太陽系外行星大氣與氣候

胡永云

北京大學物理學院大氣與海洋科學系氣候與海—氣實驗室，北京100871

1 引言

盡管人們一直相信銀河系或宇宙其他恒星也像太陽一樣擁有行星，但在20世紀90年代之前，人類并沒有太陽系外行星的確切觀測證據。直到1995年10月6日，一顆圍繞類太陽恒星的行星（被稱為51 Pegasi b）被發現（Mayor and Queloz, 1995），后來又被其他的觀測所證實，人類才真正確認了太陽系外有行星存在。太陽系外行星通常被簡稱“系外行星”（extra-solar planet，簡稱 exoplanet），截至2012年12月1日，共有853顆系外行星被確認，還有 2000～3000顆候選系外行星的信號已被初步觀測到，但還需要進一步確認。

尋找系外行星并不僅僅是由于科學的好奇心驅動，還有一個非常重要的目的是試圖尋找地球之外是否有生命存在。“地球生命是否是孤獨的？”這是一個古老而迷人的話題。但到目前為止，太陽系除地球之外，還沒有在其他行星發現有生命存在的跡象。木星、土星、天王星和海王星是氣態巨行星，不具備存在生命的條件，水星和金星表面溫度太高，也不可能有生命存在。火星早期是否有生命的存在，目前還沒有定論，但火星現在極其寒冷的氣候條件是不適合生命存在的。因此，尋找地球之外的生命只能寄希望于發現適合生命存在的太陽系外行星。現在，隨著愈來愈多的系外行星被發現，我們正愈來愈接近找到這一古老問題的答案。大氣層是生命賴以存在的重要環境，也是確定行星表面氣候環境的關鍵因素之一，太陽系外生命存在的信號最有可能最先從系外行星大氣層的探測中發現。因此，系外行星大氣和氣候的研究是系外行星科學一個重要方向。

如果說觀測和發現系外行星主要是天文學界關心的問題，那么認識這些系外行星大氣層和內部結構的物理化學性質以及他們是否適合生命存在則更多的是與大氣科學和整個地球科學聯系在一起的，因為我們對太陽系行星的理解通常以地球為參照物，而對系外行星的認識也是以太陽系行星作為參照系。在這里，我們關于地球大氣的知識對認識系外行星大氣在兩個方面起著非常重要的作用。第一，大氣成分在很大程度上決定了一顆行星的氣候環境。例如，一顆行星的地面溫度不僅取決于該行星與其恒星的距離和恒星的亮度，還取決于大氣層中溫室氣體的濃度，如果大氣層含有很高濃度的溫室氣體，其地面溫度將太高，反之，地面溫度將太低。第二，大氣層是探測生命跡象的窗口。地球大氣與相鄰的兩顆行星的大氣層最重要的差別是，地球大氣中有氧氣和臭氧，而金星和火星大氣主要以二氧化碳（CO2）為主。氧氣是生命存在的必要條件，如果能夠在一個系外行星的大氣層中探測到氧和臭氧，該行星適合生命存在的可能性就非常大。

本篇論文的目的是綜述近年來系外行星大氣的研究進展。為了對照，我們將首先簡要地介紹太陽系行星大氣的基本知識。然后，我們介紹目前所發現的系外行星的基本特征和分類，所觀測到的行星大氣的成分、大氣環流及其物理化學性質，以及一些類地行星的氣候環境。

2 太陽系行星大氣

如圖1所示，太陽系的8顆行星大致可以分為兩大類：靠近太陽的4顆內圍行星（水星、金星、地球、火星）是固態星球，它們的體積和質量相對較小。外圍的4顆行星（木星、土星、天王星、海王星）是氣態星球，它們的體積和質量都較內側的固態星球大得多。如木星的質量大約是地球的 318倍，而其體積是地球的 1300倍。現有的模型可大致模擬出太陽系行星的形成過程和固態以及氣態星球的分布（Raymond et al., 2006）。但隨著系外行星的發現，這些模擬的太陽系行星形成的概念也將經歷挑戰。

太陽系固態星球和氣態星球大氣成分截然不同。在固態星球中，水星的大氣層非常稀薄，基本可以忽略不計，金星和火星的主要大氣成分都是CO2，而地球的主要大氣成分是氮氣（N2）和氧氣（O2）。外圍 4個氣態星球的主要大氣成分都是氫氣（H2）和氦氣（He）。為什么靠近太陽的行星是固態星球，而外圍的是氣態星球？為什么固態星球與氣態星球的大氣成分截然不同？簡單地講，在太陽系形成之初，距離太陽較近的范圍溫度較高，易氣化的物質都在高溫下揮發，僅留下巖石和金屬性的物質，這些密度較大的物質經碰并逐步匯集形成了固態行星，一些分子量較大的氣態物質也儲存在固態行星內部，后來這些氣態物質逐步從固態星球內部通過板塊運動和火山爆發等地質活動釋放出來形成了固態星球的次生大氣層。固態星球最初的大氣層也是由H2和He組成，但在太陽的早期，太陽內部核反應非常劇烈，太陽風非常強，強勁的太陽風很快把這些原生大氣吹走。因此，上面所說的通過固態星球內部排氣過程而產生的大氣層被稱為次生大氣。在太陽系外圍，溫度相對較低，水和其他氣體以固態存在，如冰或含冰的物質，這些含冰的物質和硅等金屬形成氣態星球的核。這些行星的質量快速增長到其引力足以吸引周圍分子量較小的氣體（如H2和He），從而形成巨型氣態星球，因此，宇宙大爆炸形成的主要成分H2和He構成了這些星球的大氣層。固態和氣態星球的范圍由位于火星和木星之間的所謂的“雪線”分離開來（de Pater and Lissauer, 2010；Taylor, 2010）。

雖然同為固態行星，但地球大氣成分與金星和火星有顯著的不同，地球大氣以氮氣和氧氣為主，但金星和火星大氣均以CO2為主（CO2在兩顆行星大氣中的濃度大約都是 95%）。為什么地球大氣的化學成分與金星和火星如此不同？有兩個因素起著關鍵的作用：一個是地球有液態水，另一個是地球有生命存在。在液態水的作用下，固態星球大氣中的CO2可以形成弱的碳酸，并與地表巖石（如硅酸鹽巖石等）發生化學反應（風化反應），最終形成碳酸鹽巖沉降到海底；地球內部的碳酸鹽巖在高溫作用下分解出CO2，并通過地質過程（火山、大洋中脊等）使得CO2重新進入大氣中，這就是所謂的碳酸鹽—硅酸鹽負反饋循環。地球大氣正是由于這一負反饋機制的存在使目前大氣CO2的體積分數維持在400 ppm的水平。圖2 是地球大氣演化示意圖。原始大氣 H2和 He在地球形成之后很短的時間內就被劇烈的太陽風吹走了。在地球形成之初，表面還比較炎熱的環境下，內部排氣過程產生的水汽是大氣的主要成分。隨著地表溫度的降低，水汽凝結通過降雨到地面，匯集成海洋，與此同時，劇烈的火山活動釋放大量的 CO2，大氣成分變成以CO2為主。地球大氣層中豐富的氮氣最初很可能是由氨氣分解而來，因為氨氣很容易光解為氮和氫，當氫逃逸向太空后，留下的氮氣成為地球大氣層的主要成分。在降水的作用下，大氣中的CO2濃度因風化反應而逐漸降低，N2的相對含量逐漸增加。在大約 23億年前，由于生命的光合作用，O2含量經歷一次迅速的升高，在大約6億～7億年前，O2經歷了第二次迅速的升高，達到目前的含量。

