直到 30 多年前的 1990 年代初，人類才探測到我們的第一顆行星：一顆系外行星，在太陽以外的恆星軌道上執行。 木星最早的發現有點令人驚訝：它們都是巨大的，在圍繞母星的緊密軌道上，而且非常熱：這一類被稱為熱木星。 從那時起，我們已經發現了5000多顆系外行星，從亞地球大小一直到超級木星，中間還有各種各樣的系外行星。 但是，出現了兩個難題：
其實有“熱地球”和“熱木星”，但兩者之間沒有“熱海王星”，其實有很多類地行星的半徑在地球的140%左右，很多類海王星的行星大小約為海王星的一半（大約是地球半徑的200%），但在這個中間範圍內的行星卻很少： 乙個被稱為半徑差距的謎題。
儘管在尋求解決這些宇宙之謎的過程中存在嫌疑人，但迄今為止，直接支援證據一直難以捉摸。 然而，一項關於蒸發系外行星WASP-69B顯著特性的新研究可能會提供關鍵線索，從而為兩者的解決方案提供解決方案。 方法如下。
徑向速度法的思想是，如果一顆恆星有乙個看不見的大質量伴星，無論是系外行星還是黑洞，如果可能的話，觀察它隨時間的運動和位置，應該揭示伴星及其特性。 即使同伴本身不發出可探測的光，這仍然是正確的。 **e. pécontal
第乙個尋找系外行星的成功方法涉及對來自母星的光進行非常精細的測量。 如果有一顆行星圍繞恆星執行，那麼不僅這顆恆星會被引力拉到該行星上，而且行星也會被引力拉動，導致恆星圍繞恆星-行星系統的相互質心以橢圓形模式運動。 這導致恆星相對於我們顯得“振盪”，因為它周期性地朝我們移動和遠離我們，導致它的光周期性地向紅色和藍色移動。 這種探測方法被稱為徑向速度或恆星擺動方法，對靠近其母星軌道的大質量行星最敏感。
同樣，沿著我們的視線看到的一顆行星穿過恆星的表面會阻擋該恆星的一小部分光線，導致隨著時間的推移從恆星看到的光線的通量週期性下降。 這對於在較高頻率下阻擋大部分母星光的行星來說是最敏感的。 這兩種方法，現在與直接成像和微透鏡等其他方法相結合，揭示了目前已知的5000多顆系外行星中的絕大多數，系外行星種群也顯示出一些驚喜。
用於確定5000+（技術上為5005）系外行星的質量、週期和特性的發現 測量方法。 儘管有各種大小和週期的行星，但我們目前偏向於更大、更重的行星，這些行星圍繞軌道距離較短的較小恆星執行。 大多數恆星系統中的系外行星在很大程度上仍未被發現，但那些主要通過直接成像發現的系外行星很難解釋我們認為大多數系外行星是如何形成的：通過核心吸積情景。 **NASA JPL-Caltech NASA 系外行星檔案。
特別是，當我們詳細檢查資料時，會出現兩個困境。
有很多熱地球大小的行星，也有很多熱地球大小的行星，熱地球大小的行星常見於低質量恆星周圍，熱木星大小的行星常見於質量較高的恆星周圍。 然而，幾乎沒有任何類別的恆星表明它們周圍存在一顆熾熱的海王星大小的行星。 就好像有乙個過程在起作用，禁止存在乙個低質量、富含天然氣的世界，我們不知道確切的原因。
在系外行星資料中也發現了許多地球和超級地球，包括所有型別恆星的所有半徑（至少，就我們所能測量的而言），以及存在的許多海王星和迷你海王星，特別是在導致行星不會“太熱”或離母行星太近的距離。 然而，具有“介於兩者之間”大小的行星並不多，這在文獻中被稱為半徑間隙或富爾頓間隙。
有一些想法試圖解決這個難題，但科學中的想法幾乎沒有價值，除非我們能用真實、有意義的資料來測試和面對它們。
當你繪製已知系外行星的半徑（行星的大小）與它們在母星周圍的週期時，行星種群中會出現兩個不同的“間隙”。 有熾熱的木星和熾熱的地球，但沒有熾熱的海王星，以及在更大的軌道週期內類似岩石和類似海王星的行星之間的差距。 **b.j.Fulton 等人，天文學雜誌，2017 年。
然而，乙個有趣的假設可以同時解釋這兩種現象：光蒸發的過程。 光蒸發是一句奇特的說法：
來自恆星的高能輻射很多，包括紫外線和高能粒子，這些高能輻射不僅會加熱它們遇到的任何行星，還會與那些行星大氣中存在的任何粒子發生碰撞，如果這些大氣粒子的能量超過一定閾值，它們就會被踢到超過那個世界的逃逸速度的速度。
