如何找到一顆系外行星

文/小超

▲ 飛馬座b行星和中心恒星的想象圖

行星本身并不發光，因此行星的探測難度要高于恒星探測。即便是處在太陽系內的天王星、海王星，由于它們與太陽的距離較遠，在夜空中的光芒較為暗弱，人們直到近代才確認它們的存在。而對于其他恒星附近的系外行星，與我們的距離都在數光年之外，觀測的難度比太陽系內的行星還要大很多。隨著天文學觀測方法的不斷發展，天文學家們獨辟蹊徑，利用系外行星引發的中心恒星觀測特征的變化來間接推斷系外行星的存在。目前，探測系外行星常用的方法是視向速度法和凌日法，引力透鏡法、脈沖星法等其他方法也得到了一定應用。

▲ 瑞士日內瓦天文臺設置在智利的歐拉望遠鏡，可通過視向速度法發現系外行星

視向速度法

在我們的常識中，如果將參照系置于太陽系中，地球圍繞著太陽公轉，太陽看起來像是靜止不動的。但實際上，如果單獨考慮地球和太陽間的相互作用，二者實際上是共同圍繞著它們的質量中心旋轉。由于地球的質量遠小于太陽，地球、太陽的二體系統質量中心與太陽的質量中心幾乎重合，太陽圍繞二體質量中心公轉的速度僅有9厘米/秒，才出現了太陽看似不動的效果。

一顆天體靠近或遠離地球的速度方向剛好和我們觀察那個天體的視線方向重合，因此這個速度一般被稱為視向速度。在天文上，可以通過特征光譜線的多普勒效應測定恒星的視向速度。當系外行星圍繞其他恒星公轉時，恒星繞二者質量中心的轉動會使恒星靠近或遠離地球的速度發生周期性的變化。當這種變化被觀測到后，則可以大致判定恒星周圍存在系外行星。這便是視向速度法探測系外行星的基本原理。

目前，大型望遠鏡和精密的光譜儀可以將視向速度的測量精度提高到1米/秒甚至更低，但這個精度仍然高于一些行星引起的恒星視向速度變化。因此，視向速度能夠探測的系外行星是有限的。一般來說，中心恒星的質量越小，圍繞其旋轉的系外行星越容易被觀測到。這一方面是由于質量較低的恒星的視向速度更容易被行星的公轉改變，而另一方面則是因為質量低的恒星自轉速度一般較低，恒星自轉對視向速度測定的影響更小。此外，系外行星質量越大、公轉軌道距離中心恒星越近，則其對中心天體視向速度的改變就越明顯，也就越容易被探測到。首顆使用視向速度法探測到的系外行星為51飛馬座b行星，這顆行星的名字來源于其環繞的恒星51飛馬座。恒星51飛馬座的質量大致是太陽的1.11倍，但行星51飛馬座b的最小質量則是地球的150倍，與中心恒星的距離僅為0.052倍日地距離。

在天文上，測定恒星質量的方法已經發展得相對成熟。在使用視向速度法探測系外行星時，利用恒星的質量和視向速度的變化量，就可以估算出系外行星的質量。然而，這個質量只是系外行星可能質量的最小值。如果系外行星的公轉軌道平面與我們視線存在夾角，則其實際質量將會高于用視向速度法推斷的質量。如果某顆系外行星上存在與人類科學技術水平相當的文明，外星天文學家們在使用視向法觀察太陽系時可能會得到一些難以分析的數據，因為他們測量到太陽視向速度的變化，是由太陽系內所有的行星所共同引起的。當我們人類的天文學家使用視向法探測存在行星系統的恒星時，同樣會受到這個問題的困擾。

凌日法

當一顆行星恰好處于它所圍繞的恒星和地球之間時，我們從地球上觀察到的恒星亮度就會因為行星的遮擋而發生微小的降低。一旦行星因為公轉而離開恒星與地球之間的位置，我們觀察到的恒星亮度則又會恢復到平常的水平。通過觀測恒星這樣的亮度變化，就可以確定恒星周圍是否潛在地存在行星，這是凌日法探測系外行星的基本原理。