雖然有證據表明，金星和火星在早期也曾有液態水存在，但通常認為，金星后來出現了溫室逃逸，液態水被全部蒸發，并被光解，氫原子逐步逃逸。因此，金星至少在最近二、三十億年沒有液態水存在。由于沒有了水循環，金星內部釋放的CO2便全部累積在大氣中，從而形成了很高濃度的CO2。火星因為溫度太低，也沒有液態水存在，所以，其大氣成分也以CO2為主。但因為火星的質量較小，其引力不足以維持濃密的大氣層，其表面大氣壓力只是地球大氣壓力的 1%。綜上所述，地球大氣的成分之所以與金星和火星不同，是因為地球上有液態水和生命的存在，水循環降低了地球大氣中的CO2含量，生物的光合作用產生氧氣。

圖1 太陽系行星的體積對比Fig.1 Size comparison of solar planets

圖2 地球大氣成分的歷史演化Fig.2 Schematic plot of composition evolution of Earth’s atmosphere

除了行星具有大氣層，太陽系的一些衛星也具有大氣層，最典型的是土星的第六顆衛星（簡稱土衛六）。土衛六是土星最大的衛星，它的體積甚至比水星還要大（半徑大約是2500 km）。其地表大氣壓力為1.467個地球大氣壓，大氣的主要成分是氮氣，占大氣總質量的95%，其余為甲烷。為什么一個質量比火星還小的衛星能夠擁有比地球還厚重的大氣層，而火星只有很稀薄的大氣層，這至今還沒有確定的答案。土衛六大氣層中豐富的氮氣也很可能是由氨氣分解而來。土衛六的自轉速度比較慢，自轉周期大約是 16個地球日，所以，在很多方面，土衛六大氣的環流特征與金星可比較（Liu et al., 2008）。土衛六大氣也具有超級旋轉現象，即赤道上空盛行西風氣流，但在某些層次也有東風出現（Li et al., 2012）。土衛六的對流層頂高達40 km，有利于垂直對流運動和豐富“天氣現象”以及風暴的發生。伴隨著風暴活動，有兩種“降水”發生，一種是較緩慢和較重的有機氣溶膠粒子，另一種是液態甲烷等，“卡西尼”飛船甚至觀測到了閃電的發生。

3 系外行星

圖3所示的是近20年來每年所發現的系外行星數目的分布。在 1995年以前，雖然也有系外行星被發現，但當時都沒得到很好的證實。自 1995年，51 Pegasi b被發現和確認之后，愈來愈多的系外行星被發現。目前所觀測到的853顆系外行星是從672顆恒星系統觀測到的，其中包括126個多恒星系統。初步估計表明，50%以上的類似太陽的恒星至少擁有一顆行星。系外行星的發現得益于天文觀測技術精度的不斷提高。圖3也給出了各種不同的天文觀測方法所發現的系外行星數目。可以看出，視向速度和掩星方法是發現系外行星最多的兩種方法。視向速度方法是根據行星與其恒星在圍繞著它們共同的質心旋轉時所產生的視向速度變化來間接推測行星的存在及其質量的。通過測量恒星的視向速度變化，根據恒星的質量即可推出行星的質量（實際上是最小質量，即Mpsini，i為行星軌道平面和視線的夾角）。該觀測方法的特點是行星的質量必須比較大而且距離其恒星不能太遠，否則行星通過引力對其恒星運動速度的擾動將比較微弱，目前的觀測精度很難觀測到太弱的擾動。例如，地球對太陽視向速度的擾動只有8.94 cm s-1，低于目前最好設備的最高精度（約1 m s-1）大約一個量級，因此，我們無法利用該方法探測到類似地球質量和距離其恒星如此遠的系外行星。相反，51 Pegasi b的質量大約是木星質量的0.45倍（地球的150倍），它圍繞一顆類太陽恒星（51 Pegasi）公轉的軌道半徑約0.05 AU（天文距離單位，1 AU = 149 598 000 km，也就是地球與太陽之間的距離），它所產生的視向速度振幅約為57 m s-1，因此，這樣的系外行星可以被視向速度方法所探測到。掩星方法的原理是，當行星運動到恒星和觀測者之間時，行星會遮擋部分恒星視面，造成觀測到的恒星光度降低，呈現U型光度變化，通過對恒星光度變化的測量可以確定行星的存在及其體積。光度變化的大小取決于行星與恒星半徑比值的平方，木星對太陽的掩食造成太陽光度的變化大約為 1%，因此，這種方法可以用來探測類似木星這樣的系外行星。但如金星這樣體積的系外行星，其凌日造成的太陽光度變化則非常小，因此，掩星方法很難觀測到體積較小的系外行星。利用掩星法可以測量行星的半徑，結合視向速度方法即可得行星的真實質量。對系外行星探測方法的詳細介紹已超出了本文的范圍，有興趣的讀者可以參考王煒等（2012）的綜述文章。

圖3 每年所發現的系外行星數目分布圖。顏色對應發現系外行星所使用的探測方法。圖中的紫色、黃色、暗紅、綠色和藍色分別表示使用精確計時、直接成像、微引力透鏡、掩星和視向速度方法觀測到的系外行星。數據來自行星百科網站：http://exoplanet.eu/index.php [2012-11-10]Fig.3 Exoplanets discovered, by years.Colors indicate exoplanets by discovery methods.Purple, yellow, dark red, green, and blue denote pulsar timing,direct imaging, microlensing, transit, and radial velocity methods, respectively.From http://exoplanet.eu/index.php [2012-11-10]

圖4是目前所觀測到的系外行星質量相對于其公轉軌道半長軸的散點圖。可以看出，目前所觀測到的系外行星大部分是質量與木星相當的巨型行星，而質量與地球相當的系外行星則相當少。這類巨型行星因為距離其恒星非常近，所以，其溫度非常高，通常稱為熱木星（hot Jupiter，太陽系木星因距離太陽比較遠，其溫度相當低）。如上所述，這一特征是因為現有的觀測方法所產生的偏差，并不表明系外行星都是質量偏大的行星，隨著觀測技術精度的提高，將有更多的類地行星被發現。另外，圖4還顯示系外行星的分布相對集中在兩個區域：一個集中在小于0.1 AU，另一個集中在1 AU，這也是由于觀測方法所造成，因為相對于視向速度方法，掩星方法更容易觀測到距離恒星較近的系外行星。大量的距離恒星很近的類木星系外行星的發現對我們原有的太陽系行星形成的模型是一個很大的挑戰。在太陽系，木星距離太陽的距離是 5.2 AU，為什么那么多的類木星系外行星距離其恒星這么近？現有的理論解釋是，行星形成后受其他因素的影響而發生軌道遷移，導致原本距離恒星較遠的巨型星向其恒星靠近（Lin, 2008）。由此來看，行星系統是多樣性的，并非都像太陽系行星那樣分布。而太陽系行星是否曾發生過軌道遷移？其現在的公轉軌道是否是其形成時的軌道也需要進一步的驗證。

