆盘模型”。其中含有目前太阳系的部分固体成分，尘埃的数量分布与距太阳的距离的乘方成比例关系，气体成分约为同一区域尘埃成分的100倍左右（图2-4）。原始太阳系圆盘存在的时候，尘埃与气体面密度（每单位面积的质量）之间的比例公式为它与太阳距离的-3/2。星云之中，气体与尘埃的质量比通常为100。在这个最小质量圆盘模型之中，圆盘的总质量大概是太阳质量的百分之一。
气体的主要成分为氢元素和氦元素。雪线内侧尘埃的成分主要是岩石；雪线外侧尘埃的主要成分则为冰（图2-5）。这里所说的雪线是圆盘内温度达到液态水凝结温度（约为绝对温度179℃）的地方，按照标准模型则位于距太阳大约3AU的位置（AU是天文单位中的一种，1AU约为1亿5千万km）。雪线以内，由于距太阳近，圆盘温度较高，因而没有冰的存在。而在雪线以外由于有冰，因此尘埃的成分也随之增加。在本章的后半部分你会发现，这种由距太阳远近不同而产生的尘埃构成情况的差异，对于不同种行星例如岩石行星、球型行星与巨大冰行星、天王星型行星的构成有着很大影响。
20世纪80年代以后，观测技术的进步使得人们在许多年轻星体的周围发现了与标准模型情况接近的原始行星系圆盘（图2-6）。
5.第二阶段：尘埃构成微行星
原始太阳系圆盘之中的尘埃形成微行星，微行星可以说是固体行星的原材料。尘埃在碰撞中相互结合，逐渐变大。直径达到数千米以上的块状尘埃便被称为“微行星”。
目前，天文学界对于尘埃形成微行星的原因，主要存在两种看法：一是尘埃层的重力不稳定；二则是尘埃具有可以阶段性地黏着聚集的特性。在这里主要向大家介绍更具权威性的第一种看法（如图2-7，有关尘埃的黏着特性将在后半部分说明）。
灰尘受太阳重力的垂直成分牵引在原始太阳系圆盘的中心面聚集，形成尘埃层。随着圆盘内气体的湍流现象减弱，尘埃不断附着在尘埃层上，使得尘埃层的密度增大。当其密度超过一个临界值以后，保持尘埃层自身状态的重力在旋转及随机运动（可视同于压力作用）等作用的影响下也有可能出现四分五裂。结果导致尘埃层自身的重力变得不稳定，密度大的部分会成长得越来越快，进而分裂成许多尘埃块。这些分裂之后的尘埃层发生收缩，最终形成微行星。
在这种重力不稳定的情况下，微行星的质量通过简单的检测和估算，大约在1015kg～1018kg左右，大小为几千米到几万米不等。整个太阳系中大概有数百亿颗微行星，它们的组成均反映了灰尘的本质，在雪线内侧表现为岩石质，在外侧则为冰质（图2-8）。太阳系中主要的微行星大约形成于圆盘气流的湍流现象减退的时候（大约数十万年左右）。
尘埃围绕太阳进行公转，并受太阳重力的垂直成分影响向圆盘的中心面处移动。同时又受到来自气流的阻力影响，以螺旋方式接近太阳表面。不过当这些尘埃成长为微行星以后，气体施加的阻力影响也逐渐变小，因此不必担心微行星会掉到太阳里面去。
现在的太阳系中依然有微行星的存在。位于太阳系边缘的彗星和太阳系外缘天体被认为是残存至今的微行星。
6.第三阶段：从微行星到原始行星
在微行星围绕太阳旋转的过程中，有时会与另一颗微行星相互碰撞继而合为一颗较大的微行星。这个过程被称为“行星吸积过程”，是形成行星系基本构造的一大重要环节。
①微行星的运动
行星吸积的进行方式由微行星的运动方式决定。微行星的运动受到太阳重力、微行星之间的相互重力、圆盘气体施加的阻力、微行星之间的撞击等多方面的影响。受到来自太阳重力的影响，微行星一般做开普勒运动。刚刚形成的微行星基本都位于太阳附近的同一平面（原始太阳系圆盘的中心平面）内绕太阳公转，轨道基本为圆形。
微行星的轨道受微行星之间的“重力散射”重力作用的影响，渐渐偏离了最初的轨道面。这便使得开普勒运动的轨道离心率以及轨道倾斜角的值增加。另外，微行星之间的重力作用还有一个重要的特性。这个特性被称作“力学摩擦”，即当质量小的粒子和大的粒子同时存在时，质量越大的粒子随机速度越小（向中心面的圆轨道接近）。
另一方面，气流阻力和微行星之间的碰撞主要起到降低随机速度的作用。这些作用与重力散射作用共同起到平衡随机速度的效果，使得行星吸积不断进行。随机速度对于微行星之间的相对速度以及行星的成长模式与形成时间有决定性的影响。
微行星的飞速成长
一般来说，大量粒子集中在一起时，行星成长的模式大致可以分为两种（图2-9）：一种是所有粒子都以相同速度变大，被称为“有秩序地成长”；另一种则是粒子体积越大成长速度越快的形式，被称作“飞速成长”。这两种成长模式决定着粒子之间的冲撞结合概率（成长率）影响粒子质量与速度的程度。
