气候双稳态：宜居带内缘的失控温室效应与云反馈

作者：Bowen Fan, Da Yang, and Dorian S. Abbot

发表于：2024年9月17日

期刊：The Astrophysical Journal Letters, Volume 973, Number 1

引用：Bowen Fan et al 2024 ApJL 973 L22

DOI：10.3847/2041-8213/ad7789

摘要

研究宜居带（HZ）内缘的气候动态对于预测岩质系外行星的宜居性至关重要。之前基于全球气候模型（GCM）的研究表明，接收高恒星辐射通量的行星可能表现出气候分叉现象，导致寒冷（温带）与炽热（失控）气候之间的双稳态。然而，这种双稳态的机制尚未完全被解释，部分原因在于从少量昂贵的GCM数值模拟中推断机制的难度。

在本研究中，我们采用两列（昼侧与夜侧）、两层气候模型研究驱动这种双稳态的物理机制。通过机制否认实验（mechanism-denial experiments），我们证明失控温室效应与昼侧或夜侧云反馈共同作用，导致气候双稳态。我们还绘制了控制分叉位置与双稳态范围的参数图。

本研究明确了哪些机制与GCM参数控制岩质行星在经历炽热初始状态后可能保留炽热、厚大气层的恒星辐射通量。这对于詹姆斯·韦布空间望远镜的目标优先排序与观测解释至关重要。此外，我们的建模框架可以扩展到具有不同可凝结物种和云类型的行星。

1. 引言

宜居带 (HZ) 的内边缘是系外行星科学中的关键阈值，它划定了恒星周围最近的轨道，在此轨道上，岩石行星可以在其表面维持液态水 (J. F. Kasting 等人 1993；R. K. Kopparapu 等人 2013)，然后行星才会经历失控 (M. Komabayasi 1967；A. P. Ingersoll 1969) 或潮湿温室 (J. F. Kasting 等人 1993)。了解这一边界的气候动态对于评估系外行星的宜居性至关重要 (S. Seager 2013)。HZ 内边缘的精确位置受各种大气过程的影响，特别是温室效应和云反馈。

早期的 3D 全球气候模型 (GCM) 建模（J. Yang 等人 2013 年；J. Yang 和 D. S. Abbot 2014 年；J. Yang 等人 2014 年）强调了日面云反馈对潮汐锁定和缓慢旋转行星的重要作用。他们的研究表明，日面云量增加可以反射更多的恒星辐射，从而冷却行星并将 HZ 延伸到比以前的 1D 单柱模型更靠近恒星的位置。其他研究小组也跟进了这项工作（M. Turbet 等人，2016 年；R. K. Kopparapu 等人，2016 年、2017 年；M. J. Way 等人，2016 年、2018 年；I. A. Boutle 等人，2017 年；J. Bin 等人，2018 年；J. Haqq-Misra 等人，2018 年；A. D. Del Genio 等人，2019 年；J. Yang 等人，2019 年；D. E. Sergeev 等人，2022 年），他们发现了大致一致的结果，尽管云反馈的强度取决于行星自转速率、恒星类型和所用 GCM 的云参数化等细节。

最近，有人提出了 HZ 内缘附近的气候双稳态概念（M. Turbet 等人，2021 年、2023 年；F. Selsis 等人，2023 年；G. Chaverot 等人，2023 年）。他们的 GCM 模拟表明，根据初始条件，该区域的行星可能在相同的强迫下表现出两种稳定的气候状态，即温带气候和炎热、潮湿的气候。他们认为，这种双稳态的一个关键因素是夜间云的作用，它可以捕获外向长波辐射 (OLR) 并导致变暖，但他们没有使用机制否定实验等技术牢固地证实这一点。

这些研究开启了令人兴奋的新气候行为的可能性，但驱动双稳态的机制仍不清楚，这主要是由于几个尚未解决的挑战。首先，由于高层大气中的短时间尺度与低层大气中的较长时间尺度不一致，使用最先进的 GCM 很难实现向失控温室效应状态的完全过渡（M. Turbet 等人，2021 年）。其次，GCM 亚网格尺度参数化中不受约束的假设可能导致不同模型的结果差异很大，尤其是在推断未知条件时，正如 J. Yang 等人（2016 年、2019 年）所强调的那样。第三，揭示驱动 GCM 机制的底层物理并不总是那么简单，因为 GCM 本身就很复杂，计算要求很高，而且很难分析和完全理解。