圖4 系外行星質量對軌道半長軸分布散點圖。縱坐標為系外行星相對于地球（右側）和木星（左側）的質量（系外行星的質量下限）。橫坐標是行星公轉軌道半長軸，單位是 AU。縱橫坐標都是對數坐標。圖中的綠色、藍色、暗紅、橘色、紫色等分別表示掩星、視向速度、直接成像、微引力透鏡、精確計時方法觀測到的系外行星。為了對比，太陽系各行星也標示在圖中。該圖摘自維基百科網站（http://en.wikipedia.org/wiki/Extrasolar_planet[2012-11-10]）Fig.4 Scatter plot of mass vs.orbital semi-axis of identified exoplanets.Solar planets are also marked in the plot.Horizontal axis is orbital semi-axis, and vertical axis is exoplanet mass relative to Jupiter’s mass.Green, blue, dark red, orange, and purple denote transit, radial velocity, direct imaging, microlensing,and pulsar timing methods.From http://en.wikipedia.org/wiki/Extrasolar_planet [2012-11-10]

雖然并沒有嚴格的界限，在系外行星研究中，人們通常把地球質量的 10倍作為區分固態和氣態行星的界限，把質量小于地球質量 10倍的行星看作是固態星球，而把質量大于地球 10倍的行星看作是氣態星球。需要指出的是，這一定義并沒有確切的觀測依據，因為到目前為止，還沒有觀測結果可以說明氣態與固態行星之間是否存在嚴格的界限，或是逐漸過渡的。更具體地，天文學界把質量與地球質量相當的系外行星稱為類地行星，把質量介于地球質量 2.0～10.0的行星稱為“超級地球”（Super-Earth），把質量介于地球質量10～30倍的系外行星稱為“系外海王星”（Exo-Neptune）（海王星的質量大約是地球質量的17倍），并認為這類星球像海王星一樣屬于冰行星，而把質量大于地球質量 30倍的系外行星稱為類木行星（也就是與木星類似），這類行星是氣態行星。

4 恒星的宜居帶和行星的宜居性

一顆行星是否有生命的存在是由許多因素決定的，最關鍵的因素之一是該行星有液態水存在，因為生命的內在物質循環和光合作用都需要液態水。因此，目前被廣泛接受的觀點是，一顆行星是否是宜居星球主要取決于其表面溫度是否適合液態水的長期存在。一顆恒星的宜居帶指的是距離該恒星的某一環狀區域，位于該區域的行星表面溫度能夠維持液態水的長期存在。假定一顆恒星的亮度是L，在距離該恒星為d的行星溫度可由下面的方程式來確定，

這里，σ是斯蒂芬-玻爾茲曼常數。因此，一顆行星的表面溫度取決于其恒星的亮度（輻射強度）以及該行星與其恒星的距離。因為液態水可在273 K至373 K的溫度范圍內存在，所以，恒星的宜居帶是一個帶狀區域。如圖5所示，對太陽系而言，地球大致位于太陽宜居帶的中心位置，而金星和火星分別位于太陽宜居帶的內外兩側（金星距離太陽太近，溫度太高，而火星距離太陽太遠，溫度太低）。對于亮度比太陽強的恒星，宜居帶距離恒星較遠，而對于亮度最弱的恒星，例如紅矮星，其宜居帶距離恒星不到0.1 AU。

宜居帶的范圍受行星反照率的影響，因為行星反照率降低了行星吸收的恒星輻射，所以，行星反照率有助于把宜居帶的內邊界向靠近恒星的一側擴展。宜居帶的范圍也受行星大氣溫室效應的影響，大氣的溫室效應有助于升高地面溫度，所以，溫室效應可以使宜居帶的外邊界向外擴展。需要指出的是，宜居帶的內側邊界并非由水的沸點溫度（373 K）所決定，而是由溫室逃逸的閾值溫度所確定。目前大致估計的溫室逃逸閾值溫度大約是340 K（Ingersoll, 1969）。也許有人會認為，宜居帶的外邊界可以無限地向外延伸，只要溫室氣體的含量足夠高就可以。但實際情況是，任何溫室氣體在溫度較低的情況下都會達到飽和，超過該飽和點，溫室氣體將凝結或凝固并沉降到行星表面。例如，CO2的三相點溫度和大氣壓是－56.6°C和5.18個大氣壓，超過該壓力和溫度閾值，CO2將以干冰的形式沉降出大氣。Kasting et al.（1993）使用1維輻射—對流模式給出的太陽宜居帶內外邊界分別為0.95 AU和1.15 AU。

紅矮星的亮度很低，其表面輻射溫度大約是3200～3500 K。但紅矮星是銀河系中數目最多的恒星，占恒星總數的大約75%（Rodono, 1986）。因此，在紅矮星附近發現類地宜居行星的幾率遠高于在類太陽恒星附近發現宜居行星。紅矮星的質量和直徑都比類太陽恒星小將近一個量級，現有觀測技術能夠探測到紅矮星附近的行星質量也比類太陽恒星附近的行星質量小一個量級，因此，在紅矮星附近更容易探測到類地系外行星。另外，紅矮星的宜居帶距離恒星較近，比太陽宜居帶與太陽的距離小一個量級，約0.07～0.1 AU。位于這個區域的同樣質量的行星對紅矮星視向速度的影響是對類太陽恒星影響的3倍左右。總的來說，紅矮星附近的宜居星對其恒星視向速度的影響比類太陽恒星的宜居行星的視向速度影響大 30倍，探測難度大大降低。對于掩星觀測來說，測量難度也降低了大約10倍。因此，在紅矮星附近發現宜居行星的幾率比在類太陽恒星系發現宜居行星的幾率要高得多。又因為紅矮星的宜居帶距離紅矮星非常近，所以，宜居星球與其恒星之間的引力非常大，在強的引力力矩的作用下，行星的公轉和自轉會出現潮汐鎖相現象，也就是，行星的公轉與其自轉周期相同，行星的一面總是永遠對著恒星，而另一面永遠背著恒星。這與我們永遠只能看到月球的一面的道理是一樣的，因為月球由于引力潮汐的作用也是永遠一面對著地球，而另一面背著地球。其結果是，行星的朝陽面一直被恒星照射而溫度比較高，背陽面則因得不到輻射而溫度極低。那么，一個需要思考的問題是，在紅矮星的宜居帶內，宜居星球的背陽面有可能因為溫度極低而導致大氣凝結并完全沉降到地面（在一個大氣壓的條件下，氮氣和氧氣的凝結溫度分別是－195.79°C和－182.95°C，它們的凝固

溫度分別是 －210.01°C 和－218.79°C），也就是出現大氣坍塌現象。如果確實是這樣的話，即使位于紅矮星宜居帶的行星仍有可能是不適于生命存在的。

圖5 太陽系以及其他類型恒星的宜居帶（來自維基百科：http://en.wikipedia.org/[2012-11-10]）Fig.5 Distances of habitable zones around all types of stars.From Wikipedia: http://en.wikipedia.org/ [2012-11-10].

