解读恒星——当光谱学推动系外行星研究时
发布时间：2023-12-11 18:00:05 阅读数： 177
即将到来的超大型望远镜（ELTs）很可能拥有足够的收集面积来识别潜在的生物特征气体，如绕附近恒星运行的地球行星大气中存在的分子氧（O2）。
图片来源：David Herraez Calzada/Shutterstock com David Herraez Calzada/Shutterstock.com
透射光谱法被认为是最有效的探测方法之一。为了提高我们利用这种方法探测 O2 的能力，光谱分辨率至少要达到 R ≥ 300,000，才能完全区分类地行星大气中的吸收线，并将信号从碲线中分离出来。
目前的高分辨率光谱仪通常能达到 R ∼ 100,000 左右的光谱分辨率。然而，要提高受视线限制的观测和仪器的分辨率，就需要大幅增大光学元件，这就使得这些仪器的制造和组装成本高昂且具有挑战性。
本文展示了实现高分辨率光谱的另一种方法。在高分辨率光谱仪中加入了超高分辨率助推器，利用链式法布里-珀罗阵列生成超精细光谱剖面。
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此外，还介绍了利用实验室演示器进行的天空碲观测。根据不同的设置，这台双臂原型机的分辨率可达 25 万至 35 万卢比。在对原型机的行为进行全面建模后，提出了为超大望远镜（ELTs）设计具有八臂阵列配置的法布里-珀罗干涉仪（FPI）的建议，目标是超过 R=300,000 的分辨率。
创新的 FPI 分辨率助推器可以集成到现有 R=100,000 摄谱仪的前端，以更高分辨率取代光谱剖面，专门用于系外行星大气研究。
在过去大约 25 年中，已经确认了几颗具有岩石成分的系外行星，通常称为陆地系 外行星。
开普勒（Kepler）和泰斯（TESS）等飞行任务揭示出，这些行星在太阳附近非常丰富。
位于宜居带的行星尤其引人关注，因为它们的轨道允许其表面有液态水。研究这些行星的大气层为地球提供了更广阔的背景，有助于我们理解地球上有利于生命进化的条件的普遍性。
在这些研究中可能发现的生物标志物为科学界提供了一个令人兴奋的机会。
对系外行星大气层最常见和最广泛的研究通常是通过凌日光谱学进行的，即利用凌日期间收集的光谱来研究系外行星大气层的化学成分。
与恒星的表面积（10-4 - 10-6）相比，系外行星大气的几何横截面要小得多，这就突出了高信噪比（S/N）观测在这种方法中的重要性。
最近的研究利用高分辨率透射光谱确定了气态巨星大气中的各种物质。例如，通过交叉相关51 和多普勒断层扫描59 等技术探测到了 CO、8、11、43、51 H2O、2、7 和 TiO23。
这些研究表明，高分辨率光谱（R ≥ 100,000）对于识别系外行星大气中的分子是有利的。在每个分辨率元素的信噪比固定的情况下，分辨率更高的仪器可以研究更暗、更窄的谱线。
分子氧（O2）是一种尚未在系外行星大气中观测到的有趣分子。以地球为参照，O2 作为系外行星上生物活动的指标具有潜在意义。
虽然在环境背景下解释 O2 至关重要，但这种分子仍然是一个重要的生物特征，提高探测 O2 的仪器能力是探索太阳系外生命的一个重要方面。
在地球上，含氧光合作用是 O2 的来源。34 追溯到生命的起源，第一个单细胞生物--蓝藻--开始通过光合作用将二氧化碳（CO2）转化为 O2。
在距今 25 - 40 亿年前的阿基坦纪，地球大气中的氧气开始变得富集，这很可能是多种动植物出现的原因。原子氧与其他分子的快速结合需要定期补充，以维持大气中的高浓度 O2。
由于 O2 是均匀分布在大气中的大量气体，因此可以利用过境光谱等方法对其进行远程探测35。
虽然系外行星大气中存在的 O2 可能来自非生物过程，但如果从更广泛的恒星和行星背景来考虑，识别 O2 可以作为生物活动的可靠指标。
在未来十年内，通过天基飞行任务探测类地系外行星大气中的 O2 似乎不太可能。
JWST 在较短波长上的仪器灵敏度和分辨率有限，可能会妨碍在主要的 O2 吸收波段，如 B 波段（650 nm）、A 波段（765 nm）和近红外（NIR）（1270 nm）上的探测62。
Fauchez 等人最近提出的在 6.4 µm 波长探测 O2 的替代方法是一个令人感兴趣的选择，但通过地基观测探测的可能性似乎更大。
