文/左文文（中国科学院上海天文台）
宇宙中的恒星喜欢成群结对。
我们的银河系中有三千多亿颗恒星，其中约一半恒星处于双星系统中。在引力作用下，聚在一起的恒星多于2颗而小于10颗的恒星系统称为“聚星”，三颗恒星在一起便是“三合星”，四颗星在一起是“四合星”，以此类推。如果因引力而聚集在一起的恒星数目超过10颗，该系统称为星团。
银河系约一半恒星处于双星系统中，图为双星系统，图片来源网络。
在科幻小说《三体》中，三体人生活的环境变化多端，可谓冰火两重天，有时天上出现的两颗太阳将大地深深炙烤，有时则长时间处于黑暗冰冷状态。而在茫茫宇宙中，三体系统的存在是已经确认的。
目前天文学家已经发现的系外行星已超过2300颗，而处于三合星系统中的系外行星个数近60颗。在这近60颗行星中，8月25日凌晨之前，天文学家所知道的、同时满足处于宜居带且质量与地球相当的行星不到5个。如今，数目再加1，增加的这颗行星竟然还是离我们最近的一颗系外行星，绕转在三合星中最不起眼的小不点恒星周围。
这颗行星是如何探测到的？该发现有多可靠？它虽然处在宜居带，真的宜居吗？一般探测系外行星有哪些方法？未来，我们还有哪些探测计划？
新发现：离我们最近的一颗系外行星，处于宜居带
北京时间8月25日凌晨1点，欧洲南方天文台召开发布会，宣布了他们最新的一项发现：在除太阳之外距离我们最近的恒星比邻星周围，发现了一颗位于宜居带的类地行星候选体。该行星候选体质量约1.3倍地球质量，每11.2天绕转比邻星一圈。它距离主星700万千米，相当于0.05倍日地距离。该工作已发表在25日的《自然》杂志[1]。
4月份霍金在微博上公布的消息还历历在目：如果“突破摄星”计划顺利得以实施，人类将在几十年内有机会看到近距离拍摄的半人马座alpha星的照片。令人好奇的是，霍金在公布消息时，是否就知道了关于该发现的一些内幕消息呢？
比邻星是除太阳之外距离我们最近的一颗恒星，就在4.22光年之外。有人说：“半人马座alpha是距离我们最近的恒星。”大家说这句话对吗？另外，比邻星就是半人马座alpha吗？显然，答案是不对，不是，这是很多人非常容易混淆的地方。
半人马座alpha位于半人马座内，是一个三合星系统，中文名是“南门二”。根据亮度，将其三颗星命名成半人马座alpha星A、B和C，其中A星和B星是和太阳非常相似的恒星，并且是双星系统，可惜，肉眼无法分辨出来。而比邻星是该系统中的小不点C星，它是一颗红矮星。
图1：半人马座alpha星系统与太阳的相对大小。
图2：比邻星行星的艺术想象图。近处的这颗是行星，远处是它的主星比邻星，而比邻星和半人马座alpha星AB这个双星系统又构成了三合星系统。图片版权： ESO/M. Kornmesser
如何探测系外行星？
如何探索系外行星呢？常见的几种方法包括：直接成像法、掩星法、视向速度法和微引力透镜法等。而这颗行星候选体的发现是利用的什么方法呢？
直接成像法
直接成像法，顾名思义，就是直接对着行星系统拍照。你期待找到的是恒星旁边的行星，可是恒星太亮，你的眼中就只剩恒星的光芒，很难检测出行星的存在。一种解决方法是，想办法遮住恒星的光芒后，再拍照寻找行星存在的证据。这类方法探测到的系外行星数目不到100颗。
图3：利用安装了涡状日冕仪（用于遮住恒星光芒）的海尔1.5米望远镜，用直接成像法发现的标号为HR8799的恒星周围的3颗行星[3]。图片版权：NASA/JPL-Caltech/Palomar Observatory
值得一提的是，2016年8月12日，《科学》杂志上发表的一篇文章宣布，基于直接成像法，天文学家利用欧南台的甚大望远镜（Very Large Telescope; VLT），在另一个三合星系统中发现了一颗行星，编号为HD131399Ab。
这颗行星位于人马座（也就是生活中我们常说的射手座）中，距离地球340光年，质量是太阳系中最大行星木星的4倍。在这个三体系统中，B和C星相距约10倍日地距离，相互绕转；A星距离B、C星300倍日地距离。行星距离其主星A约80倍日地距离，在绕转过程中，行星有可能因距离主星太远，又受到另外两颗恒星的影响，运动轨道变得不稳定，甚至被抛出去。[5]
