行星形成理論模型及行星分類

蔣效銘，朱宗宏，HE Ruogu

(1.武漢大學 物理科學與技術學院，武漢430072； 2.McGill University Department of Atmospheric and Oceanic Sciences，Canada Montreal Quebec H3A 0B9)

1 引言

太陽系是我們身居的行星系統，在天文學尺度上，地球與太陽系內其他行星的距離微不足道，與天文學的其他研究對象相比，我們在對行星樣本觀測方面有得天獨厚的優勢：距離近從而可以發射探測器，直接去行星上進行高分辨率、高信噪比的觀測，如卡西尼和新視野號探測器、勇氣和好奇號火星車；還可以直接獲取樣本，發射著陸器取樣并返回地球實驗室，如美國的阿波羅計劃、日本的隼鳥探測器、中國的嫦娥工程及行星探測工程。我們不僅能觀測，還能獲取第一手材料，這些優勢是天文學其他領域難以企及的。這些優勢決定了太陽系是行星科學研究的第一樣本，前人在對太陽系的觀測、理解的基礎上構建起了行星起源及演化模型，如漩渦模型、星云假說、Chamberlin-Moulton星子假說、引力不穩定性模型、核吸積模型等。

然而行星也是一類我們非常不熟悉的天體，行星的質量決定了其難以進行高能輻射過程，不能產生足夠強的信號，遠距離的觀測者難以感知行星的存在。太陽系外主序恒星周圍的行星也是到了1995年才由Mayor和Queloz[1]完成第一次認證，這也開啟了大樣本研究行星的時代，后續的地基巡天及Kepler之類的空間望遠鏡發現了大量的系外行星，在25年內將行星的樣本從8顆擴大到了4 000多顆，打開了全新的世界。系外行星的觀測也顛覆人類長久以來的認知，嚴重挑戰著現有的行星形成理論。

2 行星形成理論發展

2.1 古代和近代理論模型

2.1.1 漩渦模型

最早的太陽系形成模型于牛頓萬有引力定律之前提出，法國哲學家、數學家勒內·笛卡爾(Ren′e Descartes)在1632―1633年間撰寫的《世界》中提出了漩渦模型。模型認為宇宙中充滿了由粒子構成的漩渦，太陽和行星從一個巨大的漩渦中凝結而出，且漩渦通過某種機制收縮，從而解釋行星的圓周運動[2]。

2.1.2 星云假說

在漩渦模型之后，又產生了星云假說。星云假說最早在1743年由瑞典科學家、哲學家、神學家伊曼紐·斯威登堡(Emanuel Swedenborg)提出[3]，后由德國哲學家，啟蒙運動的核心思想家伊曼紐爾·康德(Immanuel Kant)于1755年闡述并進行拓展[4]?？档抡J為，太陽系始于一團分散的粒子云，粒子的引力導致粒子間相互運動和碰撞，而后化學力使他們結合在一起。隨著這些粒子團中的部分比其他粒子團更大，生長速度更快，最終形成行星?？档碌睦碚撛谟^測上存在明顯的缺陷，不能解釋行星沿相同方向和平面繞太陽運動，也沒有考慮行星衛星的繞轉。

到了1796年，皮埃爾-西蒙·拉普拉斯(Pierre-Simon Laplace)對星云假說進行了改進[4]，他認為行星形成于太陽形成之后，太陽的大氣延伸到最遠的行星軌道之外，而太陽隨著輻射熱量而逐步冷卻，所能提供的氣體壓力隨之下降，太陽開始收縮。根據角動量守恒定律，太陽變小將導致太陽轉速變快，離心力導致物質向外漂移，而引力將物質向內拉扯，共同作用下形成多個同心圓環。后續演化中每個環中的物質聚集形成一顆行星。拉普拉斯也用相同的理論模型來解釋行星衛星的形成，認為行星環最終將演化成行星的衛星。拉普拉斯的模型可以合理地解釋太陽系行星在同一平面上以同一方向繞太陽公轉。將康德和拉普拉斯的理論相結合，就是康德-拉普拉斯行星假說。該假說被廣泛接受了近一個世紀，而后續發現了高偏心率軌道的小行星和系外行星，以及有逆行軌道的衛星，這些觀測事實都挑戰著這一理論。此外，太陽占太陽系總質量的99.9%，而行星卻擁有系統中99%以上的角動量，若太陽系符合這一理論，要么太陽應該轉得更快，要么行星公轉更慢。

2.1.3 Chamberlin-Moulton星子假說

到了1905年，美國地質學家Thomas Chrowder Chamberlin和天文學家Forest Ray Moulton提出了獨立于上述假說的全新理論——Chamberlin-Moulton星子假說[5]。假說認為在太陽的早期有一顆恒星以極近的距離與太陽相遇，潮汐力在太陽表面產生凸起，其與太陽的內部機制共同作用，將物質多次從太陽抽出。由于相遇恒星的引力作用，太陽會生出兩個螺旋狀的旋臂，盡管大部分物質將會落回太陽，但是仍會有部分留在軌道上。軌道上的這部分物質將會冷凝成為大量小行星以及少量大的原行星，即星子。這些星子通過碰撞，形成行星和衛星，剩下的星子則為后世所觀測到的彗星和小行星。當時天文觀測到的“螺旋星云”則被當成這一假說的觀測證據，螺旋結構從中央亮區延伸出來。后來人們知道了所謂的“螺旋星云”實際上是旋渦星系，而非演化中的恒星。

到了1917年，Jeans[6]稱，僅需恒星以非常近的距離與太陽擦肩而過就能射出物質，并不需要太陽產生凸起。但是Chamberlin-Moulton星子假說仍然存在一些致命的缺陷。1935年Henry Norris Russell指出，該假說難以解釋太陽系內的軌道角動量分布，因為潮汐撕裂物質的速率分布應該主要集中在低速區域，只有少部分能達到高速，對應的物質應該主要分布在靠近太陽的軌道，然而實際觀測中，太陽系絕大部分軌道角動量都分布在遠離太陽的區域[7]。1939年，Lyman Spitzer研究發現從太陽中抽出的物質會消散而不會凝結成行星[8]。并且，若將此理論應用于銀河系，會發現這樣的事件發生率極低，因為兩顆恒星很難以如此近的距離相遇[9]。此外，隨著對星際介質理解的增進，發現確實有大量云狀物質存在，而且恒星就在其中形成，行星也必將在恒星形成時期，以某種機制生成，因此更支持其他理論模型。

現今行星形成理論已經拋棄Chamberlin-Moulton星子假說，但仍保留了小行星這一概念。目前學界將太陽系的起源視為恒星形成的一個案例，隨著觀測的增加，逐步限制形成機制，在康德-拉普拉斯假說的啟發下，衍生出的主要模型有引力不穩定性模型和核吸積模型。

