文/左文文（中國科學院上海天文台）

宇宙中的恆星喜歡成群結對。

我們的銀河系中有三千多億顆恆星，其中約一半恆星處於雙星系統中。在引力作用下，聚在一起的恆星多於2顆而小於10顆的恆星系統稱為「聚星」，三顆恆星在一起便是「三合星」，四顆星在一起是「四合星」，以此類推。如果因引力而聚集在一起的恆星數目超過10顆，該系統稱為星團。

銀河系約一半恆星處於雙星系統中，圖為雙星系統，圖片來源網路。

在科幻小說《三體》中，三體人生活的環境變化多端，可謂冰火兩重天，有時天上出現的兩顆太陽將大地深深炙烤，有時則長時間處於黑暗冰冷狀態。而在茫茫宇宙中，三體系統的存在是已經確認的。

目前天文學家已經發現的系外行星已超過2300顆，而處於三合星系統中的系外行星個數近60顆。在這近60顆行星中，8月25日凌晨之前，天文學家所知道的、同時滿足處於宜居帶且質量與地球相當的行星不到5個。如今，數目再加1，增加的這顆行星竟然還是離我們最近的一顆系外行星，繞轉在三合星中最不起眼的小不點恆星周圍。

這顆行星是如何探測到的？該發現有多可靠？它雖然處在宜居帶，真的宜居嗎？一般探測系外行星有哪些方法？未來，我們還有哪些探測計劃？

新發現：離我們最近的一顆系外行星，處於宜居帶

北京時間8月25日凌晨1點，歐洲南方天文台召開發布會，宣布了他們最新的一項發現：在除太陽之外距離我們最近的恆星比鄰星周圍，發現了一顆位於宜居帶的類地行星候選體。該行星候選體質量約1.3倍地球質量，每11.2天繞轉比鄰星一圈。它距離主星700萬千米，相當於0.05倍日地距離。該工作已發表在25日的《自然》雜誌[1]。

4月份霍金在微博上公布的消息還歷歷在目：如果「突破攝星」計劃順利得以實施，人類將在幾十年內有機會看到近距離拍攝的半人馬座alpha星的照片。令人好奇的是，霍金在公布消息時，是否就知道了關於該發現的一些內幕消息呢？

比鄰星是除太陽之外距離我們最近的一顆恆星，就在4.22光年之外。有人說：「半人馬座alpha是距離我們最近的恆星。」大家說這句話對嗎？另外，比鄰星就是半人馬座alpha嗎？顯然，答案是不對，不是，這是很多人非常容易混淆的地方。

半人馬座alpha位於半人馬座內，是一個三合星系統，中文名是「南門二」。根據亮度，將其三顆星命名成半人馬座alpha星A、B和C，其中A星和B星是和太陽非常相似的恆星，並且是雙星系統，可惜，肉眼無法分辨出來。而比鄰星是該系統中的小不點C星，它是一顆紅矮星。

圖1：半人馬座alpha星系統與太陽的相對大小。

圖2：比鄰星行星的藝術想像圖。近處的這顆是行星，遠處是它的主星比鄰星，而比鄰星和半人馬座alpha星AB這個雙星系統又構成了三合星系統。圖片版權： ESO/M. Kornmesser

如何探測系外行星？

如何探索系外行星呢？常見的幾種方法包括：直接成像法、掩星法、視向速度法和微引力透鏡法等。而這顆行星候選體的發現是利用的什麼方法呢？

直接成像法

直接成像法，顧名思義，就是直接對著行星系統拍照。你期待找到的是恆星旁邊的行星，可是恆星太亮，你的眼中就只剩恆星的光芒，很難檢測出行星的存在。一種解決方法是，想辦法遮住恆星的光芒後，再拍照尋找行星存在的證據。這類方法探測到的系外行星數目不到100顆。

圖3：利用安裝了渦狀日冕儀（用於遮住恆星光芒）的海爾1.5米望遠鏡，用直接成像法發現的標號為HR8799的恆星周圍的3顆行星[3]。圖片版權：NASA/JPL-Caltech/Palomar Observatory

值得一提的是，2016年8月12日，《科學》雜誌上發表的一篇文章宣布，基於直接成像法，天文學家利用歐南台的甚大望遠鏡（Very Large Telescope; VLT），在另一個三合星系統中發現了一顆行星，編號為HD131399Ab。