图4：利用欧南台的甚大望远镜的SPHERE成像仪拍摄的照片。本图片由两个独立的观测数据制作成，分别是对三合星的观测，以及遮挡A星后的直接成像。图片版权：ESO/K. Wagner et al.[6]
掩星法
掩星法，是目前寻找到最多系外行星的方法。开普勒卫星只搜寻了天鹅座和天琴座内的一小块天区，工作量却高达十几万颗恒星。目前开普勒卫星已经找到了4706颗候选体，其中确认的系外行星有2327颗，但处于所谓“宜居带”且类地的系外行星，却只有个位数。
掩星法基于的原理是什么呢？——恒星发光，行星不发光。当行星运动至视线方向上、处在恒星和观测者之间时，在移入视恒星面的过程中，恒星的视亮度会缓缓出现小幅度的下降；然后降至最低；随着行星慢慢移出视恒星面，相应地，恒星的视亮度会缓缓增加，恢复到恒星的本来视亮度。
这种方法虽然比较高效，但也有局限性。如果行星的轨道运动不允许我们观测到它对恒星亮度的影响，比如当行星的轨道面刚好与我们的视线方向相垂直时，那么视线方向上，恒星的光不会被行星遮挡，任凭你多长时间地去监测恒星的亮度变化，也没有办法探测到行星的存在证据。
视向速度法
在介绍视向速度法之前，让我们先来举个例子。
以我们地球和太阳为例，假设太阳系中就只有地球这一颗大行星。由于地球和太阳之间存在引力，地球和太阳相互绕转，鉴于太阳质量是地球的三百多万倍，因此两者绕转的中心就落在太阳里面了——如果将地球和太阳之间距离比作北京和上海的距离，那么太阳的直径相当于约10千米，而两者绕转的中心距离太阳中心约0.5米，远小于10千米，即绕转中心位于太阳内部。
如此看来，可近似看成地球绕着太阳转。但更精确点说，地球并不是以太阳中心为中心来绕转，太阳和地球都是以太阳内某点为中心在绕转。从地球上，借助高精度的观测手段，我们也能发现太阳规律地朝向和远离我们运动。
光谱技术的加入，让难解之题有了明朗的曙光，让速度在视线方向上的分量——视向速度有了天文的表达方式。
具体就是将恒星发出的辐射分光，从而展示其在各个不同频率处的发光情况。在某些特征频率处，恒星光谱会出现吸收线。如果将吸收线对应的特征频率比作是吸收线发出的“声音”的话，它也可以被当做是恒星的“声音”，接下来就与声音的多普勒效应进行类比：当恒星朝向我们运动时，光谱向着频率更高处移动（蓝移），吸收线的声音会变得更尖锐；当恒星远离我们运动时，光谱向着频率更低处移动（红移），吸收线的声音会变得更低沉。
根据吸收线的“声音”变化与否，或者说光谱的移动与否，可以判断该恒星周围是否有行星。这便是寻找系外行星的方法之一——视向速度法。但是，观测中之所以能看到恒星光谱出现蓝移或红移，不仅仅只有行星的引力，还可能是观测噪声和不连续的观测时间等造成的。如果行星质量比较小，比如与地球质量相当，其对恒星光谱的移动不明显，较难从微弱的信号中解读出小行星的存在与否。因此，这类方法寻找到大质量行星的准确率高达90%，而在小质量行星的搜索上表现不佳。另外，如果是单颗行星，该方法无法估计出行星的准确质量，仅能给出下限。
在比邻星的这颗行星候选体被发现之前，曾有消息宣称，在半人马座alpha星中发现一颗行星，该行星也曾被号称是离我们最近的系外行星，只不过主星不是比邻星，而是半人马座alpha星B。
让我们回到3年前——
2012年，瑞士日内瓦天文台的科学团组在《自然》杂志发表文章宣布，他们在半人马座alpha星B周围，发现了一颗质量与地球相当的行星[4]。该发现一经宣布，就像如今比邻星的行星被发现一样，引来了媒体的广泛关注。但有一些天文学家持质疑态度，认为这个科学团队可能过度解读了数据。
2015年10月，来自于牛津大学的科学团队发表了一篇名为《时间序列里的幽灵》的文章，强调上述数据分析中可能出现过度解读[6]。他们表示，从数据中看到的表明行星存在的特征很可能并非来源于行星。