2.2 現代理論模型

2.2.1 引力不穩定性模型

引力不穩定性模型由Kuiper在1951年提出[10]。模型認為當原行星盤受擾動，發生引力坍縮撕裂形成多個團塊，團塊各自進一步坍縮形成行星。Cameron在1978年進行的計算表明，原始太陽的吸積盤將會受擾動形成環，而環將自行坍縮形成氣態巨行星[11]。在原行星盤中，會有溫度和壓強抵抗引力坍縮而保持穩定，原行星盤的穩定性可利用Safronov-Toomre準則判斷[12,13]：

其中，Q為Toomre參數，cs為聲速(單位為cm?s-1)，Ω為軌道頻率(單位為rad?s-1)，G為引力常數(單位為cm3?g-1?s-2)，Σ為原行星盤表面密度(單位為g?cm-2)。此準則是盤保持引力穩定的充分必要條件，當滿足此準則時，盤將保持穩定不會撕裂，但不滿足此準則時并不能說明盤將撕裂。

例如：對類太陽恒星的原行星盤距中心r=10 AU處取h/r=0.05，h為盤在該處的厚度，則由h/r=cs/vφ，vφ為軌道速度，得cs≈0.5 km?s-1，為了使Q≤1我們需要求Σ≥1500 g?cm-2，遠大于最小質量太陽星云(MMSN)中預期10 AU處的Σ≈54 g?cm-2。這表明引力不穩定性模型只能應用于非常致密的盤。對應的最易于坍縮的空間尺度為：

可估算形成行星的質量：

可見通過引力不穩定性模型將形成大質量的行星，且更適用于在遠距離軌道。

2.2.2 核吸積模型

目前最主流的觀點為核吸積模型，最早由Safronov(1969年)[14]，Goldreich和Ward(1973年)[15]等人構建。核吸積模型也認為太陽系起源于原始星云的引力坍縮，而坍縮可能是由云中隨機的密度波動觸發，也可能是受外界擾動所引起，如超新星爆發的沖擊波。云團迅速坍縮為球狀，因其繞銀河中心公轉，近心側比遠心側的速度慢，隨著坍縮的發展，云團開始旋轉，由角動量守恒，在云團中心引力和旋轉離心力的共同作用下，云團將演變為盤狀，即形成原行星盤。當氣體和塵埃向中心吸積時，引力勢能轉化為動能并使中心區域壓強和溫度升高，當達到一定閾值后，開始熱核反應，即標志著太陽的形成。同時，原行星盤中相鄰的物質以相近的軌道運行，塵?；ハ嘀g有機會發生輕柔的碰撞，然后粘附凝結在一起，最后形成更大的固體星子。固體星子作為吸積核持續吸積周圍的物質增大自身質量和引力，擁有更大的質量后，更強的引力可以擴大吸積的范圍，正向促進吸積過程，直到清空其Hill半徑內的物質，此過程即為核吸積模型最核心的思想。

在核吸積模型的基礎上，后續研究對一些觀測到的現象做出了解釋，而觀測現象也為核吸積模型做出了約束。太陽系的觀測發現近距離軌道都是巖石行星，而氣態巨行星都出現在遠距離軌道上，這表明在太陽誕生后的演化階段中，太陽輻射的光和熱影響著原行星盤中的環境，核心區域溫度高，產生光致蒸發效應，隨著徑向遠離太陽，環境中的溫度逐步下降，揮發性物質開始凝結。如在靠近太陽的區域，溫度過高難以保留大量的如H2O,CO2,NH3這樣的揮發性物質，內軌道行星往往都是巖石行星，即：水星、金星、地球、火星。在外軌道的環境溫度低，天體易于俘獲更多的揮發性物質，當天體質量達到10 M⊕后，其引力場足以束縛宇宙中最輕且最豐富的分子——H2,He。首先從氣態物質中凝結成固體的物質是硅酸鹽，它們是形成巖石的基礎材料，其次在更遠的距離水冰形成。如：在內太陽系中的月球，密度為3.3 g?cm-3，主要成分是硅酸鹽礦物組成的巖石；而在外太陽系中，土星的衛星特提斯(Tethys)，密度約為0.97 g?cm-3，含有大量水冰。在更遠處的衛星，密度小幅上升，包含了密度更高的固體，如CO2。因此在外軌道上可以形成質量非常大的行星，如木星、土星、天王星、海王星。因此太陽輻射帶來的溫度梯度效應，體現為隨著距離增加，固體天體中揮發物比例逐步上升。

盡管康德-拉普拉斯的太陽系星云模型依然有一些問題，但是其核心思想與核吸積模型相符，得到了來自紅外和射電觀測的驗證，發現恒星周圍確實存在物質盤。且對星團的觀測可以驗證行星形成于很短的時標內，觀測上發現，由于氣體盤光學厚導致的恒星近紅外過量輻射的恒星數量比例從接近100%(星團年齡≤1 Ma)，下降到≤5%(星團年齡≥10 Ma)[16,17]，這表明從云團坍縮開始，到形成原行星盤只需要百萬年。無論是吸積、光致蒸發，還是行星形成導致的近紅外輻射下降，巨行星必須要在盤中氣體耗散之前的幾Ma內形成，同樣的時標約束也適用于星子的形成，因為80%～90%的巖石行星和冰巨星需要由星子凝結而成，星子必須在此時間內形成。

對于太陽系行星后續演化的理論研究表明，除了目前觀測到的幾大行星外，太陽系內還應該存在過幾個月球或火星大小的天體。這些巨大的星子(或稱為行星胚胎)，與行星碰撞可以產生戲劇性的作用，從而解釋觀測上的一些反?，F象。例如：在對月球起源的研究中，1986年Hartmann等人[18]提出，類地原行星可能在形成的最后階段遭受質量相當的天體的撞擊，月球可能源于一次火星大小的天體與地球碰撞，碎裂物質重新聚合形成月球；在對水星的觀測研究中發現水星的無壓縮密度異常偏高，水星的密度為5.43 g?cm-3，與地球的密度5.52 g?cm-3相當，但若考慮在無壓縮，即零壓強的情況下，類地行星水星、金星、地球、火星的無壓縮密度分別為5.3,4.4,4.4,3.8 g?cm-3，相比之下水星的密度異常偏高。Urey意識到，水星必定有著比其他類地行星高的Fe-Si比[19]，這意味著水星的硅酸鹽地幔通過某種機制丟失掉了一部分。Hartmann關于月球起源的理論也可以用于解釋水星偏高的密度[18]，根據此理論，1988年Benz等人[20]計算表明，撞擊前水星質量約為目前水星質量的2.25倍，后續與一顆質量約為1/6撞擊前水星質量的天體高速碰撞，剝離了大部分的地幔，剩下一個由鐵主導的固態核；觀測上發現金星的自轉速率極慢，自轉周期長達243地球日，且自轉方向與太陽系內其他行星相反，為解釋這一異?，F象，天文學家提出了內核-地幔摩擦與大氣潮汐共同作用等解釋[21-23]，也有更直觀的觀點——太陽系內曾經存在過的少量的大天體或大量的小天體與原始的金星發生過碰撞，大幅改變了金星的自轉角動量[24]。

