系外行星數量超6000顆！“第二個地球”可能沒有大氣層？

自從天倫學家在1992年首次發現太陽系外的行星, 又在1995年發現第一顆圍繞類太陽恆星運行的行星以來, 人類就一直在宇宙中搜尋那些微弱卻關鍵的信號, 恆星亮度的細微閃爍,光譜的輕微偏移, 以及恆星在引力作用下產生的搖擺。 這些幾乎難以察覺的變化,往往正是遙遠世界存在的證據。 而現在,NASA正式宣佈,已確認的系外行星數量突破6000顆大觀, 目前還有超過8000顆候選行星等待確認。 推動這一里程碑的是最新確認的18顆系外行星, 它們大多是岩石行星,體積介於地球和海王星之間, 也是目前發現數量最多的一類行星。 天文學家通過地面望遠鏡,正在繞地運行的靈日系外行星尋偏衛星, 甚至重新分析已經停運7年的開普勒太空望遠鏡數據, 才最終確認了這些新世界的存在。 幾乎在我們看向任何地方時,都會發現行星。 美國加州理工學院NASA系外行星研究所首席, 科學家J.C.Christensen這樣形容, 每當你啓用一臺星望遠鏡對準行星,就會發現行星, 這真的令人震撼,因爲事情本來完全可能不是這樣, 也許太陽系本該只是一個極其罕見,甚至是奇怪的例外。 最早發現的系外行星主要是通過它們對母行星施加的引力作用來識別的, 行星會讓行星產生輕微的擺動, 這種運動有時能直接看到, 但更多時候是通過恆星光譜波長的變化被探測出來的。 而在2009年開普勒任務啓動後, 科學家越來越多地使用另一種方法, 靈日法,當行星恰好從恆星和望遠鏡之間經過時, 會造成恆星亮度的週期性下降, 卻像一盞燈被短暫遮住。 2018年發射的派斯任務則將這種方法推向了全新的規模, 它幾乎掃描整個天空,尋找正在靈日的行星, 自2022年以來確認的約1000顆系外行星中, 有將近一半都來自TESS的發現。 除此之外,還有更少見的方法, 如果行星足夠明亮,距離恆星足夠遠, 科學家甚至可以直接拍攝到它們的影像, 或者通過行星引力造成的引力透鏡效應, 來捕捉恆星光線彎曲的細微變化。 過去一年裏,我們幾乎是在後臺瘋狂重寫軟件, 因爲一下子湧入了成千上萬顆行星。 Christiansen預測,在未來幾年內, 確認的系外行星數量將突破1萬顆。 而歐洲航天局的Gaia任務, 也將在2026年發佈新一批系外行星數據, 與此同時,NASA的下一代太空望遠鏡, 南希·格雷斯·羅曼空間望遠鏡, 最早可能在明年發射, 它將對整個天空進行系統巡天。 Christiansen估計,在未來6到7年內, 系外行星總數甚至可能達到10萬顆。 這也是爲什麼我們現在必須徹底重構整個數據庫系統, 因爲以前只裝過幾千顆行星的檔案庫, 根本沒準備好迎接10萬顆世界同時湧入。 不過,發現行星本身, 並不只是一個比數量的遊戲。 當樣本積累到一定規模後, 科學家的關注點開始發生轉變, 理解行星比單純找到它們更重要。 NASA目前的旗艦級望遠鏡, 詹姆斯·韓布空間望遠鏡, 並不會大規模搜尋新行星, 而是專注於回訪已知目標, 嘗試探測它們的大氣成分與化學特徵。 而在羅曼之後, NASA設想中的宜居世界天文臺, 則將直接尋找潛在宜居行星上的生命跡象。 我們正在從極遊階段進入真正的物理階段。 克里斯·金森這樣總結系外行星研究的轉變, 科學家希望回答更深層的問題, 行星是如何形成的,如何演化? 又是怎樣在行星系統中遷移位置的? 當樣本足夠大時, 你就能看清背後主導一切的物理規律。 那時,我們不再只是問發現了什麼, 而是開始追問爲什麼會這樣。 而這正是整個領域真正變得令人興奮的地方。 在1990年之前, 我們還沒有在太陽系之外, 發現任何圍繞其他恆星運行的行星。 