射電探測：系外行星搜尋利器

射電波段是搜尋地外文明（SETI）計劃的主要探測手段，也是探索系外行星磁場的直接途徑。當第一顆太陽系之外的行星在射電脈沖星周圍被發現約30年后，射電天文開始在M型恒星周圍探測到行星的存在。目前在運行和未來幾年即將投入使用的高靈敏度射電望遠鏡，如我國貴州的天眼（FAST）和正在建設的平方公里陣列，都將幫助人們探測到更多不同于已發現類型的系外行星，并對行星磁場進行測量。

　　與外星人“打call”

　　“給外星人打電話”并非只在科幻小說中存在。

　　由于可以不會被地球大氣吸收，從10MHz到300GHz的電磁波是人類探尋宇宙的主要射電窗口，也是進行星際通訊的潛在手段。1974年11月16日，康奈爾大學教授、SETI計劃的創始人Frank Drake領銜的科學家團隊，利用位于波多黎各的口徑300米的Arecibo射電望遠鏡，向球狀星團M13方向，以1000千瓦的功率在2.38GHz的頻率上發送了帶有人類文明的信息。

　　除了用Arecibo望遠鏡這個超大功率射電基站進行呼出，人們還試圖從這個巨大接收天線的數據中扣除“雜音”，尋找地外文明發來的信息。從1999年5月開始至今，很多天文愛好者通過SETI@home屏幕保護程序參與到海量射電望遠鏡（接收）數據的分析中，試圖尋找來自地外文明的信號。盡管至今未果，我們向太空發出的信息也未收到回音，但好奇心仍然驅動著人們在與地外文明建立通訊的探索中不斷嘗試。目前最大的單天線射電望遠鏡，口徑500米的天眼（FAST）也有望加入到地外文明信號的搜尋中[1]。

　　你可能會覺得，與外星文明通訊的難度無異于大海撈針，但利用天文觀測的射電窗口，人類已經發現了外星文明的潛在家園——太陽系外行星，并開始了對系外行星磁場的探索。

　　第一顆系外行星的發現

　　脈沖星是人們熟悉的宇宙燈塔，在射電波段我們可以探測到它因自轉產生的極其規律的周期信號。而當脈沖星周圍存在伴星或行星時，脈沖星會圍繞系統質心運動，射電脈沖信號就會受到相應的調制。

　　1991年，美國賓州州立大學的Alex Wolszczan 和美國國家射電天文臺的Dale Frail利用Arecibo射電望遠鏡和美國的甚大陣射電望遠鏡（VLA），對PSR1257+12進行觀測，發現這顆脈沖星周圍存在至少三個行星質量的天體[2]（見圖1）。這是人類第一次探測到太陽系外行星的存在。然而，系外行星的研究熱潮卻并未如期到來。 

圖1：PSR1257+12和它的三個行星（藝術圖）

（圖源： NASA/JPL-Caltech/R。 Hurt。）

　　脈沖星是恒星演化到晚期形成的致密中子星，其周圍存在的行星，經歷了超新星爆炸的核燃燒洗禮，今天還時刻承受著脈沖星帶來的巨大高能粒子和電磁輻射。在這種大粒塵埃上，不太可能存在生命。因此從發現外星生命的意義上講，這類行星并沒有成為人類探索系外行星的熱門方向。

　　來自系外行星磁場的射電信號

　　真正激起人們巨大好奇心的，是在1995年日內瓦大學的Michael Mayor和Didier Queloz利用測量恒星視向速度變化的方法，在類太陽恒星飛馬座51周圍發現了行星的存在。從那時開始，人們利用各種方法，陸續發現了四千余顆系外行星[3]。這些行星是否有適宜生物居住的環境，成為了接下來人們關注的重點。

　　現有的觀測手段可以幫助我們了解行星距宿主恒星的距離，以及宿主恒星的溫度，進而知道行星上是否有合適的溫度。在光學和紅外波段對特定行星的大氣進行觀測，還可以幫助我們了解行星大氣層的厚度和成分。

圖2：地球磁場（圖源： NOAA）

　　除了適宜的溫度和大氣層，行星自身的磁場也是保護生物圈的重要屏障（見圖2）。如果地球失去了磁場的保護，太陽風和宇宙線中的高能粒子將會直接射向地球，使得人類所承受的輻射基礎升高到宇航員在太空行走中不穿宇航服的水平。更重要的是，強烈的太陽風會對我們賴以生存的大氣層造成巨大破壞。