我們觀測到的太陽系相當于行星系統演化過程中的時間切片，而觀測到的各個系外行星系統很可能處于演化過程中的不同階段，可以為我們拼湊出行星系統演化的整個過程，約束行星形成的理論模型。核吸積模型作為目前最主流的觀點，也被應用于對系外行星的討論，Mordasini等人[25]在核吸積模型的框架下進行對行星族群的計算分析，發現行星系統初始條件的變化會導致最終形成多種多樣的行星，由于觀測選擇效應的局限，目前所探測到的系外行星僅是所有行星的冰山一角，隨著探測能力的提升，可以發現更多的行星族群[26]。在Mordasini等人的基礎上，Emsenhuber等人[27]近年又提出了新一代行星族群合成模型(NGPPS)，該模型盡可能地預測了必要的行星觀測量，包括半徑、光度、蒸發率；擴大了模型適用的行星質量和行星公轉軌道范圍；發現對于類地行星，如果在初始階段引入足夠多的胚胎行星(約100個)將會產生一個猛烈撞擊的階段；對于巨行星，他們發現與木星質量相當的行星必須在原行星盤分布擴散前的很短時間內形成其固態內核，否則將會大幅遷移到原行星盤的內邊界。

3 現有行星形成理論的疑難

3.1 理論矛盾

3.1.1 核吸積模型的謎團

盡管天文學界廣泛接受核吸積模型，我們也已經清楚微米尺度塵埃長到厘米尺度粒子的過程，但在更大尺度的增長上依然存在謎團。數值模擬顯示，當塵埃粒子增大至厘米級之后，它們與氣體的耦合能力減弱，粒子的生長可能會停滯在厘米尺度。實驗或數值模擬的結果表明，星體長到厘米尺度，其吸附粘合的有效性將大幅降低，平均碰撞速度也會增加，過大的粒子會以過快的速度碰撞，導致表面的化學過程無法發揮作用，甚至將顆粒撞碎，從而阻止其增長，因而被稱為“反彈障礙”[28]。

星體在盤中徑向遷移，但過快的遷移速度會使行星被宿主恒星吞噬。由于氣壓的存在，會使原行星盤中氣體公轉速度低于開普勒速度，亞開普勒速度的氣體分子會從已形成的星體中奪取角動量，將星體拉向中央恒星。徑向漂移的速度與行星的大小近似成正比，隨著行星越來越大，其向內漂移的速度越來越快。數值模擬表明，米級尺度的星體有著最快的向內漂移速度，徑向漂移會增加星體之間的相對速度，星體在較大的速度下相碰。由于星體的粘附性隨著體積增大而減弱，可預期碰撞會導致許多星體破碎，此過程被稱為“米級障礙”，阻止星體進一步長大。即使這些碎片重新聚集，也會反復上述過程并最終漂移到中央恒星，只留下氣體，從而缺乏形成星子的關鍵固體[29]。

在原行星盤壽命方面，理論的要求與觀測結果難以匹配。根據核吸積模型，木星內部固體核生長和吸積周圍氣體的過程，需要持續提供星云氣體約10 Ma。但是，觀測表明年輕恒星周圍原行星盤的壽命約為0.110 Ma，而一半有行星盤的系統，其行星盤壽命也只有3Ma[29]。

3.1.2 環形成理論的缺失

行星環的形成理論尚無定論，目前通常是用洛希極限來理解，當行星旁兩個小天體彼此的吸引力小于行星對兩天體的引力之差，兩者就不能聚集在一起形成更大的天體。對于太陽系天體，木星、土星、天王星、海王星的環系統都處于洛希極限的范圍之內。目前所面臨的挑戰是形成環的物質是在什么時候，通過什么機制到達洛希極限內，并最終到達現在的位置，以及對于不同的環系，如何限制環的半徑范圍。對于不同行星的環系，理論可能會天差地別，木星的環處于產生、湮滅的穩定態，新粒子可以由衛星的地質活動提供；而對于土星，仍有很多爭論，1849年，Edouard Roche提出土星的環系統是由一顆軌道達到土星的洛希極限，從而被潮汐撕裂的衛星形成①https://web.archive.org/web/20090321071339/http://www2.jpl.nasa.gov/saturn/back.html。后續在潮汐撕裂理論的基礎上，出現了新的變種理論，認為土星的衛星被一顆大彗星或小行星撞擊后解體，形成土星環②https://web.archive.org/web/20100323172559,http://science.nasa.gov/headlines/y2002/12feb_rings.htm。此外還有一種觀點認為，土星環并非源于土星的衛星，而是由形成土星的原始星云的殘留物質形成[30]。

3.2 觀測矛盾

伽利略探測器發現木星大氣中富含揮發性物質，如Ar和He，這類氣體若要凝結并參與木星內核的形成，需要30 K甚至更低的溫度，對應的軌道距離與傳統認為木星的形成軌道相矛盾。不過后續的一些模型表明，原行星盤的中央平面溫度比之前預估的低，可達到25 K。

對于隕石的研究發現，最古老的一批隕石在化學上沒有顯著區別，除了揮發性元素外，幾乎與太陽光球的成分相同。這些隕石也為研究原始顆粒的尺度提供線索，90%的隕石體積內部充滿顆粒結構，約為0.1 mm至厘米級尺度。研究表明，它們被加熱至熔點之上持續了幾分鐘，但目前還不清楚這種加熱的具體機制，有研究者提出是由于星云激波，但激波的起源也存在爭議[31]。

20世紀90年代以來，發現了大量的系外行星，系外行星中大量的例子嚴重挑戰著上述行星理論。在系外行星中，存在著大量非?？拷拗骱阈堑木扌行?，稱作熱木星。熱木星的質量和半徑都與木星相當，但是其軌道周期極短(小于10 d)，公轉軌道距離只有百分之幾AU，在太陽系中完全沒有對應的行星。而且如此近距離的軌道會受到宿主恒星強烈的輻射，在高溫下還能富集氣體也挑戰著先前的理論。理論模型預期，當行星軌道距離較遠時，盤的公轉速度較慢，盤內星子之間的相對速度也較慢，它們之間的碰撞過程更容易發生聚集。同時，在較遠的距離，盤中環境溫度低，星子的主要成分是冰，因此碰撞時有更大的粘附性。所以在較遠距離的星子易在短時間內長成地球質量的天體。此外，在近距離軌道氣體易受熱揮發，當逃逸至遠距離軌道冷卻穩定后才容易被行星胚胎吸積，理論計算得出氣態巨行星出現在更遠距離的軌道上。

從吸積盤出發，我們期待盤面上的物質沿同一方向公轉并與恒星自轉方向相同，形成行星的公轉方向也自然保持一致，但觀測上發現了逆行的系外行星[32]，以及高軌道傾角的行星，如HAT-P-7 b公轉面與宿主恒星赤道面的夾角可達到86°[33]。

