XXXIV：寻找系外行星

引言：天文学家究竟是如何发现并确定一颗数光年乃至数万光年外的行星的存在的呢？

知识点 I：直接成像法（Imaging）

       行星本身是不发光的，只能反射恒星的光，而恒星辐射光强是行星反射光强的10^6-10^10倍。因此只有当恒星距离地球比较近，而行星与恒星的距离比较合适才可以直接成像观测。常用的做法是借鉴日冕仪制作而成的“星冕仪”，尽可能遮挡恒星光，再进行拍照。迄今为止，通过直接成像观测到的系外行星仅44颗。

第一颗：豺狼座GQ b，质量20MJ，距离453光年，2004年由VLT拍到；

距离最远：蝘蜓座CT b，质量17MJ，距离538ly；

质量最小：波江座51 b，2MJ，距离96ly；

质量最大：HR 2562 b，30MJ，距离110ly；

       直接成像法发现的最著名的系外行星可能是北落师门b，2008年由哈勃太空望远镜首次拍摄发现，至2012年才得以确认。行星质量为木星的2~3倍，距离地球只有25光年，轨道半长径达到177AU，公转周期长达约1700年！它还获得了一个正式名称，叫做“大衮”或“达贡”（Dagon）。

知识点 II：天体物理学法（Astrometry）

       天体物理学方法的理论基础就是万有引力理论。两个天体之间存在着相互的引力作用，他们实际上都在绕着系统的公共质心旋转。如果存在系外新星，恒星就会出现相应的小幅摆动，并且摆动的周期与行星公转的周期是相等的。天体的质量与它到质心的距离成反比，行星质量越大，恒星的摆动就越明显。天体物理学方法可以被用来探测看不见的系外行星。但是由于行星对恒星作用太小，测定恒星的摆动极为困难。假定从32.6光年远的地方观察太阳系，木星所造成太阳的摆动不会超过0.001°。

知识点III：视向速度法（Radial velocity）

视向速度：恒星在空间真实的移动是三维的，速度可以分解为三个方向，其中两个方向是肉眼所观察到的恒星在天球平面上的移动，称为自行。第三个方向是与目光垂直的方向，这个速度就叫做视向速度。通过观察恒星光谱的多普勒效应可以测量视向速度。

多普勒效应：一个波源在靠近接收者的时候，波长会被压缩，频率提高，反之波长会被拉长，频率降低。恒星靠近我们，谱线会整体向波长短的一端（蓝色）移动，恒星远离我们，谱线会整体向波长长的一端（红色）移动。谱线周期性的移动实质上也是因为恒星受行星引力影响前后摆动。

       恒星摆动速度取决于恒星和行星的质量，以及行星与恒星的距离。如木星对太阳的视向速度影响约为12.7m/s，而地球对太阳的视向速度影响大概只有9cm/s。视向速度法的精度比天体物理学法高出许多。如发现比邻星b的设备是欧南台位于智利拉西拉天文台3.6米口径望远镜上的HARPS光谱仪，可以探测到恒星最小为0.7m/s的多普勒位移。迄今为止有658颗系外新星是通过视向速度法发现的。不过，一旦恒星系统情况极为复杂，那么恒星视向速度的规律可能就不太容易被掌握。

知识点IV：行星凌星法（Transit）

       行星绕着恒星公转，从恒星前方经过时，会遮挡一部分光线，凌星法就是通过观察恒星光度周期性变化规律来寻找系外行星的方法，而且光度变化的周期就是行星的公转周期。行星与恒星的直径之比决定了光度变化的幅度。例如木星会造成太阳光度减弱约1%~2%，而地球只会造成太阳1/10000的光度变化。然而天文学家感兴趣的恰恰就是地球大小的行星。

       凌星法是目前使用最多，效率相对最高的一种方法，除开普勒望远镜外，全球范围内还有多个著名的凌星法搜寻项目。已经发现的3567个系外行星中有2774个是通过凌星法发现的，其中有2525个是开普勒望远镜发现的。

       通过凌星法可以知道行星的公转周期、轨道半长径、偏心率、近日点、轨道倾角等基本参数，还可以推测行星密度、是否位于宜居带内等。但凌星法是间接方法，并没有直接观测到行星；第二，要求系外行星的轨道倾角不能过大；第三，如果行星轨道周期较长，必须累计足够的样本量才能判断系外行星。

知识点V：微引力透镜法（Microlensing）

       当一颗恒星及其行星从远处背景恒星前经过时，引力透镜效应会增加背景恒星的亮度。但是只有当背景恒星、目标恒星系统和地球几乎处在一直线时，而且行星比较靠近恒星，这种方法的效果才比较理想。微引力透镜法可以观测较远的系外行星（最远的一颗达26748光年），因而得到很多天文学家的青睐。迄今为止，这种方法发现了大约53个系外行星，主要由天文物理重力微透镜观测（MOA）和光学引力透镜实验（OGLE）项目发现。

知识点VI：脉冲星测时法（Pulsar timing）

       脉冲星是高速旋转的中子星，随着自转非常稳定地发射无线电波，尤其是毫秒脉冲星，周期又短又准。如果脉冲星外存在新星，脉冲信号到达地球的时间就会出现微小的偏差，据此可以较为准确地计算出脉冲星的运动轨迹，再反推行星的质量与运动轨迹。脉冲星测时法与视向速度法、天体物理学法有些类似，都是通过中心天体的运动间接探测伴星（行星）的性质。