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外太陽系行星 |
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黃心薇1 鄭雪足1 管一政1, 2 1台灣師範大學地球科學系 2 中央研究院天文及天文物理研究所 長久以來，人類一直致力於探尋宇宙中是否存在著另一個地球。時至今日，在科學 昌明的二十世紀末，憑著智慧和毅力，終於發現第一個太陽系外的行星---飛馬座51號 （51 Pegasi B），而後陸陸續續又找到了20個以上的外行星。然而，這些新發現的行星， 是否和地球以同樣的方式形成？在它們之中是否也會存在著另一個文明世界？ 這些都是我們急欲尋求解答的。 (附註：原稿發表於物理雙月刊二十卷一期(1998年2月)─ 中華民國物理學會， 經作者同意轉載。) 天文物理學家企圖了解新發現的外太陽系行星與行星形成的關聯性，以及評估在本銀河系中， 類似地球般行星存在的可能性。目前對恆星及行星形成的理論已有很好的發展； 然而在新的行星系發現之前 ，行星形成的學說只能用來解釋我們的太陽系而已。令人振奮的是，目前天文學家已經發現了 二十個以上的外太陽行星（表一），下面我們就簡單的討論一下 這些新發現的行星告訴了我們些什麼。
行星與棕矮星 幾年前，天文學家已發現一種相對於一般恆星而言，質量非常低的伴星， 其中包含所謂的脈衝星行星（pulsar planet）及棕矮星（brown dwarf），它們都同樣令人感到困惑。正確的指認所發現的低質量伴星到底是矮星， 還是行星，是一件很困難的事。除了分類命名外，尚須考慮此星體的內部結構和形成機制。 如果我們發現到有一顆像木星般巨大的氣體行星，繞著一顆恆星公轉（就如同我們的太陽系) ，我們自然也會猜測此行星系是否也存在有一顆像地球般的行星，繞 著此恆星運轉？然而，如果此伴星是棕矮星的話，我們就難以推斷是否也有似地球的行 星在這個系統中形成？一般相信雙星系統會破壞行星形成的機制，至少當此雙星彼此間之 距離和典型的行星軌道半徑相仿時，行星將無法形成。 我們的太陽系有兩個巨大的氣體行星---木星與土星，和太陽質量相比都不超過太陽質量的0.1%。 棕矮星的形成過程和恆星一樣，但質量小於0.08個太陽質量。在恆星演化過程中， 點燃氫的熱融核反應所需的最低質量為0.08個太陽質量。因為缺少熱核能，並且主要是由氫和氦所構成，因此棕矮星的內部結構和巨大氣體行星極為相似。例如靠近Gliese 229的伴星為一顆棕矮星，其光譜有很大的甲烷吸收帶，跟木星很像（Nakajima ，et al.，1995）。 巨大氣體行星和棕矮星不同之處在於它們形成的機制，木星及土星的核心為似冰及似岩物質。 在棕矮星及外太陽系行星尚未發現前，最小質量的恆星發生在主星序帶較低的尾端處， 質量大於或等於0.08個太陽質量，棕矮星及外太陽系行星的發現彌補了天文研究上 介於最輕的恆星及最重的行星間的空檔。可預見將來我們可能無法單單只用質量來區分恆星， 或許會出現一些行星，其質量大於最輕的棕矮星。如果真的發生了這種情況， 到時必然會有其它定義行星的方法。多數研究恆星與行星形成的科學家， 可能會主張利用形成機制來區別恆星與行星。恆星是由稠密的星際介質，如氣體和塵埃， 組成的雲氣所生成的，而行星則是在恆星大致成型後才開始產生的， 由環繞恆星軌道上的碎屑物組成。
棕矮星乎？行星乎？ 在新發現的行星中有三顆行星的軌道具較大的離心率，即圍繞著16 Cygni B，70 Virginis 及HD 114762 的三顆行星。依行星形成理論來看，行星的軌道應該是近乎圓形的，而且在軌道面漂移過後， 軌道只會變大變小而已，應該不會改變形狀，勢必有某些其他因素在行星形成之後對行星 的軌道造成擾動，使其離心率變大。圍繞著16Cygni B 的行星其軌道是受中央星的伴星16 Cygni A 所影響，漸漸變成離心率高的橢圓形軌道。另外兩顆行星的質量皆大於六倍木星質量 ，遠超過行星形成所需的最大質量，所以天文學家認為它們可能是棕矮星而非行星， 因為棕矮星的形成方式和行星不同，比起任何行星，它們可以以高離心率及高質量存在 （Glanz，1997）。
