系外行星是如何被科学家观测到的？

凌日法！这是目前比较常见的一种方法，根据行星经过恒星正前面测得恒星极微小的光度下降而得知行星存在的方法。由于质量小的行星不自身发光，且在明亮恒星的附近，因此我们想直接看见行星是不可能的。目前只能借助间接方法来得知系外行星的存在，本文简略讲下。

参考资料

1.WJ百科-英文版（Exoplanet）

2.How to Search for Exoplanets | The Planetary Society

注意 ：所有信息数据庞大，难免出现错误，还请指出错误所在好加以改之。

在这个系列里，我们介绍了科学家测量地球直径、质量、日地距离、系外恒星距离的各种方法，有没有让大家长知识呢？接下来，咱们要介绍科学家寻找系外行星的方法~

直接观测法——“霸王硬上弓”

系外行星的发现和太阳系行星的发现不同，难度大了不止一个数量级。首先，即使距离我们最近的比邻星，都比太阳系最远的行星海王星要远了8000多倍。系外行星本身不发光，很容易淹没在宿主恒星的光芒中，就像黑暗的马路上一只汽车远光灯旁边的萤火虫，基本不可能直接观测。

不过，我们这里说的，是可见波段。科学家介绍，一颗反射率为30%的行星，可见波段比宿主恒星会暗20亿倍左右，而如果在10μm的红外波段，它的“亮度”可以达到宿主恒星的1/1000万。尽管这个数字仍然小得惊人，但已经在人类可观测的范围内了。

斯皮策太空望远镜

这个方法对于人类提出了一个要求，那就是摆脱地球大气的影响，所以必须离开地表。NASA在2003年的时候发射的斯皮策太空望远镜，就是利用这个方法来寻找系外行星。而被寄予厚望的詹姆斯韦伯外空望远镜，将可以大幅提高红外成像分辨率，可惜由于资金问题，迟迟不能发射升空。

用这种方法，最适合发现的，就是距离宿主恒星比较近的行星，比如热木星。

天体测量法——蚍蜉撼大树

我们知道，任何天体都具有万有引力，所以说，当恒星用引力影响行星的时候，行星也在用引力影响它的宿主恒星。

因此，当系外行星围绕恒星公转的时候，它在任何一个位置都会导致宿主恒星的位置向它稍微偏那么一点点。

天体测量法

显然，胳膊是拧不过大腿的，这个偏离的位置是非常微小的，无异于蚍蜉撼大树。所以，这个距离在地球方面观测，还是很有难度的。因此，这个方法对我们提出了两个要求：首先是行星质量要够大，其次是离我们不要太远。当然，根据万有引力公式也可以知道，行星离宿主恒星近一点也更好。

嗯，没错，好像和上面一样的条件。于是，尽管这个方法理论上可行，实际上截至2016年，我们只用这个方法发现过一颗系外行星———HD 176051 b。

欧洲航天局的盖亚探测器，致力于以极高精度对银河系10亿颗恒星进行详细的观测。不过，正所谓“搂草打兔子”，这些数据可以帮助科学家利用天体测量法判断它们是否有行星。

凌日法——路灯下的蚊子

这是我最喜欢举的一个例子，体现了我将复杂科学通俗化的机智~例子如下：

设想一个夏天的晚上，你走在路上，街边的路灯在马路上投下一个圆圆的光圈。你看着这个光圈，发现有几个小黑点在到处晃。不用抬头你也能想得到：这是路灯下的几只蚊子的影子。

同样的，如果系外行星挡在宿主恒星和地球之间，也就出现所谓的“凌日”天象时，它也会导致恒星光芒的变化。借助着现代的仪器设备，这个肉眼根本不可能看出来的变化，也可以被人类的智慧结晶所捕捉。这个方法叫做凌日法，也叫掩星法。

凌日法

这里也有一定的要求，那就是地球基本处在这颗行星轨道所在的平面上，否则它无法挡在地球和宿主恒星之间。同时，它要距离宿主恒星比较近，也要离地球比较近，否则我们的设备也无法观测到光度的变化。

最著名的哈勃太空望远镜、以及加拿大的MOST太空望远镜，就是通过这个方法里寻找系外行星的。

视向速度法——多普勒效应

这个方法，其本质和上面所说的天体测量法是一样的，那就是利用行星公转过程中起引力导致恒星位置微小偏移的测量。不过，这种方法测量的不是恒星偏移的距离，而是光谱。

如果大家还记得我们计算系外天体距离的那篇文章的话，应该还记得测量上百亿光年以外天体距离的方法——红移法。我们再简单介绍一下，根据多普勒效应，远离我们的天体，光谱会向红色偏移，这叫红移；靠近我们的天体，光谱会向蓝色偏移，这叫做蓝移。

