15.行星系的起源
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THE ORIGIN OF THE PLANETARY SYSTEMS
许多不同的行星与它们的母恒星各有不同的距离；我们与太阳之间处于这样一种距离：我们发现，我们离它太近或者太远，会让温度过高或者过低，这让对我们的生存至关重要的液体——水无法存在。
——布赖恩·格林
（BRIAN GREENE）
最高尚的欢欣来自理解的喜悦。
——莱奥纳多·达·芬奇
本章研究目标
本章内容将涵盖：
· 行星系的起源
· 不同类型的行星的形成与特性
· 寻找太阳系外的行星系
· 宜居带和生命在其他行星上存在的条件
近年来，由于检测技术的进步，我们的望远镜变得越来越强大，新的太空任务和新观察技术的发展使人们在寻找我们的太阳系以外的行星——系外行星（exosolar planets）方面取得了重大进展。由于行星本身的昏暗、它们的微小尺寸，以及来自它们的母恒星占压倒地位的光亮，详细研究系外行星是非常困难的。然而这项工作非常重要，因为研究其他行星系统的本质和性质有助于我们更好地理解太阳系及其起源，并破解宜居性的奥秘。考虑到上述行星系统研究的困难，首先理解我们自己的太阳系的运转原理是很有指导意义的。
为了让我们有关太阳系起源的理论具有可行性，这些理论必须能够解释我们观察到的太阳系的特点。这些理论也提供了一个学习系外行星系统及其形成历史的起点。有关太阳系起源的第一项理论是德国哲学家伊曼纽尔·康德（Immanuel Kant，1724—1804年）和法国数学家皮埃尔·西蒙·拉普拉斯（Pierre-Simon Laplace，1749—1827年）在18世纪提出的。人们称他们的假说为星云假说（nebular theory），意思是太阳系起源于星际气体云。从那时起，这一理论长期以来都是有关太阳系起源的唯一理论。直到20世纪上半叶，才有人提出了一项与之竞争的假说，认为太阳系中的行星是由太阳与另一颗恒星的近距离碰撞产生的碎片形成的。人们称这一假说为密近碰撞假说（close encounter theory）。这一理论无法解释太阳系中的一些观察到的模式，而人们对太阳系中行星的观察也得出一些新的事实，它们为修正星云假说提供了根据。因此，修正版的星云假说已经能够成功地解释人们在太阳系中观察到的许多现象。
本章研究了包括我们的太阳系在内的行星系的起源，展示了有关不同类型的行星起源的假说，以及寻找系外行星的技术。本章也讨论了宜居带，即在一个行星系中能够使生命存在的区域。
太阳系的起源
一项有关太阳系起源的成功理论必须与如下观察一致：
1. 所有行星围绕太阳旋转，并沿着同一方向运动
2. 各行星几乎与太阳位于同一平面
3. 两类行星与太阳的距离不同
4. 太阳系中彗星与小行星的存在以及它们的位置
大量证据说明，恒星是由庞大的气体云在其自身引力下收缩后形成的（第12章）。这些云的温度和密度很低，是由几十亿年间在星际介质中循环使用的材料组成的，因此富含重元素。它们以极大的半径伸展，范围极广，因此云表面受到的引力很弱，在坍缩的过程中无法扮演重大角色。这些云最初的坍缩很可能是由一次超新星爆发造成的冲击波引起的，随后便由引力控制了。因为表面受到的引力的强度与半径的平方成反比，所以当系统坍缩、半径变小时，在增加了的引力作用下，向内运动的速度增大（系统坍缩速度加快）。
