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开普勒继任者TESS升空,去寻找第二颗地球

时间: 2018年04月19日 | 作者: 乔舒亚·温 | 来源: 环球注册新宝GG(huanqiukexue.com)
2009年升空的开普勒望远镜已经为我们找出3500颗系外行星,并在其他恒星的宜居带内发现了12颗岩质行星。如今开普勒望远镜即将结束自己的使命,而它的继任者就是TESS。


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2017年8月21日的早上,在爱达荷州米德维尔的一片草地上,我和家人满怀期待地等候着。很快,我们就将被月亮的阴影笼罩,在俄勒冈与南卡罗来纳之间的这块狭长地带上,我们即将和众多远道而来的人们一起,见证一次日全食。

在目睹这怪异的白昼黄昏,看到了难得一见的白热日冕后,我很好奇到底有多少小孩子被这天文现象所吸引,在内心种下了成为天文学家的志向。“食”这种天文现象在人类历史上一直是灵感和知识的来源,即使在现代也一直启发着我们。我自己的研究虽不依靠日食,但却建立在另一种“食”现象之上:太阳系外行星的凌星现象。对于距离我们数光年的恒星来说,尽管望远镜实际上并不能观测到一颗行星经过它表面时呈现出的剪影,但行星挡住一部分星光时导致的微弱亮度下降,足以告诉我们一个异星世界是存在的。

天文学家在1999年首次探测到行星的凌星现象,在这之后10年里,总共观测到的凌星现象也才超过100次。但如今,凭借美国航空航天局(NASA)今年即将退役的开普勒望远镜,我们已经发现了将近4000颗凌星系外行星。尽管凌星探测法是目前我们搜寻遥远的系外行星最高效的方法,但是其他的行星探测技术也已经发现了超过700颗系外行星。总的来说,我们探测到的系外行星极为多样,是任何已有的行星形成理论都没有预测到的。而这,还可能只是冰山一角。

今年, NASA和欧洲空间局(ESA)都会发射致力于凌星系外行星搜索的新空间望远镜。与此同时,地面天文台的新型望远镜将把搜寻目标扩展到空间望远镜不会研究的恒星类型。而对于ESA预计于2026年发射的终极凌星现象探测飞船来说,这所有的一切,仅仅是盛宴之前的开胃小菜。

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围绕红矮星旋转:一颗自身拥有卫星的行星,沐浴在恒星和耀斑的温暖光辉中。绘图:罗恩·米勒

太阳系外行星概况

我们目前对系外行星的了解,有很大的一部分来源于开普勒望远镜。2009年发射入轨之后,开普勒望远镜在绕日轨道上目不转睛地盯着天鹅座和天琴座之间的一块区域,监测着约150 000颗恒星的亮度。到了2013年,由于两个用来稳定望远镜指向的反作用轮发生故障,开普勒望远镜采用了新的观测模式。令人惊奇的是,它在新模式下仍然有能力搜寻到新的系外行星。

实际上,凌星现象是很稀少的。开普勒只在很小一部分观测目标上找到了系外行星凌星的证据,即恒星短暂且周期性的亮度下降。这一连串亮度变化揭示了行星的存在,这类行星的轨道平面恰好与我们的视线方向近乎完美地重合,每次掠过恒星前面时,都会导致一次微小的恒星偏食。而亮度下降的比例则可以告诉我们行星与恒星横截面积之比。因此,较大天体相对来说更容易被探测到。举例来说,如果从很远的地方观察太阳系,木星掠过太阳前面会造成1%的亮度下降;而地球掠过太阳前面时却只会导致0.01%的亮度下降。由于地球大气层对星光的扰动过大,到目前为止,地基望远镜还无法测量如此微弱的信号。所以,我们需要空间望远镜。

开普勒空间望远镜发现了将近5000个行星候选者,经过后续的分析,其中有超过3500个已经被认证为真正的行星。开普勒发现的行星主要分为两大类:与地球大小类似或稍大点的(“超级地球”)、比太阳系的第八颗行星稍微小一点的(“迷你海王星”)。开普勒发现的绝大多数行星系统只有一个已知行星,但仍有几百个行星系统拥有多颗行星。最近发现的一个行星系统拥有多达8颗行星,数量上与太阳系相当。通过这些数字,我们可以知道开普勒自身存在观测偏差——更容易探测到那些体积更大、轨道更靠近主星的行星,但同时我们也可以从中了解系外行星的整体状况。

