文/ 葉楠

系外行星發(fā)現(xiàn)方法

21世紀(jì)前十年，視向速度法（亦稱徑向速度法）還是發(fā)現(xiàn)系外行星的主要方式。隨著開普勒空間望遠(yuǎn)鏡的升空，凌星法逐漸主宰了21世紀(jì)第二個十年的系外行星發(fā)現(xiàn)。如今已經(jīng)進(jìn)入了21世紀(jì)第三個十年，又會出現(xiàn)哪些新的方法幫助我們尋找第二個地球呢？讓我們先來回顧一下過去已經(jīng)被實踐驗證過的系外行星發(fā)現(xiàn)方法。

直接成像法

直接成像法是人類唯一的能夠直接發(fā)現(xiàn)系外行星的方法。由于宇宙空間的廣袤，恒星之間距離的遙遠(yuǎn)，再加上行星本身并不發(fā)光，暗弱的行星通常會湮沒在母恒星的光芒下。綜合這兩個原因，我們想直接拍攝到系外行星的身影是一件異常困難的事情。即使世界上口徑最大的望遠(yuǎn)鏡也只有在特殊的條件下才能觀測到個別系外行星。例如位于智利的甚大望遠(yuǎn)鏡于2004年7月捕捉到系外行星2M1207b的影像，這是人類歷史上首次拍攝到系外行星的圖像。2M1207b的質(zhì)量是木星的5倍，公轉(zhuǎn)軌道半徑是海王星到太陽距離的2倍，距離地球約170光年。圖為2M1207b與母恒星的合成照片。

HR 8799系外行星系統(tǒng)

HR 8799是一顆年齡只有3000萬年的年輕恒星，距離我們約133光年，位于飛馬座方向，它的質(zhì)量是太陽的1.5倍，光度是太陽的4.9倍。2008年底，天文學(xué)家利用位于夏威夷的凱克望遠(yuǎn)鏡和北雙子望遠(yuǎn)鏡直接觀測到了3顆圍繞HR 8799公轉(zhuǎn)的系外行星，分別用小寫字母b、c、d表示。3顆系外行星的公轉(zhuǎn)軌道半徑分別相當(dāng)于土星、天王星和海王星相對太陽軌道半徑的2至2.5倍。它們的質(zhì)量大約在5至10倍木星質(zhì)量之間，接近行星質(zhì)量的上限。如果質(zhì)量超過13倍木星質(zhì)量，在引力的作用下就足以引燃核心的核聚變而成為一顆恒星。這是人類首次通過直接成像法發(fā)現(xiàn)多顆系外行星。2010年，天文學(xué)家又發(fā)現(xiàn)了這個系統(tǒng)的第4顆系外行星HR 8799e。圖為HR 8799系外行星系統(tǒng)，位于中心的恒星被日冕儀遮擋。

視向速度法

視向速度法是通過用光譜測量譜線的紅移和藍(lán)移確定系外行星相對母恒星的運動來尋找系外行星的。第一期中我們曾對視向速度法的原理有過介紹。分光光譜從發(fā)現(xiàn)開始在天文學(xué)上一直有著極其廣泛的應(yīng)用，幾乎所有大型天文臺都配備有光譜終端設(shè)備。例如凱克望遠(yuǎn)鏡配備的HIRES終端可以探測到等效小于每秒3米相對運動速度的光譜變化。不過光譜測量需要很高的信噪比，對于地球大小的系外行星，視向速度法的探測范圍大約在160光年。而對于木星質(zhì)量的系外行星，探測范圍可以擴大到1000光年。圖為視向速度法示意圖。

天體測量法

天體測量法是搜尋系外行星最古老的方法之一，它通過監(jiān)測系外行星對母恒星的引力作用所產(chǎn)生的位置變化來尋找系外行星。第一期我們介紹過的對蛇夫座70的探測就是這一方法的實際應(yīng)用。遺憾的是蛇夫座70那顆看不見的伴星最終通過視向速度法確認(rèn)并不是一顆行星。直到2010年，天文學(xué)家才首次通過天體測量法在HD 176051中發(fā)現(xiàn)了一顆質(zhì)量為1.5倍木星質(zhì)量、軌道周期約1016天的系外行星HD 176051b。至2023年1月底，利用天體測量法發(fā)現(xiàn)的系外行星數(shù)量只有20顆。雖然天體測量法并不是系外行星發(fā)現(xiàn)的主力，但未來通過與空間巡天望遠(yuǎn)鏡的大數(shù)據(jù)相結(jié)合，在尋找長周期大質(zhì)量系外行星方面依舊有著頑強的生命力。圖為HD 176051b。

凌星測光法

當(dāng)系外行星公轉(zhuǎn)軌道平面與我們的視線方向平行時，能夠觀測到由于行星遮擋而造成的恒星亮度下降現(xiàn)象，利用這種方法搜尋系外行星稱為凌星測光法。圖為凌星法示意圖，當(dāng)行星從母恒星前面凌過時，可以觀測到恒星亮度降低。這種方法來自于之前對食雙星的研究。不過由于行星本身并不發(fā)光，體積和質(zhì)量與母恒星相比也要小得多，當(dāng)發(fā)生掩星時亮度變化比起食雙星要小得多。例如HD 209458b發(fā)生凌星時，母恒星亮度下降只有1.7%。這種方法對于測光精度要求較高，而體積較大的氣態(tài)行星能夠遮擋恒星更大的面積，所以利用凌星法更容易發(fā)現(xiàn)大體積系外行星。

