當行星從其寄主星前面經(jīng)過時，它們可能會暴露自己的存在并遮擋部分恒星發(fā)出的光。行星在恒星和地球之間的移動被稱為“凌日”。如果這種恒星光芒的變暗現(xiàn)象被有規(guī)律地檢測到，并且持續(xù)一段固定的、重復的時間，那么很有可能是有一個更暗的物體正在繞著恒星運動。其中一些凌日物體可能是小而暗淡的恒星(在這種情況下，這一對被稱為食雙星)，但它們大多數(shù)是行星。

恒星在凌日過程中的變暗程度直接關系到恒星和行星的相對大小。一顆小行星經(jīng)過一顆大恒星只會使其亮度略微變暗，而一顆大行星經(jīng)過一顆小恒星會產生更明顯的效果。介于寄主星的大小可以相當精確地從它的光譜中得知，天文學家可以通過測光法估計行星的直徑。但測光法無法預估它的質量，這使得它和徑向速度法互為補足。徑向速度法可以估計行星的質量下限，但無法提供關于行星直徑的信息。利用這兩種方法結合行星的質量和直徑，科學家可以計算出行星的密度，這可以判斷一顆行星是巖態(tài)的，氣態(tài)的，或是介于兩者之間的形態(tài)。

行星凌日

這是一顆木星大小的系外行星從其寄主星前經(jīng)過的模擬圖像(NASA/JPL-Caltech/UMD/GSFC)

優(yōu)點

凌日測光法是目前探測太陽系外行星最有效和靈敏的方法，尤其是對于能夠連續(xù)數(shù)周或數(shù)月觀測恒星的空間觀測站來說。它對小型地基望遠鏡也同樣適用（比如主鏡只有60厘米的TRAPPIST望遠鏡）。

凌日測光法可以為科學家提供行星直徑的估計，這是一種無法用其他方法測量的物理性質。由于能夠被凌日觀測到的系外行星的軌道平面必然是側對著地球上的觀測者的，因此使用凌日法和徑向速度法來觀測同一顆行星可以提供行星的質量，密度和組成成分的猜測。凌日過程可以為科學家提供大量的信息，其中最重要的是恒星的變暗程度直接與行星大小有關。由于其寄主星的大小能夠被很準確地測得，行星的大小可以從它在凌日過程中變暗的程度來推斷。

如果凌日行星有大氣層，那么來自寄主星入射光的部分波長在到達地球的途中會先被大氣層中的氣體所阻擋。通過研究一顆恒星在凌日期間和凌日之外的光譜，天文學家可以在寄主星光譜中發(fā)現(xiàn)可以判斷大氣氣體（比如水蒸氣）存在的跡象。

除了行星從恒星前面經(jīng)過時發(fā)生的“主要”凌日外，科學家們還對“次要”凌日感興趣，即從地球上看行星完全消失在寄主星后面時發(fā)生的凌日。通過計算行星隱藏時寄主星的光譜，科學家就能得到行星的光譜(顏色)，而這是提供行星溫度和組成成分的線索。

凌日測光法的搜索可以大規(guī)模進行。凌日觀測(地面和天基)一次可以同時觀測多達10萬顆恒星。

行星凌日示意圖

當行星經(jīng)過觀測者與其寄主星之間時，寄主星亮度減弱直至凌日過程結束。

缺點

凌日測光法的主要困難在于需要觀測凌日的難度：一顆遙遠的行星必須直接從其寄主星和地球之間穿過。不幸的是，對于大多數(shù)太陽系外的行星來說，這種情況根本不會發(fā)生。如果想要觀測到凌日，其軌道平面必須幾乎完全側向朝著觀測者。而這個條件只對少數(shù)系外行星成立，其余的將永遠無法被凌日測光法檢測到。

另一個問題是：行星凌日只會持續(xù)其軌道周期的一小部分。一顆行星可能需要幾個月或幾年的時間才能繞其寄主星一周，但它的凌日過程可能只持續(xù)幾個小時或幾天。因此，即使天文學家觀測到一顆有著凌日行星的恒星，他們也極不可能觀測到正在進行中的凌日現(xiàn)象。這個問題較之前更為復雜，因為為了確定一顆行星的存在，天文學家需要觀測到數(shù)次間隔周期固定的凌日現(xiàn)象。因此，凌日測光法在很大程度上偏向于發(fā)現(xiàn)短軌道周期的行星(它們非常接近其寄主星的軌道)。許多這樣的短軌道周期行星都位于其寄主星的宜居帶，因此用凌日測光法可能可以發(fā)現(xiàn)圍繞其他恒星運行的宜居行星。

凌日測光法往往會產生誤報，介于最小的恒星的直徑可能與巨行星的直徑相似。因此，在進一步的測量來確認它們的直徑和/或質量足夠小到可以被認為是行星之前，凌日的物體只能被認為是候選行星。

太空中的Kepler望遠鏡

描繪環(huán)繞太陽的Kepler望遠鏡的藝術概念圖

為了有更大概率去觀測凌日行星，搜索必須長時間持續(xù)地覆蓋有著許多恒星的廣闊天空。這種搜索是由能夠盡可能長時間觀測恒星的自動望遠鏡所管理的(地基望遠鏡一次持續(xù)數(shù)小時，天基望遠鏡一次持續(xù)數(shù)月)。

從2009年到2019年任務結束時，Kepler計劃利用測光法已經(jīng)從太空中尋找到了的數(shù)千項候選行星；當這些行星被進一步研究后，將會有更多被確認的系外行星。CoRoT(對流旋轉和行星凌日。是由法國航天局(CNES)和歐洲航天局(ESA)主導的聯(lián)合太空任務)緊隨Kepler計劃，從2006年到2013年，共發(fā)現(xiàn)了32顆系外行星。

繼Kepler和CoRoT計劃之后的是“凌日系外行星探測衛(wèi)星”(TESS)，這顆衛(wèi)星自2018年以來一直在探測新的行星；以及2019年12月發(fā)射的“調查系外行星衛(wèi)星”(CHEOPS)，它將對系外行星進行后續(xù)觀測以測量其大氣成分。

有許多陸基天文臺在觀測凌日系外行星的大氣，包括TRAPPIST的2個望遠鏡，HATNet的7個望遠鏡，MEarth項目的2個望遠鏡，以及即將到來的SPECULOOS 探測計劃的4個望遠鏡。

用凌日測光法發(fā)現(xiàn)一顆新行星需要最先進的專業(yè)設備(或者非常幸運)，而觀測一顆已知行星的凌日就容易得多了。如果我們知道觀測的地點和時間，即使用一個相對較小的望遠鏡，凌日導致的現(xiàn)象是相當明顯的并且容易檢測到的。例如2001年5月，世界各地成千上萬的業(yè)余天文學家將他們的望遠鏡對準了太陽系附近一顆被稱為Gliese 876的紅矮星。這顆恒星被兩顆由徑向速度法發(fā)現(xiàn)的行星環(huán)繞。由于這顆恒星很小而環(huán)繞它的行星很大，當其中較大的那顆行星的凌日時，其寄主星亮度變暗了許多。這使得世界各地的業(yè)余愛好者有觀察到太陽系外行星存在跡象的可能。美國恒星觀測者協(xié)會(AAVSO)的系外行星部組織協(xié)調了許多業(yè)余天文學家參與系外行星凌日的觀測。