潘夢(mèng)睿 季江徽 王 素

(1 中國(guó)科學(xué)院紫金山天文臺(tái)南京 210023)

(2 中國(guó)科學(xué)院行星科學(xué)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室南京 210023)

(3 中國(guó)科學(xué)技術(shù)大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院合肥 230026)

1 引言

M型恒星是質(zhì)量約為0.075–0.6倍太陽(yáng)質(zhì)量(M⊙),溫度約為3000–4000 K的小質(zhì)量主序型恒星,約占銀河系總質(zhì)量的40%,是數(shù)量最多的恒星類型[1].凌星法和視向速度探測(cè)等方法是探測(cè)M型恒星周?chē)行堑闹匾侄?行星宜居性是行星科學(xué)領(lǐng)域的前沿課題之一,由于M型恒星有效溫度低、宜居帶距離主星近,位于宜居帶內(nèi)的行星公轉(zhuǎn)周期短,因此相比F、G、K型恒星更容易探測(cè)到其周?chē)囊司有行?通過(guò)對(duì)M型恒星周?chē)行堑奶綔y(cè)與樣本統(tǒng)計(jì)研究,不僅豐富了人們對(duì)行星族群的認(rèn)知,也為深入了解其形成演化提供了新思路.

鑒于M型恒星的亮度低、恒星活動(dòng)性較強(qiáng)等因素,早期天文學(xué)家們僅致力于尋找類太陽(yáng)恒星周?chē)南低庑行?發(fā)現(xiàn)了大量環(huán)繞F、G、K型恒星的行星[2–6],M型恒星周?chē)男行莿t相對(duì)較少[7–8].2001年,Marcy等人通過(guò)利克(Lick)和凱克(Keck)天文臺(tái)的視向速度數(shù)據(jù),首次發(fā)現(xiàn)了圍繞M型恒星GJ 876周?chē)囊粚?duì)處于2 :1軌道共振的氣態(tài)巨行星[9],引發(fā)了對(duì)該行星系統(tǒng)形成演化研究的熱潮[10–13].此后,HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher)[14–16]和加州行星搜尋項(xiàng)目(California Planet Survey)[17]又陸續(xù)發(fā)現(xiàn)了新的環(huán)繞M型恒星的行星.近年來(lái),隨著空間及地面望遠(yuǎn)鏡分辨能力和探測(cè)精度的提高,天文學(xué)家開(kāi)展了多項(xiàng)以搜尋M型恒星周?chē)行菫楹诵目茖W(xué)目標(biāo)的探測(cè)項(xiàng)目,如MEarth (M dwarf search for Earth-like Planets)項(xiàng)目使用8臺(tái)0.4 m自動(dòng)化地基望遠(yuǎn)鏡,通過(guò)凌星法搜尋太陽(yáng)系周?chē)?3 pc內(nèi)質(zhì)量為0.10–0.35M⊙,半徑小于0.35倍太陽(yáng)半徑(R⊙)的中晚期M型恒星周?chē)厍虼笮〉男行荹18–19].西班牙-德國(guó)天文中心的CARMENES (Calar Alto high-Resolution search for M dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical Echelle Spectrographs)項(xiàng)目,利用西班牙南部的3.5 m望遠(yuǎn)鏡,結(jié)合近紅外觀測(cè)與光學(xué)階梯光柵光譜儀搜尋M型恒星周?chē)念惖匦行荹20–22].SPIRou(SpectroPolarimetre Infra-Rouge)[23–24]和宜居帶行星搜尋計(jì)劃(The Habitable Zone Planet Finder,HPF)[25–26]則均致力于通過(guò)視向速度法在近紅外波段尋找M型恒星周?chē)囊司有行?此外,K2 (Kepler’s second mission)[27–29]、TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite)[30–32]及SPECULOOS (Search for habitable Planets EClipsing ULtracOOl Stars)[33]等項(xiàng)目均使用凌星法在M型恒星周?chē)^測(cè)到了行星甚至多行星系統(tǒng).

圖1給出了http://exoplanet.eu系外行星網(wǎng)站中目前不同質(zhì)量恒星周?chē)行羌鞍樾堑挠^測(cè)特征,其中左圖為恒星質(zhì)量(M?)與行星質(zhì)量(Mp)分布圖,右圖為行星軌道半長(zhǎng)徑-質(zhì)量分布圖[34].圖中藍(lán)色和橘色分別代表質(zhì)量位于0.075–0.6M⊙之間的M型恒星周?chē)∮诩按笥谝粋€(gè)木星質(zhì)量(MJ)的行星,類似地,紫色和綠色表示F、G、K型恒星周?chē)男行?黑色為褐矮星周?chē)行堑姆植记闆r.根據(jù)現(xiàn)有行星形成理論,通常認(rèn)為行星形成于恒星周?chē)脑行潜P(pán)中.由于小質(zhì)量恒星周?chē)脑行潜P(pán)質(zhì)量較小,因此在其周?chē)纬删扌行窍鄬?duì)困難[35].

而觀測(cè)結(jié)果統(tǒng)計(jì)發(fā)現(xiàn),盡管M型恒星的質(zhì)量及光度均較小,但在其周?chē)纬傻男行穷愋鸵琅f具有多樣性,行星質(zhì)量范圍從地球質(zhì)量到木星質(zhì)量不等,軌道半長(zhǎng)徑分布范圍也十分廣泛,為10?3–104au,此外多行星系統(tǒng)內(nèi)行星的軌道分布也具有多樣性,以上觀測(cè)事實(shí)均對(duì)現(xiàn)有行星形成理論提出了新挑戰(zhàn).

本文在第2節(jié)統(tǒng)計(jì)分析了M型恒星周?chē)低庑行堑奶卣鞣植?第3節(jié)討論了M型與F、G、K型恒星周?chē)男行浅霈F(xiàn)率;第4節(jié)簡(jiǎn)要介紹了系外行星形成研究及模型;第5節(jié)介紹了目前對(duì)行星大氣及原行星盤(pán)的觀測(cè);最后對(duì)未來(lái)地面及空間望遠(yuǎn)鏡探尋M型恒星周?chē)低庑行沁M(jìn)行了總結(jié)與展望.