根據軌道的潮汐耗散理論，行星繞宿主恒星公轉時會通過潮汐作用耗散軌道能量和偏心率，且行星質量和軌道偏心率越高、行星半徑越大的行星會以更高的耗散率損失偏心率，即軌道圓化[34,35]。但是觀測上發現了一些違背潮汐耗散理論的例子，如HD80606 b。HD80606 b是一顆質量為3.94 MJ，半徑為0.921 4 RJ的行星，軌道半長軸為0.449 AU，但它的軌道偏心率出奇地高，達到了0.93。其宿主恒星的質量為0.98 M⊙，年齡為7.63 Ga，相比之下，行星的質量已非常大，經歷數十億年的演化后，還能擁有如此高的軌道偏心率，并不符合潮汐圓化理論對大質量行星軌道偏心率隨時間推移而減小，最終應有近似正圓軌道的預期。

太陽系內行星的密度通常在1～5 g?cm-3，最極端的土星也有0.7 g?cm-3。而在系外行星中發現了一批密度極低的行星，因其低密度的特性被稱為“超級泡芙”。最極端的例子為Kepler-51 b和Kepler-51 c，質量為4.4 M⊕和5.7 M⊕，半徑高達8.98 R⊕和9.46 R⊕，對應的密度只有0.03 g?cm-3和0.04 g?cm-3，遠遠低于在太陽系中所見的天體。熱木星因為平衡溫度高而膨脹，但溫度顯著降低的“超級泡芙”就不能用受熱膨脹來解釋。目前的觀點主要有：“超級泡芙”可能是由于系統年輕，還處于坍縮過程中，密度未達到穩定值；其他的解釋還有塵埃外流[36]，光化學煙霧[37]，潮汐加熱引起膨脹[38]，或本身確實擁有特別厚的大氣[39]；近期又有理論提出“超級泡芙”可能是一顆有環的行星，環的存在提高了行星的凌星深度，導致我們得出過大的半徑[40]。由于目前觀測數據的匱乏，各種解釋都有一定的可能，尚無定論。

3.3 地外生命的遙遙無期

人類本能地會思考我們在宇宙中的地位，是否有其他智慧生物，地球是不是唯一一顆有生命存在的行星。地外生命是目前行星科學中最火熱的方向，“我們是孤獨的嗎？”是長久以來的問題，天文學家為之做出了長久努力。早在1896年，Nikola提出他的無線電傳輸系統的極端版本可以與火星上的生物通訊[41]；1960年康奈爾大學的射電天文學家Frank第一次運用無線電方法對地外生命進行搜尋，該項目起名為Ozma計劃。利用26 m口徑的射電望遠鏡，在1.420 GHz波段觀測了恒星Tau Ceti和Epsilon Eridani，但是沒有檢測出有價值的信號①https://time.com/time/magazine/article/0,9171,874057,00.html；最著名的通過無線電方法搜尋地外生命的項目是SETI計劃，其中SETI@home部分為公眾所熟知，利用公眾志愿者計算機閑時的計算資源來對可能存在地外生命信號的觀測數據進行數據分析，但目前還沒有分析出可靠的地外生命信號。2020年3月31日，該項目停止向用戶發送新任務，工作陷入無限期的中斷。SETI小組表示，將為公眾提供新的方式為SETI做出貢獻。

根據目前人類對生命的理解，提出了宜居帶的概念，即在恒星周圍，適宜生命居住的范圍。宜居帶是通過水能以液態存在的范圍來確定，基本思想是恒星通過黑體輻射F*（T*）向外輻射能量，位于軌道r處的行星接受到Fp+［r,F*（T*）］的輻射能流，而行星被加熱后也會自發向外輻射能流Fp-（Tp），當Fp+=Fp-（Tp）兩輻射數值相等時，行星達到平衡溫度Tpb，平衡溫度等于0°C和100°C時所對應的軌道位置d0和d100即對應宜居帶的外邊界和內邊界。1993年，Jim Kasting等人用一維氣候模型來估計主序星宜居帶的范圍，他們定義宜居帶內邊界為水將被陽光分解為H2和O2的臨界位置，外邊界為即使在溫室氣體濃度達到最高時，也不能保持足夠高的溫度維持水以液態形式存在的臨界點，得到太陽系的宜居帶范圍為0.95～1.67 AU[42]。到了2003年，Kasting等人[43]改進了用于估計宜居帶范圍的一維氣候模型，對水蒸氣、CO2對能量的吸收量，水蒸氣對光的散射等因素進行了更精確的計算，將宜居帶范圍調整到0.99～1.70 AU之間。上述對宜居帶范圍的計算都采用一維氣候模型，Kasting等人[44]使用更可靠的三維模型重新估計宜居帶后，將太陽系宜居帶的內邊界重新調整到0.95 AU。

波多黎各大學的行星宜居性實驗室(PHL)②http://phl.upr.edu/home為此做出了諸多努力，其提供的潛在的宜居行星列表(HEC)已經包含了60顆行星(截止2020年12月，見圖1)，行星的質量集中在0.5M⊕～10M⊕之間，軌道周期通常短于100 d，尚未覆蓋太陽系中類地行星的位置。HEC選擇的宜居行星需要滿足以下條件：(1)宿主恒星的光譜型為F,G,K,M型；(2)行星軌道處于Kopparapu等人[45]給出的宜居帶內，且經過M′endez和Rivera-Valent′?n[46]的軌道偏心率矯正；(3)行星半徑處于0.5R⊕～2.5R⊕或最小質量處于0.1M⊕～10M⊕之間。PHL提供了潛在的宜居行星清單，這些潛在的宜居行星分為保守的和樂觀的兩個樣本。保守樣本要求行星半徑小于1.5R⊕或最小質量小于5M⊕，很可能為宜居行星；樂觀樣本中對行星半徑的約束擴展到了1.5R⊕～2.5R⊕，或質量處于5M⊕～10M⊕之間，與保守樣本相比，樂觀樣本中的行星具有宜居性的可能性較低。此外地球相似性指數(E S I)適用于在相近半徑、質量的行星中挑選最相似地球的行星，樣本中的行星均要求E S I高于0.5，E S I表達式為：

圖1 潛在的宜居行星軌道周期與質量關系

其中，S,R為行星接收到宿主恒星輻射的能流和行星半徑，S⊕,R⊕為地球接收到的太陽輻射能流與地球半徑。

盡管前人進行了諸多努力，但目前我們仍無法斷定哪顆行星上存在地外生命。我們須對生命存在的形式、條件、將呈現的信號以及行星本身的演化歷程進行深入研究，并且隨著觀測技術的進步，我們將以更直接的方式獲取系外行星的參數。

4 大樣本：系外行星

正如前文所述，目前的行星形成理論是不完善的，且基于一個行星系統所建立的理論，其普適性也有待檢驗，而系外行星就是我們尋求新突破的途徑。其有助于我們回答太陽系是否是一個特殊的系統，其他行星系統是否也按照太陽系行星理論演化等問題，可以有效檢驗或約束普適的行星形成理論。為尋求一個完善而普適的理論，最近二十多年，天文學家不斷搜尋、觀測系外行星，為深化理論研究積累了大量系外行星的樣本。