當我們思考在銀河系中尋找宜居世界時, 我們只能以太陽系中的行星, 地球、金星、火星、海王星、土衛六、 冥王星、土衛二、海衛一以及木星的衛星, 作爲潛在的類比對象。 然而,到了2025年, 我們已經確認了近6000顆系外行星。 並且我們發現, 我們已知最常見的行星類型在太陽系中 竟然完全沒有代表。 這類行星被稱爲超級地球和迷你海王星。 這些系外行星通常富含大氣埋, 是目前已知數量最多的行星類型。 這些富含大氣埋的系外行星的大氣層中 是否蘊藏着一些非凡的物質? 它們是否富含有機分子? 這些分子是否會經歷一系列複雜的化學反應? 是否存在生物過程? 即使在詹姆斯·韋伯太空望遠鏡時代, 我們仍然難以對他觀測到的這些系外行星的數據 做出明確的解釋。 然而,通過結合以下方面的研究成果, 實驗室研究,先進的理論建模, 以及尖端的觀測數據, 科學家們可以學會區分各種可能性。 得益於何超博士研究團隊發表的兩篇新論文, 我們首次開始理解對這些常見的亞海王星。 行星大氣中的有機脈進行觀測, 究竟能夠揭示哪些信息? 從科學角度來看, 理解我們能夠收集到的各種證據至關重要。 這些證據有助於我們探索系外行星大氣層中存在哪些物質, 以及正在發生哪些現象。 推動這一領域發展的最大動力是我們所進行的觀測, 我們只能根據收集到的數據得出結論, 而我們收集到的數據又受到我們所開發的技術 以及用於尋找和分析我們感興趣的行星類型的工具的限制。 爲了找到系外行星, 最成功的方法是利用觀測恆星的光線。 當行星圍繞恆星運行時, 恆星也會由於行星對其施加的相等且方向相反的引力而移動, 或者說在其自身軌道上擺動。 如果行星、恆星以及我們觀察它們的視線都對齊, 那麼在每個軌道週期內, 行星都會從恆星盤的前方經過, 遮擋住一部分恆星的光線。 如果我們能夠在同一個恆星系統中同時探測到這兩種效應, 那麼我們就可以一次性推斷出行星的半徑、質量和軌道週期。 目前,我們已經對數千顆系外行星進行了這樣的探測, 發現了從超級木星大小到小於地球大小的各種行星, 包括介於這兩個極端之間的所有尺寸的行星。 不出所料,我們發現的質量最大的行星類型也最爲稀少。 隨着我們探測的質量範圍越來越小, 我們開始發現越來越多的行星。 木星大小的行星比超木星行星更多, 海王星大小的行星比木星大小的行星更多。 亞海王星大小的行星比海王星大小的行星更多, 但在這些亞海王星中,幾乎所有行星都比地球大, 以至系外行星中只有一小部分大小與地球相近。 令人驚訝的是,以至系外行星中最常見、數量最多的尺寸介於 地球和海王星之間及超級地球或迷你海王星, 這種類型的行星在我們的太陽系中根本不存在。 這並非一定是因爲地球大小的行星比超級地球迷你海王星大小的行星更稀少, 而是因爲我們用於尋找系外行星的望遠鏡和天文臺在。 探測最小尺寸、最小質量的系外行星方面存在侷限性, 可能存在比超級地球或迷你海王星數量更多的地球大小, 甚至小於地球的行星。 但我們需要更先進的行星探測望遠鏡才能發現這些行星。 然而,令人矚目的是,即使在這些介於地球和海王星之間的行星中也存在雙峯分佈。 一類是大小與地球接近的超級地球, 它們沒有富含揮發性物質的氣體包層, 另一類是體積明顯更大的迷你海王星, 它們擁有富含氫和氦的大氣層。 爲什麼這兩個世界之間存在如此巨大的差異? 我們必須藉助理論模型來理解其中的原因,這是我們。 理解這些系外行星及其大氣層的第二種獨立於觀測的工具, 主流觀點認爲這一切都與行星溫度有關, 而行星溫度又取決於它們與母恆星的距離。 