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射电探测:系外行星搜寻利器

2020-06-17 10:40:08来源:

木星的射电辐射示意图(图源:www.britannica.com)

  木星的射电辐射示意图(图源:www.britannica.com)

  来源:赛先生

  射电波段是搜寻地外文明(SETI)计划的主要探测手段,也是探索系外行星磁场的直接途径。当第一颗太阳系之外的行星在射电脉冲星周围被发现约30年后,射电天文开始在M型恒星周围探测到行星的存在。目前在运行和未来几年即将投入使用的高灵敏度射电望远镜,如我国贵州的天眼(FAST)和正在建设的平方公里阵列,都将帮助人们探测到更多不同于已发现类型的系外行星,并对行星磁场进行测量。

  与外星人“打call”

  “给外星人打电话”并非只在科幻小说中存在。

  由于可以不会被地球大气吸收,从10MHz到300GHz的电磁波是人类探寻宇宙的主要射电窗口,也是进行星际通讯的潜在手段。1974年11月16日,康奈尔大学教授、SETI计划的创始人Frank Drake领衔的科学家团队,利用位于波多黎各的口径300米的Arecibo射电望远镜,向球状星团M13方向,以1000千瓦的功率在2.38GHz的频率上发送了带有人类文明的信息。

  除了用Arecibo望远镜这个超大功率射电基站进行呼出,人们还试图从这个巨大接收天线的数据中扣除“杂音”,寻找地外文明发来的信息。从1999年5月开始至今,很多天文爱好者通过SETI@home屏幕保护程序参与到海量射电望远镜(接收)数据的分析中,试图寻找来自地外文明的信号。尽管至今未果,我们向太空发出的信息也未收到回音,但好奇心仍然驱动着人们在与地外文明建立通讯的探索中不断尝试。目前最大的单天线射电望远镜,口径500米的天眼(FAST)也有望加入到地外文明信号的搜寻中[1]。

  你可能会觉得,与外星文明通讯的难度无异于大海捞针,但利用天文观测的射电窗口,人类已经发现了外星文明的潜在家园——太阳系外行星,并开始了对系外行星磁场的探索。

  第一颗系外行星的发现

  脉冲星是人们熟悉的宇宙灯塔,在射电波段我们可以探测到它因自转产生的极其规律的周期信号。而当脉冲星周围存在伴星或行星时,脉冲星会围绕系统质心运动,射电脉冲信号就会受到相应的调制。

  1991年,美国宾州州立大学的Alex Wolszczan 和美国国家射电天文台的Dale Frail利用Arecibo射电望远镜和美国的甚大阵射电望远镜(VLA),对PSR1257+12进行观测,发现这颗脉冲星周围存在至少三个行星质量的天体[2](见图1)。这是人类第一次探测到太阳系外行星的存在。然而,系外行星的研究热潮却并未如期到来。

图1:PSR1257+12和它的三个行星(艺术图)

  (图源: NASA/JPL-Caltech/R。 Hurt。)

  脉冲星是恒星演化到晚期形成的致密中子星,其周围存在的行星,经历了超新星爆炸的核燃烧洗礼,今天还时刻承受着脉冲星带来的巨大高能粒子和电磁辐射。在这种大粒尘埃上,不太可能存在生命。因此从发现外星生命的意义上讲,这类行星并没有成为人类探索系外行星的热门方向。

  来自系外行星磁场的射电信号

  真正激起人们巨大好奇心的,是在1995年日内瓦大学的Michael Mayor和Didier Queloz利用测量恒星视向速度变化的方法,在类太阳恒星飞马座51周围发现了行星的存在。从那时开始,人们利用各种方法,陆续发现了四千余颗系外行星[3]。这些行星是否有适宜生物居住的环境,成为了接下来人们关注的重点。

  现有的观测手段可以帮助我们了解行星距宿主恒星的距离,以及宿主恒星的温度,进而知道行星上是否有合适的温度。在光学和红外波段对特定行星的大气进行观测,还可以帮助我们了解行星大气层的厚度和成分。

图2:地球磁场(图源: NOAA)

  图2:地球磁场(图源: NOAA)

  除了适宜的温度和大气层,行星自身的磁场也是保护生物圈的重要屏障(见图2)。如果地球失去了磁场的保护,太阳风和宇宙线中的高能粒子将会直接射向地球,使得人类所承受的辐射基础升高到宇航员在太空行走中不穿宇航服的水平。更重要的是,强烈的太阳风会对我们赖以生存的大气层造成巨大破坏。

  那么,系外行星是否存在磁场,强度又如何呢?