圖6 目前所發現的7顆有可能適合生命存在的宜居系外行星。圖中系外行星的排列順序是基于它們與地球的相似性指數。第一排數字是系外行星的排列序數，地二排是相似性指數，每顆系外行星下方的代碼是其名稱，下面的日期是系外行星所發現的日期。與地球的相似性指數是根據0至1來定義的，1表示與地球完全類似。一般認為，相似性指數大于0.7的系外行星是可能的宜居行星，至少適宜原始生命存在，而只有相似性指數大于0.8的系外行星才有可能適宜較復雜的生命存在。地球和火星被標在右上角（引自http://phl.upr.edu/ [2012-11-19]）Fig.6 Similarity of 7 potentially habitable exoplanets to Earth (From http://phl.upr.edu/ [2012-11-19])

圖6給出的是目前被認為最有可能適宜生命存在的7顆宜居系外行星與地球的相似性對比，自左向右，與地球的相似性逐步降低。這些行星被發現的日期也在圖中給出。其中，Gl 581d是最早被認為適合生命存在的系外行星之一（Udry et al.,2007），另一顆是Gl 581c。這兩顆行星都圍繞紅矮星Gliese 581運行，分別位于Gliese 581宜居帶的外側和內側邊沿，它們的最小預估質量大約是地球的5和8倍，所以被認為是宜居行星。但其實際質量仍有可能超出地球質量的 10倍以上，所以，也有可能是類似海王星那樣的冰行星，而非類地行星。Gl 581g是2010年9月發現的另外一顆圍繞Gliese 581的系外行星（Vogt et al., 2011），位于Gl 581c和 Gl 581d之間，正好位于 Gliese 581的宜居帶中間，而且它的質量只有地球的3.5倍，所以，被認為是比Gl 581c和Gl 581d 更適合生命存在的星球。可是，這顆行星是否真的存在還沒有得到完全確認（Gregory, 2011）。Kepler-22b是迄今為止發現真正位于一顆類太陽恒星的宜居帶中的行星，但其半徑是地球的2.4倍，其質量還不清楚。如果其平均密度與地球相同，則其質量將是地球質量的14倍，超出了固態星球的質量界限。因此，Kepler-22b很可能是一顆類似于海王星的冰行星，而非類地行星（http://exoplanet.eu/catalog/kepler-22_b/[2012-11-10]）。HD 85512b的質量大約是地球的3～4倍，距離其恒星 0.26 AU，輻射平恒溫度大約是 300 K（Pepe et al., 2011）。Selsis et al.（2007）指出，如果一顆行星的輻射平衡溫度超過270 K，該行星將出現溫室逃逸，因為其對流層頂的溫度（大約等于其輻射平恒溫度）將允許大量的水汽進入平流層，水汽將被紫外線光解而出現 H逃逸。因此，除非HD 85512b有很厚的云層反射其恒星輻射，否則，將出現溫室逃逸現象。HD 40307 g 是一顆沒有完全被確認的系外行星，其最小質量大約是地球的7.1倍（Tuomi et al., 2012），也很可能是一顆小的海王星，而非類地形星。Gliese 163c是最近發現的(http://exoplanet.eu/catalog/gl_163c/ [2012-11-10])，是一顆圍繞紅矮星Gliese 163運行的系外行星。它的最小質量大約是地球的7倍，屬于超級地球范疇，而其實際質量有可能超出超級地球的范疇。Gliese 667Cc（簡稱GJ 667Cc）的情況與其他幾個星球不同，其恒星是一個三恒星系統中的一顆（Gliese 667C），也就是說，GJ 667Cc有三個“太陽”，另外兩顆恒星（Gliese 667A和Gliese 667B）不僅對GJ 667Cc的運行軌道產生影響，而且也會有輻射能量的影響，但GJ 667Cc主要受Gliese 667C的影響(Bonfils et al., 2011)。GJ 667Cc的最小質量大約是地球的4倍，而且正好位于Gliese 667C的宜居帶中間，所以，是最有希望的宜居星球。但一個共同的問題是，上面這些系外行星的質量都比地球質量大得多，它們與地球是否具有類似性，其大氣成分如何，現在還不太清楚，這些都將影響到它們的宜居性。

5 系外行星大氣

由于距離的遙遠，現有的天文觀測技術能夠提供給我們的關于系外行星大氣的化學成分、熱力結構和大氣環流特征還非常有限（Seager and Deming,2010）。但根據第 2節所簡述的太陽系行星大氣的知識，可以推測系外行星大氣化學成分大致有以下幾種類型。

質量遠小于地球質量的系外行星是固態星球，但很可能沒有大氣層。這是因為質量較小的行星的引力也較小，其大氣層的氣體分子的熱力運動速度很容易達到行星的逃逸速度，導致氣體分子逃逸到太空。而且，太陽風也很容易侵蝕大氣層，并把氣體分子吹向太空。如水星的質量大約是地球質量的5.5%，水星的大氣壓力大約是 10-13個大氣壓，基本沒有大氣層；火星的質量大約是地球質量的10%，其表面大氣壓不到地球的百分之一。但如果質量較小的系外行星距離恒星較遠，大氣層溫度較低，氣體分子的熱力速度較慢，不易發生氣體分子逃逸，這些小行星仍有可能擁有大氣層，如土星的第六顆衛星（通常簡稱土衛六）和冥王星的質量均比地球質量小得多，但仍有大氣層存在，土衛六的大氣壓甚至比地球大氣壓還稍高一些，主要以氮氣為主。

質量遠大于地球質量的系外行星，尤其是質量大于地球質量 30倍以上的類木行星，其大氣主要成分應該與太陽系木星和土星的大氣成分類似，H2和 He的質量占大氣總質量的99%以上（H2和He所占的比例大約是 89%和 10%），這兩種成分是宇宙大爆炸后留下的原始星云的主要成分，也是宇宙中豐度最高的物質（胡永云和田豐，2012）。質量介于地球質量 10～30倍的系外行星，其大氣成分也應該是以H2和He為主，類似于太陽系的天王星和海王星。但在天王星和海王星大氣層中，H2所占的比例較木星和土星的要低一些，大約是80%，而He所占的比例則相對高一些，大約是 18%。冰質行星大氣中甲烷和氨等成分的含量較巨型氣態星球的要高（胡永云和田豐，2012）。但即使是氣態系外行星的大氣成分，也可能具有多樣性，如WASP-43b是一顆熱木星類型的氣態行星，它的質量是木星質量的1.78倍，但其半徑與木星的半徑接近，說明其密度是木星1.78倍（Hellier et al., 2011）。與WASP-43b相反，WASP-17b的半徑大約是木星半徑的2.0倍，但其質量卻只有木星的一半，也就是說其平均密度不到木星的十分之一（Anderson et al., 2010）。這兩顆系外熱木星與太陽系木星密度之間的差異，一方面有可能反映了它們內部成分的差異，另一方面也反映了它們大氣成分的差異。