模拟实验表明，刚刚形成的微行星系成长速度十分迅速。也就是说，在微行星系中，质量大的微行星会比在它周围的其他微行星的膨胀速度都要快。这是因为微行星的质量越重，重力作用便越强，从而能够更加广泛地吸引其他微行星的靠近。这一作用被称作“重力牵引（重力聚集）”（图2-10）。
③原始行星的垄断性成长
上面提到的那些星体以垄断性的方式成长着，逐渐成为“原始行星”。原始行星并不会一直持续上述垄断性成长，当它达到足够大小以后，便会受制于来自周围微行星的重力散射，随机速度增大，重力牵引的效果随之降低，原始行星便难以继续快速成长，转而改为有序成长。由此可见，当微行星增大到一定程度以后，大小就已基本确定。
这一阶段原始行星之间的间隔是怎样产生的呢？原始行星的轨道间隔由轨道反作用力决定。轨道反作用力是原始行星之间的重力散射与来自微行星的力学摩擦相互作用之后的作用力。原始行星之间的重力散射使得原始行星的轨道间隔扩大，同时加大了轨道离心率。轨道离心率受到重力散射，变得比来自微行星的力学摩擦要小。这便导致所有的原始行星在保持圆形轨道的同时增大了彼此之间的轨道间隔。轨道间隔经由轨道反作用力的作用之后，扩大为希尔半径的十倍左右。这里所说的“希尔半径”以原始行星做轨道运动时重力范围的大小为大致范围，数值大小约为原始行星质量三分之一的平方与该原始行星和太阳之间的距离之比。
进入原始行星状态之后，星体开始转为有序成长。与此同时，受到周围原始行星的轨道反作用力，大小相似的原始行星轨道之间便逐渐产生一定间隔。由于希尔半径与星体质量三分之一的平方成正比，半径值也会随原始行星的增大而增加。可以说，原始行星在轨道间隔不断扩大的同时，通过偶然发生的星体间碰撞与其他星体相结合逐渐成长。这一成长方式被称作“原始行星的垄断性成长”。所谓的“垄断”，是由于在成长过程中占据优势的原始行星通常不是一个，而是成批的。这种垄断性成长方式也是经过模拟实验推算发现的。
了解了原始行星轨道间隔的形成方式，便可以利用原始太阳系圆盘中所含尘埃的面密度推算出原始行星的质量。假定小行星形成于自身轨道的环状区域之中，并逐渐成长为原始行星。按照原始太阳系圆盘的模式标准，用星体的轨道间隔为希尔半径的十倍时原始行星的质量与它与太阳之间距离的四分之三的乘方相比，那么星体成长所需的时间约为它与太阳之间距离的三倍乘方（图2-11、2-12）。也就是说，距太阳越远的原始行星，完成成长过程所需的时间也就越长。另外，轨道间隔与希尔半径成正比，也就意味着原始行星距太阳越远，轨道间隔也就越大。这一推断与太阳系的实际情况相符。
并且，作为原始行星构成成分的小行星，其位于雪线内侧者为岩石质，外侧者为冰质（图2-13）。举例来说，地球、木星、天王星原始行星的质量分别为1024kg、3×1025kg、8×1025kg，而成长时间则分别为70万年、4千万年、2亿年。
第四阶段：从原始行星到行星
太阳系形成的最后一个步骤，是原始行星成长为行星。在本节当中你将会了解在太阳系的不同位置，分别可以形成怎样的行星。接下来按照地球型行星、木星型行星、天王星型行星的顺序了解一下行星的形成步骤。
①行星的分布方式
在讨论这个问题之前要先对木星型行星做一些说明。星体从原始太阳系圆盘之中获取气体都要依靠原始行星的重力作用，但木星型行星的形成还必须具备以下两项必要条件（图2-14）：
⑴气体降落到原始行星上所需的时间应比气体星盘的寿命短；
⑵原始行星的成长时间应比气体圆盘的寿命短。
以上两项条件中每一项的时间长短都取决于原始行星的质量，星体质量越大，气体降落所需的时间也就越短，星体质量越小，气体降落所需时间也就越长。而原始行星的质量和成长时间则取决于它与太阳之间的距离。在上一节中我们提到过，按照原始太阳系圆盘的标准模式，原始行星的质量大小与其形成的时间长短是与它距离太阳的长短成正比的。因此条件⑴决定了要形成木星型行星的星体距太阳的最小距离，条件⑵则决定了同样条件下星体距离太阳的最大距离。也就是说，只有当条件⑴与条件⑵同时得到满足的时候，才会形成木星型行星（图2-15）。而在木星型行星的内侧和外侧，则分布有较木星型行星质量小的地球型行星与形成时间较木星型行星长的天王星型行星。
按照原始太阳系圆盘的标准模式，以原始行星的轨道间隔作为十个希尔半径，将气体圆盘的寿命最大值看作1亿年，引用最新测定出的气体降落时间（约为其质量的-5/2例关系），则可推算出地球型行星在雪线内侧，木星型行星分布在距雪线约10AU的位置，天王星型行星则分布在距雪线10AU以外。这一推算向我们再现了太阳系之中行星的分布方式。用这样的方法来分析雪线、原始行星的垄断性成长及木星型行星的形成条件，便可以自然地说明太阳系由内向外分布着地球型、木星型、天王星型行星的原因。
