解码遥远世界的光

通过 衡凯文

数以千计的系外行星是已知的,但它们的大气成分仍处于我们知识的边缘。

天文学 化学

 当前的问题

这篇文章从发行

2020年5月至6月

第108卷第3期
第146页

DOI: 10.1511 / 2020.108.3.146

现代天文学家现在认为系外行星的发现是如此常规,以至于在2019年因系外行星科学而获得了诺贝尔物理学奖。数以千计的系外行星(绕着太阳系以外的其他恒星运行的行星)已知是在我们银河系中的恒星轨道,但我们的知识每个系外行星的大小通常限于其大小和质量。下一个挑战是编制其大气中化学成分的清单,并最终发现它们是什么样的世界。

缺少掌握星际旅行的方法,我们探测系外行星状况的唯一方法是通过 遥感 :破译来自遥远系外行星的光的颜色。这些数据为我们提供了有关系外行星形成历史和地表条件的线索。在短期内,研究系外行星大气层是我们检测系外行星中原子和分子而无需实际旅行数年即可到达那里的唯一方法。

快速采取
  • 系外行星科学的新挑战 我们正在评估太阳系外行星绕行恒星的大气化学成分。
  • 因为数据稀疏 天文学家检查了大量的系外行星大气中的分子丰度,以发现有关行星形成的趋势。
  • 关于建议使用的气体 存在生命,当地球化学循环也产生气体时,由误报引起混淆,而当遗漏微量气体时,由误报引起。

从系外行星的检测到表征其化学性质的这种转变是系外行星科学中发生的必然转变( 见“ 外星世界气候研究”,2012年7月至8月)。开普勒太空望远镜牢固地确立了系外行星的普遍性。不幸的是,开普勒发现的绝大多数系外行星都离天文学家太远,无法研究其大气层。尽管如此,开普勒太空望远镜还是启发了下一代系外行星搜寻太空望远镜( 见“ 下一次伟大的系外行星狩猎 ”,2015年5月至6月 )。其中,过动系外行星调查卫星(TESS)可以全面运行,并报告系外行星绕最近的最亮恒星运行的发现。 2019年12月发射了特征系外行星卫星(CHEOPS);望远镜的盖子已于1月29日打开,目前处于调试阶段。

Christine Daniloff /麻省理工学院,朱利安·德·威特

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附近的“金色目标”恒星及其过渡世界是系外行星科学下一阶段的关键。目的不仅是对系外行星的整体性质(例如大小或质量)进行调查,而且还要建立其大气性质的目录。天文学家希望配备最新光谱仪的巨型太空望远镜将在不久的将来使用James Webb太空望远镜揭示这些特性( 看到 透视 ,2017年3月至4月),或者在遥远的将来,例如LUVOIR( 看到 透视 ,2018年9月至10月 )。

从我们在地球上的有利位置看,某些恒星中的系外行星将相对于我们处于近乎边缘的轨道上。当轨道系外行星遮盖了部分恒星时,来自系统的光会发生微小的倾角。这个过程称为 过境 。如果系外行星拥有大气层,则传播的深度会随光的颜色(波长)而变化。之所以会发生这种变化,是因为原子和分子根据其颜色吸收不同程度的光,这种光通过称为“原子能级”的测量来量化。 横截面 。研究人员通过对计算机和实验室测量进行量子力学计算来获得这些横截面。

一个思想实验说明了这种映射:考虑一个系外行星,其大气层完全由气态水组成。在水对光不透明的波长处,系外行星的大小(以及其穿越深度)将显得稍大。相反,在水对光透明的波长下,系外行星将显得相对较小。例如,在近红外波长范围内,水会吸收大约1.4微米左右的更多光。该原理指导天文学家使用哈勃太空望远镜上的广角相机3(WFC3)探测系外行星中的水。

这个一般原则是 透射光谱 只要我们了解其横截面,就可以用来搜索任何原子或分子。表观大小的变化是一个有力的工具,但是它对已经很小的信号的变化却不超过百分之几,这使其成为具有挑战性的测量。当研究人员使用透射光谱法扫描非常强的原子和分子光谱线时,该信号被最大化。 共振线 。共振线的一个著名例子是钠原子的Fraunhofer D线(吸收人眼可见的黄光),该D线以德国物理学家约瑟夫·冯·弗劳恩霍夫(Joseph von Fraunhofer)对其进行研究而命名。