系外行星普查

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仅仅在26年以前,第一颗系外行星才被发现。从那时开始到现在,天文学家已经编制出了一个拥有超过3500颗行星的系外行星表。然而这只是茫茫宇宙中可能存在的系外行星中的一小部分。目前为止,大多数发现都来自于不久的将来就要结束任务的NASA开普勒空间望远镜。接过观测大旗的是NASA的凌星系外行星巡天望远镜(TESS)和欧洲的系外行星表征卫星(CHEOPS)。

开普勒空间望远镜的一些发现着实激动人心。举例来说,在我看来,最不可思议的就是它发现了迷你太阳系的存在。在这些行星系统中,有可能多达6颗的行星簇拥围绕着一颗恒星旋转,但就算最外一颗行星的轨道也要比水星绕太阳的公转轨道更靠内。这个发现的重要之处在于,迷你太阳系是一种普遍存在的行星系统构型。如果你在夜空中随机指向一个类太阳的恒星,有50%的可能,它至少拥有一个比地球大,且公转轨道比水星更靠近太阳的行星。没有人预料到这种行星会如此常见;事实上,某些非常详尽的理论甚至曾预测这种构型会非常罕见。由此可见,行星形成的标准理论遗漏了一些非常基础的要素。

开普勒还发现了一些数量稀少却奇特的行星。曾经有人预言过这些行星的存在,只不过这些人是科幻小说的作者。在我最喜欢的行星中,有一颗被称为KOI1843.03,这是一颗大小与地球相似,但离它的主星非常近的行星,以至于它白昼一侧的温度高达几千度。它的表面很可能覆盖着一层流动的岩浆海,似乎与电影《星球大战》中欧比旺和安纳金那段经典的光剑对决所在的地点——穆斯塔法星有些相似。KOI1843.03的公转轨道非常之小,它绕主星旋转一周仅仅需要4.25小时,与看完《星球大战3》和其所有特别收录所花的时间差不多。另一颗行星Kepler-16b和卢克·天行者的母星塔图因也很相似:它的天空中也有两个太阳。这是因为Kepler-16b环绕公转的主星是一对相互绕转的双星。

然后就是Kepler-36 行星系统,它的两颗行星几乎共享了同一条轨道,使得它们之间产生了浑沌的相互作用。这就意味着,即使我们能够以高于1米的精度确定这对行星的当前位置,我们也无法预测它们以后的位置,哪怕只是几十年后——这是“蝴蝶效应”的行星版本。在我们地球上,注册新宝GG革命始于人类对行星运动的领悟;而如果Kepler-36行星系统中也有注册新宝GG家的话,对他们来说,这太困难了!

开普勒望远镜最初的设计目的是回答一个由来已久的问题:类地行星到底有多常见,抑或有多稀少?当谈到“类地行星”这个概念时,大部分天文学家的脑海中构想出的都是一个和地球大小、质量均类似的行星,并且可能拥有由液态水构成的海洋。这样一颗行星的轨道位置应当恰到好处,使得恒星的热量足够让冰融化,但又不至于使水蒸发。注册新宝GG家将这样的距离范围称为“宜居带”,因为在地球上,液态水对于生命的产生至关重要,而在其他星球可能也是如此。

开普勒在其他恒星的宜居带内发现了大约12个可能的岩质行星,带我们接近了这个问题的答案。现在我们要做的,就是用开普勒搜寻到的类地行星数目除以它观测的恒星总数,便可以得到拥有类地行星的恒星所占的百分比,对不对?这听起来很简单,可在实际研究中,这里面所涉及的计算十分复杂。究其原因,就是在开普勒所观测的所有目标中,有多少恒星足够小、足够亮,并且足够稳定,这没有显而易见的答案,而只有在这些恒星周围,望远镜才有能力观测到类地行星。想弄清楚这个问题,至少还得再用一年左右的时间来仔细分析数据并建立起恒星属性的数据库。