4.1 搜尋結果

截止2020年12月，NASA Exoplanet Archive①https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/上經認證的系外行星已有4 307顆，其中3 275(76%)顆通過凌星法發現，821(19%)顆由視向速度法探測發現，一共有3 300顆行星測得了半徑數據，而質量數據涵蓋了998顆行星，另有833顆行星擁有最小質量數據。由系外行星發現時間統計可以看出每年的發現數目逐步增加(見圖2a))，而發現的質量上限基本穩定在104M⊕附近(這與NASA Exoplanet Archive系外行星被納入檔案的標準相關②exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/docs/exoplanet_criteria.html，準則要求入選天體的質量或最小質量小于或等于30MJ，對應104M⊕)，所探測行星的質量下限也逐步下探，從1995年的264M⊕(55 Cnc b)下探到2015年前后的0.06M⊕(Kepler-138 b)，已經發現了少量與水星質量相當的系外行星(見圖2c))。

在行星(最小)質量-軌道周期圖中可以看出(見圖2b))，這些行星在軌道周期和質量上與太陽系行星存在顯著差異，存在大量短周期且大質量行星，極端的公轉周期只有數小時，少有類似太陽系的長周期行星，這一現象可能是由系外行星搜尋選擇效應引入所導致，目前最主流的探測方法為凌星法和視向速度法。凌星法的原理是行星遮擋了一部分宿主恒星的光，觀測者發現恒星的亮度短暫變暗后恢復，以及光變存在固定的周期，且要求光變曲線滿足特定的形狀。凌星法需要發生多次凌星才能認證行星的存在，而兩次凌星之間的時間間隔正好對應行星的軌道周期，因此凌星法強烈傾向于短周期軌道的大尺寸行星。行星繞宿主恒星公轉時，其實是兩者以公共質心為圓心(焦點)繞轉，宿主恒星繞轉時，以觀測者來看恒星的光會存在多普勒效應，通過多普勒效應可以搜尋系外行星。當恒星朝向觀測者運動時，譜線藍移，遠離時發生紅移，頻移量與恒星相對于觀測者的視向速度大小相關，滿足c為光速，v為視向速度，而視向速度v的振幅滿足[47]可見在短周期高偏心率軌道上，大質量行星的視向速度振幅大，更容易被探測到。短周期行星有著更高的被探測率，以及Kepler空間望遠鏡觀測時長不過9 a，難以認證更長周期的行星，導致探測結果強烈傾向于短周期行星。在圖2b)中可見，相較于視向速度法，凌星法搜尋到的系外行星更集中于短周期軌道，視向速度法在較長周期軌道探測到了凌星法難以搜尋的行星。系外行星集中的區域呈現出3個聚集團簇，由于目前的觀測對于短周期行星較完備，因此團簇之間出現的分布低谷應客觀存在，該結果也被NGPPS[48]等模型印證。軌道周期反映離宿主恒星的距離，可以用于表征行星的溫度，因此目前習慣上將左上角的團簇稱為“熱木星”，左下角的稱為“熱海王星”或“熱超級地球”，右上角的則為“冰巨星”。從行星形成及演化理論上看，這三類行星之間的區別應當對應不同的物理過程，可以成為研究行星形成及演化機制的突破口。

目前所認證的行星在質量(半徑)上可以明顯地區分為兩類，主要集中在地球與海王星質量(半徑)之間和木星質量(半徑)附近(見圖2c),2d))。行星質量或質量下限通過視向速度法測量，而行星半徑通過凌星法測量，兩方法的選擇效應不能完整匹配，因此在直方圖上的兩個峰值高度也不能匹配，但可以肯定在質量或半徑上確實存在兩類天體。根據核吸積模型，行星是由微米尺度的塵埃顆粒吸附聚集而后吸積氣體形成，是一個由小變大的過程，微小的行星更能反映行星形成初期的性質。我們也期待在未來更完備的系外行星搜尋中發現更小的天體聚類，從而對形成初期的行星，以及行星形成的早期過程有更深入的理解。

圖2 系外行星巡天結果

5 行星分類

5.1 行星分類背景

分類對于深刻認知天體來說十分重要，目前天文學界對于恒星、星系都構建出了全面、可靠的分類體系，如恒星的赫羅圖、星系的哈勃音叉，赫羅圖與哈勃音叉在恒星物理與星系天文學中有著舉足輕重的作用，以簡單的圖反映天體一生的演化過程，便于對形成和演化理論的理解與傳播。一個完善的分類體系應該能完整地反映天體的形成和演化理論，在分類體系中呈現出天體形成和演化各個階段的特點與性質，便于對理論的圖形化表述，預測新類型的天體，反向促進理論模型的發展。而對于行星來說，目前已發現了4 000多顆系外行星，通過系外行星性質的分類統計分析，期望能發現更多未知的行星，促進理論的發展，然而目前尚無一個完善的分類體系來描述行星形成理論。長久以來我們對行星的認知都局限于對太陽系的觀測，根據8大行星成分或大小的特征區分出類地行星和類木行星，根據軌道的距離將水星、金星、地球、火星分為內行星，木星、土星、天王星、海王星為外行星。甚至連行星的定義也是到了2006年國際天文學聯合會通過決議①https://www.iau.org?archives?releases?doc?iau0603才確定下來，但此次決議也充滿爭議。最新的系外行星定義是2018年由IAU基于對太陽系行星的定義拓展而來②https://www.iau.org/science/scientific_bodies/commissions/F2/info/documents/，增加了最大質量上限(Mp≤13MJ)，要求行星圍繞著恒星量級的天體公轉，且質量比低于L4/L5的不穩定性條件(M/Mplanet≤1/25)。至于更高一層次的行星分類系統更是遙遙無期，至今尚無公認的分類體系，甚至更多是存在于科幻作品中的分類方法。

5.2 行星分類進展

目前對全體行星的分類工作有：

(1)單一參數分類

1)對行星進行分類最容易想到的就是通過質量來區分各類行星。在質量分類方面，Michael③http://rocketforge.org/2009/06/09/a-planetary-classification-proposal.html從1.90×1024kg到1.90×1030kg，每一個數量級都分為一類行星。

2)Meghar④http://web.archive.org/web/20071002090026/cosmic.lifeform.org/?p=166的分類方法也類似，從0.000 005到50 000M⊕每個數量級分為一類行星。

3)不同物質會在密度上出現顯著區別，氣態行星和巖石行星即是如此。Fischer等人[49]通過考慮成分為純氫-氦、純水、純硅酸鹽、純鐵的行星，各自密度受自身引力壓縮的質量-密度關系，對探測到的系外行星進行了劃分，如圖3所示。

圖3 行星質量-密度圖[49]

4)Chen和Kipping[50]對行星的質量-半徑關系進行了分析，如圖4所示，分別在2.0M⊕,0.41MJ,0.080M⊙處找到了對應密度關系的轉折點，這些點分別對應開始形成揮發性包層、開始自身引力壓縮、氫開始燃燒的物理過程。

圖4 行星質量-半徑圖[50]