2 M恒星周?chē)行墙y(tǒng)計(jì)特征

截止2020年11月發(fā)現(xiàn)的系外行星已達(dá)4360顆,本文主要根據(jù)http://exoplanet.eu系外行星網(wǎng)站中的數(shù)據(jù)庫(kù),并參考了https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu,基于以下篩選原則給出了401顆環(huán)繞M型恒星的系外行星及其質(zhì)量、軌道半長(zhǎng)徑、偏心率和恒星金屬豐度等參數(shù):(1)主星光譜型已證實(shí)屬于M型的行星;(2)若恒星光譜型未確定,則選取質(zhì)量介于0.075–0.6M⊙、溫度介于3000–4000 K之間的恒星及其環(huán)繞行星[36];(3)行星質(zhì)量不超過(guò)可發(fā)生核聚變的臨界質(zhì)量(13MJ).在這些行星樣本中,約53.6%的行星通過(guò)凌星法發(fā)現(xiàn),視向速度法發(fā)現(xiàn)的行星約占總樣本數(shù)的25.6%,還有約13.7%的行星由多個(gè)觀測(cè)方法證實(shí),其余少數(shù)為引力透鏡、直接成像法等其他探測(cè)方法發(fā)現(xiàn).通常,若通過(guò)測(cè)光或分光觀測(cè)獲得恒星半徑,結(jié)合凌星觀測(cè)即可獲得行星的半徑和周期參數(shù)[37],當(dāng)多行星系統(tǒng)中的行星間擾動(dòng)使行星中天時(shí)刻(Transit Timing)發(fā)生變化,則可對(duì)行星質(zhì)量進(jìn)一步估算,但并非所有行星的觀測(cè)都存在中天時(shí)刻變化,因此本文根據(jù)開(kāi)普勒行星質(zhì)量-半徑經(jīng)驗(yàn)關(guān)系[38]

其中Rp和ρp分別表示行星的半徑及密度,R⊕、M⊕和ρ⊕分別為地球半徑、質(zhì)量及密度.本文對(duì)樣本中約40.1% 的行星進(jìn)行了質(zhì)量估算,此外根據(jù)開(kāi)普勒第3定律還估算了約21.1%行星的軌道半長(zhǎng)徑,最終對(duì)觀測(cè)及估算所得的全部參數(shù)開(kāi)展了統(tǒng)計(jì)分析.

若將行星按質(zhì)量分類,則含有2顆亞地球(sub-Earth)行星(<0.1M⊕),62顆類地行星(0.1–2M⊕),242顆超級(jí)地球(2–10M⊕),43顆類海王星行星(10–100M⊕)及52顆類木行星(100M⊕–13MJ);按系統(tǒng)內(nèi)行星個(gè)數(shù)劃分,有162顆位于單行星系統(tǒng),239顆位于88個(gè)多行星系統(tǒng)中;按環(huán)繞主星類型分,包括35顆位于雙星及多恒星系統(tǒng)內(nèi)的行星,366顆單恒星系統(tǒng)行星.圖2為行星質(zhì)量、軌道半長(zhǎng)徑、偏心率及恒星金屬豐度的特征概率分布圖.研究發(fā)現(xiàn),M型恒星周?chē)男行琴|(zhì)量在4–7M⊕間存在峰值,概率約為35%.約88%的行星位于距離主星0.01–1 au處,其中～92%的類地行星與主星距離介于0.01–0.3 au之間,～80%的類海王星位于主星0.03–1 au處,～82%的巨行星距離主星0.01–10 au,可見(jiàn)大質(zhì)量行星比小質(zhì)量行星更容易在主星外側(cè)形成.理論上,原行星盤(pán)外側(cè)的固體顆粒和氣體通常由于溫度較低而發(fā)生凝結(jié)形成較大團(tuán)塊,位于外側(cè)的行星胚胎吸積后因此形成大質(zhì)量行星,此外行星在原行星盤(pán)中將產(chǎn)生螺旋密度波并在力矩的作用下產(chǎn)生遷移,類地行星I類遷移的速度通常遠(yuǎn)大于巨行星的II類遷移[39],因此更容易遷移到靠近主星的位置,使小質(zhì)量行星的軌道半長(zhǎng)徑普遍小于大質(zhì)量行星.此外,小質(zhì)量行星的偏心率也略小于大質(zhì)量行星,如類地行星偏心率在～0.1處的概率最大,為0.14,而亞海王星和巨行星的偏心率峰值則位于～0.2處,概率約為0.2,這可能與巨行星在形成過(guò)程中發(fā)生的碰撞與散射次數(shù)更多有關(guān).恒星金屬豐度分析發(fā)現(xiàn),大質(zhì)量行星更傾向于在高金屬豐度的恒星周?chē)纬?反之則更容易生成小質(zhì)量行星.

2.1 行星質(zhì)量-半徑關(guān)系

行星形成的初始條件及演化過(guò)程通常決定了該行星最終的組成成分及物理特性,如行星大氣包層受到恒星輻射而逃逸蒸發(fā),使得半徑約2R⊕的行星在統(tǒng)計(jì)上存在缺失[40–41],反之分析行星的組成物質(zhì)也有助于反演該行星的形成及演化過(guò)程.根據(jù)行星質(zhì)量-半徑與行星內(nèi)部水冰及巖石等成分含量的分析關(guān)系函數(shù)[42]

其中imf和rmf分別為行星結(jié)構(gòu)中水冰和巖石的質(zhì)量比,imf為1時(shí)表示水冰含量為100%,imf=0或rmf=1表示行星全部由巖石組成,rmf為0時(shí)表示行星完全由鐵組成,圖3展示了M型恒星周?chē)行堑馁|(zhì)量-半徑關(guān)系及其成分分析,其中三角形表示直接由觀測(cè)得到的行星數(shù)據(jù),實(shí)心圓為質(zhì)量-半徑經(jīng)驗(yàn)公式推算出的行星數(shù)據(jù),藍(lán)色、黃色及綠色曲線分別表示冰、硅酸鹽及鐵的密度曲線.通常認(rèn)為位于水冰密度曲線上方的行星存在一個(gè)由氫和氦組成的氣體包層,而在曲線下方的高密度行星則可能是巨行星大氣損失殆盡后剩余的行星核[43].

由圖3可見(jiàn),小質(zhì)量行星和大質(zhì)量行星的質(zhì)量-半徑關(guān)系在～4M⊕處存在拐點(diǎn).除少數(shù)幾顆行星外,小于該質(zhì)量的大部分行星內(nèi)部可能存在由鐵等重金屬元素構(gòu)成的地核以及硅酸鹽表層,地核與巖石層的質(zhì)量占比分別約35%和65%,大于4M⊕的行星半徑則隨質(zhì)量增加而迅速增大.造成該現(xiàn)象的原因有兩方面:一方面盡管小質(zhì)量行星自身的半徑和表面積較小,大氣逃逸的總量相對(duì)也較少[44],但是由于距離主星較近、引力勢(shì)較小,主星的輻射、星風(fēng)等依然可以有效剝離它們的外殼而僅殘留一小部分的稀薄大氣和致密行星核;另一方面小質(zhì)量行星本身無(wú)法吸積大量氣體,而大質(zhì)量行星由于引力較大通?？墒`大量氣體而形成濃密且厚重的大氣包層.少部分位于雪線外的行星在形成過(guò)程中吸積大量水冰也可能導(dǎo)致密度較低的大質(zhì)量行星的形成.