形成的機制 太陽系行星的形成，從恆星雲氣收縮塌陷而產生原始太陽，氣體 、塵埃組成的盤狀雲氣繞著原始太陽旋轉，並朝轉軸兩極上下噴出噴射流開始。 在大部份的繞星雲氣為重力吸落至恆星上之後，剩下的物質會凝結， 在繞星盤面上產生許多的微行星（planetesimals）。這些微行星經過重力作用而反復的撞擊而結合， 逐漸的形成原始行星。位於太陽系內側的行星，因為受太陽高溫的影響， 大部份的組成物是一些不揮發的粒子，因而只能形成質量小類似地球的類地行星；而位於太陽系 外側的巨大氣體行星，因為需要大量物質的供應，所以它們應該在距恆星數個天文單位 （AU;地球－太陽距離）距離的地方形成類似木星的類木巨大行星，繞星盤在此處含有較多 行星形成時所需的物質。然而，在我們所發現的行星系中，大部份行星距中央主星都在1AU 以內，以太陽系的形成理論來看，在距中央主星如此近的距離內，巨大行星是不可能存在的， 所以這些巨大行星的形成方式可能和在太陽系內的形成方式有很大的差異。 在我們陸續觀察到的現象中，最主要的進展之一是：發現一些非常年輕的恆星和老的恆星 一樣擁有伴星。這個發現意味著，伴星是在主星形成前就存在了。在原始恆星雲氣收縮 塌陷階段，原始的雲氣受到本身重力影響，在塌陷的過程中分裂成兩個或更多個團塊。 其中一塊變成恆星，另外的變成了行星和棕矮星。而在距恆星很近的棕矮星 ，因為受到恆星高溫的影響，而變成了和木星一樣質量較低的氣體行星。另一種可能的 解釋是巨大氣體行星原本是和太陽系中的木星及土星一樣，誕生於距中央恆星較遠處的 地方，而後受到圓盤的重力吸引 ，才慢慢遷移到現今的位置。停止遷移的機制可能有二，其一是因為恆星和行星之 間的重力影響，一旦行星非常靠近恆星，行星表面就會有潮汐漲高的情形， 此時潮汐力會對行星產生一股推力，以抵抗圓盤對行星的吸引力。另一個可 能性或許是因為磁場的關係，當行星漂移到靠近恆星某個範圍內，受到恆星磁場 的影響，圓盤的引力就不足以再繼續作用，而行星就停止向內漂移（ Glanz，1997；Roth，1997）。 脈衝星行星被認為是在超新星爆炸成中子星之後形成的。在超新星爆炸的過程中， 形成了脈衝星及脈衝星周圍的吸積盤。脈衝星高速的旋轉，歸因於由吸積所獲得 的角動量。吸積盤最後因脈衝星的高能粒子風作用而消失，剩下高速旋轉的脈衝 星和圍繞著脈衝星的行星 (Wolszczan，1994) 。
尋找行星的方法 外太陽系行星可利用直接或間接方法測出，直接的方法是尋找由行星本身所發射或反射的光線， Gliese229的棕矮星伴星，就是第一顆用日冕儀望遠鏡(coronagraphic telescope）發現的。直接探測出外陽系行星較發現棕矮星來得困難多了：在可見光範圍內， 太陽發射的輻射強度較木星反射的輻射強109倍，較地球反射的強1010倍； 在紅外線10μm的波長下，太陽輻射的強度較行星強104~106倍，所以， 直接在紅外線波段偵測外太陽行星，將會比在可見光容易，而成為主要的搜尋方法。尋找軌道距恆星只有幾個天文單位的行星，需要用適當的大型地面望遠鏡或是 太空望遠鏡以避免大氣的干擾。而間接尋找外太陽系行星的方法可用視向速度（radial velocity）。第一顆太陽系外行星是用視向速度發現的（Mayor ＆ Queloz，1995）。行星伴隨著主星將使得此恆星繞著系統的質心做軌道運動。 恆星在太空中的視向速度可從吸收譜線上的都卜勒位移測出。但是測量由行星 伴星所造成地額外都卜勒位移是件困難的事，這需要一個高解析度的光譜儀， 及一顆光譜中擁有許多吸收譜線的恆星。如果恆星的視向速度有週期性的變化， 我們可以推測此乃因恆星是繞著系統的質心運轉 ，而視向速度振動的幅度則對未知的伴星質量提供了下限。視向速度的振幅 Vr（公里/秒）可用Vr ＝30（Mp sini）/（P1/3Ms 2/3 ） 來表示，其中Mp 為以太陽質量為單位之行星質量，i 為行星軌道傾斜的角度，P 是單位為年的行星軌道周期，Ms 為以太陽質量為單位之恆星質量。木星所造成太陽的視向速度幅度為 12公尺/秒，而目前測量視向速度儀器的靈敏度大約是在 10公尺/秒的量級範圍；此方法偏向於發現高質量、短周期的行星。移去第一顆行星 所造成的振幅後，若有其它殘餘的振幅，即可推測是否存在其它行星，脈衝星 行星系（PSRB 1257+12）即是利用此方法找出。 伴星會迅速地向前及向後橫越軌道平面，造成周期性掩敝恆星。