5)通過密度大小，直接將密度極低行星稱為“超級泡芙”，判斷準則為ρ≤0.3 g?cm-3。

6)Marley等人[51]對于系外巨行星大氣光譜的研究中提出了按成分劃分的分類方法，即氨云、水蒸氣云、無云、一氧化碳和堿金屬云、硅酸鹽云，此順序也與由遠到近的軌道距離對應，即相應物質沸點的空間位置。

(2)多參數分類

1)2002年，Stern和Levison提出基于質量和成分的分類方法[52]。按質量分為亞矮行星(＜0.03M⊕)、矮行星(＜10M⊕)、亞巨行星(＜102M⊕)、巨行星(＜103M⊕)、超級巨行星(＜104.5M⊕)；按成分分為以巖石為主、以冰為主、以H為主三類。質量與成分組合決定行星最終的類型。同時他們也表明這樣的分類方法是不完善的，并提出了構建分類框架應該滿足的要求：

①分類方法應該基于物理；

②根據易于觀測的特征決定類型，利于對全體樣本進行分類，盡量削弱觀測選擇效應；

③天體的參量、特征用數值表示；

④每個天體有唯一確定的類型，不應出現在多個類型中；

⑤用于分類的特征應該恒定不變；

⑥對新的類型應該保持穩健性，為未知的空間保留余地(如逃離宿主恒星的雙行星、三行星)；

⑦分類準則應當盡量簡潔，不繁復。

2)Russell[53]在文章中介紹的分類方法考慮了行星的組成成分、質量、軌道三方面性質。在組成成分方面考慮了金屬、硅酸鹽、水冰、大氣的質量比，分為19類。又根據行星的質量分為5類，每一類分別對應著褐矮星質量、木星質量、海王星質量、地球質量、木衛三質量的天體。此外他還考慮了行星的軌道，分為典型行星(地球)、帶內行星(矮行星)、衛星、流浪行星、典型雙行星、帶雙行星、流浪雙行星。三方面性質的相互組合，構成最終的分類。

3)在FANDOM①https://planetstar.fandom.com/wiki/Planetary_classification對行星分類的介紹中，對分類框架考慮了行星的質量、軌道、表面狀態、組成成分。行星質量范圍從0.01M⊕到13MJ，分為類地(E)、類海王星(N)、類木(J)三大類，每大類又有a,b,c三小類。將軌道距離從小于0.1 AU到大于100 AU，按照類似等比數列的形式分為12類，即隨著距離增大，類型區間也更大。對于星球表面的分類則是按照人類對行星特征的想象劃分為氣態、熔巖、火山、荒漠、沙漠、山地、冰、海洋、森林、城市。最后是對組成成分的考慮，即分別為H,He,Fe,C,H2O,硅酸鹽等成分主導的行星。

(3)宜居性分類

1)PHL的宜居性分類，在是否宜居的基礎上，還對宜居行星分為了亞地球尺寸、地球尺寸、超級地球尺寸類型。

2)Saha等人[54]利用神經網絡在系外行星宜居性分類的工作中將行星分為：不宜居、Mesoplanet、Psychroplanet三類行星。其中Mesoplanet溫度范圍為0°C～50°C的宜居行星，Psychroplanet為-50°C～0°C的行星，通常不宜居，但在特定條件下可以作為潛在的宜居行星。

3)Charles和Jose認為，為尋找宜居的類地行星，需要對類地行星進行分類，關鍵元素(C,O,Mg,Si,S和放射性同位素)豐度的微小變化，會嚴重影響宜居性①https://www.mso.anu.edu.au/charley/papers/LineweaverRobles2006.pdf，提議：

①從太陽的組成成分開始分析，確定形成類地行星的元素比例的消耗模式；

②用恒星光譜巡天測量恒星元素的豐度范圍，并與太陽進行比較；

③根據消耗模式①和恒星元素豐度②，估算附近恒星周圍的類地行星的化學成分；

④類地行星最主要的元素豐度會有區別，根據對化學成分的估計對類地行星分類；

⑤通過對地球的研究，在組成成分和宜居性之間建立更緊密的聯系。

5.3 行星分類缺陷

現有的行星分類方法存在諸多缺陷，多數設定的數值判據十分隨意，缺少具有物理內涵的數值邊界，不能反映出各類行星之間物理上的本質區別，主要問題如下。

(1)基于不同背景、不同用途所構建的分類系統都有其偏向，常常關注某個特定的主題，如是否宜居，是否為“超級泡芙”。對于其不關注的天體難以進行有效區分，不具有普適性。

(2)分類參數過少，往往是針對某一項參數或某一特征的分類，而非對行星整體分類，我們需要找到一組可以完備描述所有行星的參數，基于這組參數進行分類。

(3)各個分類系統普遍存在基于太陽系的問題，用太陽系的特征來描述所有行星系統并不恰當，因為太陽系是一個比較特殊的系統，并不能全面地呈現出行星這類天體的全貌。系外行星巡天的結果告訴我們，宇宙中有太多未知的天體，我們不知道行星系統還有其他哪些狀態和模式，一共需要多少個參數才能完備描述各個行星系統，對系外行星進行更全面的觀測十分必要。

(4)現有的分類系統往往是直接對觀測量分類，沒有考慮行星形成與演化理論中所預期的過程。在行星的一生中，參數難以一成不變。各個類型之間除了平行關系外，也可能是演化序列的先后關系，即從類型A演化到下一個類型B，A是B的基礎，B是A的結果。若在圖上作出各類天體的散點，同一類天體應聚集在同一區域；各類天體之間過渡帶的散點密度也能反映出演化時標的長短，各類行星在圖中的位置分布，也將反映各類行星的演化路徑。

如果我們能構建出一個適用于全體行星的完善的分類體系，將有助于理解行星形成演化理論，也便于進行行星的討論與知識的傳播，促進理論的發展。

6 行星理論及分類的新窗口：原行星盤

為了構建全面的行星形成理論及行星分類體系，需要研究各個階段的行星，包括從原行星盤中誕生階段的行星，到老年恒星周圍的年老行星，這些涵蓋行星一生的樣本有助于我們理解行星從誕生到死亡的整個過程。由于行星形成階段時標遠短于演化階段，我們直接觀測到的行星往往是形成的晚期形態，行星已達到穩定狀態，而原行星盤就是我們窺探行星早期形成環境、形成過程的途徑。原行星盤是恒星-行星系統形成過程中物質存在形式，最早是通過觀測超出恒星黑體譜的過量紅外輻射來感知原行星盤的存在，而如今隨著綜合孔徑射電觀測技術的成熟，角分辨率大幅提升，我們能夠在射電波段對原行星盤直接進行形態學觀測。對于原行星盤質量的測量分為對固體質量和氣體質量的測量，固體質量測量通常是基于毫米波連續譜的光度，而氣體質量測量則利用CO分子線，將來會傾向于用HD分子線。甚大天線陣(VLA)、阿塔卡瑪大型毫米/亞毫米陣列(ALMA)望遠鏡已經開展了原行星盤的巡天觀測，獲得了大量的觀測資料，可用于對行星形成早期環境的研究。