計時法

由于系外行星非常暗弱，因此對它的直接觀測十分困難。但是對于具有周期性變化的各類天體，我們的探測器能夠精確的測定它們的時間變化，通過對不同天體的周期變化進(jìn)行測定從而發(fā)現(xiàn)系外行星被稱為計時法。人類發(fā)現(xiàn)的第一顆系外行星PSR 1257+12b就是利用脈沖星計時法，由于系外行星的存在引發(fā)了這顆母恒星為脈沖星的脈沖周期變化，從而確認(rèn)系外行星的存在。同樣的，圍繞食雙星公轉(zhuǎn)的系外行星也會影響食雙星之間的相互掩食周期，被稱為食雙星計時法，例如開普勒16b就是這樣一顆同時圍繞兩顆恒星公轉(zhuǎn)的系外行星（如圖所示）。而對于具有多顆系外行星的恒星系統(tǒng)，行星之間也會互相影響各自的公轉(zhuǎn)周期，這種方法被稱為凌星計時法。對于一些擁有系外行星的脈動變星，行星的引力也會引起脈動周期的變化，被稱為脈動周期計時法。

微引力透鏡法

1991年，天文學(xué)家毛淑德和帕欽斯基首次提出利用微引力透鏡來搜尋系外行星的方法。當(dāng)行星與恒星之間距離與愛因斯坦環(huán)半徑相當(dāng)時，整個行星系統(tǒng)會產(chǎn)生引力透鏡現(xiàn)象，使得遙遠(yuǎn)源恒星的光發(fā)生偏折。由于行星系統(tǒng)的質(zhì)量遠(yuǎn)小于黑洞或星系級別，所以這類現(xiàn)象被稱為微引力透鏡。而且由于偏折角度太小，實際觀測時我們極難發(fā)現(xiàn)源恒星的位置變化，但是當(dāng)微引力透鏡現(xiàn)象發(fā)生時，源恒星的光會由于微引力透鏡作用“繞過”前景恒星被我們觀測到，使得目標(biāo)恒星的亮度發(fā)生小幅上升。圖為微引力透鏡法的原理示意圖。

截至2023年1月20日，人類利用不同方法共確認(rèn)發(fā)現(xiàn)的系外行星數(shù)量達(dá)到5241顆，其中凌星法發(fā)現(xiàn)近4000顆，占總發(fā)現(xiàn)數(shù)量的75%；視向速度法發(fā)現(xiàn)超過1000顆，占總數(shù)的近20%；微引力透鏡法發(fā)現(xiàn)比例2.9%，排名第三；直接成像法發(fā)現(xiàn)比例1.2%，排名第四；其他方法合計發(fā)現(xiàn)占總數(shù)的1.2%。凌星法之所以在新世紀(jì)第二個十年中異軍突起，成為了發(fā)現(xiàn)系外行星數(shù)量最多的方法，主要得益于開普勒空間望遠(yuǎn)鏡。下期我們將介紹開普勒空間望遠(yuǎn)鏡在系外行星發(fā)現(xiàn)歷程中所做出的的卓越貢獻(xiàn)。

軌道亮度調(diào)制法

當(dāng)一顆系外行星公轉(zhuǎn)軌道半徑極小時，一方面它接受到母恒星的輻射更多，另一方面由于視向速度的影響，有可能出現(xiàn)在未發(fā)生掩食的情況下使得母恒星的亮度增加或下降的現(xiàn)象。利用這種現(xiàn)象進(jìn)行系外行星探測被稱為軌道亮度調(diào)制法。這種方法需要極高精度的亮度測量才有可能發(fā)現(xiàn)，所以只有當(dāng)開普勒空間望遠(yuǎn)鏡升空以后，人類才第一次利用這種方法發(fā)現(xiàn)系外行星。圖為用軌道亮度調(diào)制法發(fā)現(xiàn)的系外行星開普勒76b圍繞其母星運行的情景。

行星盤運動法

根據(jù)現(xiàn)有行星形成理論，天文學(xué)家認(rèn)為系外行星是依靠不斷吸積原行星盤中的塵埃物質(zhì)而逐漸形成的。通過亞毫米波觀測可以探測到行星盤中的精細(xì)結(jié)構(gòu)，例如位于智利北部沙漠中的阿塔卡瑪大型毫米波/亞毫米波陣列（簡稱ALMA）正在開展類似課題的觀測。2019年，ALMA發(fā)現(xiàn)在恒星HD 97048附近130天文單位處的塵埃盤有一片空隙。天文學(xué)家認(rèn)為塵埃的缺失以及氣體的流動方式都預(yù)示著這里有一顆系外行星的存在。后經(jīng)確認(rèn)HD 97048b是一顆巨大的氣態(tài)行星，質(zhì)量是木星的2.5倍，半徑是木星的1.18倍，軌道周期957年。