根据能量守恒定律，当气体云收缩时，它的引力能被转化为动能，使系统中每个粒子的速度增加，于是温度也同时增加。一旦在中心的密度和温度增加到了足够的程度，核聚变开始，太阳就会在气体云的中心诞生。云在坍缩的同时也在自转。它的半径变小，自转速度增加，以便达到角动量守恒定律的要求。这种转动的结果就是：组成气体云的物质向外分散，形成了太阳系平面。在这一坍缩过程中，气体云中的物质块相互碰撞，组成了更大的云。因此，破碎的物质块得到了旋转系统的平均速度，将原来的云变成了不均匀、形象扁平、向外伸展的旋转圆盘。
旋转圆盘假说解释了上文提到的我们的太阳系的全部特点。所有行星都以几乎相同的方向围绕太阳旋转，因为它们都是由这个扁平的圆盘形成的。圆盘的转动方向决定了围绕太阳旋转的行星的方向。而且由于在圆盘坍缩期间，圆盘上的物质不断地相互碰撞，这些行星的轨道均接近圆形。
不同类型的行星
任何有关行星起源的理论（专题框15.1）都可以解释我们在太阳系中观察到的两种不同类型的行星的存在：相对较小的石质行星（与地球类似，统称类地行星，terrestrial planets）和含有丰富气体的较大的行星（与木星类似，统称类木行星，jovian planets）。考虑到初始气体云均匀的元素丰度，一项正确的理论应该能够解释太阳系最终怎样形成了这两类具有不同组成成分的行星。
专题框15.1 行星的定义
在2006年的国际天文联合会（International Astronomical Union）会议上，天文学家们采用了一套将天体归类为行星的标准。按照这一定义，一颗行星应该满足如下特征：（1）围绕太阳旋转；（2）足够大，能够承受它的引力；（3）能够吸引一切邻近它并且比它小的天体。行星的这一标准完全与科学无关，因此是可以改变的。
类地行星是在气体云内部形成的，那里的温度非常高；而类木行星是在较冷的外层形成的。气体会在气体云中温度较低的区域内凝结（由于高温产生的能量，原子与分子的结合不会断裂），这个过程叫作冷凝。考虑到不同元素的冷凝温度不同，行星的组成取决于它们与太阳之间的距离（图15.1）。例如，由含氢化合物（水蒸气H2O和甲烷CH4）组成的材料在温度很低的时候（大约150开尔文）才会凝结，而在极高温度下处于气体状态的石质材料则在较高的温度下（500到1 300开尔文）变成了固体。至于金属（铁和镍），它们的凝结温度甚至更高（1 000到1 600开尔文）。而距离太阳系中心很近的区域的温度在1 300开尔文以上，任何材料都无法在那里固化与凝结。当温度达到大约1 300开尔文（大约在水星轨道的位置上）时，金属和一些类型的岩石凝结，变成了固体，而其他的物质仍为气态（图15.1）。大约在金星、地球和火星现在所在的区域，温度达到了1 300开尔文以下，使岩石和金属能够凝结。含氢化合物只能在太阳系的外层区域凝结，那里在冰冻线之外，温度达到了150开尔文。冰冻线位于火星和木星的轨道之间，确定了太阳系内层热区域和外层冷区域的分界，也分开了类地（石质）行星和类木（气态）行星所在的区域。占气体云成分98%的氢和氦永远不会凝结，因此在整个太阳系中只能以气态出现。所以，冷凝过程导致了不同元素丰度的形成，这取决于它们与太阳之间的距离（也就是它们的温度）。这些种子将通过自身的引力吸引更多的物质，最终形成我们今天看到的行星（专题框15.1）。
图15.1 处于原行星盘上不同位置的类地（石质）行星和类木（气态）行星。岩石和金属可以在很高的温度下凝结，于是它们在圆盘温度较高的内层部分凝结。氢和氦在温度较低的外层凝结。将高温区与低温区分开的虚线代表冰冻线
行星的起源
上节介绍了两类行星：类地行星和类木行星。类地行星比较小，在太阳系的内层区域形成，主要由石质和铁组成。类木行星比较大，在太阳系的外围区域形成，主要由气态含氢化合物组成。这两类行星之间有着根本差别和不同的组成，意味着它们形成的历史也有所不同。