在复杂数值模型的结果相对不透明的情况下，谨慎应用定性低阶建模可以提供必要的见解（D. S. Abbot 等人，2011 年；D. S. Abbot，2016 年；J. Checlair 等人，2017 年）。特别是，低阶模型可以灵活地轻松分离和研究特定机制，从而提供 GCM 中可能被掩盖的清晰度（I. M. Held，2005 年；T. Schneider，2006 年；N. Jeevanjee 等人，2017 年）。在本研究中，我们使用两列两层模型来探索失控温室效应与云反馈机制之间的相互作用，以驱动 HZ 内缘附近的气候双稳态。我们的模型是 D. S. Abbot 和 E. Tziperman (2009) 开发的模型的更新版本，并由 J. Yang 和 D. S. Abbot (2014；以下简称 YA14) 扩展到系外行星，该模型结合了最近的进展，包括 M. Turbet 等人 (2021) 和 G. Chaverot 等人 (2023) 描述的夜间云的影响。此外，我们的模型还包括失控温室条件下 OLR 的更新处理。使用我们改进的模型，我们能够确定在 GCM 中观察到的双稳态是由失控温室效应对 OLR 的影响与白天短波云反馈或夜间长波云反馈相结合引起的。

本文结构如下：第二部分概述方法，第三部分展示结果，第四部分讨论研究结果的意义及其在系外行星宜居性研究中的相关性。

2. 方法

我们的低阶模型基于YA14中描述的两列、两层方法，该方法本身来源于D. S. Abbot & E. Tziperman (2009)的模型。此模型通过将行星划分为两列（昼侧和夜侧）和两个大气层，从而形成四个独立的盒子来模拟潮汐锁定行星的气候系统。每个盒子的能量平衡通过计算模拟气候系统。YA14模型成功再现了接近宜居带内缘的云和对流行为，这些行为与GCM模拟的结果一致。关于YA14模型假设和方程的详细概述，请参阅YA14。在本研究中，我们着重修改YA14模型以扩展其在失控温室状态下的适用性。模型修订的示意图如图1所示。

图1. 两列模型的示意图。灰色框表示自由大气层（压力< 1 bar）。蓝色框表示短波消光层（压力约为1 bar）。橙色箭头表示短波辐射通量，蓝色箭头表示向空间发出的OLR，黑色箭头表示大气热平流。昼侧列包括一个多云部分和一个晴空部分；我们还包括一个可选的夜侧平流层云（压力<0.1 bar），该云层会阻挡夜侧的长波辐射发射。椭圆指示从YA14更新的模块。

模型描述

YA14模型将上层定义为自由对流层，将下层定义为边界层，在边界层内，表面与湍流交换较为重要。在失控温室条件下，大气变得更加厚重且光学厚度增加，从而吸收的短波辐射通量从大气顶到1 bar层减少了2个数量级，且表面压力显著超过1 bar (M. Turbet et al. 2023)。因此，我们将下层重新定义为短波消光层，即吸收大部分向下短波辐射的层，可能远高于行星表面。

关于OLR，YA14模型假设自由大气层晴空部分的灰气近似，这无法在两层模型中产生失控温室效应。为了解决这一问题，我们通过拟合复杂模型中的辐射传输计算曲线（YA14; J. Yang et al. 2016; Y. Zhang & J. Yang 2020; M. Turbet et al. 2021; G. Chaverot et al. 2022, 2023; F. Selsis et al. 2023），在模型的OLR中强制引入失控温室状态的过渡。随着温度升高，OLR最初遵循灰气近似，然后过渡到基于常数发射温度 Temis 的发射状态，这标志着失控温室效应的开始。

当达到 Temis 后，OLR趋于平稳，直到温度达到 Tend，即失控温室过程完成的点。超出 Tend 后，OLR开始随温度线性增加，其公式如下：

\[ \text{OLR}_{\text{clear}} = \begin{cases} \epsilon \sigma T_a^4 & T_a < T_{\text{emis}} \\ \text{constant} & T_{\text{emis}} \leq T_a \leq T_{\text{end}} \\ \text{constant} + C(T_a - T_{\text{end}}) & T_a > T_{\text{end}} \end{cases} \]

其中，OLRclear 表示晴空OLR，epsilon 是大气发射率，σ = 5.67 × 10⁻⁸ W m⁻² K⁻⁴ 为斯特藩–玻尔兹曼常数，Ta 为自由大气温度，Temis = 280 K，Tend = 700 K，C = 3 W m⁻² K⁻¹ 为拟合常数。

