系外行星探測方法

系外行星是圍繞太陽以外恒星運行的行星或行星系統(tǒng)。太陽以外的恒星距離地球都比較遠，例如距離地球最近的南門二（被稱為比鄰星）到地球的距離也達4.22光年，比太陽遠27萬多倍！因此，探測系外行星很不容易。系外行星的探測方法分為兩類：地面觀測和空間探測。早期探測都在地面進行，使用的方法是天文觀測中常用的方法。

天體測量法 精確測量恒星在天空的位置及觀測其位置隨時間的變動。如果恒星周圍有一顆行星，則行星引力將使恒星在一條微小的圓形軌道上出現(xiàn)移動。利用這種方法，需要觀測數(shù)年乃至數(shù)十年才能得出結果。

視向速度法 此方法與天體測量法相似，即利用恒星在行星引力作用下在一條微小的圓形軌道上的移動。但是，此方法是運用多普勒效應測出恒星在觀測者視線方向上的運動速度，測量原理是恒星光譜線的“紅移”或“藍移”（請參見相關鏈接：《多普勒效應與“紅移”》）。這個方法是迄今為止在地面尋找系外行星方面用得最多的一種。

凌日法 當金星或水星從太陽與地球之間穿過，把太陽表面光線擋住，使太陽表面出現(xiàn)一個黑點時，就出現(xiàn)金星凌日或水星凌日現(xiàn)象。同樣，系外行星從其母恒星前面穿過，從而遮擋母恒星表面光線時，也會出現(xiàn)“凌日”現(xiàn)象。對這種現(xiàn)象進行觀測，就可以發(fā)現(xiàn)系外行星的存在。使用“凌日法”可估計行星直徑?！傲枞辗ā迸c“視向速度法”聯(lián)用，有助于估計行星的真實質量。然而，行星從其母恒星和地球之間穿過時，其光度減弱程度與母恒星及行星大小有關，一般情況下光度減弱都不大，例如HD 209458的光度只下降了1.7%，這樣的光度變化很難測量出來。

脈沖計時法 脈沖星是一種旋轉速度特別快、具有極其穩(wěn)定的旋轉周期的星。這種星的發(fā)現(xiàn)本身就是天文學上的新成果，更何況在它周圍發(fā)現(xiàn)了圍著它旋轉的行星，因而這一方法倍受關注。脈沖星是超新星爆發(fā)以后留在原地的超高密度的中子星，能發(fā)射出極有規(guī)律的快速電磁脈沖。這種天體與其他天體一樣，轉動速度也可受繞其轉動的行星影響，因此，通過測量其脈沖的變動，就可以估計其行星性質。與其他方法相比，這個方法靈敏度極高，能測量出只相當于0.1個地球質量的行星和行星系統(tǒng)內彼此之間的引力擾動。用這種方法可以得到有關行星本身、行星軌道等多方面的資料。但由于脈沖星稀少，用這種方法不容易發(fā)現(xiàn)大量行星。再者，脈沖星附近有極強的高能輻射，因而它們周圍很難有生命存在。

引力微透鏡法 引力微透鏡是引力透鏡的一種。所謂引力透鏡，是指遠方星球的光線經(jīng)過大質量天體附近時發(fā)生改變，出現(xiàn)類似透鏡的放大效應。如果作為透鏡的天體擁有行星，行星引力會對透鏡現(xiàn)象造成可測量的影響。這個方法對探測位于地球和星系中心之間的行星特別有效，因為星系中心可以提供大量背景星。但這種現(xiàn)象只在兩個天體和地球幾乎成一直線時才出現(xiàn)，由于地球與星球的相對位置時時刻刻都在改變，所以透鏡事件只能維持幾天至幾周的時間，觀測它時還需要精確對準目標！此外，要發(fā)現(xiàn)行星造成的引力微透鏡現(xiàn)象，需要檢測大量背景星。

采用引力透鏡法尋找系外行星，首先是由美國普林斯頓大學波蘭藉天文學家玻丹·帕琴斯基提出的。2002年，他和安杰依·烏戴斯基等人在光學重力透鏡實驗方面發(fā)展了一套新技術。應用這套技術，他們發(fā)現(xiàn)了幾顆疑似行星（但未能證實）。4年后，他們用這個方法確認了4顆系外行星。

引力微透鏡法是唯一可用來觀測圍繞主序星公轉、質量與地球相近的行星的方法，但由于星球之間的直線排列幾乎不能重復出現(xiàn)，所以透鏡效果不能重復觀測，這是這個方法的顯著缺點。此外，用這種方法發(fā)現(xiàn)的系外行星往往位于數(shù)千光年外，因此它們的觀測結果不可能用其他方法重新觀測。不過，在有足夠背景星和測量精度的情況下，這個方法對于展示星系間地球型系外行星的普遍性是有意義的。目前，這種觀測常用機器人望遠鏡進行。除了美國宇航局和美國國家科學基金會設立的專門機構外，天體物理引力微透鏡觀測機構還在改進觀測技術。引力透鏡探測網(wǎng)和相關機構雄心勃勃，它們借助分布于全球的望遠鏡網(wǎng)絡試圖做到幾乎全天候觀測，以便找出與地球質量相近的系外行星。目前，使用這種方法已成功地發(fā)現(xiàn)了首個低質量大軌道天體OGLE-2005-BLG-390Lb。