②地球型行星
读图2-11，可以发现金星等地球型行星的原始行星的大小与火星的大小相类似。这就表明，原始行星最终形成行星还需一定时间的累计，即原始行星之间的碰撞、结合过程。也就是说，地球型行星形成的最后一个步骤是空间中余下的微行星聚集在一起，和原始行星发生剧烈的碰撞（目前认为水星、火星等行星是在巨大碰撞的阶段中余下的原始行星）。经过垄断性成长形成的原始行星系在很长一段时间里都属于不稳定的状态，其原因可认为是原始行星彼此间的重力作用，或来自木星型行星的重力作用。
在地球型行星的区域范围内，每经过数千万年到数亿年，便有一定数量的原始行星成长为行星。由于在行星形成时发生剧烈的碰撞，因此在行星形成的初期，行星的轨道离心率及轨道倾角均比现在大十倍左右。这样大的轨道离心率和轨道倾角使得地球型行星对来自残留的气体圆盘和小行星的气体反作用力与摩擦力减小，与原始行星系几乎处于同一圆形轨道平面内。地球型行星自转的初始状态则由剧烈碰撞所带来的角运动量决定。
③木星型行星
在木星型行星的区域范围内形成的原始行星大多质量较大，这是由于这个区域处于雪线以外，大量的冰使得星体本身所含尘埃数量增多；再加上距太阳较远，重力圈即希尔半径较大，可以吸引更多微行星的聚集，这样一来原始行星就成为了木星型行星的固体核。原始行星的质量必须在地球质量的数倍甚至十倍以上，才能保证气体在气体圆盘的寿命范围之内完成吸积。从图2-11中可知，木星型行星区域内的原始行星在质量上满足上述条件。
那么，大概会有多少气体降落在固体核上呢？这要由行星（固体核+气体）重力圈（希尔半径）的大小来决定。在希尔半径范围内气体受到行星的重力影响降落在行星表面。如此可以推算出，落向行星的气体总质量约等于在原始太阳系圆盘中半径为希尔半径的圆截面上呈轮胎状区域的气体总质量。使用原始太阳系圆盘的标准模式推算在木星附近的气体质量，从而估算此位置的行星质量大约为太阳质量的千分之一，这与实际测得的行星质量大致相同。只不过现在土星的气体质量比估算的结果要少数倍。
木星和土星的区别可以利用原始太阳系圆盘气体的消失来说明。观察原始行星系圆盘可推知气体圆盘的寿命约为数千万年。在标准模式下，原始行星距离太阳越远，成长时间就越长。由于木星的固体核形成的时候气体圆盘还完好无缺，因此环绕木星的气体值比估算值还要多许多。但在土星的固体核形成的时候气体圆盘已经逐渐消失，于是土星所包含的气体则要少很多。
木星型行星的轨道间隔是希尔半径的十倍左右，目前认为，这类行星在吸引着周围的气体的同时，轨道反作用力也对其进行作用。它们的自转状态则由气体降落时行星的角运动量决定。
④天王星型行星
如果只参考图2-11中所示的行星质量，处在天王星型行星范围内的原始行星是可以吸引气体的。但当这个范围内的原始行星形成的时候，气体圆盘已经几乎消失殆尽，这些原始行星便很难再吸引气体了。可以说，天王星型行星是没能形成木星型行星的原始行星。实际上在这一领域中，还处于垄断性成长阶段的原始行星的质量和轨道间隔（希尔半径的十倍左右）就已经和现在天王星型行星的质量和轨道间隔几乎相同了。
不过，如果使用原始太阳系圆盘的标准模式来进行模拟实验，那么海王星的出现便会比整个太阳系还要早，这是在分析天王星型行星形成过程中的一个尚未得到解决的问题。
天文学家们对此提出了许多不同的看法，目前有一种看法认为海王星原本距离太阳的位置比现在要近，但在形成后受到木星型行星的重力影响，移动到了现在的位置上。这种看法也可以解释现在太阳系外缘天体的轨道分布状况。
8.银河系行星系形成论概述
通过以上的说明，想必大家对由尘埃形成小行星、原始行星，最终形成行星的整个进化过程已经有了一个初步的了解。目前认为，行星是原始太阳系圆盘在进化之中必然出现的物质，行星系的基本构造由原始太阳系圆盘的质量及分布、温度构造和气体圆盘的寿命所共同决定。
太阳系的形成学说目前已被绝大多数人认可。不过，它所描述的只是通过模拟实验所得知的太阳系大致形成过程，其中还有许多不完备的地方。下面着重向大家讲述该学说尚未解决的问题。
首先是作为学说理论基础的小行星的形成方式尚未被完全确定。上面所介绍的重力不稳定等学说是以湍流程度微弱的原始太阳系圆盘作为基础。但当圆盘内出现强烈的湍流运动时，尘埃层可能达不到临界密度时的稀薄程度。虽然跨越了从 m到km这九个跨度，但也无法确定尘埃层是否在太阳落山前就形成了。