　　那么，系外行星是否存在磁場，強度又如何呢？

　　還是要回到電磁波這個媒介。我們所探知的系外行星的溫度一般在100-2500開爾文之間，其熱輻射功率的峰值在紅外波段。然而，即便對于溫度更高的恒星，我們也探測到了波長長得多的射電輻射（注：具有一定溫度的物體，其內部帶電粒子的熱運動所發出的電磁波為熱輻射。根據維恩位移定律，熱輻射能譜中輻射最強處的頻率與物體溫度成正比；溫度100-2500開爾文的物體，輻射峰值波長在2-50微米，屬紅外波段。回旋輻射、同步輻射等機制造成的電磁輻射為非熱輻射，能譜與熱輻射不同。我們看到的恒星和行星在射電波段的電磁輻射，主要是非熱輻射）。這些射電波段的非熱輻射，主要來自于帶電粒子在磁場中加速運動產生的回旋和同步輻射。因此射電天文的觀測，可以幫助我們直接得到星體的磁場信息，這在太陽系內行星的觀測中已經是成熟的手段。

　　然而問題來了：行星的宿主恒星往往有更強的磁場，更高的帶電粒子數密度，射電波段的輻射也就比行星更強。在望遠鏡分辨率不足以區分開系外行星和其宿主恒星的情況下，怎么知道射電信號來源于宿主恒星還是系外行星的磁場呢？先來看看我們看到了什么。

　　2011年，VLA在4.5GHz和7.5GHz波段探測到了一顆恒星V830 Tau的射電爆發。這本不是什么驚人發現，因為人們已經在幾十到上百顆磁場活躍的恒星或雙星上發現了射電爆發現象。然而在2015年，在這顆恒星的周圍發現了行星的存在。于是，人們開始考慮，之前探測到的射電爆發，是否跟行星有關[4]？

圖3：系外行星射電同步輻射爆發示意圖及光變曲線簡圖[5]。上圖顯示恒星表面磁場（紅色圓圈為恒星，短劃線是磁場）發生磁重聯后，高能帶電粒子通過磁力線輸運到行星磁場（綠色圓圈為行星，短劃線是磁場）。由于粒子從恒星輸運到行星需要時間，在下圖爆發光變曲線中體現為流強增加和衰減時的二級階梯。下圖橫坐標是爆發時間，縱坐標是射電流強，紅色階段來源于恒星輻射，橙色階段來源于恒星+行星，綠色階段來源于行星輻射，單純恒星/行星輻射持續時間約為恒星與行星距離除以光速。相對流強與恒星/行星的磁場比值有關。

　　回答這個問題需要了解射電輻射的具體來源。當行星距離宿主恒星很近時，通過磁力線與恒星磁場聯通，產生回旋或同步輻射的帶電粒子可以沿著磁力線在恒星和行星間輸運。射電同步輻射所需的高能帶電粒子常常來源于恒星磁層內的磁重聯，這些帶電粒子以接近光速的速度傳播到近鄰行星上所需要的時間大約是幾十秒。因此，我們期待所看到的射電輻射爆發，在最開始的流強升高之后幾十秒，有第二個流強升高出現（即圖3下紅線停頓一段時間之后變成橙線繼續升高）；在爆發結束階段也相應有兩個流強階梯的現象（圖3下橙線變成綠線之后停頓一段時間之后的降低）。

　　另外，由于行星和恒星的磁場強度不同，伴隨著上述流強階梯，同步輻射的頻率也會有變化[5]。然而，利用目前的射電望遠鏡，至少需要幾百秒的積分時間才能使探測靈敏度足夠高從而發現已知系外行星系統的射電爆發。也就是說，流強階梯和頻率漂移這兩個行星存在的特征在目前的觀測中無法識別。

　　靈敏度不夠，怎么“湊”？

　　讓我們暫時拋棄100秒之內的短時標光變曲線和頻率漂移。宿主恒星的自轉和系外行星的公轉會使射電爆發產生小時到天量級的長時標變化，這個時間尺度上的時域分析是目前實際可用的系外行星探測手段。一般來說，恒星磁場并非理想的偶極磁場，而是在某些經度上相對活躍。因此，當磁場聯通的行星公轉到這個經度上，且產生的射電輻射在地球上有最佳觀測角度時，我們就會看到系外行星系統的射電爆發在強度和發生頻率上同時升高。也就是說，射電爆發受到系外行星公轉與宿主恒星自轉的拍（beat），以及宿主恒星公轉的共同調制。