星盤法 很多恒星周圍具有塵埃組成的盤。太陽系附近的恒星中，15%以上存在塵埃盤。盤中塵埃吸收星光后，能以紅外線形式向外輻射，因此，星盤可以觀測。即使塵?？傎|量不及地球，但由于它們的表面積總和很大，所以仍可輻射出可觀測的紅外線。一般認為，這些塵埃由彗星或小行星碰撞而成，由恒星的輻射壓將它們推到星際空間，因此塵埃盤是恒星擁有彗星或小行星的間接證據(jù)。在一些情況下，塵埃盤還可以直接顯示行星存在。有些塵埃盤中有空洞，或者形成了團狀，表示那里有行星在“清理”軌道，或塵埃受到行星引力影響。紅外線可用地面紅外望遠鏡觀測，也可用空間飛行器上的紅外望遠鏡測量。美國宇航局的“哈勃空間望遠鏡”和“斯皮策太空望遠鏡”都進行過相關的測量。

直接攝影法 由于行星光線比其母恒星光線暗得多，系外行星一般被其母恒星所掩沒，所以系外行星幾乎不能被直接發(fā)現(xiàn)。但在一些特殊情況下，例如體積特別大（明顯大于木星），與其母恒星的距離較大，以及溫度較高、能發(fā)出強烈紅外線的較年輕的系外行星，用現(xiàn)代望遠鏡也可直接得到其影像。2004年7月，利用歐洲南方天文臺的超大望遠鏡陣，天文學家在智利拍攝到棕矮星2M1207及其行星2M1207b的影像。2005年12月證實，2M1207b是一個系外行星，其質量比木星高幾倍，軌道半徑在40天文單位以上?，F(xiàn)在，用這個方法已拍攝到GQ Lupi b、AB Pictoris b和SCR 1845 b這三個疑似系外行星的天體。

空間探測是近年來發(fā)展的一項新技術，由于它避免了地球大氣層的干擾，能得到更高靈敏度，比地面觀測更有利，因而倍受天文學家青睞。美國宇航局和歐洲空間局為此相繼制訂了“類地行星搜索者號”（TPF）計劃。2006年2月，因為財政限制，美國宇航局宣布無限期擱置這一計劃。但僅僅4個月后，美國眾議院撥款委員會就恢復了該項目的部分撥款。同年12月27日，歐洲空間局的第一顆探索太陽系外行星的專用衛(wèi)星“考魯特”（COROT）升空。該衛(wèi)星重626千克，長度為4.2米，翼展長度為9米，主要任務是尋找太陽系外與地球類似的行星。這顆衛(wèi)星上搭載有一部30厘米口徑的天文望遠鏡和兩臺照相機，能夠觀測到體積為2～3個地球大小的太陽系外巖石行星?！翱剪斕亍痹诘孛嬉陨?96千米的極軌（即軌道傾角近似90度）上運行，對大約12萬顆恒星進行觀測和研究，飛行時間在3年以上。在飛行時間內，它還可以探測恒星內部震動波產(chǎn)生的恒星亮度變化，從而幫助天文學家精確計算恒星質量、年齡和化學成分?！翱剪斕亍钡陌l(fā)射，大大加快了系外類地行星的研究步伐。

另一部空間探測器是“開普勒太空望遠鏡”。它由美國宇航局在2009年3月6日發(fā)射，質量為1039千克，口徑為95厘米，主鏡直徑為1.4米。它的光度計提供良好的光度測量，但不能給出清晰的圖像。它尾隨地球在日心軌道上飛行，這樣做的好處是：避開地球的遮蔽，能夠持續(xù)進行觀測；避免引力攝動和地球軌道產(chǎn)生的固有扭矩，能獲得更加穩(wěn)定的觀測平臺；光度計遠離黃道平面，能夠穩(wěn)定地指向天鵝座和天琴座所在天區(qū)，避免陽光滲入光度計以及天鵝座被柯伊伯帶或小行星帶天體所遮蔽。

“開普勒太空望遠鏡”在空間飛行的過程中，運用“凌日法”對天鵝座和天琴座中大約10萬顆恒星進行觀測，以尋找類地行星和地外生命跡象。細分其飛行任務，包括6條：在多光譜型的恒星宜居區(qū)內或周圍測定類地行星和較大行星的數(shù)量，以確定或排除存在宜居行星的可能性；測定大小不同的行星的分布和行星的半長軸，以確定不同大小行星的分布及其母恒星的體系特征；評估多恒星體系中行星數(shù)量和行星軌道的分布狀況；測定短周期巨行星的密度、質量、體積、反照率和半長軸；使用互補技術，測量行星系統(tǒng)中行星數(shù)量；探測有行星系統(tǒng)的母恒星的性質與特征。由于反應輪故障，無法設定望遠鏡方向，“開普勒太空望遠鏡”搜尋系外行星的任務被迫于2013年5月15日停止。同年8月18日，美國宇航局表示這部太空望遠鏡無法修復，其主要科學探測任務正式結束。

“開普勒太空望遠鏡”是當今世界上最先進的系外行星探測器。由于其設計合理，技術先進，它取得的成果也最大，不僅得到了對1000多顆各類系外行星的觀測資料，而且獲取了宜居行星的知識。尤其是，北京時間2015年7月24日凌晨宣布的最接近地球的行星——“開普勒-452b”讓天文學家相信，人類在尋找地外行星的道路上找到了一個重要的里程碑?？梢栽O想，在這個觀測的基礎上，未來的空間干涉儀（SIM）和“類地行星搜索者號”（TPF）將在類地行星研究中百尺竿頭更進一步。