系外行星探测方法

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1、系外行星探测方法　　系外行星是围绕太阳以外恒星运行的行星或行星系统。太阳以外的恒星距离地球都比较远，例如距离地球最近的南门二（被称为比邻星）到地球的距离也达4.22光年，比太阳远27万多倍！因此，探测系外行星很不容易。系外行星的探测方法分为两类：地面观测和空间探测。早期探测都在地面进行，使用的方法是天文观测中常用的方法。　　天体测量法精确测量恒星在天空的位置及观测其位置随时间的变动。如果恒星周围有一颗行星，则行星引力将使恒星在一条微小的圆形轨道上出现移动。利用这种方法，需要观测数年乃至数十年才能得出结果。　　视向速度法此方法与天体测量法相似，即利用恒星在行星引力作

2、用下在一条微小的圆形轨道上的移动。但是，此方法是运用多普勒效应测出恒星在观测者视线方向上的运动速度，测量原理是恒星光谱线的“红移”或“蓝移”（请参见相关链接：《多普勒效应与“红移”》）。这个方法是迄今为止在地面寻找系外行星方面用得最多的一种。　　凌日法当金星或水星从太阳与地球之间穿过，把太阳表面光线挡住，使太阳表面出现一个黑点时，就出现金星凌日或水星凌日现象。同样，系外行星从其母恒星前面穿过，从而遮挡母恒星表面光线时，也会出现“凌日”现象。对这种现象进行观测，就可以发现系外行星的存在。使用“凌日法”可估计行星直径。“凌日法”与“视向速度法”联用，有助于估计行星的真

3、实质量。然而，行星从其母恒星和地球之间穿过时，其光度减弱程度与母恒星及行星大小有关，一般情况下光度减弱都不大，例如HD209458的光度只下降了1.7%，这样的光度变化很难测量出来。　　脉冲计时法脉冲星是一种旋转速度特别快、具有极其稳定的旋转周期的星。这种星的发现本身就是天文学上的新成果，更何况在它周围发现了围着它旋转的行星，因而这一方法倍受关注。脉冲星是超新星爆发以后留在原地的超高密度的中子星，能发射出极有规律的快速电磁脉冲。这种天体与其他天体一样，转动速度也可受绕其转动的行星影响，因此，通过测量其脉冲的变动，就可以估计其行星性质。与其他方法相比，这个方法灵敏度

4、极高，能测量出只相当于0.1个地球质量的行星和行星系统内彼此之间的引力扰动。用这种方法可以得到有关行星本身、行星轨道等多方面的资料。但由于脉冲星稀少，用这种方法不容易发现大量行星。再者，脉冲星附近有极强的高能辐射，因而它们周围很难有生命存在。　　引力微透镜法引力微透镜是引力透镜的一种。所谓引力透镜，是指远方星球的光线经过大质量天体附近时发生改变，出现类似透镜的放大效应。如果作为透镜的天体拥有行星，行星引力会对透镜现象造成可测量的影响。这个方法对探测位于地球和星系中心之间的行星特别有效，因为星系中心可以提供大量背景星。但这种现象只在两个天体和地球几乎成一直线时才出现

5、，由于地球与星球的相对位置时时刻刻都在改变，所以透镜事件只能维持几天至几周的时间，观测它时还需要精确对准目标！此外，要发现行星造成的引力微透镜现象，需要检测大量背景星。　　采用引力透镜法寻找系外行星，首先是由美国普林斯顿大学波兰藉天文学家玻丹?帕琴斯基提出的。2002年，他和安杰依?乌戴斯基等人在光学重力透镜实验方面发展了一套新技术。应用这套技术，他们发现了几颗疑似行星（但未能证实）。4年后，他们用这个方法确认了4颗系外行星。　　引力微透镜法是唯一可用来观测围绕主序星公转、质量与地球相近的行星的方法，但由于星球之间的直线排列几乎不能重复出现，所以透镜效果不能重复观

6、测，这是这个方法的显著缺点。此外，用这种方法发现的系外行星往往位于数千光年外，因此它们的观测结果不可能用其他方法重新观测。不过，在有足够背景星和测量精度的情况下，这个方法对于展示星系间地球型系外行星的普遍性是有意义的。目前，这种观测常用机器人望远镜进行。除了美国宇航局和美国国家科学基金会设立的专门机构外，天体物理引力微透镜观测机构还在改进观测技术。引力透镜探测网和相关机构雄心勃勃，它们借助分布于全球的望远镜网络试图做到几乎全天候观测，以便找出与地球质量相近的系外行星。目前，使用这种方法已成功地发现了首个低质量大轨道天体OGLE-2005-BLG-390Lb。　　星

7、盘法很多恒星周围具有尘埃组成的盘。太阳系附近的恒星中，15%以上存在尘埃盘。盘中尘埃吸收星光后，能以红外线形式向外辐射，因此，星盘可以观测。即使尘埃总质量不及地球，但由于它们的表面积总和很大，所以仍可辐射出可观测的红外线。一般认为，这些尘埃由彗星或小行星碰撞而成，由恒星的辐射压将它们推到星际空间，因此尘埃盘是恒星拥有彗星或小行星的间接证据。在一些情况下，尘埃盘还可以直接显示行星存在。有些尘埃盘中有空洞，或者形成了团状，表示那里有行星在“清理”轨道，或尘埃受到行星引力影响。红外线可用地面红外望远镜观测，也可用空间飞行器上的红外望远镜测量。美国宇航局的“哈勃空间望远镜

8、”和“斯皮