2.2 多行星系統(tǒng)

據(jù)統(tǒng)計(jì),在88個(gè)環(huán)M型恒星多行星系統(tǒng)中有49個(gè)系統(tǒng)內(nèi)含有兩顆行星,25個(gè)存在3顆行星,12個(gè)系統(tǒng)包含4顆及以上的行星,其中9個(gè)多行星系統(tǒng)存在巨行星,17個(gè)多行星系統(tǒng)中存在亞海王星大小的行星,63個(gè)多行星系統(tǒng)中目前僅發(fā)現(xiàn)了類地行星.由類地行星組成的系統(tǒng)均分布在距離主星1 au以內(nèi),軌道結(jié)構(gòu)較為緊密,盡管可能受到恒星潮汐作用力的影響但依舊可長(zhǎng)期處于動(dòng)力學(xué)穩(wěn)定狀態(tài)[45–46].

行星在形成過(guò)程中通常會(huì)與原行星盤(pán)進(jìn)行角動(dòng)量交換而遷移,并形成具有共振結(jié)構(gòu)的多行星系統(tǒng)[47],如GJ 876周?chē)男行莃和c位于2 :1平運(yùn)動(dòng)共振[12],行星TOI-270 c/b、d/c周期比分別為5 :3和2 :1[48],TRAPPIST-1系統(tǒng)內(nèi)的7顆行星均近似處在共振鏈上[49].但行星形成后期若受到恒星電磁輻射、行星間碰撞以及潮汐等作用的影響,部分行星也有可能脫離平運(yùn)動(dòng)共振[50].圖4展示了行星系統(tǒng)中相鄰行星周期比的概率分布圖,由圖可見(jiàn),行星軌道周期比值在3 :2、5 :3和2 :1等低階平運(yùn)動(dòng)共振附近存在峰值,概率分別約為10.5%、9.2%和5.6%,此外部分類地行星還近似處在8 :5和5 :2甚至更高階共振附近.研究表明,在這些高階共振結(jié)構(gòu)及結(jié)構(gòu)緊密的行星系統(tǒng)外側(cè)很可能存在一顆或多顆尚未被觀測(cè)到的具有一定偏心率的巨行星[51–56].

2.3 行星宜居性

M型恒星由于溫度較低,位于宜居帶內(nèi)的行星距離主星較近便于觀測(cè)等特點(diǎn),現(xiàn)已成為尋找系外宜居行星的主要目標(biāo).然而對(duì)于M型恒星周?chē)行堑囊司有源饲霸嬖谝恍?zhēng)議,Selsis等[57]提出M型恒星的活動(dòng)性較強(qiáng),在恒星輻射的長(zhǎng)期作用下行星存在大氣的可能性極低,同時(shí)這些近距離行星可能被恒星潮汐鎖定(tidal locking),因此宜居帶內(nèi)的行星可能由于背陽(yáng)面(night side)溫度過(guò)低或不存在大氣而不具備宜居性.但多項(xiàng)研究表明,在具有濃密大氣及大氣環(huán)流的情況下,行星背陽(yáng)面的大氣可能會(huì)被加熱至二氧化碳的凝點(diǎn)[58–59],觀測(cè)也證實(shí)距離主星較近的行星也可能存在大氣[60].

通常認(rèn)為宜居行星是動(dòng)力學(xué)穩(wěn)定的巖石類行星,其表面需存在生命必需的穩(wěn)定的液態(tài)水和大氣,在此基礎(chǔ)上提出了宜居帶的概念[57,61].一般定義方式有兩種,一種取內(nèi)外邊界分別為行星平流層內(nèi)水蒸氣達(dá)到飽和的臨界位置和CO2氣體達(dá)到最大溫室效應(yīng)的保守宜居帶(conservative habitable zone),另一種則為參考太陽(yáng)系得到的經(jīng)驗(yàn)宜居帶(empirical habitable zone),分別以現(xiàn)在的金星軌道和火星早期軌道為內(nèi)外邊界[62].目前已發(fā)現(xiàn)了一些位于宜居帶內(nèi)的行星,如TRAPPIST-1行星系統(tǒng)內(nèi)的e、f、g行星[63],GJ 667 C系統(tǒng)內(nèi)的c、f、e行星[64],GJ 163的c行星[65]等.參考經(jīng)驗(yàn)宜居帶的定義[62]

其中Seff、T?和L?分別為恒星輻射、有效溫度和光度,Seff⊙和L⊙分別為太陽(yáng)系恒星輻射值和光度,T?=Teff?5780K,系數(shù)a、b、c、d為常數(shù),D為宜居區(qū)位置與恒星間的距離,本文計(jì)算了M型恒星周?chē)司訋У姆秶?并篩選了位于宜居帶內(nèi)小質(zhì)量行星.圖5為潛在宜居行星分布圖,其中橘黃色矩形區(qū)域?yàn)楦餍行窍到y(tǒng)的經(jīng)驗(yàn)宜居帶范圍,黑色、藍(lán)色及紅色圓點(diǎn)分別代表類地行星、類海王星及類木行星,矩形區(qū)域顏色及圓點(diǎn)大小分別代表不同的恒星及行星質(zhì)量,宜居行星的具體參數(shù)見(jiàn)表1.由圖可見(jiàn),目前觀測(cè)到的大部分含有宜居行星的均為多行星系統(tǒng),多數(shù)系統(tǒng)內(nèi)僅有一顆行星位于宜居帶內(nèi).

表1 M型恒星周?chē)哂袧撛谝司有缘男行堑膮?shù)Table 1 The parameters of potential habitable planets around M dwarfs

3 M型恒星周?chē)男行浅霈F(xiàn)率

M型恒星周?chē)男行请m然與F、G、K型同樣具有多樣性,但由于主星存在質(zhì)量、溫度、金屬豐度等方面的差異,小質(zhì)量行星與巨行星的出現(xiàn)率也存在很大的差異.通常恒星質(zhì)量越大金屬豐度越高,其周?chē)行潜P(pán)中的塵埃氣體及重金屬含量也越高,更有利于巨行星的形成,反之則更易形成小質(zhì)量巖石行星[66].