  还是要回到电磁波这个媒介。我们所探知的系外行星的温度一般在100-2500开尔文之间,其热辐射功率的峰值在红外波段。然而,即便对于温度更高的恒星,我们也探测到了波长长得多的射电辐射(注:具有一定温度的物体,其内部带电粒子的热运动所发出的电磁波为热辐射。根据维恩位移定律,热辐射能谱中辐射最强处的频率与物体温度成正比;温度100-2500开尔文的物体,辐射峰值波长在2-50微米,属红外波段。回旋辐射、同步辐射等机制造成的电磁辐射为非热辐射,能谱与热辐射不同。我们看到的恒星和行星在射电波段的电磁辐射,主要是非热辐射)。这些射电波段的非热辐射,主要来自于带电粒子在磁场中加速运动产生的回旋和同步辐射。因此射电天文的观测,可以帮助我们直接得到星体的磁场信息,这在太阳系内行星的观测中已经是成熟的手段。

  然而问题来了:行星的宿主恒星往往有更强的磁场,更高的带电粒子数密度,射电波段的辐射也就比行星更强。在望远镜分辨率不足以区分开系外行星和其宿主恒星的情况下,怎么知道射电信号来源于宿主恒星还是系外行星的磁场呢?先来看看我们看到了什么。

  2011年,VLA在4.5GHz和7.5GHz波段探测到了一颗恒星V830 Tau的射电爆发。这本不是什么惊人发现,因为人们已经在几十到上百颗磁场活跃的恒星或双星上发现了射电爆发现象。然而在2015年,在这颗恒星的周围发现了行星的存在。于是,人们开始考虑,之前探测到的射电爆发,是否跟行星有关[4]?

图3:系外行星射电同步辐射爆发示意图及光变曲线简图[5]。上图显示恒星表面磁场(红色圆圈为恒星,短划线是磁场)发生磁重联后,高能带电粒子通过磁力线输运到行星磁场(绿色圆圈为行星,短划线是磁场)。由于粒子从恒星输运到行星需要时间,在下图爆发光变曲线中体现为流强增加和衰减时的二级阶梯。下图横坐标是爆发时间,纵坐标是射电流强,红色阶段来源于恒星辐射,橙色阶段来源于恒星+行星,绿色阶段来源于行星辐射,单纯恒星/行星辐射持续时间约为恒星与行星距离除以光速。相对流强与恒星/行星的磁场比值有关。

  图3:系外行星射电同步辐射爆发示意图及光变曲线简图[5]。上图显示恒星表面磁场(红色圆圈为恒星,短划线是磁场)发生磁重联后,高能带电粒子通过磁力线输运到行星磁场(绿色圆圈为行星,短划线是磁场)。由于粒子从恒星输运到行星需要时间,在下图爆发光变曲线中体现为流强增加和衰减时的二级阶梯。下图横坐标是爆发时间,纵坐标是射电流强,红色阶段来源于恒星辐射,橙色阶段来源于恒星+行星,绿色阶段来源于行星辐射,单纯恒星/行星辐射持续时间约为恒星与行星距离除以光速。相对流强与恒星/行星的磁场比值有关。

  回答这个问题需要了解射电辐射的具体来源。当行星距离宿主恒星很近时,通过磁力线与恒星磁场联通,产生回旋或同步辐射的带电粒子可以沿着磁力线在恒星和行星间输运。射电同步辐射所需的高能带电粒子常常来源于恒星磁层内的磁重联,这些带电粒子以接近光速的速度传播到近邻行星上所需要的时间大约是几十秒。因此,我们期待所看到的射电辐射爆发,在最开始的流强升高之后几十秒,有第二个流强升高出现(即图3下红线停顿一段时间之后变成橙线继续升高);在爆发结束阶段也相应有两个流强阶梯的现象(图3下橙线变成绿线之后停顿一段时间之后的降低)。

  另外,由于行星和恒星的磁场强度不同,伴随着上述流强阶梯,同步辐射的频率也会有变化[5]。然而,利用目前的射电望远镜,至少需要几百秒的积分时间才能使探测灵敏度足够高从而发现已知系外行星系统的射电爆发。也就是说,流强阶梯和频率漂移这两个行星存在的特征在目前的观测中无法识别。

  灵敏度不够,怎么“凑”?

  让我们暂时抛弃100秒之内的短时标光变曲线和频率漂移。宿主恒星的自转和系外行星的公转会使射电爆发产生小时到天量级的长时标变化,这个时间尺度上的时域分析是目前实际可用的系外行星探测手段。一般来说,恒星磁场并非理想的偶极磁场,而是在某些经度上相对活跃。因此,当磁场联通的行星公转到这个经度上,且产生的射电辐射在地球上有最佳观测角度时,我们就会看到系外行星系统的射电爆发在强度和发生频率上同时升高。也就是说,射电爆发受到系外行星公转与宿主恒星自转的拍(beat),以及宿主恒星公转的共同调制。

图4:系外行星与宿主恒星相互作用示意图,以HD 189733为例。当系外行星和活跃磁场线的夹角φbeat为零时,射电爆发最剧烈。若同时满足活跃磁场线相位φact处于特定值,则这些射电爆发可以被地球上的观测者看到[6]。

