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(fā)光，因此行星的探測(cè)難度要高于恒星探測(cè)。即便是處在太陽(yáng)系內(nèi)的天王星、海王星，由于它們與太陽(yáng)的距離較遠(yuǎn)，在夜空中的光芒較為暗弱，人們直到近代才確認(rèn)它們的存在。而對(duì)于其他恒星附近的系外行星，與我們的距離都在數(shù)光年之外，觀測(cè)的難度比太陽(yáng)系內(nèi)的行星還要大很多。隨著天文學(xué)觀測(cè)方法的不斷發(fā)展，天文學(xué)家們獨(dú)辟蹊徑，利用系外行星引發(fā)的中心恒星觀測(cè)特征的變化來(lái)間接推斷系外行星的存在。目前，探測(cè)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(yīng)用。

▲ 瑞士日內(nèi)瓦天文臺(tái)設(shè)置在智利的歐拉望遠(yuǎn)鏡，可通過(guò)視向速度法發(fā)現(xiàn)系外行星

視向速度法

在我們的常識(shí)中，如果將參照系置于太陽(yáng)系中，地球圍繞著太陽(yáng)公轉(zhuǎn)，太陽(yáng)看起來(lái)像是靜止不動(dòng)的。但實(shí)際上，如果單獨(dú)考慮地球和太陽(yáng)間的相互作用，二者實(shí)際上是共同圍繞著它們的質(zhì)量中心旋轉(zhuǎn)。由于地球的質(zhì)量遠(yuǎn)小于太陽(yáng)，地球、太陽(yáng)的二體系統(tǒng)質(zhì)量中心與太陽(yáng)的質(zhì)量中心幾乎重合，太陽(yáng)圍繞二體質(zhì)量中心公轉(zhuǎn)的速度僅有9厘米/秒，才出現(xiàn)了太陽(yáng)看似不動(dòng)的效果。

一顆天體靠近或遠(yuǎn)離地球的速度方向剛好和我們觀察那個(gè)天體的視線方向重合，因此這個(gè)速度一般被稱(chēng)為視向速度。在天文上，可以通過(guò)特征光譜線的多普勒效應(yīng)測(cè)定恒星的視向速度。當(dāng)系外行星圍繞其他恒星公轉(zhuǎn)時(shí)，恒星繞二者質(zhì)量中心的轉(zhuǎn)動(dòng)會(huì)使恒星靠近或遠(yuǎn)離地球的速度發(fā)生周期性的變化。當(dāng)這種變化被觀測(cè)到后，則可以大致判定恒星周?chē)嬖谙低庑行?。這便是視向速度法探測(cè)系外行星的基本原理。

目前，大型望遠(yuǎn)鏡和精密的光譜儀可以將視向速度的測(cè)量精度提高到1米/秒甚至更低，但這個(gè)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(cè)的系外行星是有限的。一般來(lái)說(shuō)，中心恒星的質(zhì)量越小，圍繞其旋轉(zhuǎn)的系外行星越容易被觀測(cè)到。這一方面是由于質(zhì)量較低的恒星的視向速度更容易被行星的公轉(zhuǎn)改變，而另一方面則是因?yàn)橘|(zhì)量低的恒星自轉(zhuǎn)速度一般較低，恒星自轉(zhuǎn)對(duì)視向速度測(cè)定的影響更小。此外，系外行星質(zhì)量越大、公轉(zhuǎn)軌道距離中心恒星越近，則其對(duì)中心天體視向速度的改變就越明顯，也就越容易被探測(cè)到。首顆使用視向速度法探測(cè)到的系外行星為51飛馬座b行星，這顆行星的名字來(lái)源于其環(huán)繞的恒星51飛馬座。恒星51飛馬座的質(zhì)量大致是太陽(yáng)的1.11倍，但行星51飛馬座b的最小質(zhì)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(cè)定恒星質(zhì)量的方法已經(jīng)發(fā)展得相對(duì)成熟。在使用視向速度法探測(cè)系外行星時(shí)，利用恒星的質(zhì)量和視向速度的變化量，就可以估算出系外行星的質(zhì)量。然而，這個(gè)質(zhì)量只是系外行星可能質(zhì)量的最小值。如果系外行星的公轉(zhuǎn)軌道平面與我們視線存在夾角，則其實(shí)際質(zhì)量將會(huì)高于用視向速度法推斷的質(zhì)量。如果某顆系外行星上存在與人類(lèi)科學(xué)技術(shù)水平相當(dāng)?shù)奈拿?，外星天文學(xué)家們?cè)谑褂靡曄蚍ㄓ^察太陽(yáng)系時(shí)可能會(huì)得到一些難以分析的數(shù)據(jù)，因?yàn)樗麄儨y(cè)量到太陽(yáng)視向速度的變化，是由太陽(yáng)系內(nèi)所有的行星所共同引起的。當(dāng)我們?nèi)祟?lèi)的天文學(xué)家使用視向法探測(cè)存在行星系統(tǒng)的恒星時(shí)，同樣會(huì)受到這個(gè)問(wèn)題的困擾。

