如何找到一颗系外行星

文/小超

▲ 飞马座b行星和中心恒星的想象图

行星本身并不发光，因此行星的探测难度要高于恒星探测。即便是处在太阳系内的天王星、海王星，由于它们与太阳的距离较远，在夜空中的光芒较为暗弱，人们直到近代才确认它们的存在。而对于其他恒星附近的系外行星，与我们的距离都在数光年之外，观测的难度比太阳系内的行星还要大很多。随着天文学观测方法的不断发展，天文学家们独辟蹊径，利用系外行星引发的中心恒星观测特征的变化来间接推断系外行星的存在。目前，探测系外行星常用的方法是视向速度法和凌日法，引力透镜法、脉冲星法等其他方法也得到了一定应用。

▲ 瑞士日内瓦天文台设置在智利的欧拉望远镜，可通过视向速度法发现系外行星

视向速度法

在我们的常识中，如果将参照系置于太阳系中，地球围绕着太阳公转，太阳看起来像是静止不动的。但实际上，如果单独考虑地球和太阳间的相互作用，二者实际上是共同围绕着它们的质量中心旋转。由于地球的质量远小于太阳，地球、太阳的二体系统质量中心与太阳的质量中心几乎重合，太阳围绕二体质量中心公转的速度仅有9厘米/秒，才出现了太阳看似不动的效果。

一颗天体靠近或远离地球的速度方向刚好和我们观察那个天体的视线方向重合，因此这个速度一般被称为视向速度。在天文上，可以通过特征光谱线的多普勒效应测定恒星的视向速度。当系外行星围绕其他恒星公转时，恒星绕二者质量中心的转动会使恒星靠近或远离地球的速度发生周期性的变化。当这种变化被观测到后，则可以大致判定恒星周围存在系外行星。这便是视向速度法探测系外行星的基本原理。

目前，大型望远镜和精密的光谱仪可以将视向速度的测量精度提高到1米/秒甚至更低，但这个精度仍然高于一些行星引起的恒星视向速度变化。因此，视向速度能够探测的系外行星是有限的。一般来说，中心恒星的质量越小，围绕其旋转的系外行星越容易被观测到。这一方面是由于质量较低的恒星的视向速度更容易被行星的公转改变，而另一方面则是因为质量低的恒星自转速度一般较低，恒星自转对视向速度测定的影响更小。此外，系外行星质量越大、公转轨道距离中心恒星越近，则其对中心天体视向速度的改变就越明显，也就越容易被探测到。首颗使用视向速度法探测到的系外行星为51飞马座b行星，这颗行星的名字来源于其环绕的恒星51飞马座。恒星51飞马座的质量大致是太阳的1.11倍，但行星51飞马座b的最小质量则是地球的150倍，与中心恒星的距离仅为0.052倍日地距离。

在天文上，测定恒星质量的方法已经发展得相对成熟。在使用视向速度法探测系外行星时，利用恒星的质量和视向速度的变化量，就可以估算出系外行星的质量。然而，这个质量只是系外行星可能质量的最小值。如果系外行星的公转轨道平面与我们视线存在夹角，则其实际质量将会高于用视向速度法推断的质量。如果某颗系外行星上存在与人类科学技术水平相当的文明，外星天文学家们在使用视向法观察太阳系时可能会得到一些难以分析的数据，因为他们测量到太阳视向速度的变化，是由太阳系内所有的行星所共同引起的。当我们人类的天文学家使用视向法探测存在行星系统的恒星时，同样会受到这个问题的困扰。

凌日法

当一颗行星恰好处于它所围绕的恒星和地球之间时，我们从地球上观察到的恒星亮度就会因为行星的遮挡而发生微小的降低。一旦行星因为公转而离开恒星与地球之间的位置，我们观察到的恒星亮度则又会恢复到平常的水平。通过观测恒星这样的亮度变化，就可以确定恒星周围是否潜在地存在行星，这是凌日法探测系外行星的基本原理。

