天苑四是一颗怎样的恒星？
本来名字想的是其他什么，忘了后来为什么偏要搞个天苑四，还要半年才能改，现在这个回答硬着头皮也要写好。本身对天苑四其实不是很了解，过去几天恶补一下，基本上保证了全文信息都是最新研究，存在争议的没有包括进来。 天苑四（Epsilon Eridani / ε Eridani / HD 22049 / GJ 144 / HIP 16537），正式名称其实是Ran，2015年由IAU公开投票决定。公元2世纪希腊天文学家托勒密是已知最早记录这颗恒星的人。该星位于波江座，距离太阳系仅有10.5光年。视星等3.7，干净夜空里裸眼可见。这颗恒星被经常引入到科幻小说里作为宇宙探索的背景。 天苑四质量、半径和亮度分别是太阳的 0.80\pm6M_{\odot}、 0.735\pm5R_{\odot} 和 0.32359_{-678}^{+663}L_{\odot} ，温度 T_{\ast} 比太阳低为 5076\pm30K ，光谱类型属于K2V晚期橙矮星，自转速度接近~11.5天，恒星金属丰度[Fe/H]——恒星铁原子（Fe）数量和氢原子（H）数量比例与太阳Fe和H比例的对数差——为-0.09\pm0.06 （Heiter et al., 2015; Jofré et al., 2014）。也就是说天苑四Fe含量 10^{-0.09\pm0.06}\approx0.81_{-10}^{+12} 比太阳低 19_{-12}^{+10} %。 金属丰度是决定行星形成过程的重要指标，因为恒星光球层化学成分很大程度反映了当时的原行星盘成分。Kepler系外行星调查发现金属丰度比太阳高20-30%的恒星明显更容易形成热木星和高轨道离心率的热超级地球，而比太阳低50%的恒星的行星系统更紧凑（Petigura et al., 2018; Brewer et al., 2018; Mills et al., 2019）。 天苑四在银河系中的速度和方向与大熊座移动星群运动非常接近，星群金属丰度也相当，后者年龄只有 200\sim600Myr （Fuhrmann, 2004）。推测天苑四曾经也是这个星群的一员，有着共同起源，但在后期运动中分散了出去。 天苑四有着它这类成熟恒星不该拥有色球层活跃度，爆发强日冕X-射线和短自转速度，这些迹象都表明了它是一颗非常年轻的活跃恒星，年龄估计在 400\sim900Myr 之间，与大熊座星群年龄相当（Mamajek & Hillenbrand, 2008; Sahlholdt et al., 2019）。恒星表面有着非常强的磁场活动达到了平均15\pm5G 和巅峰值 35\pm7G （Jeffers et al., 2014）表现出~3年和~13年活动周期（Metcalfe et al., 2013），相比之下太阳表面磁场强度只有 \sim1G 。天苑四质量损失率是太阳的30\dot{M}_{\odot}，损失的质量以恒星风或日冕物质抛射形成被喷射出去（Wood et al., 2002），但是恒星磁场和风模型难以重现如此高质量损失率（Johnstone et al., 2015; Alvarado-Gómez et al., 2016）。考虑到天苑四面积更小却喷射更多质量，它的实际恒星风密度是太阳风的50-60倍，卡林顿类似事件只会更加频繁。除此之外，天苑四的高能紫外辐射和X-射线通量所占总能量通量比例（ \frac{L_{XUV}}{L_{bol}} ）是太阳的20倍（France et al., 2016）。 恒星光球层元素丰度也反映了最初原行星盘化学组成，这一假设是成立的（Thiabaud et al., 2015）。因为太阳系中建造类地行星的球粒陨石的耐融元素镁（Mg）、硅（Si）和铁（Fe）相对比例与太阳光球层中这些元素相对比例是一样的。然而系外恒星的元素丰度却是出了名的难测量（Jofré et al., 2018）。我在好几个不同研究团队公布的数据集里面找到了好几组完全不互相吻合的天苑四元素丰度测量，跨越范围非常大。这是因为存在多种系统效应作怪，包括了理论、仪器、精度、参数、方法等等。