失控温室过渡后，大气会变得更加厚重（远大于1 bar）并分层（F. Selsis et al. 2023）。厚度和分层水平随挥发物储量和辐射传输过程的不同而变化，这使得 C 和 Tend 的精确值具有不确定性。然而，我们的定性结果不受此类不确定性的影响。

YA14模型主要关注昼侧云，不包括夜侧云。然而，Turbet等人（2021, 2023）和Chaverot等人（2023）在他们的GCM模拟中指出了夜侧云的存在。他们提出，来自夜侧平流层云的长波加热可能对气候的双稳态起到重要作用。为了验证这一想法，我们基于Chaverot等人（2023）的GCM结果，在模型中引入夜侧平流层长波云辐射强迫F_str。这种辐射强迫通过两步函数表示，以捕捉数据中观察到的主要行为：它在温和气候下没有效果，在失控温室气候下提供恒定加热，并在两个线性过渡之间形成一个平台。平台的数值并不重要，因为其覆盖的温度范围内不存在平衡解。具体而言：

\[ F_{\text{str}} = \begin{cases} 0 & T_a \leq 320 \, \text{K} \\ \frac{560}{11}(T_a - 320) \, F_{NC} & 320 \, \text{K} < T_a \leq 400 \, \text{K} \\ \frac{7}{11}F_{NC} & 400 \, \text{K} < T_a \leq 700 \, \text{K} \\ \left[\frac{7}{11} + \frac{400}{11}(T_a - 700)\right]F_{NC} & 700 \, \text{K} < T_a \leq 800 \, \text{K} \\ F_{NC} & T_a > 800 \, \text{K} \end{cases} \]

其中，F_NC = 200 \, W/m^2 是夜侧云强迫的强度。

模型改进的其他差异

1. YA14模型假设大气中的水蒸气是稀释的（P_a ≈ P_c，其中P_c是自由大气中的背景气体质量）。在这里，我们引入非稀释极限：P_a = P_c + e，其中e是基于克劳修斯-克拉佩龙关系的蒸汽压。我们设置e的上限为10⁶ \, Pa以避免数值问题。这一修订使得大气比稀释假设更快地接近光学厚极限。
2. Abbot & Tziperman（2009）模型包括分层和对流大气的可能性：如果大气对流不稳定，该模型通过求解昼侧对流能量通量F_c以实现湿临界性（对湿对流的完全中立性）；如果大气对流稳定，则设置F_c = 0。YA14仅考虑大气对流的情况，而我们将考虑分层和对流大气。
3. 我们假设昼夜侧之间无海洋热输运（参照Chaverot等人，2023）。

模型方程

在这些假设和修订的基础上，低阶模型通过要求四个盒子中的能量平衡（方程(3)-(6)）、应用弱温度梯度（WTG）近似（方程(7)）以及在昼侧施加对流临界性（方程(8)）构建而成。模型方程如下：

1. 昼侧能量平衡方程：

\[ (1 - \alpha)S - F_c + (1 - f_c)\epsilon_D\sigma T_{a,D}^4 + f_c\sigma T_c^4 - \sigma T_{s,D}^4 = 0 \]

2. 昼侧对流层交换方程：

\[ F_c - F_a + (1 - f_c)\epsilon_D\sigma T_{s,D}^4 + f_c\sigma T_c^4 - (1 - f_c)(\epsilon_D\sigma T_{a,D}^4 + \text{OLR}_{\text{clear}}) - 2f_c\sigma T_c^4 = 0 \]

3. 夜侧能量平衡方程：

\[ F_a - F_d + \epsilon_N\sigma T_{s,N}^4 - \epsilon_N\sigma T_{a,N}^4 - \text{OLR}_{\text{clear}} + F_{\text{str}} = 0 \]

4. 夜侧层间传热方程：

\[ F_d + \epsilon_N\sigma T_{a,N}^4 - \sigma T_{s,N}^4 = 0 \]

5. 自由对流层温度一致性方程：

\[ T_{a,D} - T_{a,N} = 0 \]

6. 昼侧湿静力能条件：

\[ \text{MSE}_{s,D} = \begin{cases} \text{MSE}_{a,D}^* & \text{对流昼侧，求解 } F_c \\ < \text{MSE}_{a,D}^* & \text{分层昼侧， } F_c = 0 \end{cases} \]