▲ 凌日现象发生时中心恒星亮度变化的曲线

由于行星的个头相对于恒星小很多，恒星观测亮度因系外行星凌日现象而造成的降低相当有限。例如，如果从某个系外行星上观测太阳，地球凌日带来的太阳亮度变化仅为太阳总亮度的0.008%。此外，能够观察到凌日现象能够发生，要求恒星、行星和观察者恰好处在同一平面上。对于同一观察者来说，一颗系外行星刚好满足这个条件的概率，等于系外行星所围绕的恒星半径与行星公转轨道半径的比。例如，地球公转轨道的半径为215倍太阳半径，则一外星观测者能够观察到地球凌日现象的概率为1/215≈0.47%。如果恒星的半径非常小，则行星本身的半径也会影响这个概率的计算。第一颗被凌日法探测到的行星是距离地球约159光年的行星HD 209458 b，这颗行星也被称为“饿西里斯”。饿西里斯的个头比木星稍大，质量是木星的0.71倍，距离中心恒星的距离仅有0.045倍日地距离。1999年，美国的两个天文观测小组几乎同时独立探测到了饿西里斯的凌日现象，并将他们的成果发表在同一期的《天体物理学杂志》上，开始了凌日法在系外行星观测中的应用。

▲ 性质与木星相似但公转轨道周期比木星短很多的系外行星被称为“热木星”，图中给出了目前已经发现的一些“热木星”

▲ 太空中的开普勒空间望远镜

微弱的亮度变化和较小的可观测概率，都限制了凌日法在系外行星研究中的应用。但随着巡天观测技术的兴起，越来越多的系外行星被天文学家们使用凌日法发现。和以往将望远镜对准一个天体进行的观测不同，巡天观测可以在一次观测中记录大量天体的数据，从而可以从中筛选出有凌日现象发生的恒星。2009年发射的开普勒空间望远镜，就是一台专门用于系外行星巡天观测的空间望远镜。在距离地球不远处，开普勒空间望远镜一边围绕着太阳旋转，一边使用由42块CCD感光元件组成的巨大CCD阵列，对准天鹅座所在的天区，连续记录银河系中心附近的15万颗恒星的亮度。通过“开普勒”的观测数据，天文学家们共确定了2300颗系外行星的存在，还将4500个天体列入了潜在的系外行星范畴。“开普勒”的工作使天文学家们确信，系外行星在宇宙中普遍存在，并催生了TESS等后续系外行星观测任务。

单独使用凌日法判断系外行星是否存在时，判断失误的概率可能会很大。例如，在使用开普勒空间望远镜数据分析只存在一个行星的恒星系统时，可能会将40%并没有行星围绕的恒星误判为周围存在系外行星。此外，当观测红巨星时，红巨星本身的亮度变化也会干扰凌日法的观测。因此，对于凌日法发现的潜在系外行星，一般还要使用视向速度法或其他观测方法进行进一步观测后，才能确定系外行星的存在。

利用凌日法，我们不但可以确认系外行星的存在，还能进一步测出行星的半径。与视向速度法联合使用时，还能通过视向速度法确定的行星质量进一步确定行星密度，进而对行星的组成成分和物理性质进行推测。更神奇的是，借助高精度光谱观测技术，凌日法甚至可以分辨出恒星发出的光透过系外行星大气层时所形成的独特光谱特征，对系外行星中的大气成分进行研究。此外，通过对比恒星本身的辐射和凌日发生时的辐射，我们可以抽取系外行星本身的辐射信号，判断系外行星的表面温度。这些，都为判断系外行星是否适合生命的产生提供了重要信息。

其他探测方法

除了最常用的视向速度法和凌日法外，天文学家们还发展了一些其他的系外行星探测方法。

爱因斯坦广义相对论所预言的引力透镜效应已经被许多天文观测所证实。由于时空在大质量天体附近会发生畸变，使得光线经过大质量天体时发生偏折，观察者在接收到这些光线后，会发现光源由于光线的偏折而成了多个像。引力透镜效应有时也被用来寻找系外行星。如果引起光线偏折的大天体附近存在行星，则行星的重力场会使引力透镜效应发生微小的变化。当天文学家们通过数据分析发现这个变化后，即可初步推断系外行星的存在。 2003年，天文学家们首次使用这种方法发现了距离地球19000光年外的一颗系外行星。

在宇宙中，有一类自转速度非常稳定的天体，在自转的同时还向宇宙中发射射电脉冲信号，这类天体被称为脉冲星。由于观察者接收到两次脉冲信号之间的时间间隔相当稳定，因此有人设想使用脉冲星来作为星际航行的“灯塔”，为深空飞行的航天器提供导航信息。当脉冲星周围存在系外行星时，脉冲星的自转速度会受到行星的影响，从而使其脉冲信号的周期发生变化。通过分辨这个变化，天文学家就能推断脉冲星周围是否存在系外行星。 1992年，一位波兰天文学家使用这种方法探测到了一颗脉冲星周围存在两颗行星。

此外，还有天体测量法、直接成像法、极化测定法等其他诸多寻找系外行星的方法，这里就不一一介绍了。