年輕的恆星系統,也就是那些仍然處於行星形成活躍階段的系統, 會在其周圍形成儘可能多的吸積物質的行星, 最輕的元素氫和氦,只有在以下兩種情況下, 才能大量存在於新形成的行星周圍。 這些行星足夠冷,或者距離母恆星足夠遠, 並且質量足夠大,或者具有足夠的引力來吸住這些元素, 從這些行星形成之日起,直到現在。 雖然類似海王星的行星,以及更大的行星及時靠近, 母恆星也能維持富含揮發性物質的巨大氣體包層, 但超級地球和迷你海王星之間的界限, 似乎與這兩個因素密切相關。 如果你的質量只比地球大一點點,只要你距離母恆星足夠遠, 在幾百開爾文或更低的溫度下, 你仍然可以保留大量的氫和氦包層, 但如果溫度高於這個值,你的氫和氦就會被吹走, 你就不會像迷你海王星那樣,你會更像地球, 或者我們稱之爲超級地球。 如今,我們已進入詹姆斯·韋伯太空望遠鏡時代, 我們開始對許多這類亞海王星大小的系外行星, 進行極其重要的靈星光譜學研究。 當一顆系外行星相對於我們的視線方向, 從其母星前方經過時, 恆星的光線並不會被行星的盤面完全遮擋, 相反,如果這顆行星擁有大氣層, 我們會發現恆星盤未被遮擋的部分會像往常一樣繼續發光, 被行星固體表面遮擋的恆星盤區域會被完全遮擋, 但在介於兩者之間的區域, 即行星大氣層位於恆星盤和我們的視線之間時, 光線會穿過行星大氣層, 從而產生各種可能的觀測結果。 我們可以想象一個對所有光線都完全透明的大氣層, 但實際上,大氣層是由原子和分子組成的, 因此在光譜數據中會出現吸收特徵, 當我們把觀測到的光分解成不同的波長時, 這些特徵就會顯現出來。 我們也可以想象一個對所有光線都完全不透明的 大氣層,大氣層如此厚,如此緻密, 如此富含霧霾, 以至於100%的光線都被遮擋住了, 但大多數大氣層都介於這兩個極端之間, 使我們能夠探測到透射的星光 和與其中存在的不同分子霧霾種類相對應的吸收特徵。 這就是研究系外行星大氣層霧霾的第三個方面, 實驗室實驗結合進一步的理論建模, 發揮重要作用的地方, 在實驗室中我們可以選取一組初始化學化合物, 並將其置於各種溫度和壓力條件下, 從而合成各種其他化合物, 這些化合物通常更爲複雜。 我們在實驗室中進行這些實驗, 是爲了模擬這些系外行星大氣層中發生的情況, 包括在各種重元素存在的情況下, 在不同成分的大氣層中, 在不同的氣層深度, 以及在不同的溫度下。 這類實驗室數據對於比較我們觀測到的系外行星大氣層 與我們推斷的實際成分至關重要。 如果這些系外行星大氣層的條件 與我們在實驗室中能夠重現的條件有所不同, 我們將使用進一步的理論建模來彌補這些差距。 現在,有了這些背景知識,並且我們都達成共識, 就可以來看看這兩項新的科學研究成果了。 這兩篇論文由中國科學技術大學的何超教授 及其研究生王賽、李海興和楊振博領導, 並有多位來自美國和法國的研究人員參與其中。 這兩篇論文重點研究了一種常見的系外行星——亞海王星。 它們的大氣層富含二氧化碳,亞海王星距離其母星越近, 就越難以保留氫和氦, 從而導致大氣中二氧化碳含量特別高。 研究人員試圖回答的問題很簡單, 這類系外行星的大氣層中會形成哪些類型的脈? 長期以來,人們一直沿用20世紀70年代研究人員的研究成果, 他們研究的是我們太陽系中的行星, 並假設這些系外行星的大氣層會形成與土星的巨大衛星泰坦類似的大氣脈, 但泰坦的大氣條件與這些系外行星的大氣條件不同, 尤其是泰坦的溫度要低得多。 爲了理解溫度更高的系外行星大氣層, 我們需要利用實驗室合成和理論建模來研究這些脈的形成過程, 只有這樣,我們才能理解這些觀測結果。 