但好在2015年一个团队开始了所谓 “盖亚FGK基准恒星” （Gaia FGK Benchmark Stars / GBS）项目，其目的是使用现在最好技术来获得那些几颗最容易被测量的恒星元素丰度，这些精确量化的恒星化学成分会被当做是基本水准用以校正那些测量无法达到完美的恒星的元素丰度（Heiter et al., 2015），天苑四正是那几个基准恒星中的一员。 GBS发布的最可靠的几个元素分别是Mg，Si，Ca，Ti，Sc，V，Cr，Mn，Co和Ni（Jofré et al., 2015）。它们的丰度相对太阳都偏低 -0.078\pm0.102， -0.095\pm0.103 ， -0.055\pm0.071 ， -0.036\pm0.098 ， -0.164\pm0.101 ， -0.017\pm0.124 ， -0.028\pm0.088 ， -0.161\pm0.068 ， -0.198\pm0.164 和 -0.177\pm0.082 。尽管如此，重元素与重元素之间的比例与太阳的是相当，比如 [Mg/Si]=+0.017 和 [Fe/Si]=+0.005 。这说明其原行星盘化学成分也会和早期太阳系相似。 早在上世纪80年代，天文学家就已经注意到许多年轻恒星周围散发出过量红外射线（Gillett et al., 1984; Gillett, 1985; Aumann, 1985），被解释是环星碎屑盘，其中包括天苑四。后期更高分辨率观测证实了这一猜想，在~35-75AU存在一条环形碎屑带（Greaves et al., 1998）。环星碎屑盘是行星形成后遗留物质，太阳系内的类似体包括小行星带和柯伊伯带。这说明天苑四系统拥有形成行星的条件，甚至可能已经存在行星。恒星光球层金属丰度也可以佐证。 但是天苑四的碎屑盘具体结构至今难以确定，是否还存在超过一条已经发现的主碎屑带，主碎屑带的内缘和外缘分别在哪里（Backman et al., 2009; Greaves et al., 2014; Chavez-Dagostino et al., 2016; Su et al., 2017; Booth et al., 2017; Ertel et al., 2018）。这些问题都对限制该系统动力学环境起到重要作用。最近，一项比较可靠的观测使用阿塔卡马毫米波级射电望远镜阵列ALMA，清晰的分辨出了主碎屑带北弧部分的结构，确认是一个范围非常狭窄的碎屑带，从 63\pm1AU 到 76\pm1AU ，宽度只有~13AU和倾角度 34\pm2° ，相比之下太阳系柯伊伯带范围也只在 ~40-48AU（Booth et al., 2017）。 虽然ALMA没有能力分辨出其他碎屑带的证据，但之前的研究认为在~20AU以内还存在至少一条甚至多条温暖碎屑带，距离最近的可能不到2AU（Backman et al., 2009; Greaves et al., 2014; Chavez-Dagostino et al., 2016; Su et al., 2017; Ertel et al., 2018）。 不管温暖碎屑带结构如何，~20-60AU确实存在很大一块碎屑空旷区域，强烈暗示主碎屑带以内存在至少一颗行星，通过吸积和散射清空了它周围的物质（Deller & Maddison, 2005）。在太阳系内，柯伊伯带也是一个宽度非常小的碎屑带，尤其是它的内缘和外缘轨道强烈受距离最近的海王星动力控制，内缘和外缘互相和海王星的公转周期形成3:2和2:1平运动共振。如果天苑四主碎屑带范围也受到一颗未知行星的3:2和2:1共振限制，它的外缘和内缘轨道周期都会独立对应那一颗未知行星的轨道。有趣的是，根据Booth et al (2017) 的观测结果，主碎屑带内缘和外缘的3:2和2:1共振都指向~47.8AU，互相之间如此吻合的结果很可能说明一颗轨道半径~48AU的未知行星，质量可能和木星相当。当然，这个结论需要更多观测证据验证。 之前提到根据主碎屑带结构动力学推导出在~48AU可能存在一颗和木星质量相当的未知行星，但它的真实性质还远没有被确定。另一个更可靠的行星发现是来自多年收集的天苑四径向速度和自行运动参数。 先驱研究Marcy & Butler (1999) 在分析了跨越11年的径向速度后发现了~6.9年的周期性变化，但由于天苑四的高度活跃色球层和磁场，他们无法确认这多普勒光谱变化是来自行星引力扰动还是恒星自生活动。