這顆行星位於人馬座（也就是生活中我們常說的射手座）中，距離地球340光年，質量是太陽系中最大行星木星的4倍。在這個三體系統中，B和C星相距約10倍日地距離，相互繞轉；A星距離B、C星300倍日地距離。行星距離其主星A約80倍日地距離，在繞轉過程中，行星有可能因距離主星太遠，又受到另外兩顆恆星的影響，運動軌道變得不穩定，甚至被拋出去。[5]

圖4：利用歐南台的甚大望遠鏡的SPHERE成像儀拍攝的照片。本圖片由兩個獨立的觀測數據製作成，分別是對三合星的觀測，以及遮擋A星後的直接成像。圖片版權：ESO/K. Wagner et al.[6]

掩星法

掩星法，是目前尋找到最多系外行星的方法。開普勒衛星只搜尋了天鵝座和天琴座內的一小塊天區，工作量卻高達十幾萬顆恆星。目前開普勒衛星已經找到了4706顆候選體，其中確認的系外行星有2327顆，但處於所謂「宜居帶」且類地的系外行星，卻只有個位數。

掩星法基於的原理是什麼呢？——恆星發光，行星不發光。當行星運動至視線方向上、處在恆星和觀測者之間時，在移入視恆星面的過程中，恆星的視亮度會緩緩出現小幅度的下降；然後降至最低；隨著行星慢慢移出視恆星面，相應地，恆星的視亮度會緩緩增加，恢復到恆星的本來視亮度。

這種方法雖然比較高效，但也有局限性。如果行星的軌道運動不允許我們觀測到它對恆星亮度的影響，比如當行星的軌道面剛好與我們的視線方向相垂直時，那麼視線方向上，恆星的光不會被行星遮擋，任憑你多長時間地去監測恆星的亮度變化，也沒有辦法探測到行星的存在證據。

視向速度法

在介紹視向速度法之前，讓我們先來舉個例子。

以我們地球和太陽為例，假設太陽系中就只有地球這一顆大行星。由於地球和太陽之間存在引力，地球和太陽相互繞轉，鑒於太陽質量是地球的三百多萬倍，因此兩者繞轉的中心就落在太陽裡面了——如果將地球和太陽之間距離比作北京和上海的距離，那麼太陽的直徑相當於約10千米，而兩者繞轉的中心距離太陽中心約0.5米，遠小於10千米，即繞轉中心位於太陽內部。

如此看來，可近似看成地球繞著太陽轉。但更精確點說，地球並不是以太陽中心為中心來繞轉，太陽和地球都是以太陽內某點為中心在繞轉。從地球上，藉助高精度的觀測手段，我們也能發現太陽規律地朝向和遠離我們運動。

光譜技術的加入，讓難解之題有了明朗的曙光，讓速度在視線方向上的分量——視向速度有了天文的表達方式。

具體就是將恆星發出的輻射分光，從而展示其在各個不同頻率處的發光情況。在某些特徵頻率處，恆星光譜會出現吸收線。如果將吸收線對應的特徵頻率比作是吸收線發出的「聲音」的話，它也可以被當做是恆星的「聲音」，接下來就與聲音的多普勒效應進行類比：當恆星朝向我們運動時，光譜向著頻率更高處移動（藍移），吸收線的聲音會變得更尖銳；當恆星遠離我們運動時，光譜向著頻率更低處移動（紅移），吸收線的聲音會變得更低沉。

根據吸收線的「聲音」變化與否，或者說光譜的移動與否，可以判斷該恆星周圍是否有行星。這便是尋找系外行星的方法之一——視向速度法。但是，觀測中之所以能看到恆星光譜出現藍移或紅移，不僅僅只有行星的引力，還可能是觀測雜訊和不連續的觀測時間等造成的。如果行星質量比較小，比如與地球質量相當，其對恆星光譜的移動不明顯，較難從微弱的信號中解讀出小行星的存在與否。因此，這類方法尋找到大質量行星的準確率高達90%，而在小質量行星的搜索上表現不佳。另外，如果是單顆行星，該方法無法估計出行星的準確質量，僅能給出下限。

在比鄰星的這顆行星候選體被發現之前，曾有消息宣稱，在半人馬座alpha星中發現一顆行星，該行星也曾被號稱是離我們最近的系外行星，只不過主星不是比鄰星，而是半人馬座alpha星B。

讓我們回到3年前——

2012年，瑞士日內瓦天文台的科學團組在《自然》雜誌發表文章宣布，他們在半人馬座alpha星B周圍，發現了一顆質量與地球相當的行星[4]。該發現一經宣布，就像如今比鄰星的行星被發現一樣，引來了媒體的廣泛關注。但有一些天文學家持質疑態度，認為這個科學團隊可能過度解讀了數據。

