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蜗牛角上争何事,石火光中寄此身
2016年8月24日,欧洲天文学家在Nature杂志上发表封面文章,宣布比邻星有一颗类地行星。
比邻星(Proxima Centauri)是离太阳系最近的恒星,离我们大约有4.2光年。这篇Nature文章说,比邻星有一颗类地行星(被命名为Proxima b),它有可能处于“宜居带”内,也就是说,理论推测的行星表面温度可能使水保持液态。
大新闻!自20世纪90年代首次发现了太阳系外的行星以来,越来越多的系外行星被发现,但是它们与地球的差别都很大,它们通常都非常重、非常大,而且温度要么太热、要么太冷,不大可能有我们熟悉的生命形式存在,更不可能让人类生存。这次发现的这颗类地行星,不仅大小与地球相仿,而且到它的太阳的距离比较合适,理论推测其表面温度有可能让水保持液态。当然,这颗行星上到底有没有水、有没有空气,都还是未知数,但是已经很让人激动了。
一、发现的具体内容
总结一下这次发现的内容吧。
比邻星是距离太阳系最近的恒星,到我们的距离是4.2光年。它是一颗红矮星(Red Dwarf),直径大约是太阳的14%,质量大约是太阳的12%,表面温度是3050K(大约2800摄氏度,太阳表面温度大约是5500摄氏度)。这些都是早就知道的信息。
这次的主要测量结果是,比邻星这颗恒星周期性地朝着我们前进或后退,这个周期是11.2天,运动速度大约是每小时5公里。
由此推断出来,这颗行星的质量大约是地球的1.3倍,它到比邻星的距离大约是700万公里,也就是地球到太阳距离的5%。由此可以进一步推断行星表面的温度。关于这颗行星可能处在“宜居带”的话,其实也是从这些数据里推断出来的。Nature文章进一步讨论的它究竟宜居与否面临的几个问题,潮汐锁定、恒星磁场、恒星耀斑和高能辐射的影响,其实都是推断。关键数据就一个:比邻星这颗恒星周期性地朝着我们前进或后退,这个周期是11.2天,运动速度大约是每小时5公里。
Planet Found in Habitable Zone Around Nearest Star
http://www.eso.org/public/news/eso1629/
二、物理知识
接下来谈谈这些数据是怎么得到的。下面只用了大学普通物理的知识。
比邻星到我们的距离可以用三角法来测量。在相距为d的两个位置A和B,看一个遥远的物体,会有一个视差角$\alpha$(实际上这就是AB对C的张角,通常$\alpha \ll 1$),那么C到A(或B)的距离就是$d / \alpha $。选择A和B作为地球公转轨道上的两点,测量比邻星在天球上的位置,冬天测一次(A),夏天测一次(B),AB的距离就是地球公转轨道直径,大约是1000秒光程,比邻星的视差大约是1.6角秒,这样就可以得到,比邻星到我们的距离是4.2光年。1.6角秒是个很小的角度,但还是可以测量的。至于说地球到太阳的距离,以前也是用三角法测量的(更精确的测量方法是雷达回声法)。
比邻星的温度和大小,可以用光谱法测量。测量比邻星的光谱,也就是光的能量对波长的依赖关系,再根据普朗克的黑体辐射定律,就可以得到比邻星的温度了,大约3050K。根据单位面积收集到的比邻星星光的总能量,再根据比邻星到太阳的距离,就可以得到它每秒钟辐射出来总能量,而表面温度决定了单位面积的辐射功率,这样就可以得到比邻星的直径了。顺便说一下,也有光学方法(HBT)可以直接地测量恒星的角直径,再乘以恒星到地球的距离,就是恒星的致敬了。
比邻星的质量,好像不能用大学普通物理的方法得到。如果有伴星的话,利用其轨道运动可以确定恒星质量。然而,离比邻星最近的南门二(双星系统)在0.1光年以外,帮不上什么忙。但是,根据比邻星的大小和温度,应该可以用恒星模型计算出来它的质量,因为它也是靠星体内的核反应来发光的。
三、寻找行星的方法
寻找太阳系外的行星,主要有两种方法,凌星法和径向速度法。