3.1 小質(zhì)量行星出現(xiàn)率

自開(kāi)普勒(Kepler)空間望遠(yuǎn)鏡搜尋任務(wù)開(kāi)展以來(lái),M型恒星周?chē)l(fā)現(xiàn)了大量小質(zhì)量行星(Rp≤4R⊕),這些行星通常距離主星較近,軌道周期較短,因此更有利于通過(guò)凌星法觀測(cè)發(fā)現(xiàn).為了分析M型恒星周?chē)霈F(xiàn)小質(zhì)量行星的機(jī)率,2013年Dressing和Charbonneau[67]首次分析了Kepler Q1–Q6數(shù)據(jù)中溫度小于4000 K的恒星周?chē)芷谛∮?0 d的行星出現(xiàn)率,發(fā)現(xiàn)半徑位于0.5–4R⊕區(qū)間內(nèi)的行星出現(xiàn)率為.2015年,Dressing和Charbonneau[68]使用Kepler Q0–Q17全部數(shù)據(jù)并使用恒星光譜和測(cè)光觀測(cè)結(jié)果優(yōu)化了恒星樣本的選取,發(fā)現(xiàn)每一顆M型恒星周?chē)加?.5±0.2顆半徑1–4R⊕的行星在周期小于200 d的軌道上繞行.此后Gaidos等[69]對(duì)Kepler DR24數(shù)據(jù)利用迭代蒙特卡洛模擬法也得出了類似結(jié)論,即M型恒星周?chē)壍乐芷跒?.5–180 d,半徑為1–4R⊕的行星出現(xiàn)率為2.2±0.3.而Hsu等[70]結(jié)合Kepler DR25與Gaia(Global Astrometric Interferometer for Astrophysics)DR2、2MASS (the Two Micron All-Sky Survey)數(shù)據(jù),重新篩選了1746顆Kepler發(fā)現(xiàn)的M型恒星及89顆候選行星,使用近似貝葉斯計(jì)算方法估算發(fā)現(xiàn)行星出現(xiàn)率與選擇的先驗(yàn)分布有關(guān),如使用狄利克雷和均勻先驗(yàn)分布計(jì)算周期0.5–256 d,半徑為0.4–4R⊕的行星出現(xiàn)率分別為,兩者相差一倍左右.

若將小質(zhì)量行星分類,則發(fā)現(xiàn)不同半徑和軌道周期的行星出現(xiàn)率也不同.根據(jù)Kepler Q1–Q6數(shù)據(jù)統(tǒng)計(jì),周期小于50 d的行星中,半徑為0.5–1.4R⊕的行星出現(xiàn)率比半徑為1.4–4R⊕的行星高[67].Kepler Q0–Q17數(shù)據(jù)分析也表明類地行星(1–1.5R⊕)的出現(xiàn)率略高于超級(jí)地球(1.5–2R⊕)的出現(xiàn)率[68],行星出現(xiàn)率在半徑～1.2R⊕處達(dá)到最大值[69].HARPS觀測(cè)結(jié)果表明,小質(zhì)量行星位于周期10–100 d的軌道上的概率比1–10 d的概率高,分別為.

3.2 巨行星出現(xiàn)率

理論研究表明,小質(zhì)量恒星周?chē)ǔＳ捎谠行潜P(pán)中氣體及固體顆粒含量相對(duì)較少而很難形成大質(zhì)量行星[35].Butler等[7]最先提出質(zhì)量大于1MJ、周期小于3 yr的巨行星出現(xiàn)率約為0.5%.隨后Endl等[71]利用Hobby-Eberly望遠(yuǎn)鏡、McDonald天文臺(tái)的Harlan J Smith 2.7 m望遠(yuǎn)鏡、歐南臺(tái)(European Southern Observatory)的VLT(Very Large Telescope)和Keck I望遠(yuǎn)鏡的視向速度觀測(cè)結(jié)果,得出M型恒星周?chē)? au以內(nèi)出現(xiàn)巨行星的概率小于1.27%,在更大軌道半徑范圍內(nèi)(小于2.5 au)的行星出現(xiàn)率也僅[66].近年HARPS高精度視向速度觀測(cè)數(shù)據(jù)也顯示,M型恒星周?chē)嬖诖笥谕列琴|(zhì)量且軌道周期在1–10 d范圍內(nèi)的行星概率不到1%,軌道周期為10–100 d的巨行星概率約[16].若結(jié)合視向速度觀測(cè)與自適應(yīng)光學(xué)成像結(jié)果,則距離主星20 au以內(nèi)存在質(zhì)量大于1MJ行星的概率約為6.5%±3.0%[72],與引力透鏡觀測(cè)結(jié)論得出的結(jié)論一致[73].但若將微引力透鏡與視向速度結(jié)果結(jié)合,則M型恒星周?chē)嬖贛psini >0.1MJ(其中i為行星軌道傾角)、周期小于27 yr行星的概率將增加至15%±6%,比之前得出的結(jié)論高了一個(gè)量級(jí)左右[74].可見(jiàn)巨行星發(fā)生率與觀測(cè)手段息息相關(guān),對(duì)多項(xiàng)觀測(cè)數(shù)據(jù)的統(tǒng)計(jì)分析有利于更全面地了解M型恒星周?chē)扌行堑陌l(fā)生率.

3.3 宜居行星出現(xiàn)率

自系外行星發(fā)現(xiàn)以來(lái),太陽(yáng)系外是否存在適宜生命生存的行星便成為行星科學(xué)領(lǐng)域的一項(xiàng)重要課題.2013年,HARPS數(shù)據(jù)分析顯示M型恒星周?chē)司有行?1 ≤Mpsini≤10M⊕)的出現(xiàn)率約為[16],而Kepler Q1–Q6數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn)半徑0.5–1.4R⊕的宜居行星的平均概率僅[67],兩者結(jié)論相差甚遠(yuǎn).隨后不久,Kopparapu等[62]根據(jù)保守宜居帶及經(jīng)驗(yàn)宜居帶的定義分別重新估算了Kepler數(shù)據(jù)中行星在不同宜居帶內(nèi)的出現(xiàn)率.研究發(fā)現(xiàn),保守宜居帶和經(jīng)驗(yàn)宜居帶內(nèi)存在半徑為0.5–1.4R⊕宜居行星的概率分別為[75],與Bonfils等[16]之前得到的結(jié)果接近.若將行星半徑擴(kuò)大至0.5–2R⊕,則保守和經(jīng)驗(yàn)宜居帶內(nèi)的行星出現(xiàn)率則分別增至2015年,Kepler Q0–Q17數(shù)據(jù)分析顯示,保守和經(jīng)驗(yàn)宜居范圍內(nèi)類地行星(1–1.5R⊕)出現(xiàn)率分別為,超級(jí)地球(1.5–2.0R⊕)分別為表2列出了近年M型恒星周?chē)司有行浅霈F(xiàn)率的估算結(jié)果,其出現(xiàn)率約為0.2–0.5.