另外一个没有弄明白的问题就是原始太阳系圆盘的气体圆盘究竟是如何消失的。虽然有学者认为原始太阳放射的强烈的紫外线和太阳风（高速荷电粒子流）将构成小行星的气体吹散到空间之中，但目前尚未证明紫外线和太阳风能否起到上述作用。到现在为止天文学家一直认为，木星型行星的形成多少会对其内侧的气体圆盘产生重力影响，使其向太阳中心倾斜。这个谜团要等到发明了超大型地面望远镜或宇宙望远镜以后，当人类能够亲眼目睹行星系形成的过程时才能水落石出（图2-16）。
更重要的一个问题便是行星在太阳系的移动方式。前面向大家介绍的学说中，默认了行星是由其所在位置附近的小行星聚集形成并逐渐稳定的，但最近的研究表明，在与气体圆盘的相互作用力下，原始行星、行星等星体有在太阳系内发生大规模位移的可能性。如果原始行星及行星的确能够进行大规模位移，那便意味着太阳系形成的学说有必要改写。除此以外，还有有关小行星及彗星等小天体的起源等等一系列的问题尚未得到明确的答案。
现在研究人员正在不断探索着有关这些问题的答案，并将研究对象的范围扩展到太阳系以外的行星系。行星系不仅仅只存在于太阳系之中，至2007年春天，科学家已发现在太阳附近的200多颗太阳型恒星都拥有行星系（被称为系外型星系）。并且这些行星系大多都和太阳系有很大差别。被发现的系外行星的质量多半都比木星还要大，但它们的轨道长半径却比水星的轨道长半径还要小，轨道离心率则像彗星一样大。那么这些系外行星系究竟是如何诞生的呢？它们的诞生方式和太阳系又有哪些不同呢？为了能够说明这些与太阳系有着巨大差别的系外行星系的起源，同时也将太阳系的起源过程一般化，当前我们需要做的是构建一个“银河系行星系形成概论”。在完成这个任务的过程中，我们将逐渐探明太阳系在银河系中究竟是一个怎样的星系，也将真正踏上寻找“第二地球”的宇宙之旅。
系外行星最前沿——寻找第二地球
田村元秀（国立天文台）
1.行星探索
行星是与人类相距最近的天体。日本自古以来就以行星的名字作为周一～周日的名称，而在2006年8月，冥王星被排除在九大行星之外的消息，也在社会上引起了超乎预料的反响（图3-1）。但你想必并不会知道，虽然太阳系中现在只有八大行星，但人类在太阳系外发现的行星数量已达到了太阳系内行星数量的25倍以上。这些行星中的绝大多数都是在近十年间，人类发现行星存在的重要性以及它在宇宙空间之中的作用之后陆续被发现的，它们被称作太阳系外行星或“系外行星”。天文学家们的下一个目标便是在它们当中寻找出和地球相似的行星，将其收入太阳系的行星范围之中（直接检验系外行星），进而寻找行星上的生命踪迹，也就是检验这颗行星究竟是不是我们所要寻找的“第二地球”。本章就将主要为您讲述：系外行星的探索情况、系外行星令人吃惊的性质以及未来的行星探索计划。
2.系外行星发现前夜
对系外行星的探索并不是近几年才兴起的事。20世纪中叶，美国的范德坎普通过细致的观测后发表了一篇报告，认为在除太阳和南门二丙星之外距地球最近的恒星“巴纳德星”附近有两颗类似木星的行星在围绕它旋转。这颗系外行星的发现让人们大吃一惊，那段时间连教科书里都收录了它的影像。
然而在十几年之后，又有其他的观测小组认为范德坎普的这一观测结果是错误的。现在看来，依靠当时的技术及观测精度，是无法准确检测出系外行星的具体位置的。到了20世纪后半期，观测方法变得愈发多样化，才为发现系外行星提供了较为成熟的技术保证。但在人类发现真正的系外行星之前，还是经历了许多波折。其中一个代表性的事件就是1992年天文学家们曾宣布在室女座毫秒脉冲星PSR1257+12附近发现了两颗围绕其旋转的天体，并且质量和地球相当。但由于这两颗天体存在于超新星爆发后残留下来的脉冲星附近，无法查清它们的形成原因，并且在其他的脉冲星周围也并未发现类似的天体，最终还是没有将这两颗天体归入系外行星的行列中。20世纪80年代以后，尽管针对行星探索的观测技术水平有了大幅度的提高，但加拿大的观测小组采用了最新的观测技术，在夏威夷用直径4m的望远镜进行了长达12年之久的观测，结果却仍一无所获。这一切都使人们对系外行星的探索持有或多或少的怀疑态度。
一举改变人们看法的是来自瑞士的观测小组。他们在1995年发表观测结果，在飞马座类似太阳的51号星的周围发现了一颗质量为木星一半的行星以短短4天的周期绕恒星公转。由于木星的公转周期则长达12年，当时许多人在表示震惊的同时，提出瑞士所观测到的天体并非行星的反对意见。但美国的观测小组对其进行观测后，立刻确认了这颗天体的性质，这便是人类史上发现的第一颗系外行星。在那之后，越来越多的系外行星被人们发现，到2008年11月为止，发现总数已超过了300颗。