凌星法的原理是,行星围绕恒星转动,如果其转动面碰巧与我们的视线偏离不太远,那么它就会在一段时间内挡住恒星的一部分光。因为行星比恒星小得多,离恒星很远,离我们则更加远得多,所以行星遮挡恒星的几率是非常小的,大致是$2R/\pi a$,其中,$R$是恒星的半径,$a$是行星到恒星的距离。即使行星的运行轨迹碰巧可以与视线交叉,那也只能挡住很小的一部分光,因为行星比恒星小得多,遮光比例大约是$r^2/R^2$,其中$r$是行星半径。Nature文章也尝试过用凌星法探测比邻星,但是没有看到任何信号。根据他们用径向速度法得到的数据,他们估计了Proxima b 遮挡比邻星的几率大约是1.5%,遮光的比例为0.5%,而研究者只能看到5%的光度变化,所以没看到也很正常:很可能是这颗行星压根没有遮挡我们的视线,也可能是遮挡的光太少了、测不到。
径向速度法测量的是,恒星在我们视线方向上的运动速度的变化,我们是圆心,恒星位于天球上,视线就是半径,所以这种方法就成为径向速度法。因为恒星离我们非常远,至少也有几个光年,所以圆心选在我们、地球还是太阳,根本就无关紧要。恒星的运动速度为什么会在径向上发生变化呢?因为有行星绕着它转动。恒星和行星这两个家伙之间有引力,引力使得行星绕着恒星转。因为行星的质量不为零,所以严格地说,行星绕着转的是恒星和行星的质心,恒星也绕着这个质心转动,只不过转得慢一些就是了。恒星的转动速度大约是$mv/M$,其中,$v$是行星的转动速度,$m$和$M$分别是行星和恒星的质量。因为恒星做圆周运动,它的速度在视线方向上的投影(也就是径向速度)就会发生周期性的变化,我们的目标就是测量这个变化。怎么测呢?可以采用多普勒效应。等一会儿我们再说具体的测量方法。
由于恒星与行星之间的万有引力,恒星的径向速度就会发生周期性的变化。测量这个变化的幅度和周期,就可以得到行星的很多信息。径向速度的周期就是行星的公转周期,由此可以得到行星到恒星的距离,这就是著名的开普勒第三定律,$d^3/t^2 \propto M$,其中$d$是行星到恒星的距离,$t$是行星公转周期,$M$是恒星质量。公式的推导也很简单:对于圆轨道,中学物理知识就够了,圆周运动所需要的向心力等于万有引力,考虑 $mv^2/d=GMm/d^2$ 以及$v=2\pi d/t$ 就可以了;对于椭圆轨道,稍微复杂一些,但是大学普通物理知识肯定是足够的,我就不多说了。对于比邻星来说,其质量为太阳的14%,径向速度的周期是11.2天,这样就可以得到行星的轨道半径,大约是700万公里、地球到太阳距离的5%。同时还可以得到行星的轨道速度,然后再根据横行径向速度的大小,就可以得到行星的质量了。这次测量比邻星的径向速度大约是1.4米每秒钟,也就是每小时5公里,由此得到行星Proxima b的质量是地球的1.3倍。知道了行星的质量和它到恒星的距离,就可以探讨它所处的环境是否适合人类居住了(是否处在“宜居带”了)。由于时间关系,我们就不多说了:行星表面的温度和潮汐锁定的问题,比较简单、可以用大学普通物理的知识讲明白;恒星磁场、恒星耀斑和高能辐射的影响,比较困难,无法用大学普通物理的知识讲明白,因为这些都要涉及到恒星模型。
四、再说说径向速度法
具体讲一讲径向速度法到底是怎么测量的。
首先介绍一下多普勒效应。多普勒效应与波源的运动有关,探测波的起伏宛若感慨人生的际遇。当波源朝着观测者运动的时候,观测到的波的频率就增大;当波源离开观测者运动的时候,观测到的波的频率就减小。频率的变化量$\delta f $依赖于波源的速度$\delta v$与波的传播速度$v_0$之比,$\delta f /f_0 \propto \delta v/v_0$,其中$f_0$是波源本身的频率 。以前最爱讲的例子就是火车鸣笛了,朝着你开来的火车,笛声尖锐(频率高);离开你远去的火车,笛声低缓(频率低),“汽笛一声肠已断,从此天涯孤旅”。可惜现在都是高铁了,都不怎么鸣笛了,开起来的动静也不大。