表2 M型恒星周?chē)司有行浅霈F(xiàn)率Table 2 The occurrence rate of habitable planets orbiting M dwarfs

3.4 行星出現(xiàn)率與恒星類型

行星出現(xiàn)率除與行星質(zhì)量、半徑及公轉(zhuǎn)周期等自身特性有關(guān)外,還與主星質(zhì)量、金屬豐度及光譜型相關(guān).研究發(fā)現(xiàn),巨行星出現(xiàn)率(f)與恒星質(zhì)量及金屬豐度([Fe/H])的關(guān)系可近似表示為f=10y[Fe/H],其中C、x、y均為常數(shù).Johnson等[66]對(duì)加州行星搜尋項(xiàng)目中1266顆質(zhì)量為0.2–1.9M⊙的恒星及其周?chē)?.5 au以內(nèi)的行星模擬給出,x和y值分別為1.0±0.3和1.2±0.2.其中M型恒星周?chē)扌行堑某霈F(xiàn)率對(duì)恒星金屬豐度的依賴性相對(duì)比F、G、K型小,關(guān)系常數(shù)y=1.06±0.42,常數(shù)C的最佳擬合值為0.025[77].而Neves等[78]和Montet等[72]分別對(duì)M型恒星周?chē)蠓秶?<20 au)內(nèi)巨行星的生成率研究,得出y的值是之前的2–3倍,分別為2.94±1.03和3.8±1.2,高金屬和低金屬豐度的M型恒星周?chē)扌行堑某霈F(xiàn)率分別為12.4%±5.4%和0.96%±0.51%.

與F、G、K型恒星相比,M型恒星周?chē)霈F(xiàn)周期小于200 d的小質(zhì)量行星的概率約為F、G、K型的3.5倍[79–81],而巨行星的出現(xiàn)率則僅為F、G、K型的一半[82–83],其中周期小于3 yr的巨行星出現(xiàn)率比F、G、K型小一個(gè)量級(jí)[84].但若按照等效恒星輻射計(jì)算,不同恒星類型周?chē)行堑某霈F(xiàn)率相差不大[70].此外,隨著恒星及行星的形成演化,光譜型晚期的恒星周?chē)霈F(xiàn)行星的概率比光譜型早期的恒星高.在M型早期恒星周?chē)?半徑0.5–2.5R⊕、周期0.5–10 d的行星出現(xiàn)率為[68],而至中期(M3V–M5V)時(shí)出現(xiàn)率增長(zhǎng)至早期的兩倍,其中M3V、M4V和M5V型恒星周?chē)行浅霈F(xiàn)率分別為

4 M型恒星周?chē)行切纬衫碚摷把芯楷F(xiàn)狀

與F、G、K型恒星類似,目前通常使用核吸積或引力不穩(wěn)定模型解釋M型恒星周?chē)行堑男纬?其中核吸積理論可以很好地解釋類地行星及類海王星的形成,卻很難解釋小質(zhì)量恒星周?chē)纬傻念惸拘行荹86–87],因此一些天文學(xué)家致力于尋找原行星盤(pán)發(fā)生不穩(wěn)定性的必要條件,試圖通過(guò)引力不穩(wěn)定模型解釋M型恒星周?chē)扌行堑男纬?

4.1 核吸積模型

在核吸積模型中,亞微米級(jí)大小的塵埃受重力作用向中心平面掉落,并在氣體動(dòng)力學(xué)拖拽下凝結(jié)逐漸形成毫米級(jí)大小的卵石及米級(jí)大小的巖石,當(dāng)原行星盤(pán)中逐漸形成千米級(jí)大小的星子后將進(jìn)入雪崩生長(zhǎng)期(runaway growth)及寡頭生長(zhǎng)期(oligarchic growth)形成原行星,最終吸積氣體逐漸演化成類地行星或巨行星[88].

與大質(zhì)量恒星不同的是,小質(zhì)量恒星周?chē)脑行潜P(pán)吸積率較小且隨時(shí)間下降更快[89].質(zhì)量為0.1M⊙的M型恒星周?chē)鷼怏w盤(pán)初始吸積率約為類太陽(yáng)恒星的1/5,2 Myr后則僅為類太陽(yáng)恒星的1/40[90].對(duì)吸積率積分發(fā)現(xiàn),原行星盤(pán)早期(t?1 Myr)質(zhì)量近似與主星質(zhì)量成正比,而當(dāng)t～1–3 Myr時(shí),由于小質(zhì)量恒星周?chē)脑行潜P(pán)演化較快,盤(pán)質(zhì)量逐漸近似與主星質(zhì)量的平方成正比[91].隨著恒星年齡的增長(zhǎng),恒星光度與恒星質(zhì)量的指數(shù)關(guān)系也逐漸增大[92–93],當(dāng)恒星年齡小于10 Myr時(shí),其光度近似正比于恒星質(zhì)量的1–2次方,而10 Myr后則與成正比.以上因素均會(huì)影響原行星盤(pán)的結(jié)構(gòu)及雪線位置,并決定星子和行星胚胎等在原行星盤(pán)中的分布.此外,小質(zhì)量恒星周?chē)行潜P(pán)內(nèi)的斯托克斯數(shù)(Stokes number)增長(zhǎng)速率比大質(zhì)量恒星快,使得行星吸積效率隨時(shí)間逐漸減小,阻礙了大質(zhì)量行星的形成[90].