Hatzes et al (2000) 声称确认了周期接近~7年的径向速度变化是来自行星。但就算如此，该解释被认为过于轻率，至今存在争议（Anglada-Escudé & Butler 2012; Zechmeister et al., 2013）。 最近，Mawet et al (2019) 重新分析了跨越30年的天苑四径向速度数据，配合大幅度升级后的方法、仪器以及理论，证实了当年的行星假说并修改了行星参数。这颗行星的轨道元素——周期 2691_{-28}^{+29} 天，轨道半径 3.48\pm2AU ，离心率 0.071_{-49}^{+61} ——和质量——木星的 1.19M_{J} ，假设轨道与主碎屑带是共平面——非常类似我们太阳系内的木星。 远距离冷木星被发现常常与周期<100天超级地球共存，其概率接近100%，但这种结构在太阳系内却不存在（Zhu & Wu, 2018; Bryan et al., 2019）。如果天苑四遵循是大部分恒星的行星形成轨迹，那么它也拥有至少一颗周期<100天的超级地球，但形成太阳系类的独特结构也无法排除。 宜居性/天体生物学（Habitability / Astrobiology）是一个非常复杂的主题，它是天文学、地球科学、物理学、化学和生物学等跨领域下的产物。这里综合了一下天仓五宜居性各方面的评论，包括宜居带范围、类地行星可能性、系统动力学、辐射环境、空间天气、行星成分、构造和热演化。但是就算天苑四拥有所有宜居条件，年龄只有 400-900Myr 意味着其生物圈生产力可能还没有发展到我们可以探测的水平。 一颗恒星的宜居带—定义为地表允许液态水存在—范围（Habitable Zone / HZ）取决于它的辐射输出和输出波段，辐射输入既是恒星亮度，而输出波段可以用恒星温度估算近似值。宜居带内缘（ HZ_{I} ）和宜居带外缘（ HZ_{O} ）分别由潮湿温室—水蒸气充满大气层—和全球冰川—地表被冰川覆盖—限制。对于天苑四，3D和1D气候模型中的宜居带范围在0.5578-1.0168AU，周期相当于在170~418天（Kopparapu et al., 2014; Wolf et al., 2017）。根据NASA Kepler团队官方统计的行星出现频率和以上定义的宜居带范围，平均每 \sim10.5_{-4.1}^{+7.6} 颗天苑四类恒星会有一颗在其宜居带内的类地行星（Bryson et al., 2019）。 虽然我们没有仪器精度足够检测天苑四宜居带内类地行星，但目前的水平至少允许我们排除某个质量以上的行星。现在所有径向速度数据中最大误差来源于恒星噪音，根据Mawet et al (2019) 公布的数据中，在宜居带内质量接近土星或更高的行星的可能性可以被排除，否则的话会已经被发现。如此看来，海王星或超级海王星质量行星仍然有可能在宜居带内存在，这种系统结构会使类地行星无法形成。 近几年的系外行星系统统计发现，长周期类木行星通常都伴随着超级地球或亚海王星行星，这个频率近乎接近100%，而太阳系类结构仅占~1%（Zhu & Wu, 2018; Bryan et al., 2019; Mills et al., 2019）。而超级地球的形成通常都涉及到固体颗粒大规模向内迁移或行星胚胎向内迁移（Raymond & Cossou, 2014; Ogihara et al., 2015），而迁移过程会耗尽宜居带内本身的行星建造物质，导致岩石行星无法形成（Izidoro et al., 2014）。火星之所质量非常小，小行星带之所以缺乏本应有的质量，主流解释理论就是认为木星曾迁移到~1.5-2AU的位置，如果多迁移0.5AU地球可能也不能存在了（Walsh et al., 2012）。从系统结构频率来看，天苑四木星的存在可能意味着多颗短轨道半径超级地球，这样宜居带类地行星概率会大大降低。当然，我们不确定。 从动力学角度来看，考虑到天苑四在~5-20AU和>60AU以外存在大量小行星和彗星带，而且碰撞模型认为温暖碎屑带的天体尺寸在几十公里级（Greaves et al., 2014），相比之下 \sim66Myr 造成恐龙灭绝的小行星尺寸在~10km。这意味着天苑四任何类地行星的宜居性必然受到高频率和规模更大的撞击威胁。