固態系外行星的大氣成分是由很多因素決定的。首先，一個固態星球的大氣成分與其固態成分密切相關，因為固態行星的大氣成分主要來源于星球內部的排氣過程。如第二節所述，太陽系固態行星的大氣層的主要成分基本都是這些行星內部排氣產生的次生大氣。其次，固態行星的大氣成分還與其表面溫度有關。有理論認為，如果固態系外行星的表面溫度高于1500 K，那么行星所包含的一些較輕的化學成分如H、C、N和S等都有可能逃逸掉，因此，這些較熱的系外行星的大氣成分則很可能主要是氣態的硅酸鹽等金屬成分以及氧化硅分解生成的氧分子和硅原子（Léger et al., 2009）。一個典型的例子是系外行星 CoRoT-7b（Léger et al.,2009），該行星的質量大約是地球的2～8倍，距離其母星（一顆類太陽的恒星）非常近，大約0.017AU，圍繞其恒星的公轉周期不足1個地球天（0.85地球天），其表面溫度高達1300～1800 K。理論模擬表明，CoRoT-7b的大氣成分很可能是Na、O2、O和SiO（Schaefer and Fegley, 2009）。但到目前為止，還沒有這方面的觀測證據。如果固態系外行星的表面溫度比較低，則這些行星的大氣成分有可能類似于金星和火星的大氣成分。

現有的理論認為，固態星球的質量愈大，其含水量也愈多，所以，超級地球的整個表面都很可能被深厚的海洋所覆蓋（Lissauer, 1999），有學者甚至認為一些超級地球的含水量可以達到整個行星質量的50%（Rogers and Seager, 2010）。圖7所示的是兩個與地球化學組成類似，但質量不同的行星與地球對比示意圖（Lissauer, 1999），中間的星球是地球。假定這些星球有同樣的化學組成成分，那么體積較地球小的星球擁有較小的密度，因為星球內部承受的壓力也較地球內部的壓力小。又因為其重力較地球的重力弱，所以，其山峰比地球的山峰要高，例如，金星的最高山峰高達11 km，而火星最高山峰高達22 km（胡永云和田豐，2012）。加上這樣的星球含水量較少，所以，其表面陸地與海洋的面積之比要比地球大得多。相反，星球的體積越大，密度越高，在重力作用下，山峰越低，加上其含水量較多，整個星球表面都有可能被深厚的海洋所覆蓋，被稱為水球或海洋世界。例如，GJ 1214b的質量大約是地球的6.5倍，半徑是地球的2.7倍，它的平均密度大約是1870 kg m-3，比地球的平均密度小得多（地球的平均密度是 5515 kg m-3）（Charbonneau et al., 2009）。因此，GJ 1214b很可能擁有一層深厚的海洋，而不可能是像地球那樣完全由巖石成分組成。它的核心很可能與地球類似，由巖石組成，而巖石物質的外層是由冰相物質（水在巨大壓下形成的具有超級流體性質的水冰，狀態形式是固體，但又具有流體的力學特性），所以，其平均密度較小。

圖7 類地系外行星的體積和表層水覆蓋率示意圖。中間是地球，左側的星球比地球的質量和體積小，右側的星球是所謂的超級地球。引自Lissauer (1999)Fig.7 Environments of Earth-like planets.Earth is in the middle.A smaller planet (left) made of the same material as Earth would have lower ocean coverage, but larger areas of continents, and a larger planets could be an ocean world.From Lissauer (1999)

對于類似GJ 1214b這樣的超級地球來講，如果其溫度在水的沸點以上和1000 K以下，其大氣的主要成分很可能是水汽（steam atmosphere）。例如，GJ 1214b的恒星是一顆紅矮星，兩者之間的距離只有0.014 AU，GJ 1214b的公轉周期只有1.58個地球天，它的輻射平衡溫度大約是 400～500 K（Charbonneau et al., 2009）。在這樣的溫度下，將有大量的液態水蒸發而進入到大氣層中，所以，其大氣主要是由水汽構成的很厚的大氣包層。根據現有的觀測結果，GJ 1214b很可能有較厚的云層，所以，它的大氣層更可能是主要由水汽組成（Bean et al., 2010）。另一方面，因為超級地球的質量較大，其引力足以吸附 H2等較輕的氣體分子，因此，超級地球的大氣層包含有H2。氫氣也可以來源于固態行星的內部排氣，因為H2可以通過H2O或CH4光解產生，而水汽和甲烷在行星形成時有可能包含在固態行星內部。但排氣不可能產生He，因為固態行星在形成時，He不可能存在于固態巖石中。

目前，對系外行星大氣的精確觀測仍然是相當困難的，主要是因為系外行星距離我們太遙遠。目前所觀測到的距離我們最近的系外行星是 Alpha Centauri Bb（Dumusque et al., 2012），它距離太陽系也在 15光年之外。盡管如此，現在還是得到了一些系外行星大氣成分的初步結果。例如，現有的觀測很好地證實了熱木星HD 189733b大氣中含有水汽和甲烷。HD 189733b的質量和半徑均與太陽系的木星類似，但它距離其恒星（HD 189733）非常近，大約是0.03 AU，所以，HD 189733b是一顆潮汐鎖相的熱木星，其向陽面的表面溫度超過1000 K（Bouchy et al., 2005）（太陽系木星在1個大氣壓處的溫度大約是165 K）。圖8是使用哈勃天文望遠鏡觀測的HD 189733b大氣成分與輻射傳輸模式模擬結果的對比（Swain et al., 2008）。模擬的水汽在1.9 μm和1.5 μm附近的吸收帶（藍色譜線）與觀測結果十分接近，但在2.2 μm附近，模擬的單純水汽吸收帶與觀測結果并不一致，當在模式中增加一定濃度的甲烷之后（橘黃色譜線），2.2 μm附近的吸收譜與觀測的結果非常接近。但該觀測和模擬結果還不能很好地區分氨和一氧化碳的含量。

需要指出的是，目前對于行星大氣成分的觀測還僅限于熱木星一類的巨型氣態星球，還很難對超級地球等體積較小或溫度較低的行星大氣進行觀測。因為目前對系外行星大氣的觀測方法是掩星法（Ehrenreich et al., 2006），也就是當行星運行到與地球和其恒星在一條直線上并且遮擋恒星時（“凌日”），使用地基或太空望遠鏡觀測恒星輻射的透過譜（或者是行星大氣的吸收譜）。這需要行星的大氣層足夠濃密并且有較大標高（H=kT/(Mg)，這里H是大氣層的標高，k、T、M和g分別是波爾茲曼常數、大氣溫度、平均分子質量和重力加速度），濃密的大氣意味著大氣層對恒星輻射有較大的光學厚度，而較大的標高意味著大氣分子分布在較大的垂直尺度上，這樣才能夠產生較強的吸收/透過譜信號。熱木星的大氣成分以H2和He為主，分子量較小，但溫度較高（超過1000 K），因此其大氣標高超過100 km，滿足現有觀測精度的要求。相對而言，太陽系木星的標高大約是27 km（因為大氣溫度較低），而地球大氣的標高大約是8 km。現有的觀測技術還不能使用“凌日”法對類地行星的大氣成分進行觀測。