视野宽广的未来观测项目

尽管我们热爱开普勒望远镜,但是它的局限性也是显而易见的:开普勒所监测的天区几乎保持不变,而这片区域只占到全天的1/400。因此,为了使巡天工作物有所值,开普勒必须在这片天区看得足够远,才能获得足够多的恒星样本。开普勒所观测的恒星的典型距离通常在几千光年左右。

同其他天文学家一样,我喜欢用千万亿千米之外的遥远天体的神奇故事来使听众心驰神往。但从实际操作的角度来说,距离太远可不是一件好事。遥远的恒星通常十分暗淡,它们发出的光子只有一小部分能到达我们的望远镜。光线的微弱限制了数据的精确性,使得某些测量工作完全无法进行。比如说,我们无法测量开普勒发现的绝大多数行星的质量。系外行星的凌星信号能告诉我们这颗行星的直径,但无法告诉我们它的质量。质量信息的缺失使我们无从得知这到底是一颗什么类型的行星。它是由岩石构成,且密度较高的类地行星,还是像木星或土星一样,松散并充满了气体的气态巨行星?抑或是二者中间的某种类型?这些问题,只有同时知道直径和质量这两个关键参数后,我们才能得到答案。

确定一颗系外行星的质量的常用方法,是测量恒星在行星引力作用下产生的加速度:行星的质量越大,恒星所受到的引力就越强。我们追踪恒星运动的方法是通过多普勒频移,即恒星在我们的视线方向上靠近或远离我们运动时,星光的波长产生的微小偏移。(这种方法有时也能让我们发现事先未知的行星,因为就算那颗行星没有发生凌星现象,恒星在它的引力作用下所产生的标志性晃动也是可以被我们观测到的)。这种技术需要高分辨率分光测量:我们需要把恒星发出的光分解为一条彩虹,并且至少在50 000个不同的波长位置上测量它的强度。然而,对于光线微弱的恒星,我们根本接收不到足够多的星光来进行这样的分光测量。

NASA的下一个任务,即我所参与的凌星系外行星巡天望远镜(TESS)项目,目标就是解决这个问题。它将携带四台口径10厘米的望远镜入轨工作,这些望远镜的口径只有开普勒望远镜的十分之一。这种设置看起来似乎有点奇怪——通常,更大的口径才是望远镜进步的方向,而不是越来越小。但是小口径望远镜的优势在于更大的视场;望远镜的接收面积和视场大小之间互为倒数,这可是光学的基本法则。因此,每台TESS望远镜的照相机能拍摄到的天空范围几乎相当于开普勒望远镜的六倍。不仅如此,TESS还会旋转,以覆盖天球上的不同方向。最终,相较于开普勒视场中仅有的那些亮星,TESS将观测到多得多的明亮恒星。

在接下来的两年时间里,TESS的观测将会覆盖整个天球的90%左右。它将会把天球分为26条互有交叠的区域,并对每个区域观测大概1个月的时间。就像开普勒一样,我们预计TESS将发现数以千计的系外行星,不过这些系外行星的主星普遍要比开普勒所发现系外行星的主星亮30倍左右。对于地基望远镜的后随观测,这样的亮度是一个巨大利好。相较于开普勒发现的行星,在观测TESS找到的行星时,这些望远镜的集光能力就相当于增强了30倍一样。

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观测计划:开普勒只在天空中一块小区域中搜寻系外行星,而TESS将会覆盖90%左右的天球面积。TESS所携带的4台望远镜将会让它拥有24°×96°的大视场。TESS会把整个天空分为26个互有重叠的区域,并在每个区域观测一个月的时间。而CHEOPS与之不同,它将会研究天文学家怀疑存在系外行星的单独恒星,检查是否有凌星现象发生,并获得更好的数据。

TESS之后不久就要发射的是欧洲的系外行星表征卫星(CHEOPS)。它计划于2018年年底之前发射。CHEOPS将搭载一台口径32厘米的望远镜,用于执行与TESS不同但互补的观测任务。与TESS按照事先规划的方法进行大范围天区扫描的工作模式不同,CHEOPS专注于观测那些已有证据表明存在行星的单独恒星,并采集更精确的数据。