圖4：系外行星與宿主恒星相互作用示意圖，以HD 189733為例。當系外行星和活躍磁場線的夾角φbeat為零時，射電爆發最劇烈。若同時滿足活躍磁場線相位φact處于特定值，則這些射電爆發可以被地球上的觀測者看到[6]。

　　在過去二十幾年對木星的觀測中，已經有充分的數據說明了這個現象[7]：在木星的某些經度朝向地球時，射電輻射會變得更強；在這些輻射較強的觀測者經度（CML，central meridian longitude）上，當位于木星磁層內的兩顆衛星Io和Ganymede處于特定軌道相位時，會產生額外的射電輻射爆發，這是由于木星和這兩顆衛星的電磁場相互作用導致的（圖5）。參照木星的規律，現階段我們判斷射電爆發信號與系外行星是否有關的重要途徑是：尋找射電爆發與宿主恒星自轉和行星公轉周期的相關性。

圖5：木星（Jupiter）觀測者經度（CML），活躍磁場線經度Λa和衛星經度Λsat示意圖，綠色直線為木星中央子午線。Φa、Φsat分別為活躍磁場線相位和衛星相位，δa為衛星與活躍磁場線的夾角[8]。

圖6，木星射電輻射與觀測者經度和近木衛星Io/Ganymede公轉相位的關系[8]。橫軸為觀測者木星經度，縱軸分別是兩顆衛星的相位，顏色代表射電爆發發生率。左圖的A-D標注的是由于Io-木星相互作用產生的增強輻射區域；右圖的A-D標注的是扣除了Io-木星成分后的增強輻射區域，與Ganymede-木星相互作用有關。

　　系外行星搜尋利器

　　不難想到，這種射電輻射與行星軌道周期的相關性，除了可以判斷射電信號是否來源于已知系外行星與宿主恒星的相互作用，還可以用來搜尋未知的系外行星。科學家已經在這條道路上走出了第一步。

　　歐洲的低頻陣列射電望遠鏡（LOFAR）在120-167MHz的頻段發現了來自一顆色球層很穩定的M型恒星GJ1151的射電輻射。分析表明，不同于磁場活躍恒星的射電爆發，GJ1151的射電信號不太可能來源于恒星本身，而很可能來源于其周圍行星與之相互作用產生的帶電粒子的回旋輻射，因此科學家推斷在這個恒星周圍存在著短周期行星[9]。這顆行星的存在尚需要更長時間的射電周期分析，或其他方法的進一步確認。即便如此，射電天文方法在發現第一顆系外行星近30年之后，終于開始顯現出發現主序恒星周圍行星的能力。而且射電方法發現的系外行星，將突破目前所發現的行星大部分是具有凌星現象（即與宿主恒星處在一條視線上而發生相互遮擋的現象）的選擇限制。

　　具有較高靈敏度的望遠鏡可以在較短的積分時間內發現弱射電爆發，這是發現系外行星射電輻射的核心指標。縱觀目前正在工作的射電望遠鏡，FAST的靈敏度在1.4GHz頻段上處于國際領先水平。這個頻段上的恒星流強一般情況下主要來源于恒星和行星的同步輻射。因此FAST是測量甚至發現系外行星射電輻射的利器。同時我們意識到，在探索系外行星這類弱點源時，需要擴展FAST的有效直徑從而消除望遠鏡主波束內其他背景輻射的影響。如果在FAST周圍建立擴展陣，使其有效直徑擴大10倍甚至更多，可以大大提高搜尋系外行星的效率。

　　在FAST上通過規律的恒星射電爆發監測和時域分析來搜尋系外行星，并探索系外行星磁場，期待將產生重要發現，并為未來建成的靈敏度更高的射電望遠鏡——平方公里陣列（SKA）的行星探測計劃提供重要的經驗。SKA是中國深入參與的下一代國際合作射電望遠鏡項目，其巨大的靈敏度將可以幫助我們探測到系外行星造成的射電爆發光變曲線與頻率漂移（圖3），直接確認行星存在，并測得行星軌道和磁場參數。我們期待在未來的幾年到幾十年，在射電波段發現更多的不同于目前已有類型的系外行星，為系外行星的研究拓展更豐富的樣本，同時增加我們對系外行星磁場的了解。