6.1 VLA+ALMA:VANDAM巡天

The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity Survey(VANDAM)，新生原行星盤及其復合性巡天①https://www.cv.nrao.edu/jtobin/VANDAM/index.html，觀測科學目標是表征原恒星階段復合性的頻率，測定原恒星伴星的空間間隔距離分布，分辨原恒星周圍的盤結構，測定塵埃輻射的光譜指數，在厘米波段測量原恒星噴流的輻射。觀測分為英仙座巡天和獵戶座巡天兩部分。

英仙座巡天是用VLA對距離約230 pc處英仙座分子云中所有已知原恒星的射電多波段進行觀測，涵蓋了8 mm,1 cm,4 cm,6.4 cm波段。觀測以A,B兩種陣列進行，A陣列用于獲得最高的圖像分辨率，而B陣列是為了對致密的展源更靈敏，A,B兩陣列中最佳分辨率分別為0.065″(15 AU)和0.2″(46 AU)。

獵戶座巡天作為拓展項目，又加入了對獵戶座分子云中原恒星的觀測。用ALMA在0.87 mm波段對赫歇爾獵戶座原恒星巡天(HOPS)中的328個原恒星觀測了9.1 h，包括連續譜、12CO J=3-2和13CO J=3-2線，對所有源有約0.1″的分辨率。此外還使用VLA觀測了100個最年輕的獵戶座原恒星，在A和C陣列下觀測了350 h，在8 mm和1 cm波段分辨率約0.08″。后續還將在ALMA Cycle 6中對40個多星系統進行觀測。

6.2 ALMA:DSHARP巡天

高角分辨率盤子結構項目(Disk Substructures at High Angular Resolution Project,DSHARP②https://almascience.eso.org/almadata/lp/DSHARP/)，是ALMA望遠鏡第4周期的大型觀測項目。DSHARP是對20個近鄰、明亮的大型原行星盤，進行240 GHz(1.25 mm)連續譜以及12CO J=2-1發射線的深度射電觀測，分辨率達到0.035″，對應5 AU的空間分辨率。觀測的科學目標是研究盤的普遍特性、位置、尺寸、小尺度子結構的波動，盤物質分布及其如何參與進行星形成的過程。

DSHARP發現原行星盤基本都為中心對稱結構，在此基礎上各行星盤都有各自的細微結構(見圖5)，其中15個有明亮的環和黑暗的間隙，在原行星盤IM Lup,Elias 27和WaOph 6中出現了類似星系旋臂的結構，而且旋臂結構還會與環相互疊加，形成更復雜的形態。在多恒星系統，如HT Lup和AS 205中，呈現出明顯的動力學相互作用跡象，如兩條清晰的旋臂結構和復雜的CO分布[55]。

圖5 DSHARP觀測結果[55]

除了射電觀測外，VLT/SPHERE,Gemini/GPI和Subaru/HiCIAO等觀測設備在近紅外波段也觀測到與射電觀測類似的原行星盤細節特征?；谶@些對原行星盤的觀測，借助數值模擬的方法，可以引入特定質量的行星來重現觀測到的原行星盤中的細節，如Rosotti等人[56]，Dong和Fung[57]，Hallam和Paardekooper[58]等團隊從原行星盤觀測數據中，反演出產生原行星盤中環縫等特征的行星的質量，質量范圍為0.02 MJ～10 MJ，這些反演出來的行星數據可以作為早期行星的參數，與實際探測到的系外行星互補，為行星早期形成理論研究提供更多參考與約束。

7 未來觀測與總結

7.1 新一代望遠鏡

由于觀測設備性能與地基觀測的局限，目前對行星這類天體的觀測是不完善的，觀測得到的參數往往局限于質量、半徑、軌道參數等概要性的描述參量，未能獲得行星的全部信息，難以從這些物理量真正區分各類行星，即便做出區分也難以進行更可靠的認證，更無從構建完善的行星分類體系，行星形成演化理論的進一步發展也受到限制。已用于系外行星觀測的空間望遠鏡Kepler和TESS都是通過凌星法探測，探測目的也僅僅是為了搜尋系外行星這類天體，也沒有更深層次的觀測能力，因此亟需新一代觀測設備深化我們對行星的認知。新一代單鏡面射電望遠鏡可以提升我們對地外文明信號的搜尋，射電望遠鏡陣列以其極高的角分辨率可以對原行星盤進行更細致的觀測，搜尋還處于形成初期的系外行星，下一代空間望遠鏡的設計已考慮進行系外行星的冕星光譜觀測，期待以更全面的維度來認知行星。

7.1.1 FAST

位于貴州平塘的500 m口徑球面射電望遠鏡(Five-hundred-meter Aperture Spherical Radio Telescope,FAST)是當今世界口徑最大的望遠鏡，巨大的接收面積使其擁有極高的靈敏度，可以用于搜尋系外行星以及對地外文明信號的搜尋。太陽系包含6顆磁化了的行星(水星、地球、木星、土星、天王星、海王星)，擁有行星尺度的磁場。在它們的磁層中，多種機制加速電子到KeV至MeV量級，在高緯度產生射電輻射。輻射頻率依賴于局域的回旋頻率，正比于磁場強度，往往低于數十MHz。受星系背景噪聲的干擾，在分米波長下，只能分辨出0.2 pc距離內木星量級的射電輻射。但對恒星風與行星磁層相互作用的研究表明，熱木星的射電輻射可以達到木星的103～105倍，從而擴大系外行星的搜尋范圍。盡管在射電波段的成像可能無法直接分辨出恒星-行星系統，但是可以從射電輻射的極化、周期性來區分來自恒星和行星的信號，從而探測行星的存在[59]。此外，FAST的科學目標中包含脈沖星巡天，可以通過脈沖星周期的擾動即脈沖星計時法，搜尋脈沖星附近的系外行星①https://fast.bao.ac.cn/。

7.1.2 CSST

中國空間站望遠鏡(Chinese Space Station Telescope,CSST)服務于中國空間站光學巡天項目②http://lss.bao.ac.cn/meeting/css-os2017/CSS-OS20190816.pdf。望遠鏡口徑2 m，將進行光學成像和棱鏡光譜觀測，覆蓋近紫外到近紅外波段(255～1 000 nm)，計劃于2024年前后發射升空，采用約400 km的地球軌道，伴飛中國空間站，預計壽命10年。CSST攜帶冷行星成像星冕儀(cool planet imaging coronagraph,CPIC)，可對恒星-行星系統中遠軌道行星直接成像觀測，對比度達到10-9。與地面通過凌星法、視向速度法易探測的熱行星互補，CPIC將為我們構建更完備的系外行星樣本，且采用更為直接的觀測方法，可以獲取系外行星更豐富、更重要的信息(如顏色、成分)，也符合未來空間天文發展的趨勢。