因此，如果我们发现一颗恒星有规律地发生光谱的偏移，我们就可以判断它有伴星或者行星。显然，如果有伴星，那就是恒星，我们能观测到；如果不是伴星，那就是行星了。

开普勒太空望远镜

目前来说，这是我们发现系外行星的最有效手段，大部分已发现的系外行星都是来自于这个方法。而且，就像我们介绍天体距离测量的那一期说过的，这个方法并不受天体距离的影响，即使距离我们上千光年也可以观测。当然，为了光谱变化明显，行星对恒星的引力大一点更好，同样的，还是轨道尽量小一点、质量尽量大一点。

这个方法，可以在天文学家利用凌日法发现疑似系外行星的时候加以佐证，也可以配合一起推测行星的质量。NASA在2009年发射、2018年退役的开普勒太空望远镜，就是利用这个方法来寻找系外行星的。

微引力透镜法——爱因斯坦的工具

引力透镜示意图

相对论告诉我们，空间可以在引力（或者说质量）的作用下扭曲，从而导致光线扭曲。在一个天体的作用下，它背后天体发出的光可以像经过凸透镜一样，聚焦起来，让我们可以观测到被其他天体遮挡住的天体。

因此，我们可以持续观测一颗恒星所带来的引力透镜效应，是否有变化。如果它有行星，那么当它的行星位置发生变化时，二者的质心会发生偏移，从而带来“背后”天体在地球上成像的效果。

这个方法的优点，就在于允许我们寻找质量相对小一点的系外行星。人类发现的第一颗小质量 、大轨道的太阳系外行星OGLE-05-390L b就是这样发现的。

脉冲星计时法——精确秒表的暗示

宇宙中有一种天体——脉冲星，也就是高速旋转、释放出强烈脉冲的中子星。它们的自转是非常均匀的，只要没有外界影响，就不会发生任何变化。

因此，如果它的自转有了不均匀的情况，那就证明它的周围有行星。

当然了，这个方法要求行星必须是脉冲星旁边的行星，所以这种情况非常少，比如科学家在1992年发现的脉冲星PSR 1257+12的行星。

总结

总体来说，科学家寻找系外行星的方法就是这么多。显然，除了第一种之外，其他的都是间接方法，也就是利用行星对其他天体的影响。因此，如果想要一颗行星造成的影响足够大，以至于我们能观测到，就对它的质量和它与宿主恒星的距离有一定的要求，这也导致我们发现的大部分系外行星都是大质量、距离近的行星。

想要发现更小的行星，我们就必须有更先进、更精妙的方法，这也是科学家们不断努力的方向。毕竟，大质量的行星，对于人类并不友善。只有和地球接近的行星，才有可能成为我们的下一个家园或者前往宇宙的下一站。

如今，关于发现太阳系外行星的消息不绝于耳，甚至发现太阳系外宜居行星的消息也不时传来，已经不是什么新鲜事儿了。那么，距离遥远且自身并不发光的系外行星，是如何被地球上的人类发现的呢？

我们一般人最可能想到的方法，就是用望远镜直接“看见”系外行星。

但是，和恒星相比，行星实在是太黯淡了。一般来说，行星在可见光波段的光度只相当于其母恒星的百万分之一，甚至更少，而且行星的光亮通常都会消失在恒星耀眼的辉光中。利用现阶段的观测工具，很难直接获得行星的可见光影像。不过，这并不是说，这样的方法完全不可行。挡住母恒星的光亮，直接拍摄到行星的图像，人类确实用这样的方法也发现了一些系外行星。

不过要说明，这样的所谓“看到”，也不是在可见光的范围内，而是在红外波段拍摄的。再一点，这样“看到”的系外行星，都是个头很大而且远离母恒星的“超级木星”。因为在红外波段，这些高温行星辐射出比在光学波段多得多的辐射，因此获得它们红外波段的图像相对容易。

虽然这是最直接也最可信的方法——眼见为实，连“艳照”都拍下来了，还错得了？——不过，这样发现系外行星受到很多局限，成果也并不多。

据了解，目前科学家搜寻系外行星的方法主要有7种，包括天体测量学、利用狭义相对论、脉冲星计时法、直接观察法、重力微透镜法、径向速度法、行星凌日法。不过这些方法各有利弊，需要根据具体情况进行使用，目前为止使用最广泛且最具成效的方法是径向速度法。

虽然方法各不相同，但原理都大同小异。系外行星不发光且距离地球太远，用天文望远镜几乎观察不到。但系外行星的存在会对其所环绕的恒星产生某些影响，科学家们通过观察恒星的光芒及运动等微小变化，就可以确定系外行星的存在。

这些观测数据包括：恒星在天空中运行轨迹的变化、恒星的亮度因行星运动而发生的变化、恒星的二级光变曲线、恒星受行星引力拖曳而产生的多普勒频移……

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