他们用计算机模拟构建了一系列虚拟的观测，假设有一颗没有行星的恒星，望远镜对它进行了不连续观测，然后基于这些模拟生成的观测数据，用2012年工作中的同样方法进行分析，他们也能得出与2012年工作类似的结论——存在一颗行星，而实际上模拟设置的条件就是不存在行星。据此，最初提出在三星系统中发现行星的第一作者也表示：确实，那颗行星有可能真的不存在。
3年前同样爆炸性的发现被证明可能是对数据的过度解读，那这次发现呢？会不会有同样的可能呢？
时间再回到现在。
该行星候选体是如何被发现的？
此次系外行星的发现，也是基于视向速度法。基于视向速度法，而被发现的存在行星的三体系统还包括Gliese 667C等。
为此次比邻星行星的发现立下汗马功劳的，是一个被称作“暗淡红点”的计划。
遥想1990年，旅行者1号在64亿千米之外，回眸一瞥，拍摄下地球的照片。在照片中，地球如此渺小，就像一颗暗淡蓝点。而比邻星是一颗红矮星，想象一下，它的行星沐浴在暗淡红光中，将搜索计划称作“暗淡红点”再合适不过。
图5：上图展示了欧南台的3.5米望远镜，它安装的光谱仪——高精度视向速度行星搜索器（High Accuracy Radial velocity Planet Searcher; HARPS）是目前世界上最前沿的系外行星捕猎者。右下角是半人马座alpha星。下图：半人马座alpha星AB和比邻星。图片版权：Y. Beletsky (LCO)/ESO/ESA/NASA/M. Zamani
来自于伦敦皇后玛丽大学的Guillem Anglada-Escude是该科研团队的领导，据他介绍，早在2013年，就有一些证据表明比邻星周围可能有一颗行星，但那时证据不够有力。随后，他们就努力获取更多的观测数据。
“暗淡红点”计划筹划了近两年。欧南台位于智利的3.6米望远镜有一个HARPS光谱仪，它是个高精度光栅光谱仪，侦测的最低视向速度达1米/秒。2016年1月19日至3月31日，HARPS光谱仪每天晚上都会抽出20分钟来拍摄比邻星的光谱。
综合暗淡红点的数据和早期的观测数据，他们发现，比邻星有时以每小时5千米的速度靠近地球，有时又以相似速度远离。视向速度规律性的变化周期为约11.2天。行星距离主星约700万千米，仅大致为日地距离的5%。根据轨道周期和视向速度的变化幅度，进一步分析估测出比邻星受到行星的引力影响幅度有多大，进而推算出行星的质量至少是1.3倍地球质量。但行星的精确质量还需要有其它的方法辅助，比如掩星法。
他们的结论有多可靠呢？Anglada-Escude表示，由于此前在半人马座alpha星系统中也曾发现行星存在的信号，但后来证实该信号很可能来源于数据的过度解读。因此，他们必须更严格对待这次发现，在排除了各项其它可能带来干扰的因素之后，才有信心下结论：我们确实看到了比邻星的行星。
从论文标题也可以发现，尽管他们已经确信发现的是一颗行星，可他们还是谨慎地称之为“行星候选体”。他们的数据还显示，有可能还有第二颗行星存在，轨道周期约100至400天，只不过可确信度不如轨道周期11.2天的这颗行星，因此在文章中，他们并未提及第二颗行星。
图6：从2016年1月1日算起，视向速度随着时间的变化。视向速度为正，表示朝向我们运动。图片版权：ESO/G. Anglada-Escudé
这颗行星适宜居住吗？
判断一颗行星是否宜居的重要依据，是液态水的存在与否。
到主星的距离太近，即使有水，也会被蒸发殆尽；距主星太远，水会以冰的形式存在；惟有在距离适当的范围内，液态水才会安然待住。这适当距离范围就称为宜居带。
宜居带的内侧和外侧到主星的距离，近似地与主星的发光本领（单位时间内发出的辐射能量）有关，主星发光本领强N倍，宜居带到主星的距离就远了根号N倍。