Ida和Lin[87]最早通過(guò)核吸積模型模擬了M型恒星周?chē)讨芷谛行堑男纬?發(fā)現(xiàn)行星在快速吸積氣體之前便開(kāi)始遷移,因此形成短周期海王星質(zhì)量的冰巨星相對(duì)較多,而類木行星則相對(duì)較少,該結(jié)論隨后被視向速度觀測(cè)證實(shí)[8,66].Raymond等[94]通過(guò)模擬小質(zhì)量恒星周?chē)惖匦行堑男纬?發(fā)現(xiàn)M型恒星周?chē)司訋?nèi)的行星很可能由于無(wú)法有效進(jìn)行水運(yùn)輸而十分干燥因此不宜居.以上結(jié)論均為星子吸積(planetesimal accretion)模型得出,而研究發(fā)現(xiàn)行星形成的最終質(zhì)量與吸積粒子的大小有關(guān)[95],由于較小的粒子與盤(pán)中氣體的耦合作用較強(qiáng),當(dāng)行星掠過(guò)其軌道時(shí)吸積效率更高.考慮到粒子的氣體阻尼(gas drag)時(shí)標(biāo)應(yīng)與被行星散射的時(shí)標(biāo)一致,行星吸積的特征粒子大小應(yīng)為毫米至厘米量級(jí),即為“卵石吸積” (pebble accretion)[96–97].基于這一理論,Ormel等[98]提出了行星胚胎起源于雪線處的行星形成機(jī)制,解釋了TRAPPIST-1及其他M型恒星周?chē)Y(jié)構(gòu)緊密的多行星系統(tǒng)的形成過(guò)程,圖6為以TRAPPIST-1行星系統(tǒng)為例的行星形成與演化過(guò)程圖.該模型假設(shè)在原行星盤(pán)的雪線位置(rice)固體顆粒與氣體的質(zhì)量比較高,由于觸發(fā)流體不穩(wěn)定而形成星子,星子通過(guò)卵石吸積過(guò)程逐漸形成原行星胚胎,當(dāng)胚胎生長(zhǎng)至足夠大則將開(kāi)始I類遷移進(jìn)入雪線內(nèi)側(cè),與此同時(shí)吸積較為干燥的卵石直到達(dá)到孤立質(zhì)量(isolation mass).此后,第2顆行星胚胎在雪線處經(jīng)歷類似過(guò)程并向內(nèi)遷移,當(dāng)遷移至原行星盤(pán)內(nèi)邊界(rc)時(shí)停止并與鄰近行星進(jìn)入共振狀態(tài).此模型形成的行星通常含有～10%的水[99],與觀測(cè)吻合較好[100–101].但該理論也存在一些不足,如該模型中的行星形成于富含氣體的原行星盤(pán)中,通?？晌e原始H/He大氣,而目前并沒(méi)有相應(yīng)的觀測(cè)證實(shí)[102];雪線處實(shí)現(xiàn)卵石堆積的條件較為苛刻,即需原行星盤(pán)足夠光滑;發(fā)生流體不穩(wěn)定的條件目前尚不明確等.此后,Liu等[90,103]模擬了不同質(zhì)量恒星周?chē)ㄟ^(guò)卵石吸積形成的行星特征,發(fā)現(xiàn)行星質(zhì)量隨著主星質(zhì)量和軌道半徑增加而增加,越年老的恒星周?chē)纬傻男行琴|(zhì)量越小.質(zhì)量小于0.3M⊙的主星周?chē)茈y形成氣態(tài)巨行星,在質(zhì)量為0.1M⊙的晚期M型恒星周?chē)畲罂尚纬傻厍蛸|(zhì)量的行星.

4.2 引力不穩(wěn)定模型

在引力不穩(wěn)定模型中,大質(zhì)量原行星盤(pán)由于引力不穩(wěn)定形成螺旋密度波[104],剩余角動(dòng)量沿徑向向外傳播耗散,并加熱原行星盤(pán)[105].當(dāng)冷卻速度小于0.5–2倍軌道周期且自引力不足以抵抗熱壓力時(shí)[106–109],原行星盤(pán)將發(fā)生坍縮并在短時(shí)間內(nèi)(～數(shù)千年)形成具有幾個(gè)木星質(zhì)量的原行星[110–111].

M型恒星周?chē)^測(cè)到的巨行星按軌道半徑可分為兩類:一類距離主星較近(?15 au),另一類則與主星距離大于100 au.Boss[112]對(duì)小質(zhì)量恒星及其周?chē)行潜P(pán)演化模擬發(fā)現(xiàn),第1類氣態(tài)巨行星可通過(guò)引力不穩(wěn)定模型在質(zhì)量為0.021–0.065M⊙、4–20 au大小的原行星盤(pán)中形成.而對(duì)于軌道半徑大于35 au的巨行星,Dodson-Robinson等[113]對(duì)比了核吸積、行星間散射、引力不穩(wěn)定3種可能的形成機(jī)制,發(fā)現(xiàn)只有引力不穩(wěn)定模型可以解釋此類行星的形成.研究表明,引力不穩(wěn)定的觸發(fā)條件與原行星盤(pán)質(zhì)量有關(guān),最小原行星盤(pán)質(zhì)量隨主星質(zhì)量和盤(pán)尺寸的增加而增加,對(duì)于較小尺寸的盤(pán),盤(pán)-主星質(zhì)量比至少需滿足q～0.3才會(huì)發(fā)生盤(pán)碎裂,而大尺寸原行星盤(pán)則需達(dá)到q～0.6[34].此外,引力不穩(wěn)定模型對(duì)金屬豐度的依賴性不高,但當(dāng)金屬豐度足夠高(如[Fe/H]=10)時(shí),原行星盤(pán)將由于無(wú)法快速冷卻而延展并保持引力穩(wěn)定.引力不穩(wěn)定模型通?？山忉孧型恒星周?chē)?0–100 au以內(nèi)、質(zhì)量約2–5MJ的巨行星,該模型中巨行星的最佳形成位置位于50–60 au處.

5 M型恒星周?chē)行潜P(pán)及行星大氣觀測(cè)現(xiàn)狀

盡管目前對(duì)行星形成過(guò)程的解釋尚未統(tǒng)一,但普遍認(rèn)為行星形成于原行星盤(pán)中并最終形成巖石類行星或氣態(tài)巨行星,因此對(duì)原行星盤(pán)結(jié)構(gòu)及行星大氣成分的觀測(cè)有利于對(duì)行星形成過(guò)程的研究.

5.1 原行星盤(pán)

初期恒星體(Young Stellar Objects)是恒星成為主序星前的演化階段,根據(jù)紅外波段的能譜分布(Spectral Energy Distribution)斜率αIR可劃分為4個(gè)階段,其中Class 0的峰值位于遠(yuǎn)紅外或毫米波段,近紅外波段無(wú)輻射流量;Class I的能譜在近紅外和中紅外波段近似平坦或呈現(xiàn)上升趨勢(shì),能譜斜率αIR≥0.3;Class II為經(jīng)典金牛T型星(Classical T Tauri Star),其能譜在近紅外和中紅外波段較為陡峭,斜率?1.6 ≤αIR

毫米/亞毫米波觀測(cè)結(jié)果表明,原行星盤(pán)的質(zhì)量約占主星質(zhì)量的0.2%–0.6%,其中氣體盤(pán)與塵埃盤(pán)質(zhì)量比約為100 :1[124].在金牛座恒星形成區(qū),塵埃盤(pán)與恒星質(zhì)量的擬合關(guān)系可近似表示為lg[Mdust/M⊕]=(0.94±0.14)lg[M?/M⊙]+(1.15±0.09)[125].塵埃盤(pán)質(zhì)量隨時(shí)間逐漸衰減,早期質(zhì)量最大為0.43–0.59M⊙,到晚期僅剩余0.08–0.245M⊙.盤(pán)標(biāo)高通常在5–25之間,內(nèi)邊界位于0.01–1 au.相比之下,上天蝎座(Upper Scorpius)的塵埃盤(pán)質(zhì)量則相對(duì)較低,質(zhì)量關(guān)系近似為lg[Mdust/M⊕]=(0.92±0.18)lg[M?/M⊙]+(0.46±0.09)[126–127],可見(jiàn)不同恒星形成區(qū)內(nèi)原行星盤(pán)的質(zhì)量分布也不同.