那~3.48AU类木行星是否可能起到了保护伞作用？如同太阳系内木星通过减少小行星、彗星撞击频率来保护地球宜居性。但是这个结果很难保证，模拟发现太阳系木星没有保护反而扰动了小行星和彗星，导致它们轨道与地球相错而增加了撞击频率，造成物种灭绝（Horner & Jones, 2008, 2009, 2010）。但仔细想想，大灭绝又不一定总是坏事，打破原有生态平衡创造新的物种和多样性。比如二叠纪末大灭绝为恐龙扩张做了铺垫，或是白垩纪末大灭绝后的哺乳动物崛起。而且，撞击物的内涌可以为行星带来大量有机分子和水，这也是地球挥发份主要来源。地球在最初 \sim1Gyr 也经历过类似规模的重轰炸期。 天苑四虽然现在高能辐射和磁场活动非常强烈，类地行星承受的XUV辐射通量和恒星风压力分别都是地球的几十倍以上，其大气逃逸速度可以达到每秒几十千克，但其活跃程度随着年龄增长会快速下降（Johnstone et al., 2015; Cuntz & Guinan, 2016; Richey-Yowell et al., 2019）。事实上，许多年轻太阳类恒星也有类似水平的高能辐射和恒星风强度，太阳年轻时不出意外也有可能（Tu et al., 2015; Johnstone et al., 2015）。另一方面，天苑四辐射在红外线波段相对能量更高，从温室作用的角度来看，类地行星更不容易出现冰川期和雪球地球的，大时间尺度上气候可以保持更稳定（Shields et al., 2014; Haqq-Misra et al., 2016）。 最后，天苑四主序期寿命是太阳类恒星的两倍，比现在宇宙年龄都还大，这时行星宜居寿命更可能是受地质活动寿命限制—比如板块构造和火山活动寿命，对于地球估计在 \sim5-10Gyr 之间—而不是恒星寿命。 行星成分又是控制宜居性的另一个重要因素，特别是Mg、Si、Fe、C和O的相对含量决定了行星内部矿物组合—橄榄石或辉石—和氧化状态—有地核或无地核，而K、Th和U则控制行星热演化。它们对行星的影响反映到宜居性上来就是磁场和板块构造的产生，火山强度和地质活动的寿命。Mg、Si和Fe比例已经通过GBS测量天苑四光球层确定，见上文（Jofré et al., 2015）。Mg/Si和Si/Fe分别是1.51和1.07，相比之下太阳的是1.45和1.10。说明天苑四类地行星大体成分上可能和地球相当，地幔由橄榄石和辉石主导。 但GBS还在尝试确定天苑四轻元素C和O丰度（Jofré et al., 2018）。其他已经有许多团队公布他们自己测得的天苑四C和O丰度，但是为了保证精确度和自洽性，在GBS结果公布之前我先保留意见。按照元素丰度比例，如果 (Mg+2Si+Fe+2C)/O\ll1 ，行星铁就会被氧化成FeO遗留在地幔中，没有Fe下沉便不会形成地核，没有地核便无法制造磁场（Unterborn et al., 2015）。如果(Mg+2Si+Fe+2C)/O\gg1，地幔会过渡富集碳，粘度显著增加，限制地幔对流活动，板块构造和磁场很可能不会产生（Unterborn et al., 2015）。 地球今天的三分之一内热源来自K、Th和U放射性衰变，控制了地幔热演化和构造活动。K容易挥发所以恒星光球层测得的K丰度不能代替行星内部K丰度，而U丰度无法测量，只有Th目前可以直接获取，但类似研究还没有在天苑四上进行过（Unterborn et al., 2015; Batelho et al., 2019）。地幔有大量的放射性热能储源经常被认为可以产生更强烈的对流导致板块构造，但这是不正确的。只有当地幔应力克服岩石圈屈服应力时板块断裂才会发生，而地幔应力与对流速度和地幔粘度成正比。高放射性生热率会降低地幔粘度，使得板块构造无法发生（Jellinek & Jackson, 2015; Stamenković & Seager, 2016; Foley & Driscoll, 2016）。如果天苑四光球层被证实含有大量Th，类似成因的U的丰度也极有可能按比例上升，它的类地行星可能会因为内部有过量放射性衰变热而导致静止盖层（stagnant-lid）。板块俯冲和扩张是冷却地幔的最优构造，如果地幔得不到有效冷却的话地核冷却速率也会显著降低，无法驱动地核对流来产生磁场。