他們首先在兩個不同的溫度下, 對富含二氧化碳的氣體混合物進行了實驗室模擬, 這兩個溫度都是我們觀測到的系外行星的典型溫度。 當他們對這些氣體混合物進行等離子體浮照時, 他們發現兩種溫度條件下都會形成複雜的有機氣溶膠, 並且在進行成分分析時發現了多種有機關能團。 然而,高溫和低溫條件下的氣溶膠形成途徑有所不同, 與較低的300K條件相比500K條件下, 雙件和三件的數量更多, 形成的氣溶膠顆粒的平均分子大小和分子量更大, 氣溶膠分子中氮的含量也更高。 然而,在這兩種情況下,都大量產生了複雜的有機氣溶膠, 包括與生命過程必須的化合物分子式相匹配的化合物。 這是一個令人着迷的發現, 因爲這些條件被認爲是石墨穩定區域的一部分, 在該區域,富含石墨的系外行星大氣層預計只會產生平坦的光譜, 而不是存在有機氣溶膠時會出現的特徵豐富的光譜。 這些結果對世界各地的系外行星科學家來說都將極其有用。 正如何超所說,這些氣溶膠測量結果提供了 第一個針對富含二氧化碳大氣層量身定製的數據集, 這對於理解詹姆斯微波太空望遠鏡的大量星系外行星數據至關重要。 第二篇論文由何超的博士生李海鮮主導, 更進一步直接測量了埋粒子的實際光學特性, 並將其與石墨的光學特性進行了比較。 畢竟,如果一顆亞海王星系外行星的大氣層中還有可能導致金屬負極的成分, 在光蒸發和核心驅動質量損失的共同作用下, 那麼根據多種因素的組合,可能會形成有機埋或無機石墨。 儘管許多人基於熱力學原理傾向於石墨凝結物的形成, 但實驗室研究結果卻表明情況並非如此。 研究表明,在低壓和300-700K的溫度下,形成的是有機埋而不是石墨。 具有這種條件的系外行星可以區分有機埋和石墨埋這兩種情況, 因爲有機埋在3.0,4.5和6.0微米處表現出強烈的吸收特徵, 而石墨在所有波長下都是恆定的吸收體, 在較短的波長下,兩者都會產生平坦、無特徵的光譜, 類似於哈勃望遠鏡觀測到的各種亞海王星的光譜。 這導致了兩種有趣且可能可觀測到的場景, 可用於對類似GJ-214b的系外行星進行零星光譜分析。 在這種尼尼海王星中出現的強吸收帶, 可能表明富含碳的大氣層中存在有機埋, 但寬帶吸收可能導致半徑高估, 因爲系外行星大氣層中濃厚的石墨埋, 在觀測上與具有更大固體半徑的系外行星無法區分。 正如何超和李海鑫所強調的, 存在一類迄今爲止尚未得到解釋的超級膨脹系外行星, 這些行星的質量僅比地球略大, 但半徑卻比海王星還要大。 如果存在一層高空石墨層, 那麼熾熱的系外大氣層將會膨脹變大, 並且石墨幾乎會吸收所有照射到大氣層的星光。 理解這一點,爲解釋這些行星的特徵提供了一個引人入勝的場景。 有機氣溶膠和石墨都可能存在於迷你海王星的系外大氣層中, 但哪種物質占主導地位取決於多種因素, 而這些因素目前才首次被揭示出來。 或許正如何超所說, 一些外星世界之所以顯得如此神祕, 是因爲它們的上空可能充滿了濃厚的有機煙霧, 就像土味六一樣遮蔽了我們的視線。 雖然大多數關於太陽系外行星生命的研究都集中在類地行星上, 但或許這些迷你海王星纔是更值得關注的目標, 因爲這項新的研究表明, 外星天空可能充滿了氣溶膠, 其中許多氣溶膠的有機物含量可能比天文學家、 天體生物學家和行星科學家之前認爲的要高得多。 畢竟首次確鑿地探測到宜居系外行星 不太可能來自於某個革命性的尤利卡、時刻, 而是需要建立在多條獨立證據支持的堅實科學基礎之上。 通過這種三算齊下的方式, 結合觀測、實驗室合成和理論建模, 研究系外行星的氣溶膠, 我們又多了一種探索這些外星世界的工具, 從而使我們對宇宙的認知更加清晰。 當我們談到在宇宙中尋找生命時, 現實其實非常殘酷, 到目前爲止, 我們唯一確定存在生命的地方仍然只有一個,地球。 