對太陽系外生命的探索是系外行星科學的重要目標之一。鑒于直接探索系外行星表面是否存在生命是極為困難的，太陽系外生命跡象的信號需要首先從探測系外行星大氣中包含有生命跡象的氣體成分開始。O2、O3、N2O和CH4通常被認為是表征生命存在的氣體，因為根據地球生命的知識，這些氣體是與生命的存在直接聯系在一起。O2是生命存在的必要條件，也是光合作用的產物，但單純的O2并不意味著生命的存在，因為如果一顆行星發生溫室逃逸，在水汽光解后，H逃逸向太空，而 O2則累積在大氣中，所以，在發生溫室逃逸的行星大氣層中雖然含有豐富的O2，但不可能有生命存在。O3在9.6 μm波段有一個強的吸收帶，因此，O3比較容易被觀測到。但O3和O2一起也不能被作為生命存在的證據，因為只要有O2存在，就有O3存在。總之，需要與其他氣體成分如N2O等綜合考慮來確定生命的存在。

圖8 觀測和模擬的熱木星HD 189733b大氣的吸收譜。黑色三角表示的是哈勃太空望遠鏡近紅外相機和多目標光譜儀觀測的熱木星HD 189733b大氣在不同波段上的吸收率。其他是使用輻射傳輸模式模擬的水汽、甲烷、氨和一氧化碳的吸收譜。其中藍色和橘黃色分別是使用線積分輻射傳輸模式模擬的水汽以及水汽和甲烷的吸收譜，三種不同顏色的十字符號分別是使用帶積分模式模擬的水汽+甲烷（H2O+CH4）、水汽+甲烷+氨（H2O＋CH4＋NH3），水汽+甲烷+一氧化碳（H2O＋CH4＋CO）的吸收譜。橫坐標是波長，縱坐標是吸收率。引自Swain et al.（2008）Fig.8 Comparison of observed and simulated transmission spectra of transit planet HD 189733b.Hubble Space Telescope observations are shown by the white triangles.Two different models highlight the presence of methane in the planetary atmosphere.From Swain et al.(2008)

6 系外行星氣候

一顆行星的氣候環境是由多方面因素確定的，包括恒星的輻射強度、行星與恒星之間的距離、行星的內部組成和大氣化學成分、恒星—行星系統的歷史演化進程等等。全面論述系外行星多樣性的氣候特征已超出了本節的范圍，我們在這里的討論僅集中在宜居帶內固態系外行星的氣候特征，在諸多因素中，我們尤其關注大氣成分對行星氣候的影響，我們也將特別強調紅矮星恒星宜居帶內固態行星的氣候環境以及這些行星的氣候環境是否適于生命存在。

最早被認為適于生命存在的系外行星是 Gliese 581c 和 Gliese 581d（簡稱 Gl 581c 和 Gl 581d）（Udry et al., 2007）。Gl 581c和Gl 581d的恒星是一顆紅矮星，它們與其恒星之間的距離分別是 0.073 AU和0.21 AU，其質量都在超級地球的范疇。Udry et al.（2007）通過簡單的輻射平衡計算認為這兩顆系外行星分別位于紅矮星Gliese 581的宜居帶的內側和外側邊沿，因此，他們認為這兩顆系外行星為宜居行星。當時，這一發現在學術界和媒體曾引起了巨大的反應。Selsis et al.（2007）根據太陽系固態行星（尤其是金星和火星的氣候特征和歷史演化）針對這兩顆系外行星的宜居性進行了全面的評估，他們認為Gl 581c是一顆炎熱的星球，很可能類似太陽系的金星，而Gl 581d則有可能是一顆宜居星球。von Bloh et al.（2007）從另外的角度研究了這兩顆行星的宜居性，他們關注的是行星大氣中CO2循環以及CO2是否足以維持行星表面生命的光合作用。他們的模擬結果也表明，Gl 581c不適宜生命的存在，而Gl 581d則有可能適宜于某種形式的生命存在。

但以上兩項研究都沒有使用真實的輻射—對流模式計算這兩顆超級地球的可能表面溫度。Huand Ding（2011）使用輻射—對流模式分別計算了這兩顆行星的可能表面溫度，他們假設這兩顆系外行星與太陽系固態星球有著類似的大氣成分（或類似的內部排氣過程），也就是 CO2是大氣中的溫室氣體。圖 9所示的是他們的模擬結果。對于 Gl 581c，即使是干大氣中包含50 ppm 的CO2，其全球平均地表溫度也高達 310.6 K。如果加入與地球大氣相同的水汽含量，其表面溫度升至332 K，接近溫室逃逸的極限 340 K，但地表相對濕度只有3.4%，不足以維持地表液態水的存在。如果設置與地球大氣相同的相對濕度，則水汽的正反饋很快使模式崩潰，即使很厚的云層也不足以避免溫室逃逸的出現。這說明Gl 581c并不適合生命存在，相反，它很像太陽系金星一樣已經歷了溫室逃逸。如果Gl 581c的含水量足夠多，則其大氣將主要由水蒸氣組成，水汽的溫室效應將使得該星球溫度極高。如果它的含水量不足以抵消水光解后產生的氫逃逸量，其很可能類似于金星，大氣主要成分是以CO2為主，并包含大量的硫酸云和二氧化硫氣溶膠。

圖9b是Gl 581d的模擬結果。當CO2的分壓是5個大氣壓時，地表溫度大約是258 K，當CO2分壓達到10個大氣壓時，地表溫度升高到292 K。二者的差分表明大約需要7個大氣壓的CO2才能夠使Gl 581d的表面溫度升高到273 K。其他學者使用不同的模式也得到了類似的結果（Wordsworth et al.,2010; von Paris et al., 2010）。一個重要的問題是，Gl 581d如何保持如此高濃度的 CO2? 我們可以想象，既然金星大氣中有將近 90個大氣壓的CO2（胡永云和田豐，2012），那么Gl 581d大氣擁有7個大氣壓的CO2并非沒有可能性。但金星大氣高濃度的 CO2是因為液態水存在，大氣中的 CO2只有源，而沒有匯。因此，Gl 581d 在液態水存在的情況下并擁有高濃度CO2的前提條件是，CO2的源大于其匯，或者二者之間的平衡足以讓大氣中的CO2維持7個大氣壓之上。一個可能的情形是，Gl 581d完全被海洋所覆蓋，或者說只有很少部分的陸地（或島嶼），而大部分是海洋，只有這樣，CO2與陸地表面硅酸鹽巖石之間的風化反應才能被切斷或很微弱，而行星內部排放的 CO2得以在大氣中累積。另一種可能是，Gl 581d表面有大面積的陸地存在，但其氣候態在冰雪地球和溫暖氣候之間振蕩 (Selsis et al., 2007; Hu and Ding, 2011)。這是因為一旦有大面積的陸地存在，風化反應將降低大氣中的CO2含量，而一旦CO2含量低于某一閾值，將出現類似地球在6億～7億年前新元古代時期的冰雪地球（胡永云和聞新宇，2005）；而當冰雪星球形成之后，CO2在大氣中累積，經過百萬年甚至千萬年時間尺度的積累，將達到融化冰雪星球的閾值，導致星球進入溫暖氣候。