声音是波,光也是波,它们都有多普勒效应。最大的差别在于各自的传播速度。声音在空气中的速度大约是每秒钟三百米,而光在真空中的速度是每秒钟三十万公里。如果波源运动的速度是1米每秒,那么声音频率的相对变化就是$3\times 10^{-3}$,而光频率的变化却只有$3\times 10^{-9}$。具体的探测方法仍然是测量光谱,在不同的时刻测量光谱,观测光谱随着时间的偏移。如果光源朝着我们运动,我们看到的光频率就会略微增加(所谓的“兰移”);如果光源离开我们,光频率就会略微减小(“红移”)。这些偏移量就反映了径向速度的变化。补充一句,这些速度变化必须是沿着视线方向才可以,垂直于视线方向的运动是感受不到的,这就是为什么叫作径向速度法的原因。如果行星轨道平面碰巧垂直于视线方向,你就什么也测不到了——当然你通常不会这么倒霉就是了。严格地说,测量得到的结果还包含了一个系数$\cos i$,其中$i$是行星轨道平面与视线方向的夹角。另外,不用担心地球和比邻星的直线运动速度,虽然它们的速度很快,每秒钟几十公里甚至更多,但是这些都是不会在短时间内变化的,只是把光谱平移了一点而已。
道理很简单,做起来很难。远处的星光很弱,你把它们收集起来,仔细地进行光谱测量。这需要以下设备(“光谱测量系统”):大口径的天文望远镜,尽可能多地收集星光,这个工作采用的是3.6米口径;狭缝和小孔,用来选择出你想要观测的那颗星星;光栅或棱镜,把不同波长的光分解到空间的不同位置上;灵敏的探测器,高效率、低噪音地把光信号转化为电信号,这里采用的是4Kx2K的CCD相机,也就是说,大约有1000万个像素(可以是每个像素对应于不同的波长,也可以是每列像素对应于不同的波长,这个工作的具体情况不是很清楚,好像是前者)。因为需要测量的光谱很弱、变化程度很小,光谱测量系统必须非常稳定,必须采用以下措施:优异的隔振性能;抽真空、保持恒温;自校准系统,保证每个像素对应的波长是确定的,不会随着时间和外界条件而变化,可以采用标准吸收谱或者光梳的方法;CCD的暗计数很低(没有光就没有读数),每个像素的光电特性都标定好了,能够长时间累计信号,这个工作(其中的HARPS部分)的积分时间是1200秒,也就是20分钟。只有做到了这些,再加上精巧的算法,才可能把径向速度的探测精度达到1米每秒,才能够有把握地测量每小时5公里的径向速度。
五、径向速度法的误差估计
下面带入数字来估算一下这个光谱测量系统的理论分辨本领。目标是能够分辨每秒钟1米的径向速度,光谱的平均偏移是$3\times 10^{-9}$。
太阳常数是地球附近1平方米上的太阳光功率,大约是 $1.4 kW/m^2$;太阳到地球距离 500光秒;比邻星到地球距离约4.2光年;比邻星的亮度为太阳的0.0015;1200秒的积分时间;望远镜直径为3.6米;假定大气吸收、探测器效率和响应波长范围、各种镜面损耗的总影响为50%;那么,一次成像(20分钟)能够收集到的比邻星星光的总能量为
$0.5\times 3.6^2\times (0.0015\times 1.4 \times 10^3 \times 1.2\times 10^3) / (86400 \times 365 \times 4.2/500) ^2 = 2.3 \times 10^{-7}J$
因为比邻星的温度大约是3000K,对应的峰值波长在900nm左右,所以,这些能量对应的光子数为
$2.3\times 10^{-7} J/(1.4\times 1.6\times 10^{-19}J) = 1\times 10^{12}$
严格地说,光谱由黑体辐射定律决定,但为了估计方便,可以认为这些光谱大致均匀地分布在可见光和近红外区间(400-1100nm,大概是CCD探测器的光谱响应区间了)。