不過,近幾十年的科學研究 已在不斷告訴我們另一件事, 生命所需要的原材料, 以及生命得以繁盛的環境條件, 很可能在整個宇宙中並不罕見, 包括就在我們所在的銀河系裏。 當然,地球確實非常特殊, 因爲在這裏誕生了一個具備智慧、 會使用工具並發展出高等科技的文明。 但如果我們回顧地球近45億年的歷史, 就會發現在絕大多數時間裏, 地球只是一個被生命佔據的行星, 生命在這裏誕生、存活, 並持續繁衍了數十億年, 遠遠早於人類的出現。 在所有被認爲對生命至關重要的條件中, 有一個幾乎是無法繞開的關鍵詞——液態水。 地球上的所有生命形式, 無一例外都依賴液態水生存。 哪怕是生活在極端環境中的生物, 極度乾旱、高溫、火山附近, 甚至是高壓深海。 目前我們已知, 在一顆行星或天體上形成液態水, 主要只有兩種途徑。 第一種是深入地下, 只要壓力、溫度以及可能存在的嚴度條件合適, 水就能在地下以液態形式存在。 第二種則是像地球這樣擁有足夠厚的大氣層, 同時表面溫度適中, 使液態水可以長期穩定地存在在行星表面。 而地球正是第二種情況的經典代表, 這種條件在宇宙中並非不可能出現。 但問題在於, 我們目前發現的第一批內地系外行星, 恰恰是這類條件的糟糕候選者。 爲什麼會這樣, 我們馬上就會看到。 從理論上講, 有很多充分的理由讓我們相信, 生命在宇宙中可能是相當普遍的, 至少在銀河系內如此。 如果我們把地球生命所需條件列成一個清單, 會發現它其實相當嚴格, 包括但不限於一顆具有足夠表面引力的行星或天體, 它的表面存在大量液態水, 在這個世紀的生物圈中, 也就是地殼的上層, 整個海洋以及大氣的下層, 包含生命活動所需的全部化學元素, 擁有一層不算太厚, 但足夠維持環境穩定的大氣層, 並且它與母恆星的距離恰當好處, 使行星表面溫度與地球大致相當。 好消息是, 在現實觀測中, 要找到滿足其中幾項條件的世界, 其實並不難, 特別是在太陽附近的恆星系統中, 得益於NASA的開普勒和派斯任務, 僅在銀河系內, 我們已經確認了超過5500顆系外行星, 再加上靈日法以外的探測手段, 比如鏡像速度法等, 我們還系統性地調查了大量臨近恆星, 尋找圍繞它們運行的行星, 而結果令人震驚, 類似地球大小的行星其實非常常見, 甚至可以說是無處不在, 在我們附近的恆星中, 大約80%,甚至可能更多, 都已經確認或高度懷疑至少擁有一顆行星, 這些恆星大多數並不是像太陽這樣的恆星, 而是質量更小,溫度更低, 亮度更暗的M型紅矮星, 正因爲紅矮星體積小,質量低, 它們反而成爲了最容易發現行星的目標, 無論是靈日法還是鏡像速度法, 都對這類恆星特別友好, 先來看靈日法,要使用這種方法, 系外行星的軌道必須剛好與我們 和母恆星之間的視線方向對齊, 這樣在每一次公轉中, 行星都會從恆星前方經過, 遮擋一小部分恆星光, 對太陽來說,像地球這樣大小的行星, 在靈日時只能遮擋不到0.01%的光, 但如果恆星的半徑只有太陽的10%, 同樣大小的行星卻能遮擋大約1%的光, 這使得在小恆星周圍發現 類地行星要容易得多。 再看鏡像速度法, 這種方法測量的是 行星圍繞恆星運行時 對恆星造成的來回晃動, 這種晃動會在光譜中表現爲 恆星光線的週期性紅移和藍移, 在地球太陽系統中, 這種效應非常微弱, 但如果恆星的質量只有太陽的10%, 那麼同樣大小的行星造成的晃動幅度 就會放大整整10倍。 