在前面我們已經提到，位于宜居帶內的系外行星，其氣候特征在很大程度上是由其大氣成分決定的，地球歷史氣候的演化也很好地說明了這一點。在第5節，我們介紹了系外行星大氣成分的多樣性，如此多樣性的大氣成分必將對系外行星氣候產生重要的影響。在地球大氣中，N2雖然含量很高，但并不是溫室氣體，N2對地球氣候的影響可以忽略不計（但氮是生命的重要組成成分）。但對系外行星而言，N2則有可能是重要的溫室氣體（Pierrehumbert,2011）。N2由于分子碰撞在波長大于40 μm的波段有連續性的吸收帶，在低氣壓的情況下，該吸收帶非常微弱。但當大氣壓力高過5個大氣壓時，該吸收帶所產生的溫室效應就會變得非常明顯（Courtin,1988）。考慮到超級地球的引力比地球大，其大氣層也有可能超出5個大氣壓，因此，N2的溫室效應也有可能非常重要。在第5節，我們曾提到過超級地球的大氣層有可能包含H2。在大氣壓力較大的情況下，分子碰撞可以使 H2在紅外波段也具有顯著的連續吸收帶（Borysow, 2002），所以，H2在壓力較大時也是溫室氣體。例如，H2對紅外波段的吸收決定了木星或土星大氣的熱力結構。因此，對于超級地球來講，H2的溫室效應也將對氣候有著重要的影響（Pierrehumbert and Gaidos, 2011）。SiO2的結構與 CO2類似，所以，氣態的 SiO2也是一種溫室氣體。一些溫度極高的固態星球如 CoRot-7b的大氣層有可能擁有SiO2成分，因為其表面的硅酸鹽巖石在高溫下揮發成為氣態。以上所述的溫室氣體都是地球大氣中不存在的。

大氣環流對系外行星氣候也有著重要的影響，就像地球大氣環流對地球氣候系統的能量輸送和再分布起著關鍵的作用是一樣的。目前對系外行星大氣環流的研究主要集中在潮汐鎖相行星的大氣運動。如前面所述，這一方面是因為目前所發現的系外行星有相當一部分都距離其恒星比較近，位于潮汐鎖相的范圍內，所以，研究其大氣環流對更好地觀測這些系外行星有很重要的意義。另一方面，潮汐鎖相行星接收其恒星的輻射極端不均勻，一面永久性地接受恒星輻射，而另一面永遠得不到恒星輻射，背陽的一面是否會因為極低的溫度產生大氣坍塌現象？在如此極端的加熱不均勻的情況下，行星大氣的環流特征是什么？這些問題都是太陽系行星大氣所沒有的，因此是很重要的科學問題。另外，因為在紅矮星附近發現宜居行星的幾率要高于其他恒星，而位于紅矮星宜居帶內的行星基本是潮汐鎖相的。

雖然潮汐鎖相行星的背陽面永遠無法得到恒星輻射，但大氣運動將熱量從向陽面輸送到背陽面，從而加熱背陽面的地面和大氣。另一方面，背陽面地面和大氣向外輻射紅外輻射。因此，背陽面的溫度取決于來自向陽面大氣的熱量輸送和背陽面向外的紅外輻射冷卻之間的平衡。為了研究大氣熱量輸送是否足以使潮汐鎖相行星的背陽面不出現大氣坍塌現象，Joshi et al.（1997）使用一個簡單的三維大氣環流模式（輻射部分采用的是灰體大氣）計算了在不同大氣壓力的情況下潮汐鎖相行星背陽面的溫度。他們的模擬結果表明，只要地表大氣壓大于 100 hPa，大氣的經向熱量輸送將足以使背陽面的溫度高于CO2的凝結溫度，也就是說，只要潮汐鎖相行星的大氣層不太稀薄，就能夠輸送足夠熱量到背陽面，使大氣成分在背陽面的溫室氣體不至于凝結或凝固而沉降到地面。因此，位于紅矮星宜居帶內的行星仍有可能是宜居星球。

因為還沒有系外固態行星大氣的真實成分的觀測資料，對這些行星的氣候模擬只能根據太陽系固態行星大氣成分的現有知識來做出假設，通常假定其大氣成分與地球大氣類似，來檢驗在不同溫室氣體(主要是CO2) 含量情況下的地表溫度。Pierrehumbert（2011）使用一個修改的地球氣候模式與平板海洋相耦合，模擬了Gl 581g的表面氣候特征。其模擬結果表明，在CO2濃度足夠高的情況下，向陽面可以維持一個以恒星輻射直射點為中心的開放海洋區域（也就是該區域的溫度高于273 K），而極區和背陽面則是冰封，但不會出現大氣坍塌現象。

平板海洋模式并沒有考慮海洋的熱量輸送。根據海洋熱量輸送對地球氣候的重要性，我們知道海洋在向陽和背陽面之間的熱量輸送也同等重要，尤其是對如超級地球那樣可能完全被海洋覆蓋的水世界。另外，冰雪—反照率反饋對于紅矮星宜居帶內的宜居行星也有特殊的意義。這一方面是因為在紅矮星的宜居帶內，即使宜居行星的背陽面溫度沒有低到可以產生大氣坍塌的程度，但足以低到水的冰點之下，所以，其背陽面以及向陽面的部分區域很可能是冰封的，那么冰雪—反照率反饋仍有可能使宜居帶內的行星進入冰雪地球的狀態而不適宜生命存在。另一方面，與類太陽恒星將近 6000 K的輻射溫度相比，紅矮星的輻射溫度較低，一般在3500 K左右，因此，紅矮星的輻射峰值波長是在0.9 μm附近（相對于太陽的輻射峰值波長0.55 μm），更靠近近紅外波段（Hu and Ding, 2011）。而冰和雪對近紅外的反照率遠小于對可見光波段的反照率，所以，冰雪—反照率正反饋機制對紅矮星輻射應該較弱。同樣是因為紅矮星的主要輻射能量靠近近紅外波段，當紅矮星輻射在大氣中傳輸時，將有相當一部分被大氣中的水汽所吸收（水汽在近紅外波段（1.0～3.5 μm）有很強的吸收帶），相應地，地表接收的紅矮星輻射將減少。正是由于這些原因，我們使用包含真實大氣輻射傳輸和動力海冰模塊的海—氣耦合氣候模式（CCSM3）對Gl 581g的氣候進行了模擬，假定Gl 581g是一個海洋世界。圖10所示的是當大氣中CO2濃度在355 ppm的條件下，Gl 581g表面的海冰分布、海表面溫度、海冰和表層海水的運動速度（Hu et al., 2013）。在恒星輻射直射點周圍有開放的海洋（藍色），開放海域并非是一個圓形的區域，而是類似“龍蝦”型的（圖10a）。強赤道洋流把溫暖的海水吹向直射點的東側，把背陽面的海冰輸送到直射點附近。在圖10b中，最高溫度中心并非在恒星直射點，而是位于赤道的兩側，溫度最高值大約是5°C，溫度高于0°C的范圍大約在南北緯30°和經度150°和250°之間，背陽面溫度相當均勻，最低溫度位于兩個半球的副極區，最低溫度值高于－60°C，遠高于CO2的凝結（凝固）溫度閾值。這些說明冰雪—反照率正反饋機制不足以使潮汐鎖相行星進入冰雪地球的氣候狀態，而且海洋對潮汐鎖相行星的熱量輸送是非常重要的。洋流的波動特征很類似 Gill（1980）所給出熱帶波動形狀，在直射點南北兩側是兩個氣旋性Rossby波動，沿赤道的長尾巴是Kelvin波動。赤道附近的洋流較中高緯度洋流速度大得多，形成一支赤道急流。雖然Gl 581g的自轉速度（自轉周期大約是37個地球日）較地球自轉慢得多，但洋流速度遠大于地球的洋流速度，這是因為沒有陸地阻擋洋流的結果，很像地球上的繞南極洋流。