举例来说,TESS可能会发现一些证据,表明存在一颗有研究价值的系外行星,但这些观测证据的统计显著性存疑。这种情况下,我或者TESS项目的同事将会拨打连接着我们与CHEOPS团队的热线电话,来询问他们能否进行更细致的观测。或者参考比邻星和Ross 128的例子,天文学家已经通过多普勒效应发现这两颗邻近地球的恒星周围有与地球质量类似的行星在牵引它们,而CHEOPS能够进一步检查这些行星或恒星周围的其他行星造成的凌星现象。望远镜的观测实际上还需要点好运气,因为我们的视线方向和行星公转轨道平面一致的几率很小。对于比邻星来说,这个几率只有1.4%。但如果我们真的中了大奖,那么对于那些行星我们就能了解到多得多的信息了。

重点是红矮星

这些新设备将带领我们开辟行星搜寻的新新宝5,但它们依然有着自己的缺点。为了确定一颗恒星的亮度降低是由从它面前掠过的天体产生的,而不是仪器问题造成的,注册新宝GG家希望这个信号至少重复出现一次;更理想的情况则是重复出现很多次。但TESS对任何一颗恒星的观测时间只有一个月——这个时间远不足以多次观测由长公转周期行星造成的凌星现象,比如地球这样公转一周需要一年时间的行星。在天球上的部分区域,TESS所划分出的观测区块始终是交叠的。对这些区域,TESS将会持续观测一年的时间——但总观测时间仍比开普勒长达四年的“对视大赛”短很多。

这样的结果就是,TESS的搜寻目标很大程度上被限定为公转速度较快,周期不过几周的系外行星——这并不理想。这么短的观测周期实际上是注册新宝GG家做出的一个重大妥协,因为他们需要把任务预算控制在2.28亿美元之内。我们认为这个让步是合理的,因为开普勒的工作告诉我们,大量不同类型的行星存在于短周期轨道上:比如由岩浆覆盖着表面的行星、蓬松的低密度行星、浑沌相互作用的行星,甚至在主星炽热的高温下已经明显开始解体的行星。TESS将会找到这些奇异行星当中最近且最容易研究的例子。然而,要想真正发现一颗围绕类太阳恒星旋转的类地行星,还需假以时日。

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如何找到行星:开普勒、TESS、CHEOPS望远镜使用的都是一种叫做凌星法的技术来寻找其他恒星附近的行星。当行星移动到地球和它们的主星之间时,会遮挡住一部分星光,使得恒星看起来变暗。通过这种亮度变暗,天文学家可以找到那些本身太暗难以看到的系外行星。第二种方法,也就是晃动法 ,不关注恒星亮度变暗,而是致力于寻找前后摇摆的恒星。如果多普勒频移表明一颗恒星以有规律的模式前后摆动,那一定是有某颗行星在公转过程中通过引力来回牵拉它。这个方法并不像凌星法那样,需要行星恰好位于地球和它的主星之间。

尽管如此,对探索地外生命这样的长期工作来说,TESS依然是重要的组成部分。我们预测,TESS将会找到大约十几颗位于宜居带内的行星,这个数字和开普勒空间望远镜的成果接近。这里面的技巧在于,不要固执地把目标局限于类太阳恒星。天文学家通常将太阳称为一颗非常普通的恒星,只是银河系中数以千亿计的恒星之一。但这其实是一个小小的谎言。事实上,太阳并没有那么普通。银河系中绝大多数的恒星是一种被称为红矮星的恒星,它们的表面温度和亮度更低,且质量小于太阳的一半。如果把太阳比作百老汇舞台上的聚光灯,那红矮星只相当于一支蜡烛。

如果你想在一支蜡烛旁边获得和聚光灯附近一样的温度,那么你离蜡烛的距离要比你离聚光灯的距离要近得多。因此,红矮星的宜居带离主星非常近,这就意味着宜居带内的行星轨道周期很短。对一个质量为太阳五分之一左右的红矮星来说,宜居带内的行星公转一周只需要几周左右,恰好进入了TESS的目标范围。