类地行星相对较小，因为它们的主要成分（金属和铁）在太阳系中非常罕见。在它们围绕太阳旋转的过程中，这些物质通过冷凝形成的种子逐渐吸引了其他的小粒子，使其质量和大小都在增大。由于类地行星体积较小，它们的引力比较弱，在系统进一步成长之前，引力在吸引其他天体方面作用不大。后来种子逐渐成长壮大，引力最终接掌大权，或大或小的物体相互吸引，体积变大，形成了星子（planetesimals），意思是“行星的一部分”（图15.2）。星子之间的碰撞是狂暴的，因为它们的运动速度很快。这会摧毁小一些的系统，改变它们的轨道。于是，只有较大的星子能够保留下来，围绕太阳旋转（图15.2）。没有受到较大星子吸引的小星子现在飘浮在太阳系中，它们被叫作陨星（meteorites）。不时会有一些这样的陨星穿过地球的大气层，来到我们的脚下，其中含有重元素的踪迹。
类木行星中包含数量很大的冰，同时也有金属和岩石。它们吸引了氢气和氦气（氢和氦是太阳系中丰度最高的元素），这就是它们体积庞大的原因。冰核的形成是行星形成的第一步，使星子的体积增大到地球的好多倍。由于这样的庞大质量，它们也可以吸引氢气和氦气，这使它们变得更大，更容易吸引气体。这一假说成功地揭示了类木行星的组成和大小，以及它们为什么位于太阳系的外层部分。有些星子未能与其他星子携手形成行星，它们转而成为彗星（comets），并在太阳系中运动（专题框15.1）。
今天的太阳系中气体很少，因为太阳风把它们吹走了。除了以上讨论的两种行星之外，在太阳系中存在的天体还有小行星和彗星。小行星是石质天体，其组成与类地行星相似，大量存在于火星和木星之间的一个区域，组成了小行星带（asteroid belt）；彗星则存在于太阳系的外层边缘（大约在海王星附近），其中含有大量的冰和气体（与类木行星相同），彗星通常位于一个叫作柯伊伯带（Kuiper belt）的区域。
图15.2 从左至右：较大的星子吸引聚集较小的星子，变得越来越大。因为外层星子的质量较大，所以它们的引力较强，能够吸引更多的小星子
探索系外行星系统
图15.3 一颗围绕着恒星旋转的“看不见的”行星对于中心恒星的轨道的干扰。由于来自行星的引力，恒星的轨道会靠近或远离观察者，从而使它向地球发来的光发生蓝移与红移
对于系外行星的本质和性质的研究，能让我们更好地理解地球的演变。通过寻找与地球类似的行星，我们可以研究与地球近似的行星形成的条件，从而看到地球形成之初的样子。然而，为了找到其他的恒星系行星，我们必须在一系列挑战中获胜：第一，与宇宙距离相比，在星际介质中的行星系的范围和大小极为渺小，因此，要想找到它们，需要进行专门为此设计的广泛、深刻的调查。第二，位于行星系中心的恒星要比行星本身亮得多。因为行星本身不发光，而只是反射来自母恒星的光，所以它们相对昏暗，想要找到它们需要特殊的技术。第三，确定一条围绕这颗恒星旋转的行星的轨道是真正的挑战，这需要从空间进行分辨率极高的观察。下面我们将讨论寻找系外行星的技术：
图15.4 恒星的轨道由于围绕它旋转的行星的引力牵引而发生的变化。来自行星的引力改变了恒星的速度，这一点可以通过多普勒效应测量，得到的数据则可用于估计行星的质量，行星与恒星之间的距离，及行星公转轨道
插图出处：图15.4改编自: Sabine Reffert, et al., “Precise Radial Velocities of Giant Stars II. Pollux and its Planetary Companion.”2006.
