哈嘍朋友們，不知不覺，咱們的【科學(xué)有道理】系列節(jié)目已經(jīng)進(jìn)行好多期了。

在這個(gè)系列里，我們介紹了科學(xué)家測(cè)量地球直徑、質(zhì)量、日地距離、系外恒星距離的各種方法，有沒有讓大家長(zhǎng)知識(shí)呢？接下來，咱們要介紹科學(xué)家尋找系外行星的方法~

直接觀測(cè)法——“霸王硬上弓”

系外行星的發(fā)現(xiàn)和太陽系行星的發(fā)現(xiàn)不同，難度大了不止一個(gè)數(shù)量級(jí)。首先，即使距離我們最近的比鄰星，都比太陽系最遠(yuǎn)的行星海王星要遠(yuǎn)了8000多倍。系外行星本身不發(fā)光，很容易淹沒在宿主恒星的光芒中，就像黑暗的馬路上一只汽車遠(yuǎn)光燈旁邊的螢火蟲，基本不可能直接觀測(cè)。

不過，我們這里說的，是可見波段?？茖W(xué)家介紹，一顆反射率為30%的行星，可見波段比宿主恒星會(huì)暗20億倍左右，而如果在10μm的紅外波段，它的“亮度”可以達(dá)到宿主恒星的1/1000萬。盡管這個(gè)數(shù)字仍然小得驚人，但已經(jīng)在人類可觀測(cè)的范圍內(nèi)了。

斯皮策太空望遠(yuǎn)鏡

這個(gè)方法對(duì)于人類提出了一個(gè)要求，那就是擺脫地球大氣的影響，所以必須離開地表。NASA在2003年的時(shí)候發(fā)射的斯皮策太空望遠(yuǎn)鏡，就是利用這個(gè)方法來尋找系外行星。而被寄予厚望的詹姆斯韋伯外空望遠(yuǎn)鏡，將可以大幅提高紅外成像分辨率，可惜由于資金問題，遲遲不能發(fā)射升空。

用這種方法，最適合發(fā)現(xiàn)的，就是距離宿主恒星比較近的行星，比如熱木星。

天體測(cè)量法——蚍蜉撼大樹

我們知道，任何天體都具有萬有引力，所以說，當(dāng)恒星用引力影響行星的時(shí)候，行星也在用引力影響它的宿主恒星。

因此，當(dāng)系外行星圍繞恒星公轉(zhuǎn)的時(shí)候，它在任何一個(gè)位置都會(huì)導(dǎo)致宿主恒星的位置向它稍微偏那么一點(diǎn)點(diǎn)。

天體測(cè)量法

顯然，胳膊是擰不過大腿的，這個(gè)偏離的位置是非常微小的，無異于蚍蜉撼大樹。所以，這個(gè)距離在地球方面觀測(cè)，還是很有難度的。因此，這個(gè)方法對(duì)我們提出了兩個(gè)要求：首先是行星質(zhì)量要夠大，其次是離我們不要太遠(yuǎn)。當(dāng)然，根據(jù)萬有引力公式也可以知道，行星離宿主恒星近一點(diǎn)也更好。

嗯，沒錯(cuò)，好像和上面一樣的條件。于是，盡管這個(gè)方法理論上可行，實(shí)際上截至2016年，我們只用這個(gè)方法發(fā)現(xiàn)過一顆系外行星———HD 176051 b。

歐洲航天局的蓋亞探測(cè)器，致力于以極高精度對(duì)銀河系10億顆恒星進(jìn)行詳細(xì)的觀測(cè)。不過，正所謂“摟草打兔子”，這些數(shù)據(jù)可以幫助科學(xué)家利用天體測(cè)量法判斷它們是否有行星。

凌日法——路燈下的蚊子

這是我最喜歡舉的一個(gè)例子，體現(xiàn)了我將復(fù)雜科學(xué)通俗化的機(jī)智~例子如下：

設(shè)想一個(gè)夏天的晚上，你走在路上，街邊的路燈在馬路上投下一個(gè)圓圓的光圈。你看著這個(gè)光圈，發(fā)現(xiàn)有幾個(gè)小黑點(diǎn)在到處晃。不用抬頭你也能想得到：這是路燈下的幾只蚊子的影子。

同樣的，如果系外行星擋在宿主恒星和地球之間，也就出現(xiàn)所謂的“凌日”天象時(shí)，它也會(huì)導(dǎo)致恒星光芒的變化。借助著現(xiàn)代的儀器設(shè)備，這個(gè)肉眼根本不可能看出來的變化，也可以被人類的智慧結(jié)晶所捕捉。這個(gè)方法叫做凌日法，也叫掩星法。

凌日法

這里也有一定的要求，那就是地球基本處在這顆行星軌道所在的平面上，否則它無法擋在地球和宿主恒星之間。同時(shí)，它要距離宿主恒星比較近，也要離地球比較近，否則我們的設(shè)備也無法觀測(cè)到光度的變化。