凌日法

當(dāng)一顆行星恰好處于它所圍繞的恒星和地球之間時(shí)，我們從地球上觀察到的恒星亮度就會(huì)因?yàn)樾行堑恼趽醵l(fā)生微小的降低。一旦行星因?yàn)楣D(zhuǎn)而離開(kāi)恒星與地球之間的位置，我們觀察到的恒星亮度則又會(huì)恢復(fù)到平常的水平。通過(guò)觀測(cè)恒星這樣的亮度變化，就可以確定恒星周?chē)欠駶撛诘卮嬖谛行?，這是凌日法探測(cè)系外行星的基本原理。

▲ 凌日現(xiàn)象發(fā)生時(shí)中心恒星亮度變化的曲線

由于行星的個(gè)頭相對(duì)于恒星小很多，恒星觀測(cè)亮度因系外行星凌日現(xiàn)象而造成的降低相當(dāng)有限。例如，如果從某個(gè)系外行星上觀測(cè)太陽(yáng)，地球凌日帶來(lái)的太陽(yáng)亮度變化僅為太陽(yáng)總亮度的0.008%。此外，能夠觀察到凌日現(xiàn)象能夠發(fā)生，要求恒星、行星和觀察者恰好處在同一平面上。對(duì)于同一觀察者來(lái)說(shuō)，一顆系外行星剛好滿足這個(gè)條件的概率，等于系外行星所圍繞的恒星半徑與行星公轉(zhuǎn)軌道半徑的比。例如，地球公轉(zhuǎn)軌道的半徑為215倍太陽(yáng)半徑，則一外星觀測(cè)者能夠觀察到地球凌日現(xiàn)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(huì)影響這個(gè)概率的計(jì)算。第一顆被凌日法探測(cè)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(chēng)為“餓西里斯”。餓西里斯的個(gè)頭比木星稍大，質(zhì)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(guó)的兩個(gè)天文觀測(cè)小組幾乎同時(shí)獨(dú)立探測(cè)到了餓西里斯的凌日現(xiàn)象，并將他們的成果發(fā)表在同一期的《天體物理學(xué)雜志》上，開(kāi)始了凌日法在系外行星觀測(cè)中的應(yīng)用。

▲ 性質(zhì)與木星相似但公轉(zhuǎn)軌道周期比木星短很多的系外行星被稱(chēng)為“熱木星”，圖中給出了目前已經(jīng)發(fā)現(xiàn)的一些“熱木星”

▲ 太空中的開(kāi)普勒空間望遠(yuǎn)鏡

微弱的亮度變化和較小的可觀測(cè)概率，都限制了凌日法在系外行星研究中的應(yīng)用。但隨著巡天觀測(cè)技術(shù)的興起，越來(lái)越多的系外行星被天文學(xué)家們使用凌日法發(fā)現(xiàn)。和以往將望遠(yuǎn)鏡對(duì)準(zhǔn)一個(gè)天體進(jìn)行的觀測(cè)不同，巡天觀測(cè)可以在一次觀測(cè)中記錄大量天體的數(shù)據(jù)，從而可以從中篩選出有凌日現(xiàn)象發(fā)生的恒星。2009年發(fā)射的開(kāi)普勒空間望遠(yuǎn)鏡，就是一臺(tái)專(zhuān)門(mén)用于系外行星巡天觀測(cè)的空間望遠(yuǎn)鏡。在距離地球不遠(yuǎn)處，開(kāi)普勒空間望遠(yuǎn)鏡一邊圍繞著太陽(yáng)旋轉(zhuǎn)，一邊使用由42塊CCD感光元件組成的巨大CCD陣列，對(duì)準(zhǔn)天鵝座所在的天區(qū)，連續(xù)記錄銀河系中心附近的15萬(wàn)顆恒星的亮度。通過(guò)“開(kāi)普勒”的觀測(cè)數(shù)據(jù)，天文學(xué)家們共確定了2300顆系外行星的存在，還將4500個(gè)天體列入了潛在的系外行星范疇。“開(kāi)普勒”的工作使天文學(xué)家們確信，系外行星在宇宙中普遍存在，并催生了TESS等后續(xù)系外行星觀測(cè)任務(wù)。