  图4:系外行星与宿主恒星相互作用示意图,以HD 189733为例。当系外行星和活跃磁场线的夹角φbeat为零时,射电爆发最剧烈。若同时满足活跃磁场线相位φact处于特定值,则这些射电爆发可以被地球上的观测者看到[6]。

  在过去二十几年对木星的观测中,已经有充分的数据说明了这个现象[7]:在木星的某些经度朝向地球时,射电辐射会变得更强;在这些辐射较强的观测者经度(CML,central meridian longitude)上,当位于木星磁层内的两颗卫星Io和Ganymede处于特定轨道相位时,会产生额外的射电辐射爆发,这是由于木星和这两颗卫星的电磁场相互作用导致的(图5)。参照木星的规律,现阶段我们判断射电爆发信号与系外行星是否有关的重要途径是:寻找射电爆发与宿主恒星自转和行星公转周期的相关性。

图5:木星(Jupiter)观测者经度(CML),活跃磁场线经度Λa和卫星经度Λsat示意图,绿色直线为木星中央子午线。Φa、Φsat分别为活跃磁场线相位和卫星相位,δa为卫星与活跃磁场线的夹角[8]。

  图5:木星(Jupiter)观测者经度(CML),活跃磁场线经度Λa和卫星经度Λsat示意图,绿色直线为木星中央子午线。Φa、Φsat分别为活跃磁场线相位和卫星相位,δa为卫星与活跃磁场线的夹角[8]。

图6,木星射电辐射与观测者经度和近木卫星Io/Ganymede公转相位的关系[8]。横轴为观测者木星经度,纵轴分别是两颗卫星的相位,颜色代表射电爆发发生率。左图的A-D标注的是由于Io-木星相互作用产生的增强辐射区域;右图的A-D标注的是扣除了Io-木星成分后的增强辐射区域,与Ganymede-木星相互作用有关。

  图6,木星射电辐射与观测者经度和近木卫星Io/Ganymede公转相位的关系[8]。横轴为观测者木星经度,纵轴分别是两颗卫星的相位,颜色代表射电爆发发生率。左图的A-D标注的是由于Io-木星相互作用产生的增强辐射区域;右图的A-D标注的是扣除了Io-木星成分后的增强辐射区域,与Ganymede-木星相互作用有关。

  系外行星搜寻利器

  不难想到,这种射电辐射与行星轨道周期的相关性,除了可以判断射电信号是否来源于已知系外行星与宿主恒星的相互作用,还可以用来搜寻未知的系外行星。科学家已经在这条道路上走出了第一步。

  欧洲的低频阵列射电望远镜(LOFAR)在120-167MHz的频段发现了来自一颗色球层很稳定的M型恒星GJ1151的射电辐射。分析表明,不同于磁场活跃恒星的射电爆发,GJ1151的射电信号不太可能来源于恒星本身,而很可能来源于其周围行星与之相互作用产生的带电粒子的回旋辐射,因此科学家推断在这个恒星周围存在着短周期行星[9]。这颗行星的存在尚需要更长时间的射电周期分析,或其他方法的进一步确认。即便如此,射电天文方法在发现第一颗系外行星近30年之后,终于开始显现出发现主序恒星周围行星的能力。而且射电方法发现的系外行星,将突破目前所发现的行星大部分是具有凌星现象(即与宿主恒星处在一条视线上而发生相互遮挡的现象)的选择限制。

  具有较高灵敏度的望远镜可以在较短的积分时间内发现弱射电爆发,这是发现系外行星射电辐射的核心指标。纵观目前正在工作的射电望远镜,FAST的灵敏度在1.4GHz频段上处于国际领先水平。这个频段上的恒星流强一般情况下主要来源于恒星和行星的同步辐射。因此FAST是测量甚至发现系外行星射电辐射的利器。同时我们意识到,在探索系外行星这类弱点源时,需要扩展FAST的有效直径从而消除望远镜主波束内其他背景辐射的影响。如果在FAST周围建立扩展阵,使其有效直径扩大10倍甚至更多,可以大大提高搜寻系外行星的效率。

  在FAST上通过规律的恒星射电爆发监测和时域分析来搜寻系外行星,并探索系外行星磁场,期待将产生重要发现,并为未来建成的灵敏度更高的射电望远镜——平方公里阵列(SKA)的行星探测计划提供重要的经验。SKA是中国深入参与的下一代国际合作射电望远镜项目,其巨大的灵敏度将可以帮助我们探测到系外行星造成的射电爆发光变曲线与频率漂移(图3),直接确认行星存在,并测得行星轨道和磁场参数。我们期待在未来的几年到几十年,在射电波段发现更多的不同于目前已有类型的系外行星,为系外行星的研究拓展更丰富的样本,同时增加我们对系外行星磁场的了解。

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