最著名的哈勃太空望遠(yuǎn)鏡、以及加拿大的MOST太空望遠(yuǎn)鏡，就是通過這個(gè)方法里尋找系外行星的。

視向速度法——多普勒效應(yīng)

這個(gè)方法，其本質(zhì)和上面所說的天體測(cè)量法是一樣的，那就是利用行星公轉(zhuǎn)過程中起引力導(dǎo)致恒星位置微小偏移的測(cè)量。不過，這種方法測(cè)量的不是恒星偏移的距離，而是光譜。

如果大家還記得我們計(jì)算系外天體距離的那篇文章的話，應(yīng)該還記得測(cè)量上百億光年以外天體距離的方法——紅移法。我們?cè)俸?jiǎn)單介紹一下，根據(jù)多普勒效應(yīng)，遠(yuǎn)離我們的天體，光譜會(huì)向紅色偏移，這叫紅移；靠近我們的天體，光譜會(huì)向藍(lán)色偏移，這叫做藍(lán)移。

因此，如果我們發(fā)現(xiàn)一顆恒星有規(guī)律地發(fā)生光譜的偏移，我們就可以判斷它有伴星或者行星。顯然，如果有伴星，那就是恒星，我們能觀測(cè)到；如果不是伴星，那就是行星了。

開普勒太空望遠(yuǎn)鏡

目前來說，這是我們發(fā)現(xiàn)系外行星的最有效手段，大部分已發(fā)現(xiàn)的系外行星都是來自于這個(gè)方法。而且，就像我們介紹天體距離測(cè)量的那一期說過的，這個(gè)方法并不受天體距離的影響，即使距離我們上千光年也可以觀測(cè)。當(dāng)然，為了光譜變化明顯，行星對(duì)恒星的引力大一點(diǎn)更好，同樣的，還是軌道盡量小一點(diǎn)、質(zhì)量盡量大一點(diǎn)。

這個(gè)方法，可以在天文學(xué)家利用凌日法發(fā)現(xiàn)疑似系外行星的時(shí)候加以佐證，也可以配合一起推測(cè)行星的質(zhì)量。NASA在2009年發(fā)射、2018年退役的開普勒太空望遠(yuǎn)鏡，就是利用這個(gè)方法來尋找系外行星的。

微引力透鏡法——愛因斯坦的工具

引力透鏡示意圖

相對(duì)論告訴我們，空間可以在引力（或者說質(zhì)量）的作用下扭曲，從而導(dǎo)致光線扭曲。在一個(gè)天體的作用下，它背后天體發(fā)出的光可以像經(jīng)過凸透鏡一樣，聚焦起來，讓我們可以觀測(cè)到被其他天體遮擋住的天體。

因此，我們可以持續(xù)觀測(cè)一顆恒星所帶來的引力透鏡效應(yīng)，是否有變化。如果它有行星，那么當(dāng)它的行星位置發(fā)生變化時(shí)，二者的質(zhì)心會(huì)發(fā)生偏移，從而帶來“背后”天體在地球上成像的效果。

這個(gè)方法的優(yōu)點(diǎn)，就在于允許我們尋找質(zhì)量相對(duì)小一點(diǎn)的系外行星。人類發(fā)現(xiàn)的第一顆小質(zhì)量 、大軌道的太陽系外行星OGLE-05-390L b就是這樣發(fā)現(xiàn)的。

脈沖星計(jì)時(shí)法——精確秒表的暗示

宇宙中有一種天體——脈沖星，也就是高速旋轉(zhuǎn)、釋放出強(qiáng)烈脈沖的中子星。它們的自轉(zhuǎn)是非常均勻的，只要沒有外界影響，就不會(huì)發(fā)生任何變化。

因此，如果它的自轉(zhuǎn)有了不均勻的情況，那就證明它的周圍有行星。

當(dāng)然了，這個(gè)方法要求行星必須是脈沖星旁邊的行星，所以這種情況非常少，比如科學(xué)家在1992年發(fā)現(xiàn)的脈沖星PSR 1257+12的行星。

總結(jié)

總體來說，科學(xué)家尋找系外行星的方法就是這么多。顯然，除了第一種之外，其他的都是間接方法，也就是利用行星對(duì)其他天體的影響。因此，如果想要一顆行星造成的影響足夠大，以至于我們能觀測(cè)到，就對(duì)它的質(zhì)量和它與宿主恒星的距離有一定的要求，這也導(dǎo)致我們發(fā)現(xiàn)的大部分系外行星都是大質(zhì)量、距離近的行星。

想要發(fā)現(xiàn)更小的行星，我們就必須有更先進(jìn)、更精妙的方法，這也是科學(xué)家們不斷努力的方向。畢竟，大質(zhì)量的行星，對(duì)于人類并不友善。只有和地球接近的行星，才有可能成為我們的下一個(gè)家園或者前往宇宙的下一站。