在发现系外行星的过程中，科学家们得出的经验便是不要从已有的科学发现中寻求想当然的答案。起初美国和加拿大的科学家们失败的原因，便在于将系外行星的寻找范围设定在类似太阳系的空间之中，至少在最初，他们曾以木星的各项指标为寻找系外行星的标准，从未想过要在较短的时间内就发现行星。而瑞士方面的观测人员则是观测二重星的专家，由于二重星的公转周期彼此之间有很大的差异，因此他们没有抱着“想当然”的态度。当然，在行星检测的初期可以以太阳系中的行星作为测定速度及精度时所用的标准，但在掌握了具体的技术方法之后，则应该充分发挥想象去制定具体的观测方案。
行星探测的方法
目前探测行星主要采用间接方式，下面为大家介绍3种至今为止较为成功的方法：
①多普勒方法
行星的公转使得恒星本身出现轻微的晃动。利用多普勒效应来测定恒星晃动时产生的速度变化被称作“多普勒方法”（图3-2），超过九成的系外行星都是利用这种方法检测出的。多普勒方法从20世纪80年代开始被应用于系外行星的探测之中，1995年瑞士天文学家梅厄和奎洛兹在天马座51号星附近发现第一颗围绕恒星公转的系外行星，所使用的就是这种方法。在太阳系中，木星及地球的公转带给太阳的速度变动分别为13m/秒和0.1m/秒，因此即使要发现一颗巨大的行星，也要求观测精度必须精确到每秒数米。使用多普勒方法可以计算出行星的质量、轨道长半径和离心率。但由于轨道的倾斜角度不同，测出的速度也不完全相同，因此计算出的质量值一般为下限值。最近测量精度已达到了20cm/秒，发现了比地球还要小10倍的行星。相信随着测量精度的进一步提高，人类终将发现质量与地球相当的行星。
②凌日法
当水星或金星从太阳前面经过的时候，在地球上看太阳，便会看到在太阳前面有它们像黑痣一样的投影。“凌日法”便是通过捕捉行星经过恒星时使恒星表面出现微小的明暗变化来检测行星存在的方法（图3-3）。
木星和地球经过太阳时太阳表面的明暗变化极小，分别为1%和不到0.01%。2000年美国天文学家查波里等人将凌日法与多普勒方法相结合，首次检测出了来自HD209458号恒星的亮度变化。紧接着使用这两种间接方式确认了行星的存在，这两种方式的检测结果一致使得系外行星的存在成为了不争的事实。目前使用凌日法检测出的系外行星有14颗。不过由于观测者所看到的星体轨道面不一定与实际上的轨道面相一致，使用凌日法时往往需要同时观测多颗星体。目前装备有CCD的小型望远镜也已经可以完成检测工作，这成为业余天文爱好者尝试观测系外行星的最好的方法。但由于地球上的大气漂浮不定，一般来说很难测定出微小的亮度变化，因此小型望远镜只能有效地检测木星型巨大行星。而在宇宙空间里使用凌日法，则可以将精度扩大，检测到地球型的小型行星所带来的亮度变化。美国于2009年3月发射的开普勒号卫星大概能够发现数百颗地球型行星，但也有专家指出，只依靠亮度的变化来判定行星是否存在的凌日法缺乏足够的准确性。
③重力微透镜法
光在受到天体质量所形成的重力作用之后，会像经过透镜一样被折射。这被称作“重力透镜作用”。
比如，我们可以观测到整个银河星团以星系为背景呈现出各种各样不同的影像。当光的折射程度小时，现在的科学技术还不能分辨所呈现的星系影像，这时的重力透镜又被称为重力微透镜。这种作用使得位于后面的星体受到来自前方的天体影响，发出的光芒显得更加明亮。当位于前面的星体（透镜天体）是行星的时候，透镜的作用将更为明显。这种利用重力透镜作用的检测方法被称作“重力微透镜法”（图3-4）。目前使用这种方法已经检测到了4颗系外行星，理论上使用这种方法在地球上就可以检测出地球型行星，但由于微透镜作用需要一定条件才能实现，因此使用这种方法检测也具有一定困难。
系外行星的性质
至今为止科学家们发现的300多颗系外行星在性质上都和太阳系的行星有许多不同。接下来的内容会使你对这些行星们不同的性质有一个大致的把握。
人类对数千颗恒星的探测结果表明，在与太阳成分相似的恒星中，附近有行星存在的恒星数量为10%左右。今后随着观测精度的提高，或许还会在许多尚未发现的恒星附近检测出行星的存在，因此上述结果仅代表一个下限的数值。也就是说，在恒星周围有行星存在并不是十分罕见的。
从行星的重量上来看，最初发现的行星大多数与木星的质量相仿，不过随着观测水平的进步，人类目前发现的最小的行星仅为地球质量的6倍，较为遗憾的是至今仍未发现真正可以称得上是地球型行星的小型天体。