随着下一代巨型分段镜望远镜（GSMTs）开始投入使用，人们期望它们的大范围收集区域能够实现高信噪比（S/N）观测，以识别地球系外行星大气中的分子氧。
各种具有高弥散能力的仪器，包括 G-CLEF、55 GMTNIRS、25 METIS6 和 HIRES/ANDES32 等，都有助于检查系外行星大气层，并有可能探测到 O2。
这些仪器的最大分辨率为 R=150,000。根据 López-Morales 等人的研究，R=300,000-400,000 范围内的超高分辨率是在系外行星大气中探测 O2 的最佳分辨率。
这一判定受到视线效应以及系外行星大气低层折射效应导致的预期窄线剖面的影响。此外，在 R≥300,000 时，利用系外行星大气层的相对速度，将地球的碲谱与系外行星大气层的光谱分开是可行的。
由于等值线守恒的原因，在 6.5 米到 10 米的孔径范围内，受可见光限制的高分辨率埃歇尔摄谱仪在获得明显高于 ∼100,000 的分辨率方面面临着限制。
大的收集区域意味着更大的准直光束、色散光栅和整个仪器。如果考虑到巨型分段镜望远镜（GSMTs），以及这类仪器的分辨率与望远镜直径的关系（R∝1/D），挑战就更大了。
因此，必须采用新的仪器方法来提高光谱分辨率，目前正在为此做出巨大努力。
精密径向速度（PRV）界已经设计出了诸如瞳孔或图像切片机等方法来提高光谱分辨率，如 G-CLEF、55 CARMENES、40 PEPSI、54 FIDEOS、55 和 TARdYS 等仪器。
由于摄谱仪焦平面上的探测器面积有限，这种解决方案受到限制。
另一种替代方法是使用外部分散摄谱仪来实现超高分辨率，例如使用分散固定延迟干涉仪（DFDI）和三重Spec系外行星发现仪（TEDI）进行的多普勒系外行星巡天。
DFDI 优化了干涉仪中的光延迟，并通过测量宽光谱中的多个条纹来减轻光子噪声。14,19,20 DFDI 优化了干涉仪的光延迟，并通过测量宽光谱中的多个条纹来减轻光子噪声。
另一方面，TEDI 采用外部分散干涉测量法（EDI）与传统的高分辨率 R=20,000 光谱仪相结合。
原型机的分辨率提高了六倍，但这是以牺牲曝光时间为代价的，因为在傅里叶空间中只能对信号覆盖的频率范围的有限子空间进行采样。
考虑到这些结果和挑战，Ben-Ami 等人提出了一种用于高分辨率光谱仪的分辨率增强器。用于氧气搜索的法布里-珀罗仪器（FIOS）概念包括一个法布里-珀罗干涉仪（FPI）阵列，可生成超高分辨率的光谱传输曲线。
当与现有的高分辨率摄谱仪集成时，FIOS 可以将仪器的光谱分辨能力提高到探测氧气的最佳水平。Rukdee 等人在实验室演示了具有两个等离子体或双子的 FIOS。
这篇文章介绍了使用 FIOS 实验室演示器连接太阳望远镜对太阳进行的初步天空观测。
结论
本研究介绍了 FIOS 双臂原型（相当于全链的四分之一）的实验演示，展示了其在 R=250,000 高分辨率下捕捉碲谱的能力，以及在现实条件下描述窄 O2 光谱特征的能力。
相关故事了解超精细光谱仪的工作原理通过光谱学实现激光特征描述探索太阳光谱事实证明，增加一个额外的臂有利于提高采样频率和整体分辨率，使其达到激光扫描测量的 R 上限，这为 FIOS 的未来发展指明了积极的前景。
相互连接的超高分辨率双子阵列通过具有光谱分辨率的高分辨率摄谱仪进行交叉分散。
通过对外部光谱仪分辨的透射峰进行积分，该研究成功地模拟了低分辨率光谱仪的行为，使分辨率与双子的自由光谱范围（FSR）相匹配。
事实证明，这种模拟足以为仪器解锁超高分辨率，使 FIOS 成为窄带分辨率的插件增强器。外部光谱仪兼容性的最低要求是 R = 100,000，相当于法布里-珀罗干涉仪（FPI）的 1 FSR。
选择多模光纤是为了确保系统中各光学元件之间有合理的吞吐量和孔径比。在自然视场条件下，超大望远镜（ELT）上的外置摄谱仪将使用多模大芯径光纤。
这一选择使本研究的演示符合未来在 ELT 上实施 FIOS 的设想。除氧气外，这一概念还可扩展到其他光谱带和光谱线的研究，如甲烷（CH4），其光谱线的密度高于氧气带。
通过将 FIOS 集成到即将推出的 ELT（如 G-CLEF、54 ANDES、32 和 MODHIS33）中，这种方法有望研究未来的系外行星大气，而只需对这些仪器的原始概念进行最小限度的改动。
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