當從地面觀測時， 視地球大氣擾動的程度而定，從這些恆星間發出的周期性訊號間所產生的相差， 可以提供正確到10-3角秒或更好的相對位置。用這個方法可以計算出伴行星的存在。 Lalande21185 恆星系的兩個與木星質量差不多的行星就是利用此方法測得，它們的軌道半徑分別為 2.5AU 及 10AU，軌道傾斜40度。因為軌道周期很長（分別為6及30年），所以需要很 長的時間來確認這結果。Lal21185 似乎是第一個被發現有行星系統的恆星，即一顆恆星擁有超過一顆行星類的伴星。 Marcy及Butler（1996 ）已經確認55ρ1 Cancri 有行星系統 ，相較於51 Pegasi B 及τBootis B 兩行星系之較小的軌道，Lal 21185 B 及Lal 21185 C 系統的軌道和我們太陽系較為相似。 另一個尋找行星的技術為利用微重力透鏡，當前景星體在觀察者及 背景星體所發出的光之間移動時，前景星改變背景星所發出光線的路徑， 使經過前景星的光線更為靠近前景星，這時候觀察者會發覺光線在 前景星處發生了偏折的現象，前景星的存在產生了類似透鏡的作用。 微重力透鏡是在1936年由愛因斯坦根據相對論預測星際間會有這種現象發生 （Einstein，1936），而在1986年 Paczynski（1986）利用這個原理發展出偵測在銀河中黑暗物質的方法。 微重力透鏡除了拿來研究銀河的結構及黑暗物質外，最近幾年來還用來 尋找外太陽系行星（Mao ＆ Paczynski，1991），如果行星位於所謂的透鏡區時，繞轉著恆星運轉的 行星扮演著前景星的角色，當背景光源經過這個區域，它的微重力透鏡 光線會存在一短暫的偏向或異常。這個技術可以根據背景光源的光線間 接地測到行星的質量及軌道半徑，除此之外，還可以測出用其他測量方 法都測不到的昏暗的單，雙星。微重力透鏡同時也可以用來統計在我們 的銀河中繞轉著一般恆星的外太陽系行星出現 的頻率，即使它們距地球有數萬光年之遙（Sackett，1997）。 儘管外太陽系行星最近幾年才被發現，天文學家相信已有10個或更多的 行星系統存在。最顯著的證據就是在可見光波段可見之環繞著β Pictoris 星的圓盤。βPictoris 是鄰近我們的一顆主序星。βPictoris 星的輻射壓強迫圓盤上的塵粒，以極短的時間（少於βPictoris 的可能年齡107年）朝恆星方向以螺旋形路徑向內掉落，圓盤失去的塵粒 必需以彗星或是小型天體的碰撞所產生的塵埃來作為補充。此扭曲的圓盤， 是由一個質量和木星一樣的行星以 5AU 的軌道距離繞βPictoris 運動造成的，這些證據支持βPictoris 存在有一個行星系統。 用各種尋找像βPictoris 一樣明顯繞星盤的方法都不是很成功 。但在比βPictoris 更早的恆星演化階段，尋找繞星盤卻已經發現豐富的星盤存在證據， 特別是在紅外線波段，此波段是塵粒受熱，輻射出的能量所在，或在 毫米波波段，由合適之星盤的蹤跡氣體分子，例如 13CO 的譜線，觀測到。這些找尋的工作已發現，在所有年輕太陽型的恆星 （金牛座T 型星）中，約有一半顯示出原始行星盤存在的證據，這些原始行星盤在 理論上可以產生行星，就像我們的太陽系 。原始行星盤在可見光波段為不可見，因為它們的塵粒會強烈吸收可見 光波長的輻射。目前在光學波段已拍到在獵戶座大星雲中的原始行星盤 影像。原始行星圓盤的觀測不只強烈地支持行星系統的存在應該非常普遍， 而且對研究行星形成過程的天文學家，提供了有關圓盤物理性質狀態的寶貴資料。
結語 外太陽系行星形成的機制究竟是像我們的太陽系，抑或是由別種方式產生？ 是否有生命存在於其他的星球上？為了解決這些謎題，天文學家開始了 一連串的探索計劃，包括利用地面及在太空中的觀測來調查是否有類似 地球的行星存在於外太空，及是否存在有外太空生命？美國太空總署 目前計劃進行兩項極具野心的大計劃：一項名為太空干涉儀（SIM：Space Interferometry Mission）的實驗，將偵測紅外線的儀器架設在地球的大氣層之上， 來找尋太空中更多的其他行星；另一項為天文生物學（Astrobiology）計劃， 其目標為研究宇宙中的生命。外太陽系行星的探索為我們帶來了解答 這些謎題的希望。也許在不久的將來，科學家就能找出是否有外星生命的證據， 更進一步地了解到地球生命的起源。
參考資料：
表一＊
a：MJ =木星質量 |