2015年10月，來自於牛津大學的科學團隊發表了一篇名為《時間序列里的幽靈》的文章，強調上述數據分析中可能出現過度解讀[6]。他們表示，從數據中看到的表明行星存在的特徵很可能並非來源於行星。

他們用計算機模擬構建了一系列虛擬的觀測，假設有一顆沒有行星的恆星，望遠鏡對它進行了不連續觀測，然後基於這些模擬生成的觀測數據，用2012年工作中的同樣方法進行分析，他們也能得出與2012年工作類似的結論——存在一顆行星，而實際上模擬設置的條件就是不存在行星。據此，最初提出在三星系統中發現行星的第一作者也表示：確實，那顆行星有可能真的不存在。

3年前同樣爆炸性的發現被證明可能是對數據的過度解讀，那這次發現呢？會不會有同樣的可能呢？

時間再回到現在。

該行星候選體是如何被發現的？

此次系外行星的發現，也是基於視向速度法。基於視向速度法，而被發現的存在行星的三體系統還包括Gliese 667C等。

為此次比鄰星行星的發現立下汗馬功勞的，是一個被稱作「暗淡紅點」的計劃。

遙想1990年，旅行者1號在64億千米之外，回眸一瞥，拍攝下地球的照片。在照片中，地球如此渺小，就像一顆暗淡藍點。而比鄰星是一顆紅矮星，想像一下，它的行星沐浴在暗淡紅光中，將搜索計劃稱作「暗淡紅點」再合適不過。

圖5：上圖展示了歐南台的3.5米望遠鏡，它安裝的光譜儀——高精度視向速度行星搜索器（High Accuracy Radial velocity Planet Searcher; HARPS）是目前世界上最前沿的系外行星捕獵者。右下角是半人馬座alpha星。下圖：半人馬座alpha星AB和比鄰星。圖片版權：Y. Beletsky (LCO)/ESO/ESA/NASA/M. Zamani

來自於倫敦皇后瑪麗大學的Guillem Anglada-Escude是該科研團隊的領導，據他介紹，早在2013年，就有一些證據表明比鄰星周圍可能有一顆行星，但那時證據不夠有力。隨後，他們就努力獲取更多的觀測數據。

「暗淡紅點」計劃籌划了近兩年。歐南台位於智利的3.6米望遠鏡有一個HARPS光譜儀，它是個高精度光柵光譜儀，偵測的最低視向速度達1米/秒。2016年1月19日至3月31日，HARPS光譜儀每天晚上都會抽出20分鐘來拍攝比鄰星的光譜。

綜合暗淡紅點的數據和早期的觀測數據，他們發現，比鄰星有時以每小時5千米的速度靠近地球，有時又以相似速度遠離。視向速度規律性的變化周期為約11.2天。行星距離主星約700萬千米，僅大致為日地距離的5%。根據軌道周期和視向速度的變化幅度，進一步分析估測出比鄰星受到行星的引力影響幅度有多大，進而推算出行星的質量至少是1.3倍地球質量。但行星的精確質量還需要有其它的方法輔助，比如掩星法。

他們的結論有多可靠呢？Anglada-Escude表示，由於此前在半人馬座alpha星系統中也曾發現行星存在的信號，但後來證實該信號很可能來源於數據的過度解讀。因此，他們必須更嚴格對待這次發現，在排除了各項其它可能帶來干擾的因素之後，才有信心下結論：我們確實看到了比鄰星的行星。

從論文標題也可以發現，儘管他們已經確信發現的是一顆行星，可他們還是謹慎地稱之為「行星候選體」。他們的數據還顯示，有可能還有第二顆行星存在，軌道周期約100至400天，只不過可確信度不如軌道周期11.2天的這顆行星，因此在文章中，他們並未提及第二顆行星。