其中，T_s,D 和 T_s,N 分别为短波消光层的昼侧和夜侧温度；T_a,D 和 T_a,N 分别为自由对流层的昼侧和夜侧温度；S 是昼侧平均的恒星辐射通量；α 是行星反照率；ε_D 和 ε_N 分别为昼侧和夜侧的发射率；T_c = 230 \, K 是昼侧云的发射温度；f_c 是昼侧云量；F_c 是昼侧下层到自由大气的对流热通量；F_a 表示昼夜侧之间的大气热输运；F_d = 0.2F_a 是由于绝热下降而进入夜侧短波消光层的热量。

通过方程(3)-(8)，我们可以确定模型的六个未知变量的解：温度（T_s,D, T_s,N, T_a,D, 和 T_a,N）、水平热输运（F_a）以及昼侧对流热通量（F_c）。此解是模型参数的函数；在这里，我们主要关注恒星通量强度（S）。

3.结果

我们现在通过分步方法（机制排除实验）研究各种物理过程如何影响气候双稳态。为了便于讨论，我们将短波消光层的温度（\(T_s\)）称为表面温度，这在冷态下是严格正确的。在热态下，表面温度取决于许多额外参数，例如总水含量（M. Turbet 等，2019, 2021；R. Boukrouche 等，2021；F. Selsis 等，2023）。

我们的基准模拟非常类似于YA14模型，不表现出双稳态，与YA14的发现一致（图2(a)）。无论模拟从热态还是冷态开始，平均表面温度都随着恒星通量平滑变化并收敛到单一解。

图2. 由于失控温室效应导致的HZ内缘气候双稳态。图中显示了平均表面温度随平均恒星通量的演变。蓝色结果代表从冷态开始的模拟，红色结果代表从热态开始的模拟。实线和虚线表示来自双柱模型的结果，而彩色点表示来自GCM的结果（J. Yang 等，2013；M. Turbet 等，2023）。各面板显示：(a) YA14设置；(b) 在YA14中添加失控温室效应并固定昼侧云量；(c) 在YA14中添加失控温室效应；(d) 在(c)的基础上添加夜侧云反馈。

接下来，我们测试一种情景，在该情景中，我们引入失控温室效应，但将白天云量固定为常数，从而禁用白天云反馈。这类似于 1D 辐射对流建模，因为云是固定的（例如，R. K. Kopparapu 等人 2013；R. D. Wordsworth 和 R. T. Pierrehumbert 2013），尽管我们的模型包括单独的白天和夜间柱。在这种情况下，当遇到失控温室转变时，我们发现随着恒星通量增加，表面温度会急剧上升（图 2(b)），但我们没有发现气候双稳态。

当我们同时考虑失控温室效应和日间云反馈时，我们观察到气候双稳态（图 2(c)）。在寒冷气候状态下，日间大气为对流，因此多云。因此，反照率较高，从而允许冷态存在。在炎热气候状态下，日间大气分层，因此无云（根据我们的建模假设）。这导致反照率低，并通过吸收恒星通量而变暖，从而允许热态存在。我们模型中的双稳态在定性上与 GCM 中观察到的行为相似，尤其是对于冷分支。如果我们包括 M. Turbet 等人（2021 年）和 G. Chaverot 等人（2023 年）提出的夜间云反馈，但没有日间云反馈，我们会获得气候双稳态，尽管恒星通量范围更小（未显示）。这些结果强调了失控温室效应和云反馈对于在 HZ 内缘附近产生气候双稳态的重要性。禁用任何一种机制都会阻止我们模型中的气候双稳态。

最后，我们表明，除了失控温室效应外，白天和夜间云反馈也包括在内，这改善了我们的模型与 GCM 之间的定量比较（图 2(d)）。特别是，夜间云变暖允许在较低的恒星通量下存在热状态，因此我们模型中存在气候双稳态的恒星通量范围与 GCM 中的恒星通量范围更相似。

气候双稳态可以通过能量平衡的视角来理解。图 3 说明了全球平均 OLR 和吸收恒星辐射 (ASR) 如何随全球平均地表温度 (Ts) 和恒星通量 (S) 而变化。OLR 和 ASR 曲线的交点是固定点或气候解，它们对应于能量平衡，对小扰动可能稳定也可能不稳定。气候双稳态需要在相同的外部强迫 (在本例中为恒星通量) 下有两个稳定的固定点。OLR 和/或 ASR 曲线中的非线性是允许在同一恒星通量处有多个交点所必需的。失控温室效应是 OLR 曲线非线性的主要来源，尽管夜间云层也有所贡献。