當然,靈日法還需要一點運氣, 只有當行星軌道方向恰好合適, 我們才能看到它從恆星前方經過, 如果對其條件不滿足, 我們依然可以通過鏡像速度法 確認行星的存在, 但就無法看到靈日現象, 而這恰恰是個遺憾, 因爲靈日是我們研究類 地系外行星大氣層的第一把鑰匙, 通過這些觀測手段, 我們確實能相對容易地 確定一些行星的基本性質。 如果我們同時測得行星的半徑和質量, 就可以計算它的表面引力, 通過分析母恆星的光譜, 我們能知道整個恆星系統中 重元素的含量, 從而推斷行星的化學組成。 再結合行星的軌道參數, 恆星的亮度與距離, 我們還能判斷這顆行星 是否位於所謂的宜居帶, 也就是在假設它擁有 類似地球大氣的前提下, 是否可能在表面存在液態水。 到這裏爲止, 我們已經滿足了 生命所需五個條件中的三個, 那麼剩下的兩個問題是什麼? 這顆系外行星真的有大氣層嗎? 而且這層大氣是否像地球一樣, 既不太厚,也不太薄? 它的表面是否真的存在 大量液態水? 遺憾的是, 這兩個問題並不能僅僅通過觀察 母恆星整體發出的光來回答。 不管是恆星亮度、 凌日遮擋比例, 還是光譜的週期性偏移, 這些信息都還遠遠不夠。 而這正是接下來系外行星研究中 真正困難也最關鍵的部分。 因此,要回答這些關鍵問題, 我們必須採用一種 完全不同的觀測手段, 凌日光譜學。 如果一顆系外行星真的擁有大氣層, 那麼每一次它從母恆星前方經過時, 行星堅硬的岩石表面 確實會直接遮擋住一部分恆星光, 但大氣層並不會把光完全擋住。 相反,恆星光會穿過行星的大氣層, 在這個過程中, 只有其中一小部分光 會被大氣中的原子、分子或離子吸收。 只要我們把這些穿過大氣層的光 拆分成不同的波場, 就能像做化學指紋分析一樣 識別出大氣中到底包含了什麼, 從而判斷這顆行星是否有大氣, 大氣有多厚、多密, 甚至是否處於電離狀態, 這就是靈日光譜學 這門正在迅速發展的前沿科學。 如果一顆行星完全沒有大氣, 那麼它的光譜中 不會出現任何大氣吸收的特徵, 但如果它擁有一層不算厚, 卻足夠真實存在的大氣層, 光譜中就會留下清晰可識別的痕跡, 而一旦大氣中還有類似地球的氣體成分, 比如氮氣、氧氣、二氧化碳、甲烷或亞氣, 這些在地球大氣中極爲常見的成分, 理論上都可以通過靈日光譜學被探測到。 放眼當下, 以及未來十年內即將投入運行的觀測設施, 有兩大類望遠鏡, 將成爲我們研究系外行星大氣, 判斷其組成, 甚至尋找生命跡象的核心工具。 第一類是太空中的扎姆斯含布空間望遠鏡, 它在紅外波段擁有無與倫比的靈敏度, 能夠精確測量恆星在行星靈日和非靈日狀態下, 在某一特定波長處的微小亮度差異, 哪怕變化極其微弱。 第二類則是地面上的超大型望遠鏡, 也就是口徑達到30米亮級的那一代設施, 包括歐洲極大望遠鏡、巨型邁哲倫望遠鏡, 以及30米望遠鏡, 其中前兩臺預計將在未來幾年內完成建設, 並開始正式科學觀測。 然而,問題也隨之而來, 即便擁有如此強大的望遠鏡, 即便站在現代天文技術的最前沿, 我們仍然只能對極少數恆星系統 進行這種級別的大氣探測。 具體來說,這些條件極其苛刻, 我們只能對滿足以下兩點的內地系外行星 進行靈日光譜觀測。 第一,它們必須距離我們15秒差距以內, 也就是大約50光年。 第二,它們的母恆星半徑必須不超過太陽的30%, 這立刻將可選目標壓縮到了一個極其狹小的範圍。 雖然在50光年內有數百顆恆星, 但真正既足夠接近, 又擁有與我們視線方向精確對齊的靈日行星的恆星, 可能最多也只有幾十顆。 更嚴格的是,在可預見的未來, 只有一種恆星足夠小, 能夠讓這種觀測成爲可能, 那就是質量不超過太陽30%的M型紅矮星。 這類恆星在天體物理性質上非常特殊, 它們是完全對流的恆星, 沒有類似太陽那樣的輻射層, 從未發現過圍繞它們運行的木星級巨行星, 而且壽命極端漫長, 可達數千億年,甚至數萬億年。 