觅音计划团队在宜居性分析与生命信号探寻取得进展

2024年3月，觅音计划项目团队以天体生物学领域的相关研究为基础，参考理应贝叶斯定理的系外行星生命特征评估框架，建立了系外宜居行星的观测变量体系，以期在没有目标行星的完整信息情况下对行星宜居性作出较有把握的推论，相关文章被《中国空间科学技术》期刊录用。

地球是目前已知唯一存在且能够发展生命的宜居行星，系外行星是否存在生命仍是未知。在搜寻除地球外的另一个宜居行星，首先需要明确“宜居”的定义。一般而言，宜居性是指“行星或天然卫星能够发展和维持适宜生命生存环境的能力”，行星的宜居性是用来衡量行星是否有生命以及能否维持生命的指标。

NASA将行星的宜居性三要素划分为“广泛存在液态水的区域，有利于复杂有机分子合成的条件，以及足够维持新陈代谢的能源”。对系外行星宜居性的研究往往关注行星是否能够维持液态水的存在。由此可定义恒星的经典宜居带的概念（也称液态水宜居带），即从地球生命适居的液态水存在条件出发，将距离恒星的一定轨道范围称为宜居带。在该范围内行星接收到的恒星辐射使得其表面能够维持液态水存在，而宜居带的内外边界则简单地以水的熔点和沸点温度决定，即

273.15 K < T suf < 373.15K（1 bar）

其中Tsuf 为行星表面温度，与行星接收到的恒星辐射有关。进一步地，恒星辐射由恒星的质量、年龄和有效温度等恒星性质决定。因此，对于不同性质的恒星，其液态水宜居带的范围不同（图1）。

图1 （左） 不同有效温度的恒星，其宜居带范围不同；（右） 同一行星的不同年龄影响其亮度，从而使其宜居带范围有所不同

经典宜居带内包含液态水的行星是宜居的必要不充分条件，考虑不同的大气、光化学等平衡条件，宜居带的概念也被不断完善。近年来，宜居带的内外边界分别由“失控温室效应”和“最大二氧化碳温室效应”进行限定。失控温室效应指在靠近宜居带的内边缘，行星的表面温度过高使得液态水蒸发成为气态，并由于温室效应使得温度进一步升高，从而使得行星表面的液态水被完全蒸发，从而逃逸出大气。最大二氧化碳温室效应指在靠近宜居带的内边缘，行星的表面温度过低，此时大气中升高的二氧化碳含量也无法使行星表面温度维持液态水。

考虑对生命存在和发展的条件定义不同，新的宜居带概念被提出。例如适当的紫外辐射在RNA合成过程中起到关键作用，而过高的紫外辐射会侵蚀行星大气，由此基于恒星的紫外辐射通量提出了紫外宜居带的概念；基于植物的光合作用转化二氧化碳速率，提出了光合作用宜居带的概念。对同一恒星而言，根据不同因素计算出的宜居带范围其范围可能不同（图2）。

图2. 不同质量的液态水宜居带(LW-HZ)，紫外宜居带(UV-HZ)和光合宜居带(PHZ)范围

另一方面需要回答在宜居带内如何探测生命信号。生命信号定义为包括生物成因的化学、形态、沉积或同位素过程或结构，可以被检测到以推断过去或现在的生命存在的信号。生命信号可粗略地被分为三种：(1)气体特征，即在行星大气中能够反映生命存在的气体，如光合作用产生的氧气，以及氧气被光解之后产生的臭氧；(2)行星表面特征，是光与生物质直接作用的光谱特征，如地表植被的叶绿素对近红外的光强烈反射，从而产生的红边效应(vegetation red edge, VRE)；(3)时变特征，随季节变化的气体浓度以及反照率变化，如地球大气中二氧化碳的周期性振荡，可以反映植被随季节变化的情况（图3）。

图3 三种不同类型的生命信号，均可反映生命存在

利用观测变量体系进行系外行星的宜居性评估和生命信号探寻，其核心方法是，通过贝叶斯定理，将行星宜居性转化为在给定条件下的后验概率（图4）。在观测变量体系中，通过综合考虑宿主恒星参数、行星系统参数和行星自身参数，建立系外宜居行星的观测量到特征量的映射，从而实现对行星宜居性的量化评估。

另一方面，从特征量及观测量映射完备性验证需求角度出发，觅音计划项目团队将地球作为宜居行星的样本，提出了对观测变量体系完备性的验证方法，将地球光谱特征作为真实有效值，并为观测变量体系构建及验证提供更准确输入，从而为我国的系外宜居行星探测计划提供支撑。