直到 30 多年前的 1990 年代初，人类才探测到我们的第一颗行星：一颗系外行星，在太阳以外的恒星轨道上运行。 木星最早的发现有点令人惊讶：它们都是巨大的，在围绕母星的紧密轨道上，而且非常热：这一类被称为热木星。 从那时起，我们已经发现了5000多颗系外行星，从亚地球大小一直到超级木星，中间还有各种各样的系外行星。 但是，出现了两个难题：
其实有“热地球”和“热木星”，但两者之间没有“热海王星”，其实有很多类地行星的半径在地球的140%左右，很多类海王星的行星大小约为海王星的一半（大约是地球半径的200%），但在这个中间范围内的行星却很少： 一个被称为半径差距的谜题。
尽管在寻求解决这些宇宙之谜的过程中存在嫌疑人，但迄今为止，直接支持证据一直难以捉摸。 然而，一项关于蒸发系外行星WASP-69B显着特性的新研究可能会提供关键线索，从而为两者的解决方案提供解决方案。 方法如下。
径向速度法的思想是，如果一颗恒星有一个看不见的大质量伴星，无论是系外行星还是黑洞，如果可能的话，观察它随时间的运动和位置，应该揭示伴星及其特性。 即使同伴本身不发出可探测的光，这仍然是正确的。 **e. pécontal
第一个寻找系外行星的成功方法涉及对来自母星的光进行非常精细的测量。 如果有一颗行星围绕恒星运行，那么不仅这颗恒星会被引力拉到该行星上，而且行星也会被引力拉动，导致恒星围绕恒星-行星系统的相互质心以椭圆形模式运动。 这导致恒星相对于我们显得“振荡”，因为它周期性地朝我们移动和远离我们，导致它的光周期性地向红色和蓝色移动。 这种探测方法被称为径向速度或恒星摆动方法，对靠近其母星轨道的大质量行星最敏感。
同样，沿着我们的视线看到的一颗行星穿过恒星的表面会阻挡该恒星的一小部分光线，导致随着时间的推移从恒星看到的光线的通量周期性下降。 这对于在较高频率下阻挡大部分母星光的行星来说是最敏感的。 这两种方法，现在与直接成像和微透镜等其他方法相结合，揭示了目前已知的5000多颗系外行星中的绝大多数，系外行星种群也显示出一些惊喜。
用于确定5000+（技术上为5005）系外行星的质量、周期和特性的发现 测量方法。 尽管有各种大小和周期的行星，但我们目前偏向于更大、更重的行星，这些行星围绕轨道距离较短的较小恒星运行。 大多数恒星系统中的系外行星在很大程度上仍未被发现，但那些主要通过直接成像发现的系外行星很难解释我们认为大多数系外行星是如何形成的：通过核心吸积情景。 **NASA JPL-Caltech NASA 系外行星档案。
特别是，当我们详细检查数据时，会出现两个困境。
有很多热地球大小的行星，也有很多热地球大小的行星，热地球大小的行星常见于低质量恒星周围，热木星大小的行星常见于质量较高的恒星周围。 然而，几乎没有任何类别的恒星表明它们周围存在一颗炽热的海王星大小的行星。 就好像有一个过程在起作用，禁止存在一个低质量、富含天然气的世界，我们不知道确切的原因。
在系外行星数据中也发现了许多地球和超级地球，包括所有类型恒星的所有半径（至少，就我们所能测量的而言），以及存在的许多海王星和迷你海王星，特别是在导致行星不会“太热”或离母行星太近的距离。 然而，具有“介于两者之间”大小的行星并不多，这在文献中被称为半径间隙或富尔顿间隙。
有一些想法试图解决这个难题，但科学中的想法几乎没有价值，除非我们能用真实、有意义的数据来测试和面对它们。
当你绘制已知系外行星的半径（行星的大小）与它们在母星周围的周期时，行星种群中会出现两个不同的“间隙”。 有炽热的木星和炽热的地球，但没有炽热的海王星，以及在更大的轨道周期内类似岩石和类似海王星的行星之间的差距。 **b.j.Fulton 等人，天文学杂志，2017 年。
然而，一个有趣的假设可以同时解释这两种现象：光蒸发的过程。 光蒸发是一句奇特的说法：
来自恒星的高能辐射很多，包括紫外线和高能粒子，这些高能辐射不仅会加热它们遇到的任何行星，还会与那些行星大气中存在的任何粒子发生碰撞，如果这些大气粒子的能量超过一定阈值，它们就会被踢到超过那个世界的逃逸速度的速度。