結果，大氣層將開始被剝離。
在這兩種情況下，都可能存在乙個臨界閾值。 對於最熱的行星來說，它們要麼只是剝離的核心，無法容納任何實質性的大氣層，要麼它們的質量足以掛在大的揮發性（富含氫和氦）的包層上，但不是介於兩者之間。 對於不太熱的行星，要麼你沒有足夠的質量來支援乙個不穩定的包層，在這種情況下，你是乙個岩石，類似地球的行星，或者你足夠大，在這種情況下，你是乙個膨脹的，像海王星一樣的行星。 如果你的質量比類似海王星的世界小一點，你的揮發物就會被光蒸發掉，你就會過渡到類似地球的狀態。
當星光穿過凌日系外行星的大氣層時，它會留下乙個簽名。 根據發射和吸收特性的波長和強度，可以通過跳躍光譜技術揭示系外行星大氣中各種原子和分子物種的存在與否。 JWST無法獲得類太陽恆星周圍地球大小的行星的光譜，但宜居世界天文台最終可以。 歐空局 D**id Sing 行星凌日和恆星振盪 （PLATO） 任務。
在它們仍在形成時觀察這些型別的行星是一項挑戰，因為觀測困難尚未克服。 但是有一種非常合理的方法來研究這個問題：通過觀察在相對年輕、質量大的恆星周圍發現的最小的熱木星行星，並試圖測量和量化光蒸發的影響。 如果你能理解這些仍然具有最小揮發質量的世界是如何由於其母星的影響而失去大氣質量的，也許我們可以學到關於光蒸發的教訓，以及它如何在解釋這兩個偉大的行星謎題中發揮作用（或不發揮作用）。
換句話說，我們想要做的是實時和原位研究正在經歷光蒸發的系統，以了解母星如何有效地剝離其軌道行星的不穩定大氣層。 乙個有趣的研究系統是WASP-69系統。 WASP-69是一顆K級恆星，比太陽小一點，質量也小一點，但更年輕一點：只有20億年的歷史。 WASP-69還有一顆系外行星圍繞著它執行：WASP-69B，它的質量與土星差不多，半徑比木星略大，這顆系外行星離它的母星足夠近，足夠熱，可以經歷光蒸發。
光蒸發是行星的大氣層在離母星太近時公升溫的過程，恆星的輻射可以將粒子從大氣中剝離出來，導致一些光蒸發。 對於乙個低質量、高波動性的行星來說，整個大氣層可以很容易地被剝離。 **esa/atg medialab
為什麼一顆只有土星質量的行星實際上比木星大？答案來自母星本身：因為當你加熱氣體時，即使在系外行星的大氣層中，它也會膨脹，導致系外行星在其半徑方面變得“更加膨脹”。 大氣膨脹得越多，最脆弱的大氣粒子離行星質心越遠，使它們能夠以較低的速度逃逸。 你的星球越熱，它的逃逸速度就越低，光的蒸發速度就越大。
如果我們能夠直接測量光的蒸發率，那可以為我們提供有價值的資訊，了解哪些型別的行星（和行星大氣層）可以穩定地存在於系外行星系統中，以及哪些型別的行星（和行星大氣層）本質上是不穩定的，不會持續數十億年。
因為WASP-69b是一顆系外行星，在其母星前面有凌日，你不僅可以測量凌日期間大氣層的特性，而且如果你能獲得足夠好的資料，是否有任何特徵出現在凌日之前或之後。 幸運的是，達科塔·泰勒（Dakotah Tyler）和他的團隊能夠給凱克望遠鏡時間為自己獲取此類資料。
來自凱克光譜觀測的原始訊號在中性氦吸收的精確波長下顯示出很強的光阻隔和吸收特徵。 觀察這些資料的時間序列，以及特定波長的特徵，可以進一步揭示WASP-69B上光蒸發的細節。 **d.Tyler 等人，天體物理學雜誌，2024 年。
當他們真正獲得這些有價值的資料時，他們看到了什麼？
重要的是，他們不僅獲得了光度（原始光）資料，還獲得了光譜資料，其中來自母星的光被分解成單獨的波長。 當一顆行星第一次與恆星的邊緣接觸時，一些星光不僅被行星相對於我們視線的圓盤阻擋，而且其中一些星光通過行星本身的大氣層過濾。 當恆星和我們的視線之間存在中性氣體（如氫氣或氦氣）時，資料中會出現特徵吸收訊號——可以在特定的元素波長下觀察到。
當泰勒和他的團隊拿到這些資料時，他們發現了一些令人著迷的東西，這些東西只在以前的研究中提出，從未被強烈地看到過。
在穿越之前，正如預期的那樣，沒有看到吸收訊號。
在運輸過程中，表明存在與大氣中大量中性氦一致的吸收曲線：證實這是乙個富含揮發分的氣體包層。