當(dāng)原行星盤(pán)演化至晚期,氣體盤(pán)逐漸耗散,未被行星吸積的殘留小天體將在主序星周?chē)纬伤槠P(pán)[128–130].Liu等[131]通過(guò)夏威夷-莫納亞克天文臺(tái)的麥克斯韋望遠(yuǎn)鏡(JCMT),在850μm和450μm波段分別對(duì)M型恒星GJ 182及GJ 803的碎片盤(pán)進(jìn)行了觀測(cè),其中GJ 182的碎片盤(pán)位于1–2 au處,質(zhì)量約為0.007–0.028M⊕,而GJ 803碎片盤(pán)距離主星約17 au,質(zhì)量約0.011M⊕.Lestrade等[132–134]通過(guò)JCMT和IRAM (Institut de Radioastronomie Millim′etrique)30 m望遠(yuǎn)鏡在M3型恒星GJ 842.2和GJ 581周?chē)舶l(fā)現(xiàn)了碎片盤(pán).據(jù)統(tǒng)計(jì),年輕M型恒星(≤40 Myr)周?chē)槠P(pán)出現(xiàn)率約6%[135],而年老M型恒星周?chē)槠P(pán)的出現(xiàn)率則不到1.3%[136–137].

原行星盤(pán)尺寸、質(zhì)量及內(nèi)部結(jié)構(gòu)的觀測(cè)為系外行星形成理論研究提供了良好的前提條件.原行星盤(pán)結(jié)構(gòu)決定了行星吸積過(guò)程及遷移停止條件,不同的盤(pán)模型還決定了行星與行星間的軌道特性,而原行星盤(pán)的質(zhì)量及尺寸則在很大程度上影響著形成行星最終的大小等特征.

5.2 行星大氣觀測(cè)

行星大氣是行星形成過(guò)程中吸積原行星盤(pán)中的氣體而逐漸形成的氣體包層,由氣體分子或原子以及氣溶膠組成,在溫度較高的上層大氣中可能還存在等離子體[138].大氣形成初期的組成成分通常取決于原行星氣體盤(pán),主要為H和He,隨著演化階段的不同大氣成分也隨之改變,巨行星通常會(huì)保留它們的原始大氣,而類地行星在巖漿活動(dòng)、大氣逃逸、星風(fēng)、小行星及彗星撞擊等的影響下,大氣成分會(huì)有較大的改變[139].行星大氣中碳和氧元素的比率反映了行星的氧化還原反應(yīng),金屬豐度等的測(cè)量也有利于確定行星形成的初始位置及演化過(guò)程[138].探測(cè)大氣逃逸的傳統(tǒng)方法是在行星凌星時(shí)探測(cè)電離大氣中的Lyα吸收線,但該吸收線的測(cè)量受地球大氣的影響較大,需要空間望遠(yuǎn)鏡的支持.近年,Oklopˇci′c和Hirata[140]提出使用地面望遠(yuǎn)鏡測(cè)量He 10830 ?A吸收線可探測(cè)熱木星和熱海王星的大氣外流,如Guilluy等人在熱木星HD 189733 b凌星時(shí)獲得的高分辨率透射光譜中探測(cè)到了He吸收線[141].

M型恒星周?chē)男行怯捎诰嚯x恒星普遍較近,受恒星磁場(chǎng)活動(dòng)引起的強(qiáng)X射線、極紫外輻射以及星風(fēng)等影響,行星表面大氣更易被電離且發(fā)生逃逸,甚至可能完全被剝離[142].根據(jù)哈勃空間望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)結(jié)果,超級(jí)地球K2-18 b正在經(jīng)歷氫原子大氣逃逸,且大氣中有存在水的跡象[60,143].Ehrenreich等[144]利用溫暖海王星GJ 436 b大氣中探測(cè)到的大量Lyα線描繪了該行星類似彗尾的大氣逃逸圖,在該行星大氣中未探測(cè)到Hα線,表明大氣層中的氫均以基態(tài)形式存在[145–146].Spitzer空間望遠(yuǎn)鏡的8μm紅外波段觀測(cè)數(shù)據(jù)還顯示,GJ 436 b的大氣包層中含有H、He、H2O和CH4等分子,且由于該行星溫度較低,可能還含有NH3分子[147].部分行星的大氣光譜中未探測(cè)到明顯的特征吸收線,如類地行星GJ 1214 b[148–150]和GJ 1132 b[151–152]等,據(jù)推測(cè)此類行星很可能存在厚重的H/He和霧霾包層.Nascimbeni等[153]通過(guò)大雙筒望遠(yuǎn)鏡(Large Binocular Telescope,LBT)分別在紫外(波長(zhǎng)λc=357.5 nm)和紅外波段(λc=963.5 nm)發(fā)現(xiàn)溫暖類天王星GJ 3470 b的大氣中存在瑞利散射,并推測(cè)很可能是由于存在較厚的H/He和霧霾包層,后被多項(xiàng)觀測(cè)證實(shí)[154–159].

行星大氣觀測(cè)為確定大氣成分提供了強(qiáng)有力的依據(jù),不同的大氣成分及液態(tài)水的含量有利于對(duì)該行星的形成過(guò)程及宜居性做出預(yù)判.目前行星大氣的研究受觀測(cè)手段及設(shè)備精度等的影響均處于起步階段,未來(lái)JWST (James Webb Space Telescope)望遠(yuǎn)鏡發(fā)射后將消除地面大氣對(duì)行星大氣觀測(cè)的影響,實(shí)現(xiàn)高精度的大氣觀測(cè),因此行星大氣將會(huì)成為未來(lái)行星科學(xué)領(lǐng)域的一大熱點(diǎn)課題.

6 總結(jié)與展望

M型恒星作為銀河系中數(shù)量最多的恒星類型,由于在其周?chē)纬傻男行峭ǔ＞嚯x主星較近更利于觀測(cè),近些年已逐漸成為尋找系外類地行星的主要觀測(cè)目標(biāo).本文主要介紹了M型恒星周?chē)男行翘卣?包括行星特征統(tǒng)計(jì)分析、不同類型的行星出現(xiàn)率、行星形成理論、大氣及原行星盤(pán)觀測(cè)等.