具体而言，在与失控温室效应相对应的单个 OLR 处，地表温度上升了近 400 K。白天云层反馈为 ASR 曲线提供了非线性。如果温度低于约 650 K，则日面大气在对流，云量充足，反照率高，ASR 低（J. Yang 等人，2013 年）。如果温度高于约 650 K，日面大气对流停止，没有对流云，反照率低，ASR 高（G. Chaverot 等人，2023 年）。在包括或排除各种过程的情况下，OLR 和 ASR 曲线的形状（图 3）提供了一个简单的图形解释，说明为什么 HZ 内缘附近的气候双稳态需要失控温室效应和其中一种云反馈。包括日面云反馈，但不包括失控温室效应（图 3(a)），允许在非常高的恒星通量但不在 HZ 内缘附近的情况下出现多个交叉点。包括失控温室效应，但没有云反馈（图 3(b)），不会产生多重交叉。只有当我们同时包括失控温室效应和日间云反馈（图 3(c)）时，OLR 和 ASR 曲线才会获得允许在相关恒星通量范围内出现多重交叉的形状。从图 3(d) 中可以看出，当包括夜间云反馈时，OLR 会出现超调，即使没有日间云反馈，也允许较小范围的气候双稳态（ASR 曲线如图 3(b) 中所示）。此外，夜间云会降低失控状态下的 OLR（图 3(d)），从而改善与图 2(d) 中观察到的热状态下的 GCM 的拟合度。

图3. 气候双稳态可以通过考虑OLR（实线）和ASR（虚线）之间的能量平衡来理解。每个面板代表图2中相应的模拟。每个交点代表一个平衡气候状态，其中蓝色实心圆表示稳定的冷气候；红色实心圆表示稳定的热气候；空心圆表示失控温室过渡中的不稳定气候。

由于气候双稳态是由失控温室效应和云反馈驱动的，与这些过程相关的模型参数对双稳态特征起主要控制作用（图 4）。我们通过失控温室温度 (T1)、失控温室恒星通量 (S1)、失控凝结温度 (T2) 和失控凝结恒星通量 (S2) 来量化双稳态的特征（图 4(a)）。我们发现 T1 和 T2 主要受失控温室参数控制，而 S1 和 S2 主要受云反馈参数控制。增加失控排放温度 (Temis) 会增加冷态能够存在的温度范围（减少温度双稳态的范围），这对应于增加 T1（图 4(b)）。提高失控终止温室温度 (Tend) 可提高热失控状态稳定的最低温度（增加温度双稳态范围），这对应于提高 T2（图 4(c)）。提高白天云反馈强度 (kc) 可提高冷态反照率，这可使冷态在更高的恒星通量下存在（增加恒星通量双稳态范围），这对应于提高 S1（图 4(d)）。提高夜间云阻挡的 OLR 量 (FNC) 可使热态变暖，并使其在更低的恒星通量下存在（增加恒星通量双稳态范围），这对应于降低 S2（图 4(d)）。如果我们继续通过减少高原的长度来减少失控的温室效应，或者通过将云参数降低到零来减少云反馈，分叉就会逐渐消失（未显示），这与我们的机制否定实验一致。

双稳态的大小由失控温室效应和云参数控制。对于每个参数，调整基准情况（面板 (a)，与图 2(d) 相同）。双稳态大小的变化由模型从冷态转变为热态（失控温室效应）时的温度 (T1) 和恒星通量 (S1) 以及模型从热态转变为冷态（失控凝结）时的温度 (T2) 和恒星通量 (S2) 量化。T1 和 T2 分别由 Temis（面板 (b)）和 Tend（面板 (c)）控制，即失控温室效应开始和结束的温度。S1 和 S2 分别由 kc（面板 (d)）和 FNC（面板 (e)）控制。kc 描述对流和云量之间的关系，而 FNC 是夜间 OLR 的下降（如果夜间完全被云层覆盖）。圆圈表示基准情况下的参数值（图 2（d））。

4. 总结与讨论

我们的研究使用双列双层模型来探索和解释在 GCM 中 HZ 内缘观察到的气候双稳态。这种双稳态的特点是两种不同的气候状态：寒冷干燥的大气和炎热潮湿的大气。我们只能通过结合失控温室效应和云反馈来重现气候双稳态。在冷状态下，白天有大气对流和对流云，因此反照率高，温度较低。在热状态下，大气对流稳定，因此没有对流云。因此，反照率低，允许热状态存在。热状态下的夜间平流层云提供额外的变暖，使热状态以比原本更低的恒星通量存在。