目前天文学界尚未明确定义行星质量的最大值，但当天体的质量为木星质量的13倍左右时，天体中心便开始发生重氢的核融合反应（这样的天体被叫做“褐矮星”）。因此在多数情况下都采用木星质量的13倍作为行星质量的上限。如果按照这个数值来判断，那么便可以认为质量不足木星质量13倍并且围绕恒星公转的天体即为行星，质量为木星质量的13倍以上、80倍以下的星体为褐色矮星，质量为木星质量80倍以上的星体则为恒星。
有关行星的质量分布，目前认为大多与行星的质量成反比（图3-5）。使用多普勒方法发现的伴星型褐矮星数量很少，被称作“褐矮星的沙漠”。不过我们已经掌握了其中大多数褐矮星的影像资料，其中GD165B为温度相对较高的L型褐矮星的代表，Gl229B则为人类发现的第一颗温度相对较低的T型褐矮星。
系外行星虽然也围绕主星进行公转，但它们的公转轨道却和太阳系的行星有着很大差别（图3-6）。系外行星的轨道约为0.02-6个天文单位，公转周期则从1天左右到15年左右不等。还有些行星的公转周期比15年更长，但由于观测时间的限制尚未得到具体的数值。在0.1天文单位之内的巨大行星被称作“热木星”，自转周期多为3天左右。因为距离主星很近，它们的表面温度基本都在摄氏一千摄氏度以上。这类行星约占系外行星总数的20%。
太阳系的行星公转轨道几乎接近圆形，但系外行星的轨道离心率呈现多样化，从0（标准圆形）到0.9（标准椭圆形）均有分布。几乎不存在受到中心星潮汐作用的行星。热木星的轨道基本保持圆形，除此之外，大部分系外行星的离心率都大于0.1天文单位，轨道都不是圆形。这是系外行星系与太阳系之间的很大区别，也是无法用目前被大多数学者赞同的行星形成论来解释的一点。
目前天文学家发现了18个多重行星系，其特征是星系内有许多颗行星围绕一颗恒星公转。大多数多重星系之中有两颗行星，但也有像仙女座厄普西伦星一样拥有4颗行星的恒星。
5.系外行星与中心恒星的关系
至今为止科学家们探查的主要对象是类似太阳的主系列恒星（光谱类型为FGK型的恒星）的系外行星。尽管目前也在对数百颗质量不足太阳质量一半的M型恒星进行探索，但在这些行星系中发现的木星型行星仅为两颗，明显少于质量与太阳相近的恒星附近的同类行星数。这一点与行星形成论中的描述相符，在恒星附近诞生的行星重量取决于原始行星系圆盘的重量。质量小的恒星，其圆盘质量也较轻，因此在它附近多形成质量小的行星。
而另一方面，由于比太阳还要重的主系列星吸收光谱线的数量较少，恒星自转速度快，因此谱线的范围也广，难以利用多普勒方法进行检测。同样，由于年轻恒星的表面活动较为激烈，也给多普勒检测法带来了一定难度。目前在年老的主系列星附近发现的行星只有为数不多的几颗。
另外，研究表明中心星所含金属量与其附近行星的数量有相关性，恒星的金属含量越高，附近的行星通常就越多。科学家认为，这种相关性表明金属含量丰富的空间可以为行星的形成提供丰富的固体材料，同时也为行星系的核聚集形成论提供了有力的理论根据。
以上的论断大多适用于类似太阳这种只有一颗恒星的星系。但我们也已经发现了约20个双星系。在双星系中，行星只围绕其中的一颗恒星公转，受到观测角度的限制，目前我们还只能观测双星间距较大的双星系。
然而，由于目前的系外行星多是用多普勒方法检测出的，这种方法一般只在较为明亮的恒星上表现出显著的效果，因此这些系外行星中绝大部分与太阳的距离都在100光年以内。今后随着大口径望远镜投入使用，多普勒方法将可以检测出更远位置的系外行星。而且我们利用重力微透镜法已经检测到了距离地球很远（约数千光年）的行星“透镜星”。
6.行星的半径与大气
目前，有九颗系外行星的存在已通过凌日法与多普勒方法共同确认，对于这些行星，我们已经可以推算出它们的半径和密度。HD209458B的半径比理论上的预测值要大，是一颗低密度行星（木星半径的1.3倍，0.4g/cm3），相反HD149206B则是半径较小的高密度行星（木星半径的0.7倍，1.2g/cm3）。目前认为实际测定值与理论值出现偏差的原因是前者由于温度较高使得行星膨胀，后者则有一个高密度的行星核。这也成为行星的聚集核形成论的一个理论根据。
对于出现凌日现象的行星系，行星的大气层中会吸收一部分来自恒星的光，因此利用这一点也可以检测出行星大气层的成分。
科学家们在HD209458B上检测出了钠元素及氢气。目前认为这些广泛分布在距离行星较远地方的氢气是在高温的行星表面蒸发后逃出大气层的（图3-7）。
另外，在针对HD209458B和TrES-1B的研究中，科学家们利用行星位于恒星后方时整个星系辐射的紫外线强度减弱的规律，成功地分离出了来自行星的热放射成分（图3-8）。但这只是人类初次捕捉到来自行星光子的一种直接观测方式，并没有拍下该行星的照片。