开普勒观测了数千颗红矮星,发现它们大多拥有密近行星(轨道非常靠近主星的行星),概率甚至要高于类太阳恒星。在TESS的几十万颗目标恒星中,有大约50 000颗红矮星。虽然红矮星很暗淡,但因为它们体积也小,周围的行星发生凌星现象时,更容易遮挡住较大一部分星光,让亮度下降更显著,实际上更容易被我们的望远镜观测到。举例来说,同样大小的行星环绕两颗不同的恒星公转,如果前者的亮度为后者的1/16,那只要其半径为后者的一半,行星凌星时被探测到的可能性就是一样的。事实上,红矮星的行星发生凌星时是如此清晰可见,探测它们并不一定要用到空间望远镜。

因此,许多项目目前正在使用地面望远镜去搜寻红矮星周围的行星。但是因为这些恒星很暗淡,天文学家必须使用大口径的望远镜来观测它们。这就意味着望远镜的视场很小,所以一次只能观测一颗恒星,使得工作变得低效又漫长。经过近十年的搜寻,这些项目只探测到了三个行星系统,但这些行星系统却是该领域中最精彩的发现。其中一个被称为TRAPPIST-1的系统,在2017年年初登上了各大新闻媒体的头版。这个非常小的行星系统竟然拥有7颗类地行星,它们紧密地环绕在一个质量小到刚刚能被称为恒星的天体周围。在这7颗行星中,至少有两颗位于这颗恒星的宜居带内。TRAPPIST这个名字看起来像是一个缩略词,但实际上它是来自比利时的项目负责人米夏埃尔·吉隆(Michal Gillon)最喜欢的啤酒的名字。最近,他正在筹划一个更具雄心的项目,并以他最喜欢的一种饼干“SPECULOOS”来命名。

分析行星大气

通过这些空间任务和地基观测项目,我们将能在天球上锁定大量凌星系外行星的位置。这些系外行星寄主恒星足够亮,能让我们进行细致入微的后随研究。在未来,我们有望测量这些系外行星的质量,掌握这些行星系统的结构,并在建立正确的行星形成理论方面获得更多线索。如果一切顺利,我们将发现越来越多潜在的宜居类地行星。

之后呢?我们该如何进行下一步,来判断这些潜在的宜居行星上是否已经有生命存在呢?20世纪50年代以来天文学界提倡的传统方法,是使用大型射电望远镜来观测某颗恒星,然后期待着我们能收听到外星文明所发出的广播。尽管这方案听起来可行,但是我们完全不知道它到底能不能成功。

另一个方法是分析行星的大气来寻找生命迹象。这可以通过一个凌星观测小技巧来实现。行星大气的最外层是半透明的,所以当这颗行星位于观测者和恒星之间时,一小部分的恒星光线会从一侧进入大气层,经过大气层“过滤”后从另一侧出来,然后继续沿着以前的路线飞向我们的望远镜。接下来我们便可以使用传统的分光技术去探索行星大气层的成分。每个原子或者分子都偏爱某些特殊波长的光线,它们会吸收这些波长的光子或者把它们散射到其他方向上。根据量子理论,每个原子或分子偏爱的波长是由电子离散的能级决定的。比如说,钠偏爱一种特殊的橙黄色光,因为钠原子的外层电子容易吸收波长为589纳米的光。

所以,这个技巧就是在恒星发生凌星现象的前、中、后三个阶段观测恒星的光谱。在凌星现象发生的过程中,行星大气层中的原子和分子从星光中去除了它们最偏爱的波长的光,所以轻微地改变了我们观测到的恒星光谱。在凌星现象结束后,我们会再次看到正常的、没有发生变化的恒星光谱。如果我们的工作足够仔细,我们会在正常光谱和凌星时的光谱之间看到区别,并且分离出由行星造成的细微变化。