但即使在凌日完成後，訊號中的大量中性氦仍然會持續相當長的時間，這證實了大量中性氣體的存在，這些中性氣體與行星本身很好地分離。
解釋這些資料的最佳方式是什麼？WASP-69b的大氣層正在被光蒸發，這種光蒸發過程正在從這顆熾熱的系外行星中產生乙個巨大的彗星般的尾巴。
無論你是從母星（左）還是系外行星（右）的靜止框架上看氦吸收特徵，你都可以看到氦特徵在凌日期間和之後的乙個多小時內吸收星光，但不是之前。 這是一條大而密集的彗星狀尾巴的有力指標。 **d.Tyler 等人，天體物理學雜誌，2024 年。
看到的中性氦訊號提供了令人難以置信的資訊。 詳細地說，它告訴我們許多有趣的事實。
首先，系外行星正在以非常快的速度失去物質：大約每十億年就有乙個地球質量的大氣層。
其次，這個質量正在以巨大的尾流離開地球，延伸到地球半徑的七倍以上，或者延伸到地球本身後面超過350,000英里（約580,000公里）。
第三，因為這是光譜資料，他們可以確定這種氦氣正在以每秒23公里的相對速度被剝離 - 大約每小時50,000英里（80,000公里/小時） - 這與光蒸發物質一致，然後與恆星的出口相互作用。
這些資料足以得出一些令人信服的推論。 它告訴我們，熾熱的木星甚至熾熱的土星在典型恆星的壽命尺度上都是穩定的，因為這顆系外行星的質量大約是地球質量的 90 倍，它每十億年只會失去 1 個地球的大氣質量。 此外，它告訴我們，“岩石核心”或剝離的行星核心在典型恆星的生命週期內也是穩定的，因為構成行星表面的重元素不會以同樣的方式被光蒸發。
當係外行星wasp-69b凌日在其母星前方時，從凱克天文台的角度來看，不僅在凌日期間，甚至在凌日完成後都可以看到氦吸收的特徵，這表明行星本身後面存在彗星狀尾巴。 **d.Tyler 等人，天體物理學雜誌，2024 年。
換句話說，這些資料非常暗示了這樣乙個想法，即“熱海王星”不存在的原因是，如果它們很熱，它們的氣層會非常充滿，導致它們的氣層以非常低的速度逃逸。 較低的逃逸速度意味著大氣分離率會更大，這很可能意味著，除非有大量的質量——大到足以形成土星和木星大小的行星，而不是海王星大小的行星——如果海王星類行星在圍繞母星的軌道上，它們的大氣層可能會被完全剝離。 熱海王星的存在是被禁止的。
半徑間隙也可以用這種方式解釋，儘管機制略有不同。 當你第一次形成一顆行星時，如果你離你的母星足夠遠，你最終得到的行星型別取決於你積累了多少質量，以及你積累質量的速度。 低於一定質量，大約2個地球質量，你沒有足夠的引力來保持你的氫和氦（揮發物），即使離母星很遠;你不能變得像海王星一樣。 但是超過這個質量閾值，你可以在足夠長的距離內捕捉到它們，所以只有在小距離（和高溫）下，你才不會保留不穩定的包絡層，所以你注定是乙個迷你海王星或乙個成熟的海王星般的世界。
這些對WASP-69B的新觀測結果明確表明，圍繞一顆相對較新的恆星（僅160光年遠）執行的質量最低的“熱木星”之一正在積極地經歷光蒸發。 來自母星的熱量使大氣膨脹，富含揮發分的大氣由於高能粒子和輻射的流出而發生剝離，這些粒子和輻射不僅被吹離主行星本身，而且在行星後面形成一條彗星般的尾巴：也許這條尾巴比觀測到的要長得多。 因為行星和我們對恆星的視線之間的不完美排列可以承認這種可能性。
然而，這一觀察的影響是驚人的。 他們可以解釋為什麼熾熱的木星（和熾熱的土星）在恆星周圍大量存在，但熾熱的海王星卻沒有，而固體行星核心再次出現。 它們與解釋半徑差距的概念是一致的，即要麼你可以成功地保持你的揮發物，讓你喜歡海王星，要麼不讓你喜歡地球（或者至少是一顆表面堅固的行星），而“是或否”的問題是為什麼在地球半徑的140%到200%之間有如此少的系外行星。
但最重要的是，這只是乙個理論場景，現在有直接、有力的觀察證據來支援它。 也許，通過未來的觀察，我們將一勞永逸地解決“阿塔門”赤字和“半徑差距”的問題！
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