7.努力实现直接拍摄
使用间接法对系外行星进行观测已经使我们收获了许多，今后还将使用这种方法继续收获更多的成果。我们将继续使用多普勒方法和重力微透镜法，争取在小型恒星附近检测出地球型行星，还将探索使用中小口径望远镜在亚洲乃至世界范围内将多普勒方法活用，并努力将凌日法与重力微透镜法相结合，早日实现检测出1000颗行星的目标。我们将不只依靠通过可视光源进行检测，还将计划使用8m的望远镜进行红外线波长为1 -5 （微米）的多普勒法进行检测。
然而，由于间接法并不能直接检测出行星所发出的光，因此这种方法存在一定的不确定性。系外行星探测的下一个重要的步骤便是直接观测。可由于行星是本身不发光的小型天体，如果它的附近没有一颗极为明亮的恒星，直接拍摄下它的影像就变得十分困难。
若想实现直接观测，必须同时具备以下三个条件：
（1）拍摄器材能够检测出灰暗行星的高感光度；
（2）主星和行星应离地球足够远，以保证照片的清晰度；
（3）对比度适当（恒星所散发的光亮极强，与行星形成强烈对比）。
在这之中最难以满足的是第三个条件。行星所发出的光大多反射了太阳的可视光和近红外波长，二者之间的亮度比大约为10个单位数字左右。即使行星本身放射出的热量可以缩小二者之间的对比度，二者之间的差距还是在7个单位数字左右。
地面观测所面临的最大障碍则是地球大气层的晃动引起的“感热”现象。即使使用大口径的望远镜，也无法拍摄出十分清晰的照片。虽然最近研发的射电望远镜等口径在8m-10m之间的大型望远镜使用了对大气层晃动的光学修正技术以及能够适度屏蔽恒星光亮的日冕仪，但科学家们使用这些技术进行尝试（图3-9）却仍未检测出年轻的巨大行星。在未来的几年之中，随着装置有新式日冕仪的望远镜以及射电望远镜、双子望远镜、超大望远镜（VeryLargeTelescope）等新型仪器投入使用，在地面完成巨大行星的检测工作也已经指日可待。
还有些与木星相似的行星（年龄为46亿年左右，已成熟的巨大行星），以及目前使用间接法无法检测到的地球型行星，即使使用超大型的地面望远镜（口径为20m左右）也很难观测到。因此，天文学界正在致力于提高对比分辨度的新空间任务，如TPF-C(TerrestrialPlanetFinder-C)、TPF-I/Darwin、JTPF(JapaneseTerrestrialPlanetFinder)等计划均已处于开发阶段。这之中TPF-C计划的目标是研发口径为8.5m×3.5m，内置高精度日冕仪的可见光式卫星望远镜。Darwin计划的目标是为3台不同的卫星分别装置3m等级的望远镜，之后让它们组队飞行，与聚集红外线而成的第4颗卫星合并在一起形成一个巨大的红外线干扰设备。JPTF是日本的计划项目，目标是研发与3.5m等级的日冕仪相匹配的可见光卫星望远镜（图3-10）。也可以说是空间红外线望远镜计划SPICA的后续计划。
这些为地球型系外行星直接摄像的任务将在2020年前后实施，旨在探测太阳附近的更多颗恒星，从而早日发现与地球大气情况相符的第二地球（大气层中含有水及氧气等生命生存的必须物质）。
高能量的最前沿
——有关伽马射线爆发的探索
米德大辅（金泽大学）
1.宇宙中最大的爆炸现象
在这一章中主要向大家介绍“伽马射线爆发（GRB:Gamma-RayBurst）”，这是一种突发于遥远宇宙空间中的天体现象。该现象发生时，短短的数十秒内，空间中便会出现大量的伽马射线。实际上，由于现象发生时天体瞬间释放出超过1045焦耳的能量，因此这种现象也被认为是宇宙中最剧烈的爆炸现象，而在这十秒的爆炸过程中其释放出的能量相当于一颗超新星经过一万年缓慢放出能量的总和。不过，长期的观测表明，这惊天动地的大爆炸在宇宙中不过是件极为寻常的事情。尽管如此，GRB却几乎没有在银河系中发生过，之所以能够观测到它，是由于它所发出的巨大光亮穿越了整个宇宙。
最近，研究表明，GRB发生的导火索是星体在死亡之前发生的超新星爆发。并且科学家们认为，这颗超新星必须能够释放出巨大的能量，因此，它还必须是能够形成黑洞的“极超新星”。
图4-1为GRB发生时的想象图。目前认为，随着质量大的星体毁灭，黑洞产生，由于星体的外壳降落在黑洞周围，重力所释放的能量便自黑洞中喷射而出。
近十年来，随着科学技术的不断进步，GRB现象受到人们的广泛关注。由于该现象在短时间内放射出极为耀眼的光亮，科学家们认为这种现象可能与宇宙形成初期时光的起源有一定关联。本章将向你介绍GRB现象的发现、研究过程、目前最新的研究成果以及未来的研究计划。
2.伽马射线爆发的发现以及漫长的探索期
