從氫氣海洋行星到 TRAPPIST-1e：哪些行星最可能看見前生物訊號分子？

若從事探索系外行星生命，人們最常想到的是尋找星球是否存在氧氣等生命正在製造或需要的氣體。但在真正的生命出現之前，行星的大氣其實已經可能充滿一些對生命誕生至關重要的分子。這些物質被稱為前生物訊號分子（prebiosignature molecules），它們不是生命本身的產物，而是生命的前置材料。例如在地球生命剛萌芽的那段時間裡，各種前生物反應需要水、甲烷、硫化物、氨、氰化氫等物質作為基礎。如今，希望透過太空望遠鏡，在遙遠的系外行星上找到這些分子的痕跡，藉此推測那顆行星是否具備生命可能出現的化學條件。這項工作並不簡單，因為這些分子通常含量很低，而且它們的光譜訊號會與大氣中的其他氣體互相干擾。有一項研究就是要知道如果我們用詹姆斯·韋伯太空望遠鏡觀測一顆行星，它的大氣中至少要有多少濃度的某種前生物訊號分子，我們才有機會真正看得出來前生物訊號分子是否存在於該行星大氣。

要回答這個問題，研究團隊建立了一整套模擬流程，從大氣模型、光譜計算、噪訊模擬，到使用貝氏統計（Bayesian statistics）方法判定韋伯太空望遠鏡是否足以有信心地偵測到特定分子。他們挑選的分子都是生命化學中最常出現、反應路徑也最重要的那些，包括氰化氫（HCN）、硫化氫（H₂S）、二氧化硫（SO₂）、氨（NH₃）、甲烷（CH₄）、乙炔（C₂H₂）、一氧化氮（NO）、甲醛（CH₂O）、一氧化碳（CO）與丙炔腈（HC₃N）。像是氰化氫在早期地球能提供多種碳與氮的反應來源，促進核苷酸與胺基酸的前身形成；丙炔腈也是不少前生命路徑裡的原料；而二氧化硫、硫化物以及甲醛等，也都常牽涉到模擬 RNA、醣類與胺基酸的實驗中。因此，如果任何一顆系外行星的大氣裡真的觀測到這些分子，那將是理解生命可能如何在宇宙不同角落展開的線索。

不過要找到這些訊號並不容易，決定訊號強弱最重要的因素之一，就是行星的大氣厚度。比較白話的說法是，如果大氣由較輕的分子組成，像是氫或氦，它的體積會更膨脹，光經過時吸收得較明顯，分子的訊號也更容易被看到；反之，如果大氣由較重的分子主導，像是氮氣、二氧化碳，整體就會比較緊縮，特徵吸收也會不明顯。故研究團隊特別選擇幾種不同類型的行星做分析，包括：

1. 氫氣海洋行星（hycean planet）：是以 K2-18b 為範本建立。整體是一層很厚的氫氣大氣，因此在紅外光裡會呈現出典型、容易辨識的吸收特徵。

氫氣海洋行星 K2-18b 圍繞紅矮星K2-18 的模擬繪圖（圖片來源：ESA/Hubble，採用 CC BY 4.0 授權）

2. 極度還原的火山逸氣大氣（ultrareduced volcanic atmosphere）行星：以 GJ 1132b 作為範本。因火山不斷釋放氫、甲烷等還原性氣體，使大氣呈現強烈還原狀態的行星。

GJ 1132b 的模擬繪圖（圖片來源：NASA/JPL-Caltech/Lizbeth B. De La Torre，CC0 1.0 公共領域）

3. 撞擊後大氣（post-impact atmosphere）行星：這類大氣出現在行星遭到大型撞擊之後。撞擊會把表面的水分蒸發，並把深層、帶有強烈還原性的物質釋放出來，讓大氣變得又熱又富含氫氣。這樣的環境能在短時間內產生許多前生物化學相關的分子，因此被視為早期地球可能具備過的「化學反應加速期」。

4. 高分子量大氣的 TRAPPIST-1e 行星：是以 TRAPPIST-1e 為範本。TRAPPIST-1e 不像前面的那些例子有厚厚的氫氣外層，而是主要由氮氣和二氧化碳組成，類似早期地球的大氣。因為這些分子比較重，大氣整體比較不膨脹，吸收訊號也會比較微弱，因此要在這種大氣裡找前生物訊號分子會更困難。但由於 TRAPPIST-1e 是目前離我們最近、最適合觀測的類地行星之一，它依然是研究早期地球化學與生命可能性的目標。研究中使用的是 TRAPPIST-1e 的類地行星條件，再套用早期地球類型的大氣作為模型。