7.1.3 SKA

平方公里陣列(Square Kilometre Array,SKA)③https://www.skatelescope.org/是在南非和澳大利亞建造中的大型射電望遠鏡陣列，因其總接收面積將達1 km2而得名，預計于2027年以后能開始科學觀測。中國作為SKA的創始國和正式成員國之一，參與了天線、低頻孔徑陣列、中頻孔徑陣列、信號與數據傳輸、科學數據處理、寬帶單像素饋源等6個國際工作包聯盟的研發工作④https://china.skatelescope.org/。在SKA的第一階段，可以在2 cm波段附近，對最近鄰系統進行空間分辨率達4 AU的觀測，因此可以探測雪線附近厘米尺度粒子的分布。我們可以利用該波段深入探尋生命起源相關的分子，如氨基酸。與FAST類似，SKA可以利用低頻觀測研究源自系外行星的磁場，從行星極光的射電輻射中洞察其內部信息，也可用于系外行星衛星的搜尋。人類希望知道生命能否存在于其他行星系統，更渴望了解地外生命能否進化成智慧生命，自從SKA立項，SETI就是其核心科學的一部分，也因SKA有巨大的接收面積和極高的靈敏度，SETI理應成為其核心科學目標，探測地外生命活動時產生的無線電信號[60]。

7.1.4 JWST

詹姆斯·韋布空間望遠鏡(James Webb Space Telescope,JWST)⑤https://www.jwst.nasa.gov/是一臺6.5 m口徑望遠鏡，作為哈勃空間望遠鏡(HST)的繼任者，已于2021年12月25日在法屬圭亞那航天中心升空，發射至日地L2點。雖說是HST的繼任者，但觀測波段與之不同，JWST其實是一臺紅外望遠鏡，觀測波長涵蓋0.6～30μm。由于分子譜線在紅外波段有豐富的特征，紅外望遠鏡對于系外行星觀測意義非凡。關于系外行星的科學目標就包括恒星、原行星系統的誕生，行星系統和生命的起源。

7.1.5 PLATO

柏拉圖望遠鏡(PLAnetary Transits and Oscillations of stars,PLATO)①https://sci.esa.int/web/plato/由歐空局研發，計劃于2026年發射至日地L2點。PLATO通過監測恒星光變來探測系外行星，主要目標是搜尋超過100萬顆恒星的凌星事件，搜尋并確認系外黃矮星、亞巨星、紅矮星周圍的巖石行星。為了尋找液態水，任務的重點是搜尋類太陽恒星宜居帶中地球尺度的行星。PLATO一共攜帶26臺相機，其中24臺為“普通”相機，另外兩臺為“快速”相機，每臺相機由4塊CCD拼接而成。普通相機通過25 s的長曝光監測暗于8 mag的星，快速相機則用2.5 s的短曝光監測4～8 mag的亮星。普通相機將分為四組望遠鏡，每組由6個口徑120 mm的鏡頭組成，合成總視場將達到約2 232平方度。

7.2 未來大型空間項目

美國宇航局為未來的大型戰略科學任務提出了四項大型空間任務，即：宜居系外行星天文臺，大型紫外、光學、紅外巡天儀，起源太空望遠鏡，Lynx X射線天文臺，其中與系外行星緊密聯系的是前三個項目。這些項目已于2019年提交給了美國宇航局和美國國家科學院，將由其獨立的十年規劃委員會審核項目的優先級，優先級最高的將得以實施并獲得資金支持，預計于2035―2040年之間發射至日地L2點。

7.2.1 HabEx

宜居系外行星天文臺(habitable exoplanet observatory,HabEx)②https://www.jpl.nasa.gov/habex/，是一臺口徑4 m的偏軸望遠鏡，設計壽命為5～10 a。設計最大特點在于利用直徑52 m，放于望遠鏡前方76 600 km處的折疊星冕板遮擋恒星的光，以便觀測恒星附近暗弱的行星?？茖W目標包括尋找鄰近的行星以及探測其宜居性；探測鄰近的行星系統，了解其組成行星的多樣性；通過擴展到紫外、近紅外波段的觀測，從而能對從太陽系到星系和宇宙尺度的天體物理系統進行新的探索。

7.2.2 LUVOIR

大型紫外、光學、紅外巡天儀(large UV/optical/infraRed surveyor,LUVOIR)③https://www.luvoirtelescope.org/，波段覆蓋100～2 500 nm，結構與JWST類似，有A,B兩個設計方案，口徑分別為15 m和8 m，分別采用主軸和偏軸設計。初期任務期限為5 a，攜帶供10 a使用的消耗品，組件設定壽命為25 a。在科學目標上，包括測定大量系外行星的大氣成分，測量凌星行星的大氣逃逸率；研究原行星盤中C,H,O分子載體的演化，追蹤行星盤風；觀測行星形成晚期星子的空間分布；統計晚齡主序星的行星系統結構；對于太陽系內的研究，可以測定太陽系外側小天體的尺寸、顏色、軌道。

7.2.3 OST

起源空間望遠鏡(Origins Space Telescope,OST)①https://asd.gsfc.nasa.gov/firs/口徑5.9 m，覆蓋波段2.8～588μm，可有效銜接JWST與ALMA的觀測波段?？茖W目標包含了恒星與金屬如何在星系中形成，星系中心的超大質量黑洞如何長大，行星演化過程中宜居性條件是如何演變，圍繞著M型矮星公轉的行星能否維持生命的存在。

7.3 總結

行星作為一類熟悉而陌生的天體，人類已經進行了數百年的研究，為太陽系行星建立了諸多模型?，F在引力不穩定性模型難以解釋低密度盤中近軌道、小質量行星的形成，在對原行星盤觀測中也尚未發現支持引力不穩定性模型的團塊狀結構。而對于目前廣泛接受的核吸積模型，盡管原行星盤觀測到的細節支持了行星通過在盤中吸積物質逐漸長大的觀點，但在理論與實驗中，星子逐漸長大過程中存在的諸多問題還尚未找到可靠的解決方法，仍有諸多不完善的細節。理論模型仍有各自的應用局限性和缺陷，行星分類體系更是尚無可靠進展，我們渴望一個普適而統一的行星形成演化理論模型和分類體系來描繪行星形成和演化，引領我們認識這類天體以及理解我們生命本身。

系外行星的成功探測為我們研究行星這類天體開啟了全新窗口，TESS衛星接替了已退役的Kepler衛星，我們還在源源不斷發現新的系外行星。全新的下一代設備為觀測能力帶來革命性的飛躍，我們將能從各個波段深入研究系外行星的多樣性、復合性，為理論模型的修改或徹底重建提供線索和基礎。在進一步完善或顛覆引力不穩定性與核吸積等理論模型的基礎上，我們也期待行星分類體系有更高層次的發展，以圖表形式將行星理論模型清晰、透徹地呈現，為發現全新類型的行星做出可靠預測，拼出行星全部特征、性質的拼圖，便于我們深入了解行星，表達出生命誕生、演化、存續的條件，加深對生命的理解。

致謝

此研究使用了美國宇航局系外行星檔案DOI 10.26133/NEA1，該檔案由加州理工學院與美國宇航局系外行星探索項目協議下運營。