在发表于 天体物理学杂志 2000年,麻省理工学院的Sara Seager和哈佛大学的Dimitar Sasselov预测,通过吸收光谱法可以很容易地检测到钠原子,该钠原子强烈吸收可见波长范围内的光。 ( 参见“ 寻找其他类似地球的世界的下一步是什么?》,刊登于2018年9月至10月。)两年后,哈佛大学的David Charbonneau和他的合作者报告了在巨型气体系外行星HD 209458b中发现了钠。 Seager和Sasselov还预测了近红外中的氦气可探测性,但直到2018年独立的天文学家团队才证实了它的发现。自2002年首次发现以来,使用装备有最先进的光谱仪的地基望远镜(例如3.6米望远镜上的高精度径向速度行星搜索器(HARPS))来检测正在飞行的系外行星中的钠已成为常规操作在智利的拉西拉天文台。钠是一个很好的测试用例,即使它不是生物签名。一旦明确可以使用透射光谱法检测钠,就打开了水闸,以这种方式发现其他大气中的气体。

透射光谱已被证明可用于多种原子和分子,包括水,一氧化碳,甲烷,钾,铁和钛。这些发现往往是在大型的气体巨系系外行星中做出的,与我们的太阳系中的木星不同,只是它们的大气温度趋向于1,000开尔文或更高。氢和氦在这些系外行星的大气中占主导地位,这意味着蓬松的大气中原子和分子的光谱特征变化很大。在这种热而蓬松的气氛中,可以检测到千分之一或更少的痕量分子,例如水。由于进行这些测量非常具有挑战性,因此使用哈勃太空望远镜获得的透射光谱往往由大约十二个数据点组成,这使我们坚定地进入了稀疏数据状态。更小的,更酷的系外行星可能类似于地球,这是哈勃无法企及的。

分析稀疏的重要数据

从太空望远镜获得来之不易的数据只是第一步。下一步就是充分了解数据中编码的信息。稀疏数据的解释需要理解并精明地应用统计工具。研究人员没有从解释数据中得到单个答案,而是获得了表示为概率的答案范围或分布。概率的概念取决于统计学家的思想流派。 常客 如果一个人可以进行无数次同样可能的试验,则将概率视为事件发生的次数,这是理论上的理想,很难与实际实践相吻合。 贝叶斯主义 另一方面,将概率视为衡量假设的信念程度。

伦敦帝国理工学院的罗伯特·特罗塔(Roberto Trotta)在2008年的一篇评论文章中提出了贝叶斯学派的论据:“新物理学的发现区是在3至4西格玛水平上看到潜在的新效应。这是诱人的效果建议开始积累的时候,但是还没有确凿的证据。在这个潜在的发现区域中,仔细地应用统计信息可以使主张或丢失新发现之间有所不同。”换句话说,仔细运用贝叶斯推断可以使我们在研究的前沿考虑科学结果。

在经典方法中,研究人员对传输频谱的外观进行理论预测,然后将其与数据进行比较。对“拟合优度”标准进行评估,理论家宣称该模型匹配数据的能力是成功还是失败(或被其决定性地面对和排除)。在处理稀疏数据时,需要进行一次精神上的转变:现在有一系列理论模型可能与数据在不同程度上保持一致。在对传输频谱进行解码的过程中,必须问:在给定数据质量的情况下,理论模型中保证的适当复杂度是多少?从本质上讲,这是Occam剃刀的应用:鉴于一系列模型,最不复杂的模型是首选-至少要等到有更好的数据可以推翻这一假设为止。

在一个不那么抽象的例子中,仅水分子是否足以解释透射光谱的起伏?还是存在其他分子,例如氨,需要用来解释观察到的模式?是否需要考虑温度的急剧变化?是否存在由奇异粒子(例如橄榄石)组成的云?理论学家着手计算所有这些可能性的透射光谱,并将其与数据进行比较。与每个模型相关联的量称为 贝叶斯证据 。通过比较模型之间的贝叶斯证据,可以确定与数据一致但不一定证明正确的模型族。还可以确定数据排除的模型。贝叶斯模型的比较告诉我们,到目前为止,哈勃太空望远镜已经测量了数十个透射光谱,可以肯定地检测到水,而其他分子的说法通常需要未来太空望远镜进一步证实。

ESO / M。康美瑟

通过测量大量系外行星样品中的水丰度,天文学家希望发现样品中的趋势,从而提供有关它们如何形成的提示。在这样的实验中,研究人员可能会使用氢为主的气态系外行星,因为它们的大气成分与宿主恒星的大气成分非常近似。当它们在恒星周围的原始尘埃和气体盘中的不同位置形成时,它们在大气中的丰度就会发生变化。离恒星越远,温度下降,分子冻结成固相。这些围绕恒星的位置被称为 冰线 (要么 雪线 )。水冰线首先出现,然后是二氧化碳和一氧化碳。当这些分子冻结时,它们变得不可用于掺入巨大气体系外行星的大气中。因此,不难想象,根据相对于这些冰线形成的系外行星,气态大气中的氧气含量会发生变化。如果随后将大部分氧气锁定在气态水中,则测量水的含量将直接限制氧气含量,从而直接限制系外行星的形成历史。积极研究的最前沿有几个警告,使这种叙述变得复杂,包括某些氧气可能被其他没有在透射光谱中宣布存在的分子隔离的可能性。