TRAPPIST-1e 的模擬繪圖（圖片來源：NASA/JPL-Caltech，CC0 1.0 公共領域）

這些行星類型是目前天文界認為最有可能讓前生物訊號分子累積到足以觀測的情況。

當韋伯太空望遠鏡觀測行星凌日時，它們的恆星光會穿過行星大氣，分子會在光譜上留下像指紋一樣的訊號。研究者使用 petitRADTRANS 程式套件來計算這些光譜，並使用 PandExo 程式工具模擬韋伯太空望遠鏡實際的噪訊，再利用貝氏統計方法判斷在加上噪訊後，某個分子的訊號是否仍然能以 3 倍標準差的信心水準被確定偵測。這就像是在非常吵雜的環境裡要聽到某個微弱的聲音，你必須知道這聲音至少要多大聲、持續多久、在哪個頻率範圍裡你才聽得出來。

結果相當令人振奮，對於氫氣豐富的大氣，例如氫氣海洋行星，有些分子其實非常容易被看到，甚至濃度只要百萬分之一等級（ppm）就有機會被偵測。像是丙炔腈在這類大氣中只要到約 0.06 ppm、二氧化硫約 0.6 ppm、乙炔只要幾 ppm 都可能在韋伯太空望遠鏡上被明確辨識；甚至連一氧化碳、氨、氰化氫這些反應路徑裡重要的角色，也都在合理的觀測次數內具備可偵測性。相較之下，火山逸氣造成的極度還原大氣因為本身含有大量甲烷和氰化氫這類強吸收分子，其整體光譜較容易被「淹沒」，導致一些其他分子的訊號會被遮蓋，使得偵測門檻變高。但像丙炔腈、二氧化硫、乙炔等仍然有機會在 10 ppm 的範圍內被偵測出來。

使用 petitRADTRANS 計算的各類系外行星模型之凌日光譜。（1）氫氣海洋行星（Hycean Planet）：光譜起伏明顯，因為氫氣主導的大氣膨脹度高，吸收訊號強。光譜形狀呈現「高度膨脹、分子豐富」的大氣典型樣貌；（2）氫氣超極地球行星（Hydrogen-rich Super-Earth）：氫氣大氣較薄，光譜起伏比氫氣海洋行星少，但仍可辨識多種重要分子訊號；（3）極還原火山行星（Ultrareduced Volcanic Planet）：大氣由火山噴出物主導，含大量 CH₄、HCN，使光譜在 3 μm 附近有強烈吸收。大量雲層明顯降低偵測生命前分子的能力；（4）撞擊後行星（Post-Impact Planet）：撞擊後早期的大氣高度化學還原、膨脹更劇烈，使光譜訊號更強、更容易觀測。隨時間推移，大氣性質改變，吸收型態也不同；（5）TRAPPIST-1e：大氣以 N₂ + CO₂ 為主，平均分子量高，使光譜起伏很小。訊號弱、吸收線低，是最難偵測生命前分子的案例（圖片來源：Claringbold A et al. (2023)，採用 CC BY 4.0 授權）

另外在撞擊後大氣行星方面，根據模型，當行星經歷巨大撞擊後，大量金屬鐵會使大氣變得極度還原化，使氫氣被大量生成（Fe⁰ + H₂O → FeO + H₂）。這樣的大氣膨脹得更明顯，訊號增強得非常誇張。在 10 萬年後的撞擊大氣裡，一些分子的偵測下限可低至 0.01 ppm 或更低，幾乎是最容易被看到的時期；但到了 1,000 萬年後，大氣已經逐漸冷卻、成分改變，分子特徵變弱，能夠被偵測到的濃度門檻會上升，需要更高的濃度才看得出來。像氰化氫、甲烷、乙炔、丙炔腈、甲醛等，都可能在早期階段裡以極低濃度被偵測到。這意味著，如果類似早期地球環境的行星存在，我們其實有機會透過韋伯太空望遠鏡直接看到前生物化學的種種原料。

但也並非所有行星都那麼幸運，對於像 TRAPPIST-1e 那種高分子量氣體組成的大氣，即使韋伯太空望遠鏡能做到非常長時間的觀測，很多分子的濃度仍然需要提高到相當高的程度才能被看到。在模擬中，儘管觀測 40 到 100 次凌日，也只有甲烷、氨、乙炔、丙炔腈、氰化氫、二氧化硫等少數分子有機會達到可偵測濃度。

這項研究讓我們知道前生物訊號分子的觀測並不是遙不可及的夢。哪些行星最值得花時間觀測、哪些分子比較容易被找到、以及需要多少凌日次數才有機會看見生命的化學起點。更重要的是，它讓「生命起源」這個問題從實驗室走向宇宙，如果我們真的在外星世界找到與生命起源相關的分子，那或許能讓我們第一次把生命視為宇宙中一個普遍而自然的化學結果，而不是地球的幸運例外。 韋伯太空望遠鏡開啟的，可能不只是觀測新世界的窗口，而是讓我們第一次有能力追尋生命如何在宇宙中被點燃的那條化學道路。

作者：水也佑

參考文獻：

Claringbold A et al. (2023). Prebiosignature Molecules Can Be Detected in Temperate Exoplanet Atmospheres with JWST. The Astronomical Journal.

（付費文章屬限制使用之內容，未經授權不得轉載或另行利用。）