所有的信息都隐藏在这$ 10^{12}$个光子里了。光谱探测过程可以认为是泊松随机过程,方差就是$10^{6}$。简单地想,一次测量与平均值的偏差应该是$10^{-6}$,分辨本领也就只能是$10^{-6}$,远远小于目标的$3\times 10^{-9}$。还有哪些因素没有考虑呢?真实光谱是黑体辐射分布,峰值在900nm附近的宽包状分布,这可能会带来2倍的改进;可以用整个晚上来测量光谱,而不仅仅是20分钟,这样就会有5-6倍的改善(测量时间延长到8-12个小时,这样就会有24-36次测量,信噪比与测量次数的平方根成正比。)这样下来,可以有10倍的改善,但离目标还有大约30倍的距离。而且,我不知道他们到底每晚测量20分钟还是10小时,文章里写得不是很明白。
这种简单估计的理论测量极限是$1\times 10^{-7}$,而目标为$3\times 10^{-9}$,差了大约30倍。作者采用的不是这种简单估计,而是采用了统计模型和方法,而且是两种不同的方法,频率学派(frequentist)和贝叶斯学派(Bayesian)的方法。我不知道他们是怎么做到的,也就不介绍了。
如果简单地把400-1100nm的谱线平均分配到1千万(4Kx2K)个像素上,那么1米每秒的径向速度对应于1/300个像素,分辨起来确实挺难的。从另一个角度考虑,如果比邻星表面温度略有起伏,黑体辐射谱线也会漂移,1米每秒的径向速度大约对应于10万分之一的温度变化,而光通量的测量表明了百分之几左右的每日涨落,应该是为分辨增加了很多困难。
如果被测量的恒星比较亮,测量的困难就会少很多。显然,信噪比跟恒星亮度的平方根成正比。可惜,比邻星还是有些暗了。
六、结论
欧洲天文学家通过多年的观测(特别是今年年初两个多月的HARPS精密测量),利用统计模型分析观测结果,发现比邻星(离我们最近的恒星)的径向速度有周期性的变化,变化周期大约为11.2天,变化幅度大约为每小时5公里(每秒钟1.4米)。根据这些数据,他们推断出比邻星有个行星,质量为地球的1.3倍,公转轨道半径大约是日地距离的5%。他们还推断出很多其他性质,比如说,这颗恒星有可能处于“宜居带”里。
最后,再随便说两句。
大学普通物理知识很重要。只要知道些简单的大学普通物理知识,就可以知道世界前沿的科学家们在做什么、他们是怎么做的。
任何恒星离我们都太远了,即使比邻星也太远了。不管那里有没有宜居行星,其实都跟我们没有任何关系;不管费米悖论到底意味着什么,其实也跟我们没有关系。
地球是人类的唯一家园,暗淡蓝星(pale blue dot)是我们的唯一希望所在,月亮不是,火星不是,暗淡红星(pale red dot)更不是。我们必须爱护地球,保护地球脆弱的生存环境,如果人类自己作死,那么暗淡红星不在乎,地球也不在乎:对于地球来说,人类不过是癣疥之疾,根本就无关紧要的。
至于我们每个人的个人命运,当然就更加无足挂齿了。
人生不满百,常怀千岁忧。
A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri
A. Anglada-Escude, et. al., Nature, 536, 437(2016)
研究揭示一颗类地行星环绕比邻星旋转
http://www.cutech.edu.cn/cn/gwkj/2016/08/1472092223480439.htm
如何看待「离太阳系最近的比邻星发现宜居类地行星,可能还有水」?
https://www.zhihu.com/question/49699998
欧洲南方天文台
Planet Found in Habitable Zone Around Nearest Star
http://www.eso.org/public/news/eso1629/
太阳系外行星
http://baike.baidu.com/view/558597.htm
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GMT+8, 2024-12-23 17:35
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