本文基于篩選的401顆環(huán)繞M型恒星的行星,統(tǒng)計(jì)分析了M型恒星周?chē)行堑奈锢硖卣?研究發(fā)現(xiàn),類地行星、類海王星及巨行星的占比分別約74.3%、10.2%和15.5%,其中約88%的行星距離主星小于1 au.約60%的行星位于多行星系統(tǒng)中,軌道分布通常較為緊密且近似位于軌道共振附近.質(zhì)量-半徑關(guān)系分析發(fā)現(xiàn),小于4M⊕的大部分行星可能是由65%的硅酸鹽和35%的鐵組成,而大于4M⊕的行星半徑隨質(zhì)量增加而迅速增長(zhǎng).此外,本文還羅列了位于宜居帶內(nèi)具有潛在宜居性的行星及其參數(shù).

行星出現(xiàn)率是表征恒星周?chē)行切纬尚实闹匾獏⒖贾笜?biāo).研究表明行星出現(xiàn)率隨行星半徑變化而變化,M型恒星周?chē)尚行堑母怕拾搭惖匦行?、超?jí)地球、亞海王星和巨行星的順序逐級(jí)遞減.總體而言,平均每一顆M型恒星周?chē)陀?–2.5顆小質(zhì)量行星,而巨行星的概率則不到10%[68,72].除了行星自身特性,主星特性也會(huì)影響行星的出現(xiàn)率.恒星質(zhì)量越大,金屬豐度越高,生成巨行星的概率就越大[66],反之則更可能生成小質(zhì)量行星,如M型恒星周?chē)≠|(zhì)量行星的形成概率約是F、G、K型恒星的3.5倍,而巨行星生成率則比F、G、K型恒星小一個(gè)量級(jí)[79].對(duì)于相同光譜型的恒星,恒星晚期周?chē)霈F(xiàn)行星的概率比早期高,M型中期恒星的行星出現(xiàn)率約為早期的兩倍[85].

M型恒星周?chē)行堑男纬蓹C(jī)制中較容易被接受的是在核吸積理論框架的基礎(chǔ)上提出的行星胚胎起源于雪線位置的假說(shuō)[98],不僅縮短了行星吸積過(guò)程的時(shí)標(biāo),還解決了行星形成過(guò)程中水運(yùn)輸?shù)膯?wèn)題,使宜居帶內(nèi)的行星有了存在生命的可能.但該理論對(duì)于發(fā)生流體或盤(pán)不穩(wěn)定性的初始條件尚不明確,有待未來(lái)進(jìn)一步的研究.行星的形成與演化研究離不開(kāi)原行星盤(pán),對(duì)原行星盤(pán)的觀測(cè)和研究也是行星科學(xué)領(lǐng)域的一大重點(diǎn).本文簡(jiǎn)要介紹了原行星盤(pán)的觀測(cè)現(xiàn)狀,包括過(guò)渡盤(pán)和晚期的碎片盤(pán),這些盤(pán)結(jié)構(gòu)為行星形成研究提供了初始條件和有力支撐.行星形成晚期會(huì)吸積原行星盤(pán)中的氣體并逐漸形成行星大氣,對(duì)行星大氣特征的觀測(cè)通常通過(guò)透射光譜、熱輻射和反射光譜、直接成像或高分辨率的多普勒光譜儀獲得,其中以透射光譜分析最為常見(jiàn)[160].目前對(duì)大氣的觀測(cè)并不多,僅少數(shù)溫暖巨行星的透射光譜中觀測(cè)到了H和He的吸收線,且H多以基態(tài)形式存在.針對(duì)部分透射光譜沒(méi)有顯示任何特征的行星,科學(xué)家們推測(cè)該行星表面可能不存在大氣,或在其上空有較為厚重的云層.此外,在部分行星大氣中探測(cè)到可能存在液態(tài)水的跡象,為M型恒星周?chē)司有行堑难芯刻峁┝擞^測(cè)依據(jù).

目前大部分環(huán)繞M型恒星的行星均由Kepler空間望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn),但近幾年歐洲空間局(ESA)和美國(guó)國(guó)家航空航天局(NASA)分別發(fā)射了Gaia和TESS空間望遠(yuǎn)鏡,旨在近鄰恒星周?chē)褜は低庑行?TESS對(duì)于特定的觀測(cè)目標(biāo)將持續(xù)開(kāi)展長(zhǎng)達(dá)27 d的觀測(cè),因此更有利于發(fā)現(xiàn)大量短周期行星,其中約75%的小質(zhì)量行星環(huán)繞M型恒星運(yùn)行[161],且大部分行星可能位于宜居帶內(nèi).對(duì)太陽(yáng)系近鄰已知的超級(jí)地球及類海王星等進(jìn)行高精度觀測(cè)的CHEOPS (Characterising Exoplanet Satellite)衛(wèi)星也于2019年12月底發(fā)射成功,預(yù)計(jì)會(huì)發(fā)現(xiàn)大量環(huán)繞M型恒星的行星,進(jìn)而對(duì)行星特性的了解也會(huì)更加深入.此外,JWST望遠(yuǎn)鏡及ARIEL (Atmospheric Remote-sensing Infrared Exoplanet Large-survey Mission)任務(wù)分別預(yù)計(jì)將于2021年及2028年開(kāi)始對(duì)不同光譜型恒星周?chē)行堑拇髿庹归_(kāi)觀測(cè),分析大氣組成及成分.我國(guó)也預(yù)計(jì)于2026年發(fā)射中國(guó)空間站“巡天號(hào)”光學(xué)艙,其觀測(cè)視場(chǎng)將達(dá)到哈勃太空望遠(yuǎn)鏡的300倍以上.2028年,我國(guó)擬發(fā)射空間科學(xué)衛(wèi)星開(kāi)展近鄰宜居行星巡天計(jì)劃(Closeby Habitable Exoplanet Survey,CHES),基于天體測(cè)量法實(shí)現(xiàn)微角秒級(jí)星間距的測(cè)量精度,在太陽(yáng)系近鄰搜尋適宜居住的另一顆地球.此外,國(guó)內(nèi)還將于2030年開(kāi)展覓音計(jì)劃,通過(guò)直接成像手段發(fā)現(xiàn)和證認(rèn)太陽(yáng)系外宜居行星并刻畫(huà)其宜居性.因此,M型恒星周?chē)行堑奶綔y(cè)和研究將會(huì)是行星科學(xué)領(lǐng)域一大熱點(diǎn),這些研究圍繞行星大氣探測(cè),行星宜居性與行星形成與演化等前沿科學(xué)問(wèn)題,不僅可了解行星系統(tǒng)形成演化的細(xì)致物理圖像,亦可回答我們太陽(yáng)系自身的起源.