但恰恰是這些特性, 使它們在行星移居性問題上變得非常棘手, 因爲紅矮星極易發生強烈的恆星要班, 無論是頻率還是能量規模。 爲什麼要班是個大問題? 從我們對太陽和太陽系的研究中已經知道, 強烈的空間天氣事件, 比如太陽要班、日冕物質拋射或增強的太陽風, 都非常擅長剝離行星的大氣層。 在活躍恆星周圍, 這種大氣剝離的效率可能比太陽高出幾十倍, 這會讓行星即便原本擁有大氣, 也極難長期保留下來。 進一步的研究發現, 這些低質量紅矮星大致分爲兩類, 一類是快速自轉的恆星, 自轉週期只有12小時,甚至更短。 另一類是慢速自轉的恆星, 自轉週期長達數週。 我們的太陽就屬於後者, 根據緯度不同, 太陽自轉一圈大約需要25到33天, 而這兩類恆星在耀斑活動上存在着天壤之別。 快速自轉的恆星, 其耀斑率幾乎處於飽和狀態, 而慢速自轉恆星的耀斑率, 則可能低上整整十億倍。 目前的理論認爲, 大多數恆星都會經歷一個演化過程, 早期快速自轉,耀斑頻繁, 後期逐漸減速,活動趨於平靜, 太陽被認爲只在生命最初的約5000萬年內, 處於高度活躍階段, 隨後便進入了相對溫和、穩定的狀態。 而行星的大氣, 恰恰主要是在早期階段形成的, 它們主要來源於兩條路徑, 一是行星內部過程, 比如火山活動, 二是外部補給, 比如彗星、小行星和圓形星體的撞擊。 雖然今天的地球和金星仍然存在這些過程, 但它們對整體大氣的貢獻已經微乎其微。 一般認爲, 行星獲得主要大氣層的窗口期只有幾億年, 最多不超過十億年。 問題就在這裏, 在我們能觀測到的M型紅矮星系統中, 快速自轉、耀斑猛烈的階段。 實習得太久了, 根據雙星系統的觀測結果, 質量爲太陽30%的紅矮星, 其剛活躍期約爲12億年, 而質量只有太陽10%的紅矮星, 這一階段甚至可長達44億年。 這就導向了一個相當令人沮喪的預期, 對於我們目前有能力研究其大氣的那些 類地系外行星來說, 他們很可能根本沒有任何實質性的大氣層。 我們知道類地大小的行星其實極其普遍, 平均每兩顆恆星中, 就至少有一顆擁有這樣的行星, 但如果沒有大氣層, 行星表面就幾乎不可能存在液態水, 水只能在地下深處, 在高壓條件下勉強以液態存在。 然而,自然界向來不乏驚喜, 也許在某些情況下, 強烈的火山活動, 再加上潮汐作用的輔助, 能夠在恆星活動減弱之後, 讓行星重新制造出屬於自己的大氣層。 如果JWST捕捉到這些距離我們50光年以內, 圍繞低質量紅矮星運行的 類地行星的靈日過程, 它就能揭示真相, 它們是否真的擁有大氣, 大氣有多厚, 化學組成是什麼。 更令人期待的是, 這樣的目標恆星數量並不多, 理論上, 在2027年之前, 我們就有可能完成一次 幾乎窮盡式的搜尋。 但如果我們真正想爭奪那枚終極獎盃, 一顆圍繞類太陽恆星運行, 距離適中, 大小與地球相當的宜居行星, 那就需要一個更強大的工具。 這正是NASA正在設想中的下一代旗艦任務, 宜居世界天文臺, 在它到來之前, 我們只能用現有的工具, 儘可能把每一步做到最好。 而尋找地外生命的故事, 也正是在這樣的耐心與等待中, 一點一點向前推進的。 系外行星的數量, 已經突破6000顆, 世界從來不缺。 真正稀缺的, 或許是能長期留住大氣, 讓液態水穩定存在的世界。 在紅矮星的要班風暴中, 第二個地球也許並不像我們想象的那樣容易出現, 但正是這些限制, 讓接下來的發現變得更加關鍵。 微博望遠鏡正在揭開第一層答案, 而下一代望遠鏡, 將決定我們是否真的能在宇宙中, 找到一個像家的地方。