结果，大气层将开始被剥离。
在这两种情况下，都可能存在一个临界阈值。 对于最热的行星来说，它们要么只是剥离的核心，无法容纳任何实质性的大气层，要么它们的质量足以挂在大的挥发性（富含氢和氦）的包层上，但不是介于两者之间。 对于不太热的行星，要么你没有足够的质量来支持一个不稳定的包层，在这种情况下，你是一个岩石，类似地球的行星，或者你足够大，在这种情况下，你是一个膨胀的，像海王星一样的行星。 如果你的质量比类似海王星的世界小一点，你的挥发物就会被光蒸发掉，你就会过渡到类似地球的状态。
当星光穿过凌日系外行星的大气层时，它会留下一个签名。 根据发射和吸收特性的波长和强度，可以通过跳跃光谱技术揭示系外行星大气中各种原子和分子物种的存在与否。 JWST无法获得类太阳恒星周围地球大小的行星的光谱，但宜居世界天文台最终可以。 欧空局 D**id Sing 行星凌日和恒星振荡 （PLATO） 任务。
在它们仍在形成时观察这些类型的行星是一项挑战，因为观测困难尚未克服。 但是有一种非常合理的方法来研究这个问题：通过观察在相对年轻、质量大的恒星周围发现的最小的热木星行星，并试图测量和量化光蒸发的影响。 如果你能理解这些仍然具有最小挥发质量的世界是如何由于其母星的影响而失去大气质量的，也许我们可以学到关于光蒸发的教训，以及它如何在解释这两个伟大的行星谜题中发挥作用（或不发挥作用）。
换句话说，我们想要做的是实时和原位研究正在经历光蒸发的系统，以了解母星如何有效地剥离其轨道行星的不稳定大气层。 一个有趣的研究系统是WASP-69系统。 WASP-69是一颗K级恒星，比太阳小一点，质量也小一点，但更年轻一点：只有20亿年的历史。 WASP-69还有一颗系外行星围绕着它运行：WASP-69B，它的质量与土星差不多，半径比木星略大，这颗系外行星离它的母星足够近，足够热，可以经历光蒸发。
光蒸发是行星的大气层在离母星太近时升温的过程，恒星的辐射可以将粒子从大气中剥离出来，导致一些光蒸发。 对于一个低质量、高波动性的行星来说，整个大气层可以很容易地被剥离。 **esa/atg medialab
为什么一颗只有土星质量的行星实际上比木星大？答案来自母星本身：因为当你加热气体时，即使在系外行星的大气层中，它也会膨胀，导致系外行星在其半径方面变得“更加膨胀”。 大气膨胀得越多，最脆弱的大气粒子离行星质心越远，使它们能够以较低的速度逃逸。 你的星球越热，它的逃逸速度就越低，光的蒸发速度就越大。
如果我们能够直接测量光的蒸发率，那可以为我们提供有价值的信息，了解哪些类型的行星（和行星大气层）可以稳定地存在于系外行星系统中，以及哪些类型的行星（和行星大气层）本质上是不稳定的，不会持续数十亿年。
因为WASP-69b是一颗系外行星，在其母星前面有凌日，你不仅可以测量凌日期间大气层的特性，而且如果你能获得足够好的数据，是否有任何特征出现在凌日之前或之后。 幸运的是，达科塔·泰勒（Dakotah Tyler）和他的团队能够给凯克望远镜时间为自己获取此类数据。
来自凯克光谱观测的原始信号在中性氦吸收的精确波长下显示出很强的光阻隔和吸收特征。 观察这些数据的时间序列，以及特定波长的特征，可以进一步揭示WASP-69B上光蒸发的细节。 **d.Tyler 等人，天体物理学杂志，2024 年。
当他们真正获得这些有价值的数据时，他们看到了什么？
重要的是，他们不仅获得了光度（原始光）数据，还获得了光谱数据，其中来自母星的光被分解成单独的波长。 当一颗行星第一次与恒星的边缘接触时，一些星光不仅被行星相对于我们视线的圆盘阻挡，而且其中一些星光通过行星本身的大气层过滤。 当恒星和我们的视线之间存在中性气体（如氢气或氦气）时，数据中会出现特征吸收信号——可以在特定的元素波长下观察到。
当泰勒和他的团队拿到这些数据时，他们发现了一些令人着迷的东西，这些东西只在以前的研究中提出，从未被强烈地看到过。
在穿越之前，正如预期的那样，没有看到吸收信号。
在运输过程中，表明存在与大气中大量中性氦一致的吸收曲线：证实这是一个富含挥发分的气体包层。