引力法
在使用这种方法时，人们通过监控行星围绕其旋转的母恒星的轨道，来测量行星对恒星的引力作用（图15.3）。尽管这种情况在多行星系统中变得异常复杂，但它在单行星系统中还是可靠的。这种方法的问题是监测恒星轨道及其运动所需要的时间基线，以及在任何给定时间内都需要极为准确地测量其位置。而且，根据行星轨道的大小与它和母恒星之间的距离，恒星的轨道受到的干扰可能因为太小而无法检测。
多普勒法
这种方法的基础是由于中央恒星的运动引起的光谱线位移（多普勒效应）。当一颗行星围绕一颗恒星旋转时，它会使恒星交替地靠近我们或远离我们，从而使其光谱线波长分别发生蓝移与红移。这种技术可以让天文学家们测量行星的速度、质量、轨道的形状和到母恒星之间的距离（图15.4）。人们利用多普勒位移的大小测量行星的速度，而它的光曲线的对称程度则揭示了它的轨道形状。多普勒位移的大小反映了行星的质量——行星的质量越大，它引起的位移就越大。
专题框15.2 开普勒卫星与系外行星搜索
为了在银河系内寻找系外行星（太阳系外行星），开普勒卫星（以德国天文学家约翰尼斯·开普勒的名字命名）于2009年发射。开普勒卫星的光度检测仪持续监测了14万颗主序恒星，寻找它们的亮度因行星在恒星面前经过而沿着我们的视线发生的变化。开普勒卫星已经发现了1042颗系外行星，包括一些多行星系统。它的主要目标是确定那些处于恒星外的宜居带内的行星。迄今它已经发现了4颗在宜居带内且大小接近地球的行星。
插图出处：https://commons.wikimedia.org/wiki/ File:Kepler_spacecraft_artist_render_(crop).jpg.
凌恒星法
这是一种广泛使用的方法，它依据的原理是：当一颗行星位于我们投向恒星的视线上时，恒星的星光会暗淡，恒星的光度发生了轻微变化，揭示了正在它面前运动的一颗行星的存在（图15.5）。恒星亮度的周期性变化说明了这颗行星在恒星面前经过时的运动速度。亮度下降的持续时间（图15.5，点2-3-4）与行星的速度成反比，而亮度下降的大小（与恒星的正常光度比较）则与行星的大小成正比（图15.5，点3）。
图15.5 从左至右：较大的星子吸引聚集较小的星子，变得越来越大。因为外层星子的质量较大，所以它们的引力较强，能够吸引更多的小星子
图15.6 人们把地球所在的宜居带定义为太阳周围可以找到液态水的一个区域。因此，如果一颗行星适于生命存在（根据我们所知的有关生命的定义），它必须处于它的母恒星周围的宜居带内。地球便位于太阳周围的宜居带内
行星宜居条件
为了养育生命，一颗行星必须满足以下条件：
· 它的母恒星必须是一颗拥有足够长的寿命的恒星，才能使生命有时间发展。这便排除了寿命短的大质量热恒星，将搜索的范围局限于一批质量较小（质量仅为太阳的几倍）的恒星之内。
· 它必须处于一个区域之内，那里与母恒星之间的距离适中，能使液态水存在（也就是说，既不能太热，也不能太冷）。这是一个叫作宜居带（habitable zone）的区域，我们可以在那里找到液态水（图15.6）。对于质量较小的恒星，宜居带距离恒星较近，而对于质量稍大的恒星则要远一些。所以，宜居带的大小和位置取决于母恒星的光度（质量）。因为恒星的光度是随时间变化的，它周围的宜居带的大小和位置也是变化的。
· 它必须有足够的质量，能维持大气。大气压也要足以让水保持液态。
· 它必须含有支持生命需要的化学成分。
· 它必须是一颗类地行星，因此与母恒星较近。
开普勒卫星已经发现了许多颗与地球类似的行星（专题框15.2）。例如，它发现的开普勒-186f就是围绕着一颗距离地球大约490光年的昏暗红矮星旋转的行星。这颗行星比地球大，但它与母恒星之间的距离和行星的大小表明这颗行星上可能有液态水。
总结与悬而未决的问题