單獨(dú)使用凌日法判斷系外行星是否存在時(shí)，判斷失誤的概率可能會(huì)很大。例如，在使用開(kāi)普勒空間望遠(yuǎn)鏡數(shù)據(jù)分析只存在一個(gè)行星的恒星系統(tǒng)時(shí)，可能會(huì)將40%并沒(méi)有行星圍繞的恒星誤判為周?chē)嬖谙低庑行恰４送?，?dāng)觀測(cè)紅巨星時(shí)，紅巨星本身的亮度變化也會(huì)干擾凌日法的觀測(cè)。因此，對(duì)于凌日法發(fā)現(xiàn)的潛在系外行星，一般還要使用視向速度法或其他觀測(cè)方法進(jìn)行進(jìn)一步觀測(cè)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(rèn)系外行星的存在，還能進(jìn)一步測(cè)出行星的半徑。與視向速度法聯(lián)合使用時(shí)，還能通過(guò)視向速度法確定的行星質(zhì)量進(jìn)一步確定行星密度，進(jìn)而對(duì)行星的組成成分和物理性質(zhì)進(jìn)行推測(cè)。更神奇的是，借助高精度光譜觀測(cè)技術(shù)，凌日法甚至可以分辨出恒星發(fā)出的光透過(guò)系外行星大氣層時(shí)所形成的獨(dú)特光譜特征，對(duì)系外行星中的大氣成分進(jìn)行研究。此外，通過(guò)對(duì)比恒星本身的輻射和凌日發(fā)生時(shí)的輻射，我們可以抽取系外行星本身的輻射信號(hào)，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(chǎn)生提供了重要信息。

其他探測(cè)方法

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

愛(ài)因斯坦廣義相對(duì)論所預(yù)言的引力透鏡效應(yīng)已經(jīng)被許多天文觀測(cè)所證實(shí)。由于時(shí)空在大質(zhì)量天體附近會(huì)發(fā)生畸變，使得光線經(jīng)過(guò)大質(zhì)量天體時(shí)發(fā)生偏折，觀察者在接收到這些光線后，會(huì)發(fā)現(xiàn)光源由于光線的偏折而成了多個(gè)像。引力透鏡效應(yīng)有時(shí)也被用來(lái)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(chǎng)會(huì)使引力透鏡效應(yīng)發(fā)生微小的變化。當(dāng)天文學(xué)家們通過(guò)數(shù)據(jù)分析發(fā)現(xiàn)這個(gè)變化后，即可初步推斷系外行星的存在。 2003年，天文學(xué)家們首次使用這種方法發(fā)現(xiàn)了距離地球19000光年外的一顆系外行星。

在宇宙中，有一類(lèi)自轉(zhuǎn)速度非常穩(wěn)定的天體，在自轉(zhuǎn)的同時(shí)還向宇宙中發(fā)射射電脈沖信號(hào)，這類(lèi)天體被稱(chēng)為脈沖星。由于觀察者接收到兩次脈沖信號(hào)之間的時(shí)間間隔相當(dāng)穩(wěn)定，因此有人設(shè)想使用脈沖星來(lái)作為星際航行的“燈塔”，為深空飛行的航天器提供導(dǎo)航信息。當(dāng)脈沖星周?chē)嬖谙低庑行菚r(shí)，脈沖星的自轉(zhuǎn)速度會(huì)受到行星的影響，從而使其脈沖信號(hào)的周期發(fā)生變化。通過(guò)分辨這個(gè)變化，天文學(xué)家就能推斷脈沖星周?chē)欠翊嬖谙低庑行恰?1992年，一位波蘭天文學(xué)家使用這種方法探測(cè)到了一顆脈沖星周?chē)嬖趦深w行星。

此外，還有天體測(cè)量法、直接成像法、極化測(cè)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。