太阳系外行星

太阳系外行星的搜寻和研究是当前天文学研究的热点课题之一。自1995年人类第一次在主序星周围探测到太阳系外行星以来，已经发现了三百多颗太阳系外行星，它们表现出的丰富多彩的性质令人吃惊。我们利用国家天文台兴隆观测基地的2.16米天文望远镜开展太阳系外行星的搜寻，同时利用高分辨率光谱对主星的化学丰度、年龄、运动学等特性开展研究。

太阳系外行星的搜寻

我们团组的太阳系外行星搜寻项目启动于2004年。作为中日韩行星搜寻计划(EAPSNet)[1]的一部分，国家天文台与日本国立天文台(NAOJ)共同使用兴隆2.16米望远镜和日本冈山天体物理观测所的1.88米望远镜，利用视向速度方法，在一百余颗G、K型晚巨星周围搜寻太阳系外行星。2008年，我们在红巨星后发星座11周围发现了一颗质量为木星19倍的褐矮星[2]。2009年，又在红巨星HD 173416周围发现一颗质量约为木星2.7倍的巨行星[3]，围绕主星公转的周期为324天，距离主星约1.16天文单位，这是中国天文学家首次发现的太阳系外行星，丰富了人们对行星形成理论的知识。

有行星系统恒星的研究：解开高丰度的吸积与原初起源之谜

1997年，天文学家们研究了当时已经发现的十几颗具有行星系统的恒星，结果表明，多数具有行星系统的恒星的金属丰富度显著高于普通恒星。我们系统研究了五十多颗（占当时发现的大多数）具有行星系统的恒星的18种化学元素的丰度，证实了恒星的高金属丰度有利于行星形成这一结论[4][5]。2001年，Smith等人发现6颗具有行星系统恒星表现出元素丰度与浓缩温度之间存在正相关，认为行星系统的形成改变了主星表面的元素丰度，支持高金属丰度起源于吸积的观点[6]。为了揭开具有行星系统恒星高丰度的吸积与原初起源之谜，我们首次考虑了元素的超精细结构，进一步提高分析精度，得到了更可靠的丰度结果。由于富金属星的谱线比较强，元素的超精细结构效应成为影响丰度确定的重要因素。利用可靠的丰度结果，我们分析了元素丰度与浓缩温度之间的关系。发现绝大多数具有行星系统的恒星元素丰度与浓缩温度之间没有明显的关系[7]，支持了高金属丰度是原初的, 吸积机制的假设不合理。

为了进一步分析少数具有行星系统恒星中发现的元素丰度与浓缩温度之间正相关的可能起源，我们研究了一个具有共同自行的恒星对HD134439/40的丰度模式，发现具有相同核合成历史的元素丰度与其浓缩温度存在非常明显的关系[8]。这一恒星对具有共同的自行，它们确实起源于同一块星云，这为检验元素丰度与行星存在提供了一个得天独厚的机会。结果显示，它们具有晕族的低金属丰度，而且这两颗星呈现完全一样的元素丰度比率，表明它们的周围不可能存在行星系统。显然，元素丰度与其浓缩温度关系的正斜率需要其它的机制来解释。通过细致研究不同元素在星际介质中的增丰和衰竭模式，我们提出它们的表面丰度可能受到了前一代AGB恒星的物质污染，这一机制可以解释元素丰度与其浓缩温度关系的正斜率。由此可以推论，以前在少数有行星系统恒星发现的元素丰度与其浓缩温度关系的正斜率有其它起源，它们与行星系统的存在与否可能没有什么本质的联系，因此，该斜率不能作为支持行星系统的形成改变了主星表面的元素丰度的证据。

为了研究行星形成和维系行星系统所需要的外在环境，我们还开展了具有行星系统恒星其它性质的研究。首先，由于大部分具有行星系统的恒星属于富金属恒星，我们系统研究了一批富金属星的丰度和运动学参数。结果发现少数有行星系统恒星是年老而又富金属的恒星，这说明行星系统可以存在很长时间，其中HD190360的丰度和运动学参数表明它属于厚盘星族。这是首次在厚盘星族中发现有行星系统的恒星[9]，它反映了具有行星系统恒星的动力学环境对行星形成和行星维系的影响：尽管大部分具有行星系统的恒星在薄盘环境中得以保有行星系统，它们也可以在厚盘的动力学环境中存在。在晕族，目前还没有发现具有行星系统的恒星。第二，通过分析其中有争议的一颗具有行星系统的恒星的候选体HD190228的高分辨率、高信噪比光谱，确定空间速度、轨道参数、年龄和多种元素的丰度，我们首次从光谱分析判断出HD190228的伴星应为褐矮星，而非以前工作认为的行星[10]。第三，针对一批温度与太阳类似的具有行星系统的恒星和相同温度范围的普通恒星的直接对比研究，发现温度为5600-5900K的具有行星系统恒星的锂元素丰度在主序阶段比普通恒星表现出更容易衰竭的现象[11]。特别地，我们的研究发现以前被认为具有行星伴星的主星，HD33636，Li未出现衰竭的现象，对它的伴星是否为行星提出了怀疑，随后哈勃太空望远镜的观测[12]证实了HD33636的伴星是光谱型为M6V的恒星，不是行星。

参考文献

  • [1] Izumiura, H., 2005, Korean Astronomical Society, 38, 81.
  • [2] Liu, Y.-J., Sato, Bun'ei, Zhao, G. et. al., 2008, ApJ, 672, 553.
  • [3] Liu, Yu-Juan, Sato, Bun'ei, Zhao, G., Ando, Hiroyasu, 2009, ReA&A, 9, 1.
  • [4] Zhao, G., Chen, Y.Q., Qiu, H.M., Li, Z.W., 2002, AJ, 124, 2224.
  • [5] Huang,C., Zhao,G., Zhang,H.W., Chen, Y.Q., 2005, MNRAS, 363, 71.
  • [6] Smith, Verne V., Cunha, Katia, Lazzaro, Daniela, 2001, AJ, 121, 3207.
  • [7] Huang, C., Zhao, G., Zhang, H.W., Chen, Y.Q., 2005, ChJAA, 5, 619.
  • [8] Chen,Y.Q., Zhao,G., 2006, MNRAS, 390, 1091.
  • [9] Chen,Y.Q., Zhao,G., Nissen,P.E., Bai,G.S., Qiu,H.M., 2003, ApJ, 591, 925.
  • [10] Chen,Y.Q., Zhao,G., 2001, A&A, 374, 1.
  • [11] Chen,Y.Q., Zhao,G., 2006, AJ, 131, 116.
  • [12] Bean, J.L., McArthur, B.E., Benedict, G.F., 2007, AJ, 134, 749.