▲ 凌日現象發生時中心恒星亮度變化的曲線

由于行星的個頭相對于恒星小很多，恒星觀測亮度因系外行星凌日現象而造成的降低相當有限。例如，如果從某個系外行星上觀測太陽，地球凌日帶來的太陽亮度變化僅為太陽總亮度的0.008%。此外，能夠觀察到凌日現象能夠發生，要求恒星、行星和觀察者恰好處在同一平面上。對于同一觀察者來說，一顆系外行星剛好滿足這個條件的概率，等于系外行星所圍繞的恒星半徑與行星公轉軌道半徑的比。例如，地球公轉軌道的半徑為215倍太陽半徑，則一外星觀測者能夠觀察到地球凌日現象的概率為1/215≈0.47%。如果恒星的半徑非常小，則行星本身的半徑也會影響這個概率的計算。第一顆被凌日法探測到的行星是距離地球約159光年的行星HD 209458 b，這顆行星也被稱為“餓西里斯”。餓西里斯的個頭比木星稍大，質量是木星的0.71倍，距離中心恒星的距離僅有0.045倍日地距離。1999年，美國的兩個天文觀測小組幾乎同時獨立探測到了餓西里斯的凌日現象，并將他們的成果發表在同一期的《天體物理學雜志》上，開始了凌日法在系外行星觀測中的應用。

▲ 性質與木星相似但公轉軌道周期比木星短很多的系外行星被稱為“熱木星”，圖中給出了目前已經發現的一些“熱木星”

▲ 太空中的開普勒空間望遠鏡

微弱的亮度變化和較小的可觀測概率，都限制了凌日法在系外行星研究中的應用。但隨著巡天觀測技術的興起，越來越多的系外行星被天文學家們使用凌日法發現。和以往將望遠鏡對準一個天體進行的觀測不同，巡天觀測可以在一次觀測中記錄大量天體的數據，從而可以從中篩選出有凌日現象發生的恒星。2009年發射的開普勒空間望遠鏡，就是一臺專門用于系外行星巡天觀測的空間望遠鏡。在距離地球不遠處，開普勒空間望遠鏡一邊圍繞著太陽旋轉，一邊使用由42塊CCD感光元件組成的巨大CCD陣列，對準天鵝座所在的天區，連續記錄銀河系中心附近的15萬顆恒星的亮度。通過“開普勒”的觀測數據，天文學家們共確定了2300顆系外行星的存在，還將4500個天體列入了潛在的系外行星范疇?！伴_普勒”的工作使天文學家們確信，系外行星在宇宙中普遍存在，并催生了TESS等后續系外行星觀測任務。

單獨使用凌日法判斷系外行星是否存在時，判斷失誤的概率可能會很大。例如，在使用開普勒空間望遠鏡數據分析只存在一個行星的恒星系統時，可能會將40%并沒有行星圍繞的恒星誤判為周圍存在系外行星。此外，當觀測紅巨星時，紅巨星本身的亮度變化也會干擾凌日法的觀測。因此，對于凌日法發現的潛在系外行星，一般還要使用視向速度法或其他觀測方法進行進一步觀測后，才能確定系外行星的存在。

利用凌日法，我們不但可以確認系外行星的存在，還能進一步測出行星的半徑。與視向速度法聯合使用時，還能通過視向速度法確定的行星質量進一步確定行星密度，進而對行星的組成成分和物理性質進行推測。更神奇的是，借助高精度光譜觀測技術，凌日法甚至可以分辨出恒星發出的光透過系外行星大氣層時所形成的獨特光譜特征，對系外行星中的大氣成分進行研究。此外，通過對比恒星本身的輻射和凌日發生時的輻射，我們可以抽取系外行星本身的輻射信號，判斷系外行星的表面溫度。這些，都為判斷系外行星是否適合生命的產生提供了重要信息。

其他探測方法

除了最常用的視向速度法和凌日法外，天文學家們還發展了一些其他的系外行星探測方法。

愛因斯坦廣義相對論所預言的引力透鏡效應已經被許多天文觀測所證實。由于時空在大質量天體附近會發生畸變，使得光線經過大質量天體時發生偏折，觀察者在接收到這些光線后，會發現光源由于光線的偏折而成了多個像。引力透鏡效應有時也被用來尋找系外行星。如果引起光線偏折的大天體附近存在行星，則行星的重力場會使引力透鏡效應發生微小的變化。當天文學家們通過數據分析發現這個變化后，即可初步推斷系外行星的存在。 2003年，天文學家們首次使用這種方法發現了距離地球19000光年外的一顆系外行星。

在宇宙中，有一類自轉速度非常穩定的天體，在自轉的同時還向宇宙中發射射電脈沖信號，這類天體被稱為脈沖星。由于觀察者接收到兩次脈沖信號之間的時間間隔相當穩定，因此有人設想使用脈沖星來作為星際航行的“燈塔”，為深空飛行的航天器提供導航信息。當脈沖星周圍存在系外行星時，脈沖星的自轉速度會受到行星的影響，從而使其脈沖信號的周期發生變化。通過分辨這個變化，天文學家就能推斷脈沖星周圍是否存在系外行星。 1992年，一位波蘭天文學家使用這種方法探測到了一顆脈沖星周圍存在兩顆行星。

此外，還有天體測量法、直接成像法、極化測定法等其他諸多尋找系外行星的方法，這里就不一一介紹了。