天文学家已经将这种方法应用到木星大小的凌星行星上了,甚至还有一些类海王星和天王星大小的行星。通过这种方法,天文学家在系外行星的大气层中发现了甲烷、一氧化碳和水等分子。但我们却从来没有把这种方法运用在类地行星的研究中,因为类地行星大气层产生的信号过于微弱,而且到目前为止我们发现的拥有类地行星的恒星也都过于遥远,过于暗淡。如果哪一天我们真的在某颗类地行星大气层中发现了氧元素,那会让每个人都激动得血脉贲张。地球大气层拥有这么多氧气,原因就在于生命。如果地球上的生命突然消失了,地壳中的岩石会在短短的几百万年中吸收所有的氧气来形成氧化物。因此,如果一颗行星拥有大量的氧气,那发散一下思维的话,这颗行星就有可能是“小绿人”的母星了——或者至少存在某种有机生命。所以,我们希望未来的巡天项目能够在一些足够亮的恒星旁找到类地行星,到那时候,我们就有能力来详细研究这些类地行星的大气层了。

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窥视系外行星大气:除了单纯地探测系外行星的存在,凌星法有时还可以告诉注册新宝GG家系外行星的大气是由什么组成的。当一颗行星发生凌星现象时,部分星光在飞向地球的过程中穿过了行星大气层。根据电子的能级不同,每个原子和分子都会吸收特定波长的光或者改变其传播方向。所以,如果透过滤色镜来观测恒星,比较行星在或不在主星和地球之间的两种情况下,不同波长星光的变化情况,研究者就可以分离出属于行星的光谱特征。

从这个角度来说,TESS、CHEOPS,还有SPECU-LOOS的作用类似于寻星镜,它们都是为接下来要发射的詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)服务的。这台价值100亿美元的望远镜计划于2020年发射升空。除了拥有其他诸多功能,JWST这个技术上的奇迹,也将是有史以来最强大的凌星光谱观测工具。但JWST的设计工作寿命只有5~10年左右,因为在这个期限以后,它就会消耗完所有用来维持固定轨道的燃料。这个既定的时刻表使得为JWST找到最好、最亮的观测目标成为眼前的当务之急。

由于天文学家对JWST观测时间的需求是如此之高,部分系外行星研究者聚在一起,提出建造一台只用于观测凌星光谱的空间望远镜。由美国提出的望远镜方案被称作系外行星高速红外光谱巡天探测器(FINESSE);而由欧洲提出的方案则被称作大型系外行星大气红外遥感望远镜(ARIEL)。“红外”这个词在两个方案的名称中都出现了,这是因为水或二氧化碳等分子在红外波段中最容易被检测到。今年年底之前,我们就可以知道这两个任务到底会不会继续进行下去。

在这之后,欧洲还有另一个空间望远镜计划,名为 PLATO,计划于2026年发射。我把PLATO看作一个超级TESS,因为它拥有24台望远镜来扫描天空,而不仅仅是4台。相比于它之前的所有望远镜,PLATO将会有更高的灵敏度和更长的观测覆盖时间。PLATO另一个比较重要的特点在于,其观测数据质量足够高,使得它可以检测到与恒星振荡相关的亮度变化。事实上,就像任何流体组成的物体一样,恒星有着与地震类似的波在表面传播,对这些波动的研究被称为“星震学”。这些振荡的频率和模式取决于恒星内部的结构,比如密度、组分等等。所以星震学可以帮助我们获得恒星的基本参数。因此,当PLATO找到一颗系外行星时,我们还可以从这些基本参数中获益,比如目前我们还无从得知的恒星年龄。星震学之所以能确定恒星的年龄,是因为随着时间的流逝,恒星中心的核反应炉会把越来越多的氢元素变为氦元素,这就会使恒星表面的波在频率上发生细微的变化。通过星震学研究,我们就可以知道这颗恒星到底是刚开始它的聚变反应,还是已经运转了100亿年。这样我们就可以知道行星系统在宇宙时间尺度上是如何演化的了。

现在,注册新宝GG家们正在继续分析开普勒的观测数据;未来,TESS、CHEOPS、JWST还有PLATO,系外行星搜索项目的时间表早已排满。在充满未知的系外行星领域,我们终于做好了继续前行的准备,蓄势待发。当那些被去年夏天的日食吸引,将来想成为天文学家的孩子长大以后,他们将会有足够多的系外行星凌星现象去研究。


本文译者梁恩思是南京大学天文与空间注册新宝GG学院博士研究生。

本文审校周济林是南京大学天文与空间注册新宝GG学院院长,主要彩票网站为行星系统形成与演化、太阳系小天体动力学、非线性天体力学。


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