紅矮星附近的熱木星也是潮汐鎖相行星，其大氣環流特征也是目前的研究熱點。Showman et al.（2010, 2011）使用淺水方程從理論上研究了熱木星的大氣環流特征和波動。他們發現熱木星赤道上空大氣盛行超級旋轉氣流，也就是西風氣流，而赤道附近的準定常行星波動呈Gill型特征，也就是兩個對稱氣旋分別位于赤道的兩側，赤道附近有一Kelvin波動。潮汐鎖相行星的大氣環流之所以具有超級旋轉氣流和Gill型準定常熱帶波動與其固定的熱源有關，向陽一面始終被加熱，這一定常熱源類似于地球熱帶西太平洋的暖池。潮汐鎖相行星的大氣環流特征也被其他三維大氣環流模式和觀測所證實（Hengand Vogt, 2011; Merlis and Schneider,2010; Knutson et al., 2007）。

圖9 輻射—對流模式模擬的Gl 581c（a）和Gl 581d（b）的大氣垂直溫度廓線。在圖（a）中，CO2體積分數均為50 ppm，藍色線代表干大氣（僅考慮輻射平衡），綠色線代表濕大氣（水氣混合比與地球大氣相同），紅色線代表固定相對濕度的模擬結果（模式無法達到平衡）。在圖（b）中，對流調整使用的是干絕熱大氣遞減率，地表反照率是0.15，不同地表溫度所對應的大氣CO2 含量均標示在圖中。引自Hu and Ding（2011）Fig.9 Simulated vertical temperature profiles for Gl 581c (a) and Gl 581d (b).From Hu and Ding (2011)

圖10 海—氣耦合氣候模式模擬的Gl 581g的海冰覆蓋率和海冰運動速度（a）以及海表氣溫和洋流速度（b）。在圖（a）中，箭頭代表海冰運動速度，色彩表示海冰的覆蓋率。在圖（b）中，箭頭代表表層海水的運動速度，彩色背景表示表層海水的溫度，彩色標尺不是線性的。引自Hu et al.（2013）Fig.10 Simulated sea-ice coverage and sea-ice velocity (a) and surface air temperature and ocean velocity (b).In plot (a), colors indicate sea-ice coverage,and arrows indicate sea-ice velocity.In plot (b), colors indicate sea surface temperatures, and arrows indicate ocean water velocity.From Hu et al.(2013)

即使位于宜居帶內的行星的氣候條件類似于地球的氣候條件，但并不能保證有生命存在，因為這些行星的宜居性還受許多其他因素的影響。紅矮星的輻射溫度雖然比類太陽恒星的輻射溫度低得多，但其紫外輻射和更高能的射線都比類太陽恒星在這些波段的輻射強得多。實際上，類太陽恒星在早期的活躍期雖然總體輻射強度較弱，但其紫外和高能輻射比現在強。紅矮星的活躍期可以持續數10億年（West et al., 2008）。這些高能射線對有機體的殺傷力很大，不適宜生命的存在，這些高能射線也有可能加速大氣逃逸（Lammer et al., 2007）。另外，如前所述，紅矮星周圍的宜居行星的自轉速度很慢，其磁場很可能很弱。這是因為行星的磁場強度與其自轉運動的速度有關，如果自轉較慢，其磁場通常較弱。例如，金星幾乎沒有磁場，一般認為這與其極慢的自轉速度有關（其內部是否具有類似地球那樣的液態鐵核也是一個問題）。如果磁場太弱，類似太陽風那樣的恒星高能粒子流很容易侵蝕大氣層，并導致大氣逃逸。這些因素都將對系外行星的宜居性產生重要影響。

7 總結

隨著愈來愈多的系外行星的發現，系外行星大氣和氣候的研究正在成為系外行星科學的一個熱點研究領域。一方面，我們目前對系外行星大氣的理解在很大程度上都是基于太陽系行星大氣的知識。另一方面，對系外行星大氣和氣候的研究也大大地加深和擴展了我們對太陽系行星大氣和氣候的認識。從目前有限的觀測結果來看，系外氣態行星的大氣成分與太陽系氣態巨行星的大氣成分沒有本質上的差別，其主要成分是H2和He，但痕量氣體成分的比例有可能有很大的差別，尤其是熱木星的痕量氣體成分與太陽系木星和土星的成分應該有顯著的差異。對于固態系外行星的大氣成分，目前還沒有可靠的觀測結果。因此，對系外固態星球大氣成分的認識主要是根據太陽系固態星球大氣成分、演化的知識，還有基于固態系外行星的溫度和可能固態組成成分的推測。在短時期內，人們關于氣態系外行星大氣成分的觀測將會進一步加深，尤其是在更高分辨率的James Webb太空望遠鏡發射之后（計劃于2014年發射），但對體積較小、大氣標高較小的固態系外行星大氣成分的觀測還比較困難。

目前對于系外行星其后的研究還處于剛開始的階段，主要是因為我們還沒有系外行星大氣成分和固體成分的觀測結果。現階段的研究主要集中在紅矮星宜居帶內、潮汐鎖相超級地球的可能氣候環境，因為目前所發現的最有可能適合生命存在的超級地球大多位于紅矮星周圍（如圖 6所示）。這些研究工作主要是基于假定超級地球的大氣成分與地球大氣成分類似的模擬研究，在這樣的假設條件下，模擬結果表明，這些超級地球的氣候環境是適合生命存在的。

需要指出的是，宇宙的生命很可能是多樣化的，而我們這里所指的生命僅僅是與地球上生命相類似的，主要以碳和水為主要組成成分的有機體，所以，這里所說的適合生命存在的氣候環境是指與地球氣候環境類似的。另外，即使是類地固態行星，生命也只能在行星形成后一定的時期內才能夠出現。例如，地球最初生命的出現是在其形成將近10億年之后（大約35億年前），在大約40億年后才出現動物（動物出現在寒武紀之后，大約5.4億年前），而人類的出現是在 300萬年前。因此，即使是類地球系外行星，生命也可能只存在于行星歷史中的某一時期。

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