由于属于低阶概念建模，我们的工作忽略了许多潜在的重要影响，例如云微物理（H. Yang 等，2024 年）、小尺度云行为（D. E. Sergeev 等，2020 年、2024 年；M. Lefevre 等，2021 年；J. Yang 等，2023 年）、水蒸气浮力（D. Yang & S. D. Seidel，2020 年；S. D. Seidel & D. Yang，2020 年；D. Yang 等，2022 年）以及在接近失控温室效应阈值时降水中的非线性极限环（J. T. Seeley & R. D. Wordsworth，2021 年；G. Dagan 等，2023 年；F. E. Spaulding-Astudillo & J. L. Mitchell，2023a 年；X. Song 等，2024 年；D. Yang et al. 2024)。尽管如此，我们能够用一种简单的机制来解释 M. Turbet 等人 (2023) 在复杂 GCM 中发现的气候双稳态，该机制涉及失控温室效应和白天或夜间的云反馈。加入更复杂的物理效应不太可能改变这一基本的定性见解。此外，我们在模型的早期版本中加入了其他物理过程，但最终放弃了它们，以获得解释数据的最小模型。例如，在初步工作中，我们发现水蒸气的短波吸收 (C. Goldblatt et al. 2013) 可导致气候双稳态，尤其是与白天云反馈相结合时 (B. Fan & D. S. Abbot 2023)。由于产生的双稳态太小，无法解释 M. Turbet 等人 (2023) 的 GCM 结果，因此我们没有将其包含在此处介绍的模型的最终版本中。

我们模型的一个重要假设是日间柱和夜间柱之间的分离，这在潮汐锁定行星的极限下是合适的（YA14；R. T. Pierrehumbert & M. Hammond 2019）。这种轨道结构与 HZ 内缘附近的许多行星有关，因为它们靠近恒星，因此受到强烈的潮汐相互作用。鉴于我们的结果与模拟非潮汐锁定行星的 GCM 中的结果之间的对应关系，我们预计我们的主要结论对其他轨道结构也是稳健的。未来的工作可以将我们的模型扩展到更快的旋转，通过在自由大气中加入子午线埃克曼质量传输，如 F. Ding & R. T. Pierrehumbert (2018) 中的方程 (8)。此外，最近的建模工作发现，无论轨道配置如何，强烈的昼夜对比都是失控温室大气的一个显著特征（M. Turbet 等人，2021 年、2023 年；G. Chaverot 等人，2023 年）。这可能是因为对于这种炎热的大气，辐射时间尺度短于动态时间尺度（D. D. B. Koll 和 D. S. Abbot，2016 年；J. Haqq-Misra 等人，2018 年）。这表明，即使对于快速旋转的行星，我们目前的建模假设在炎热状态下也可能适用。

我们工作中的另一个重要假设是，当日面大气分层时，日面云层不存在，因为我们只考虑日面的对流云。层云是地球上的一个重要特征（R. Yu 等人，2004 年；R. Wood，2015 年），在炎热、无对流的气候状态下也可能具有相关性。如果是这样，只要冷状态下对流云的反照率高于热状态下层云的反照率，双稳态机制就应该仍然有效。即使不满足这个条件，夜间平流层云仍有可能产生双稳态。未来的工作应旨在使用简单模型、GCM 和对流允许模型更好地了解层云在热状态下的作用（X. Tan 等人，2021 年；G. Chaverot 等人，2023 年；F. E. Spaulding-Astudillo 和 J. L. Mitchell，2023b 年；J. Yang 等人，2023 年）。

我们的研究与最近的假设一致，即 HZ 内缘附近的岩石行星可能仍处于炎热、蓬松的状态，表现出可观察到的失控温室效应引起的半径膨胀效应（M. Turbet 等人，2019 年、2020 年、2023 年）。这种现象的标志是行星半径因光学厚度大、以水蒸气为主的大气层而显著增加，可以通过当前和即将进行的太空任务（例如 James Webb）探测到。

致谢

本研究由NASA奖项No. 80NSSC21K1718资助，属于宜居世界计划的一部分。作者B.F.感谢Wencheng Shao、Ziwei Wang、Xuan Ji、Leslie Rogers和Tad Komacek的有益讨论。