由于本次发现类地行星的主星比邻星是一颗红矮星，质量约是太阳的1/8，发光本领是太阳的0.17%，而根据估算，太阳系中宜居带的范围约是0.99倍日地距离到1.688倍日地距离[2]，所以如果仅考虑发光本领的话，可以推测比邻星的宜居带范围是太阳宜居带范围的4%，即从0.040日地距离到0.068日地距离。而本次发现的行星候选体到比邻星的距离约0.05倍日地距离，尽管比水星到太阳的距离还要小很多，但就它自己所在的系统而言，它就落在宜居带内。这表明，它有可能表面温度适宜，允许液态水的存在。
图7：宜居带的范围与恒星光度之间的关系示意图，图片来源于网络
但情况并没有那么简单。距离主星如此近，高能辐射粒子对于大气和液态水存在的威胁不容小觑。
据研究团组投至《天文学和天体物理》杂志的文章[7]介绍，根据比邻星的辐射情况推测，比邻星的行星所接收的极紫外辐射是地球当前承受量的60多倍，X射线辐射则高达250多倍。考虑到地球在早期也接收到更多的高能辐射，自比邻星行星诞生以来的约50亿年间，行星承受的高能总辐射量约是地球的7到16倍。比邻星的这颗行星还是否宜居，答案尚不得而知。
为了理论上探索该行星在何种情况下仍存有液态水和大气层，研究者们进一步构建复杂的3D模型。
在假设该行星具有与地球相似的大气层，假设行星表面的水含量也与地球的表面含水量相当的情况下，他们发现，该行星的轨道性质会决定主星对其造成的潮汐作用以及该行星的自转模式的不同。
假如轨道更接近圆形，行星就会被主星锁定，就像地球将月球锁定一样，公转1周的过程中自转1周，结果总是行星的同一面朝向主星，从而造成朝向主星的温度高达30多度，而背面温度则低至零下30多度，正面允许液态水的存在。如果轨道偏离圆形的程度高，行星的自转模式则更像水星，以3:2共振自转，即绕主星绕转3周的过程中，自转了2周。在后者情况下，在某些区域的温度能达到30度，也能维持液态水的存在。[7, 8]
科学家们认为，该行星的自转、来自于主星的高能辐射以及行星的演化历史等，注定了其气候非常不同于地球。行星的自转轴与公转平面的夹角接近90度，表明该行星很可能就没有季节交替。[8]
而模拟计算过程中最大的不确定性因素是行星早期的水含量。地球表面的水含量是150亿亿吨，将它定义为一个“海洋”。参考太阳系内行星的形成和演化，计算显示该行星很可能在诞生之后的1亿年到2亿年期间，就蒸发损失了近1个海洋。随后发生了什么，就更加不确定了。
有可能，行星能维持了其大部分的大气层，从而留住了行星表面尚存的液态水，提供了一个适宜生命的场所；但也有可能，水被蒸发，大气层消失，成了一个没有大气和水的地狱。既然两者皆有可能，那也就是说，它仍然可能是颗距离我们最近的宜居行星。
究竟情况如何，还亟待后续的观测和理论研究。而这一发现也势必会引发下一轮观测热潮，现有的设备和下一代巨型望远镜也将以比邻星作为观测目标之一，观测探索其更多的细节。例如，若能看到行星运动至比邻星前方，使得比邻星发出的光通过行星大气，再抵达望远镜，那么就可以通过观测数据反推其大气成分，还可以帮助更准确地确定行星的质量。目前还没有证据表明，行星的运动轨迹允许我们做这样的观测，所以上述可能性还在探索中。
参考文献：
[1] G. Anglada-Escudé, et al. 2016, Nature, 536, 437
[2] R. K. Kopparapu. 2013, ApJ, 767, 8
[3] C. Marois, et al. 2008, Science, 322, 1348
[4] X. Dumusque, et al. 2012, Nature, 491, 207
[5] K. Wagner, et al. 2016, Science, 353, 673
[6] V. Rajpaul, S. Aigrain, & S. Roberts. 2015, MNRAS, 456, 6
[7] I. Ribas, et al. 2016, arxiv:1608.06813
[8] M. Turbet, et al. 2016, arxiv: 1608.06827
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