人类初次认识伽马射线爆发（GRB）现象是在1967年。当时美国、英国、苏联三国签订了不扩散核武器条约之后，美国以确保核不扩散为由发射了一颗名为“Vela（维拉）”的卫星，该卫星上的装备可以检测出核爆炸时释放的伽马射线，可监视来自各个方向的伽马射线。不久之后工作人员发现，Vela卫星时常在很短的时间内检测到大量伽马射线，但却无法判定射线究竟来自哪个方向。由于伽马射线是核试验爆发的产物，发现伽马射线也就意味着在地球上的某个地方有可能进行了核试验，Vela卫星的发现一度被作为军事机密，没有公诸于世。
从那以后，Vela又曾多次发现伽马射线的爆发，终于在1973年，美国洛斯阿拉莫斯国家研究所的克莱贝萨德尔博士等人成功地定位了这类突发性伽马射线的放射方向。于是博士便向美国的天文学会杂志提交了一份报告，称其发现了一种神秘的突发性伽马射线天体。这便是发现GRB的全过程。由于从其他天体上放射出的伽马射线无法穿越地球厚重的大气层，因此要观测这一现象只能依靠人造卫星来完成。也多亏了Vela卫星能够全方位地监测伽马射线，否则可能我们到现在为止对GRB还一无所知。
接下来让我们暂停对GRB发现历史的回顾，来了解一下GRB的具体现象。图4-2为GRB现象发生时伽马射线强度随时间变化的伽马射线亮度曲线。虽然只有短短的数秒钟，但还是可以看出随着时间变化而存在的峰值。科学家们还曾观测到发生在千分之一秒以内的伽马射线爆发。由于没有任何物质的速度可以超过光速（30万km/秒），科学家们判断这种极为短暂的伽马射线爆发的发生源大小应该不超过300km。
另外，GRB的持续频率分布如图4-2下表所示，表中的两个峰值分别在数百微秒和三十秒附近。为了区分方便，目前将持续时间超过两秒的GRB称为“长GRB”，短于2秒的称为“短GRB”。
不过无论持续的时间长短，伽马射线的光谱都属于不可见光谱。具体情况如图4-3所示，当一部分能量呈弯曲状态时，以弯曲处为界限，低能量的一侧和高能量的一侧都将以指数函数的方式累加。这里所说的指数函数，是指如果图表中的横轴和纵轴都以对数为刻度，那么该图表中的曲线将会变为直线。另外，像太阳黑子所释放的能量以及高温等离子的放射也被称为可见光放射，根据温度不同，所释放的能量也各不相同，如果用光谱来表现的话便可以看出它们的峰值。
虽然宇宙中存在光谱为非可见光的天体，但多数情况下只有高能量电子被冲击波加速后的同步辐射的光谱才以非可见光的形式表现。大概GRB也是其中的一种吧。
继续回到人类研究GRB的历史中。继Vela卫星之后，许多国家都以行星探测为目的发射了卫星，日本发射的卫星“天鹅”与“银河”上也载有GRB的检测器，专家们针对伽马射线强度的时间变化及其光谱等特征进行了广泛的争论。这一时期曾在学术界引起激烈讨论的问题是GRB究竟发生在银河系中还是遥远宇宙的另一端。那时候许多人造卫星都检测到GRB的频繁出现，但却无法使用视角狭窄的光学望远镜确定它所发生的方向。如果不能确定地球与GRB之间的距离，就无法确定现象发生时大约可以释放多少能量，也无法找到GRB发生时的载体。如果该现象发生在银河系以外，那么便会导致宇宙中所有能量的膨胀，最终释放的能量将远远超出超新星爆发时产生的总能量。正因如此，当时有将近九成的研究者都认为GRB发生在银河系之中。
但1991年发射的康普顿卫星的观测结果再次让所有人大吃一惊。这颗卫星上装备的爆发和瞬变源试验设备（BATSE）在9年之中检测到了2704次GRB现象，并提供了这些现象大致的分布位置（如图4-4所示），如果该现象发生在我们居住的银河系中，那么应该集中分布在银河面（银河经度±180度，银河纬度0度）附近，但图中的分布情况却很平均，几乎不存在任何偏差。这让将近九成的研究者大跌眼镜，因为这意味着GRB发生在银河系以外。但那时还不能确定GRB究竟是环绕着银河系的爆炸现象，还是发生在遥远的宇宙彼端。可以说在GRB刚刚被发现的30年间，对于它的研究完全处于在黑暗中摸索的状态，研究人员一边被琢磨不透的GRB所捉弄，一边努力地探究它的真面目。
中国于2009年6月4日建成了世界上最大的光纤光谱天文望远镜。这将对宇宙起源、星系形成与演化、银河系结构、恒星形成与演化、GRB的发生等诸多研究领域作出新的更大贡献。
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发表于 2012-9-6 21:40:20
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