有关太阳系起源的主流理论是星云假说，它认为太阳系是通过星际介质中的旋转气体云坍缩形成的。这些气体可能是原始的（只包含氢和氦，没有重元素富集），或者是经过处理的，由来自重元素富集的上一代恒星的材料组成。行星在这些云内形成，是由因引力作用坍缩的凝聚气体组成的。这些凝聚的气体叫作星子，它们吸引其他的系统，尺寸增大，最后形成了我们今天看到的行星。这个假说解释了当前的观察结果，如行星为什么都位于同一个平面上，它们为什么以同样的方向运动，以及为什么会按照它们的质量、大小和组成而分离。
行星分为类地行星与类木行星两类。类地行星是在距离太阳较近的区域形成的，由于温度极高（大约1 300开尔文），只有铁才能凝聚形成行星的核。在这一温度下，大多数元素都是熔融的，处于气态。另一方面，类木行星位于离太阳更远的地方，体积比类地行星大得多，质量也更大，主要由气体组成。
我们只有关于太阳系中的行星的详细知识。对于远在太阳系之外的行星系，下面的几项限制使我们难以探测它们的本性：它们与母恒星距离太近，而我们的探测技术的空间分辨率有限；恒星强烈的光使人无法看清行星；行星本身也过于昏暗。想要发现人们所说的系外行星，只能靠检测它们与母恒星之间的引力相互作用，或者靠它们在恒星面前的运动来发现，因为这种运动会使恒星的光度曲线产生微弱的下降。事实证明，这些方法在寻找系外行星方面非常成功。
开普勒使命卫星是NASA于2009年发射的（专题框15.2），它使用了以上用于寻找行星的方法，调查了14万颗恒星，寻找它们的光度变化。它发现了2 300多颗行星，其中大约有700颗与地球类似，即拥有与地球类似的体积和质量，它们与自己的母恒星之间的距离与日地距离相仿。
今天，研究行星的本质和大气层是一个热门课题。的确，走向在地球外寻找生命的第一步是搜索那些具有支持生命存在的条件的行星。当然，考虑到我们的望远镜和检测系统的有限能力，我们只能在太阳系的邻域寻找行星。我们面临的挑战是要在恒星周围的宜居带上找到系外行星，那里可能会有液态水存在。宜居带的大小与位置取决于中心恒星的性质。我们还不清楚有多少颗类似地球的行星存在，或者它们中有多少拥有大气层。我们还需要考虑许多基本问题，其中包括：在已经发现的系外行星中，有多大的比例处于它们各自的母恒星外的宜居带上？这些行星中，有大气层的占多大比例，这些大气层的组成是什么？位于多行星系统中的行星有什么性质？在其他多行星系统中的行星是否遵循与太阳系中行星的相同模式？我们当前用于确定行星的技术在多大程度上是不够全面的？这些问题，以及许多其他问题，将由凌日系外行星巡天卫星（Transiting Exoplanet Survey Satellite，简称TESS）的观察来解答，它将专门用于在恒星外的宜居带中寻找明亮的行星。处于宜居带中，行星具有适合生命存在条件的可能性更大，而更明亮的光度让我们有可能更详细地研究行星的大气层及其组成。
回顾复习问题
1. 有关行星系起源的成功理论需要满足太阳系中哪些观察到的特征？
2. 太阳系平面是怎样形成的？
3. 解释两类行星的特性。
4. 简单描述不同类型的行星的起源。
5. 什么是星子？
6. 什么是冰冻线？它是如何随着与它相联系的恒星的性质变化的？
7. 解释用于寻找系外行星的不同方法。
8. 如何测量系外行星的物理性质（质量、轨道和大小）？
9. 为了支持生命生存，一颗行星需要满足哪些条件？
10. 解释行星系统的宜居带。
参考文献
Bennett, J., M. Donahue, N. Schneider, and M. Voit. 2007. The Cosmic Perspective. 4th ed. Boston: Pearson/ Addison-Wesley.
Chaisson, E., and S. McMillan. 2011. Astronomy Today. New York: Pearson.
Schneider, S.E., and T.T. Arny. 2015. Pathways to Astronomy. 4th ed. New York: McGraW-Hill.