对于岩石系外行星而言,从大气成分推断其形成历史将更加困难。气巨系外行星有 主要气氛 反映了他们的形成历史。岩石系外行星有望 次要气氛 受地球化学循环控制。例如,地球上的碳酸盐-硅酸盐循环或长期碳循环可调节地球大气中存在的二氧化碳(一种有力的温室气体)的量。

www.xkcd.com / CC-BY-205

对于可能类似于地球的岩石系外行星,科学问题是它们表面上是否存在生物学的问题之一。有力地表明生物学存在的气体称为 生物签名气体。 此类气体的产生量必须足够大,以至于它们的签名会印在系外行星的透射光谱上。它们必须在地质时标上保持稳定,因为如果它们仅在系外行星的历史中存在,天文学家将几乎没有机会在岩石系外行星的样本中发现它们。造成混淆的一个主要原因是地球化学循环在没有生物参与的情况下产生相同气体(如二氧化碳和甲烷)的能力,因此产生了 地质假阳性 模仿生物签名。西格尔称这些 I型生物签名。不能被地质学模仿的生物特征是 III型生物签名,但预计它们的数量将消失。在地球上,III型生物特征是二甲基硫,它是由海洋中的微小植物产生的,在地球大气中的比例不到十亿分之一。不幸的是,甚至詹姆斯·韦伯太空望远镜也无法预期到生物签名。

大挑战

从对传输频谱进行解码的角度来看,要么要么收集大量的I型气体(例如甲烷和氨气)清单,然后评估它们存在的原因是生物学原因,要么要么就必须进行挖掘。来自其他非生物分子的光谱线森林中III型生物特征的微弱特征。巨大的挑战面对下一代大气圈科学家,因为巨型太空望远镜必须具有灵敏度和波长覆盖范围,才能使这些测量联机。

Jenny Leibundgut的插图。

测量和解释岩石大小的系外行星的透射谱还有其他挑战。如果大气是氮为主的(例如地球),那么原子和分子光谱特征的变化会缩小10倍,这使它们更难被发现。这些信号中的某些信号可能被望远镜检测的方式掩埋在红外探测器产生的噪声中。此外,随着系外行星的尺寸相对于其恒星缩小,由恒星表面缺陷(例如恒星斑点)引起的污染越来越引起人们的关注。折射,即由于密度变化而导致的光线弯曲,成为一种在透射光谱中无法忽略的效果。所有这些因素最终形成了系外行星社区一部分(包括我自己)的观点,即尽管透射光谱学对于研究绕太阳样恒星运行的气体巨人(或绕地球轨道飞行的小矮星等地球大小的系外行星很有用), TRAPPIST-1),这可能不是研究“地球双生子”的最佳技术。“地球双生子”是围绕太阳样恒星运行的地球大小的系外行星。在接下来的几年中,该社区了解地球大小系外行星宜居性的最佳方法是将透射光谱学应用于绕小红矮星飞行的那些行星。

在透射光谱中没有测量到来自系外行星的光子。相反,当前的技术依赖于测量系外行星阴影的尺寸及其投射在恒星上的大气。进入望远镜探测器的唯一光线是来自恒星。直接测量来自系外行星的红外光子具有极大的挑战性,因为根据被测光的颜色,恒星比系外行星的亮度高出百万分之一到十亿。直接成像依靠通过硬件和软件实现的复杂技术来抑制星光。拟议的LUVOIR空间望远镜是哈勃望远镜和James Webb空间望远镜的后继产品,这项技术将用于对类似地球的系外行星进行普查,并在我们的宇宙邻居中寻找生物特征。

参考书目

  • Brown,T. M.2001。透射光谱作为太阳系超大行星大气层的诊断。 天体物理学杂志 553:1006-1026。
  • Charbonneau,D。等。 2002年。探测太阳系外行星大气。 天体物理学杂志 568:377–384。
  • Deming,D。和S. Seager。 2017。系外行星大气中的虚幻与现实。 地球物理研究杂志:行星 122:53–75。
    • Seager,S.和D. Sasselov。 2000年。太阳系外行星的理论传输光谱。 天体物理学杂志 537:916–921。
    • Seager,S.,W. Bains和J. J. Petkowski。 2016年。寻找分子的潜在清单,以寻找系外行星上的生命以及在陆地生物化学中的应用。 天体生物学 16:465–485。
    • Trotta,R.,2008年。《天空中的贝叶斯:宇宙学中的贝叶斯推理和模型选择》。 当代物理学 49:71–104。

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