但即使在凌日完成后，信号中的大量中性氦仍然会持续相当长的时间，这证实了大量中性气体的存在，这些中性气体与行星本身很好地分离。
解释这些数据的最佳方式是什么？WASP-69b的大气层正在被光蒸发，这种光蒸发过程正在从这颗炽热的系外行星中产生一个巨大的彗星般的尾巴。
无论你是从母星（左）还是系外行星（右）的静止框架上看氦吸收特征，你都可以看到氦特征在凌日期间和之后的一个多小时内吸收星光，但不是之前。 这是一条大而密集的彗星状尾巴的有力指标。 **d.Tyler 等人，天体物理学杂志，2024 年。
看到的中性氦信号提供了令人难以置信的信息。 详细地说，它告诉我们许多有趣的事实。
首先，系外行星正在以非常快的速度失去物质：大约每十亿年就有一个地球质量的大气层。
其次，这个质量正在以巨大的尾流离开地球，延伸到地球半径的七倍以上，或者延伸到地球本身后面超过350,000英里（约580,000公里）。
第三，因为这是光谱数据，他们可以确定这种氦气正在以每秒23公里的相对速度被剥离 - 大约每小时50,000英里（80,000公里/小时） - 这与光蒸发物质一致，然后与恒星的出口相互作用。
这些数据足以得出一些令人信服的推论。 它告诉我们，炽热的木星甚至炽热的土星在典型恒星的寿命尺度上都是稳定的，因为这颗系外行星的质量大约是地球质量的 90 倍，它每十亿年只会失去 1 个地球的大气质量。 此外，它告诉我们，“岩石核心”或剥离的行星核心在典型恒星的生命周期内也是稳定的，因为构成行星表面的重元素不会以同样的方式被光蒸发。
当系外行星wasp-69b凌日在其母星前方时，从凯克天文台的角度来看，不仅在凌日期间，甚至在凌日完成后都可以看到氦吸收的特征，这表明行星本身后面存在彗星状尾巴。 **d.Tyler 等人，天体物理学杂志，2024 年。
換句話說，這些數據非常暗示了這樣一個想法，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。 较低的逃逸速度意味着大气分离率会更大，这很可能意味着，除非有大量的质量——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——如果海王星类行星在围绕母星的轨道上，它们的大气层可能会被完全剥离。 热海王星的存在是被禁止的。
半径间隙也可以用这种方式解释，尽管机制略有不同。 当你第一次形成一颗行星时，如果你离你的母星足够远，你最终得到的行星类型取决于你积累了多少质量，以及你积累质量的速度。 低于一定质量，大约2个地球质量，你没有足够的引力来保持你的氢和氦（挥发物），即使离母星很远;你不能变得像海王星一样。 但是超过这个质量阈值，你可以在足够长的距离内捕捉到它们，所以只有在小距离（和高温）下，你才不会保留不稳定的包络层，所以你注定是一个迷你海王星或一个成熟的海王星般的世界。
这些对WASP-69B的新观测结果明确表明，围绕一颗相对较新的恒星（仅160光年远）运行的质量最低的“热木星”之一正在积极地经历光蒸发。 来自母星的热量使大气膨胀，富含挥发分的大气由于高能粒子和辐射的流出而发生剥离，这些粒子和辐射不仅被吹离主行星本身，而且在行星后面形成一条彗星般的尾巴：也许这条尾巴比观测到的要长得多。 因为行星和我们对恒星的视线之间的不完美排列可以承认这种可能性。
然而，这一观察的影响是惊人的。 他们可以解释为什么炽热的木星（和炽热的土星）在恒星周围大量存在，但炽热的海王星却没有，而固体行星核心再次出现。 它们与解释半径差距的概念是一致的，即要么你可以成功地保持你的挥发物，让你喜欢海王星，要么不让你喜欢地球（或者至少是一颗表面坚固的行星），而“是或否”的问题是为什么在地球半径的140%到200%之间有如此少的系外行星。
但最重要的是，这只是一个理论场景，现在有直接、有力的观察证据来支持它。 也许，通过未来的观察，我们将一劳永逸地解决“阿塔门”赤字和“半径差距”的问题！
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