圖6：從2016年1月1日算起，視向速度隨著時間的變化。視向速度為正，表示朝向我們運動。圖片版權：ESO/G. Anglada-Escudé

這顆行星適宜居住嗎？

判斷一顆行星是否宜居的重要依據，是液態水的存在與否。

到主星的距離太近，即使有水，也會被蒸發殆盡；距主星太遠，水會以冰的形式存在；惟有在距離適當的範圍內，液態水才會安然待住。這適當距離範圍就稱為宜居帶。

宜居帶的內側和外側到主星的距離，近似地與主星的發光本領（單位時間內發出的輻射能量）有關，主星發光本領強N倍，宜居帶到主星的距離就遠了根號N倍。

由於本次發現類地行星的主星比鄰星是一顆紅矮星，質量約是太陽的1/8，發光本領是太陽的0.17%，而根據估算，太陽系中宜居帶的範圍約是0.99倍日地距離到1.688倍日地距離[2]，所以如果僅考慮發光本領的話，可以推測比鄰星的宜居帶範圍是太陽宜居帶範圍的4%，即從0.040日地距離到0.068日地距離。而本次發現的行星候選體到比鄰星的距離約0.05倍日地距離，儘管比水星到太陽的距離還要小很多，但就它自己所在的系統而言，它就落在宜居帶內。這表明，它有可能表面溫度適宜，允許液態水的存在。

圖7：宜居帶的範圍與恆星光度之間的關係示意圖，圖片來源於網路

但情況並沒有那麼簡單。距離主星如此近，高能輻射粒子對於大氣和液態水存在的威脅不容小覷。

據研究團組投至《天文學和天體物理》雜誌的文章[7]介紹，根據比鄰星的輻射情況推測，比鄰星的行星所接收的極紫外輻射是地球當前承受量的60多倍，X射線輻射則高達250多倍。考慮到地球在早期也接收到更多的高能輻射，自比鄰星行星誕生以來的約50億年間，行星承受的高能總輻射量約是地球的7到16倍。比鄰星的這顆行星還是否宜居，答案尚不得而知。

為了理論上探索該行星在何種情況下仍存有液態水和大氣層，研究者們進一步構建複雜的3D模型。

在假設該行星具有與地球相似的大氣層，假設行星表面的水含量也與地球的表面含水量相當的情況下，他們發現，該行星的軌道性質會決定主星對其造成的潮汐作用以及該行星的自轉模式的不同。

假如軌道更接近圓形，行星就會被主星鎖定，就像地球將月球鎖定一樣，公轉1周的過程中自轉1周，結果總是行星的同一面朝向主星，從而造成朝向主星的溫度高達30多度，而背面溫度則低至零下30多度，正面允許液態水的存在。如果軌道偏離圓形的程度高，行星的自轉模式則更像水星，以3:2共振自轉，即繞主星繞轉3周的過程中，自轉了2周。在後者情況下，在某些區域的溫度能達到30度，也能維持液態水的存在。[7, 8]

科學家們認為，該行星的自轉、來自於主星的高能輻射以及行星的演化歷史等，註定了其氣候非常不同於地球。行星的自轉軸與公轉平面的夾角接近90度，表明該行星很可能就沒有季節交替。[8]

而模擬計算過程中最大的不確定性因素是行星早期的水含量。地球表面的水含量是150億億噸，將它定義為一個「海洋」。參考太陽系內行星的形成和演化，計算顯示該行星很可能在誕生之後的1億年到2億年期間，就蒸發損失了近1個海洋。隨後發生了什麼，就更加不確定了。

有可能，行星能維持了其大部分的大氣層，從而留住了行星表面尚存的液態水，提供了一個適宜生命的場所；但也有可能，水被蒸發，大氣層消失，成了一個沒有大氣和水的地獄。既然兩者皆有可能，那也就是說，它仍然可能是顆距離我們最近的宜居行星。

究竟情況如何，還亟待後續的觀測和理論研究。而這一發現也勢必會引發下一輪觀測熱潮，現有的設備和下一代巨型望遠鏡也將以比鄰星作為觀測目標之一，觀測探索其更多的細節。例如，若能看到行星運動至比鄰星前方，使得比鄰星發出的光通過行星大氣，再抵達望遠鏡，那麼就可以通過觀測數據反推其大氣成分，還可以幫助更準確地確定行星的質量。目前還沒有證據表明，行星的運動軌跡允許我們做這樣的觀測，所以上述可能性還在探索中。

參考文獻：

[1] G. Anglada-Escudé, et al. 2016, Nature, 536, 437

[2] R. K. Kopparapu. 2013, ApJ, 767, 8

[3] C. Marois, et al. 2008, Science, 322, 1348

[4] X. Dumusque, et al. 2012, Nature, 491, 207

[5] K. Wagner, et al. 2016, Science, 353, 673

[6] V. Rajpaul, S. Aigrain, & S. Roberts. 2015, MNRAS, 456, 6

[7] I. Ribas, et al. 2016, arxiv:1608.06813

[8] M. Turbet, et al. 2016, arxiv: 1608.06827

(責任編輯：王真_NT5228)

推薦閱讀：

相关文章