天文學家到底如何搜索系外行星的？

面對星辰大海，天文學家到底是如何找到系外行星和類地行星的？

要知道所有行星跟恆星比較起來，自身既不發光，體積又小，而人類遠距離觀測天體的唯一利器就是光，到底如何發現它們呢？

的確這是個很專業的技術活兒。

直到1995年10月6日，兩位瑞士天文學家最終確認飛馬座51b行星的存在——人類搜索太陽系外行星，才真正跨出了第一步。因為這是天文史上公認的第一顆被發現的系外行星。

這就是飛馬座51b和母星飛馬座51的藝術想像圖。

儘管數百年來，人們一直都相信太陽系外一定存在行星——類似我們太陽系裡的行星。從19世紀到20世紀中期，儘管天文學家也提出了很多觀測方法和技術，但最終都未被證實。

天文學家估計，銀河系可能包含多達4000億顆系外行星。

從1995年起，發現和研究系外行星，已經成為現代天文學最有活力的一個領域。事實上，這並不是依靠突破性的技術或者顛覆性的科學，而是通過穩步的改善望遠鏡和探測器技術，以及採用計算機技術進行的海量數據分析，才取得的豐厚成果。

先來看看搜索項目——目前至少超過10個項目正在進行系外行星的巡天搜索。其中包括：

對流自轉和行星凌星任務COROT

開普勒巡天任務KM

掃蕩計劃SWEEPS

跨大西洋系外行星搜索計劃TrES

MEarth計劃

類地行星發現者計劃TPF

超廣角搜索系外行星計劃SuperWASP

新一代凌星巡天計劃NGTS

匈牙利自動望遠鏡網路計劃HATNet

高精度徑向速度行星搜索計劃HARPS

英澳系外行星搜索計劃AAPS

……

著名的COROT計劃，由歐空局和法國太空中心主導，2006年發射的COROT探測器，全名叫「對流自轉和行星凌星任務探測器」。一直到2014年壽命到期，共計探測16萬顆類太陽恆星，發現並確定34顆系外行星。

更著名的開普勒巡天任務KM，由NASA設計主導，2009年發射開普勒太空望遠鏡，主要任務就是掃描天鵝座里的一小片天區，約10萬顆類太陽恆星。

原本巡天任務持續到2016年，但由於在2013年5月11日出現關鍵故障——控制望遠鏡精確指向的四個陀螺儀中的第二個失靈了，導致無法對原來天區進行精確定位。又因為它遠在1.2億公里之外（就連光都需要跑8分鐘），派人飛去維修是不可能的了。

所以，NASA一幫天才們急中生智，想出一個將計就計的拯救方案：

調整太陽能帆板角度，採用太陽輻射光壓幫助開普勒望遠鏡實現平衡。

但代價是，必須跟太陽保持一個特定的角度，也就是說望遠鏡的觀測角度和範圍被鎖定了。原本掃描天鵝座一小片天區的角度被轉移到了黃道面。

要知道黃道面上的天體可太多了，多到「想觀測的和不想觀測的」都混淆在一起。

銀河系背景下，開普勒望遠鏡的搜索範圍，示意圖而非實際量。

不過，開普勒望遠鏡註定是要出名的，就在身殘的情況下，即使被逼無奈，只能觀測黃道面，但它依然志堅，竟成功實現了「二次創業」。

從2014年開始，開普勒望遠鏡進入第二階段探測，被NASA命名為K2，即Kepler Mission 2.0。

2015年1月6日，NASA宣布它發現第1000顆系外行星。

2016年5月10日，NASA公布它發現了第1284顆系外行星，這是目前為止所有系外行星搜索項目中發現最多的計劃。

2017年6月19日，NASA最新公布一組數據，其中囊括了開普勒望遠鏡的觀測數據，現已發現4034顆系外行星的候選行星，其中2335顆已被確認。這其中又有49顆類地行星，超過30顆已經被證實，且都在宜居帶上。其中又有7顆很像地球，一個編號為KOI7711的行星，更像是地球的兄弟，大小、溫度都極為接近地球。

我介紹了半天的搜索計劃，最關鍵的問題來了：天文學家到底是如何發現這些系外行星和地球兄弟的？

簡單來說，聰明的天文學家創造出幾種發現行星的方法：天體測量法、視向速度法、凌星法、直接成像法、微引力透鏡法、脈衝星時差法。

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天體測量法——搜索系外行星最古老也是最常用的方法。如果一顆恆星有行星的話，那麼行星的引力就會作用到母恆星身上，使得恆星本身也會在小小的圓／橢圓軌道上運行。如圖，恆星會圍繞紅色十字運轉。這其實是垂直視角，也是上帝視角。

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視向速度法——也叫徑向速度法，跟天體測量法原理類似，只不過觀測視角變了，是水平視角，觀測恆星受到引力作用下的多普勒光譜變化。所以，視向速度法又叫多普勒光譜法。

順便說一句，多普勒光譜分析是根據多普勒效應推導的，那什麼是光譜的多普勒效應？

利用恆星波長的變化來測量它的運行方向／相對速度，光波紅移代表遠離我們，光波藍移代表朝向我們。

凌星法——就像觀察凌日現象一樣。如果一顆行星從母恆星盤面前面橫向穿過的時候，望遠鏡就會觀察到恆星的視覺亮度略為下降一些，而這顆恆星變暗的程度，取決於行星相對於恆星的大小。

凌星法虛假性很高，所以，一般情況下，還要通過視向速度法進行複檢。

微引力透鏡法——當一顆恆星的引力場像透鏡一樣，將遙遠背景恆星的光線放大，就會產生微引力透鏡的現象。只有當兩顆恆星幾乎完全對齊時，才會產生這種效果，所以採用這種方法得有足夠的觀測時間。

脈衝星時差法——脈衝星是中子星的一種，特點是發射出非常有規律的光輻射。像平常的恆星一樣，脈衝星如果有行星，也會受到引力作用在自己的小軌道上運動。以脈衝星的脈衝時間為基礎，就可以推導出行星的軌道參數。

直接成像法——顧名思義，這就不用解釋了。不過，行星的光亮度一般相對於母恆星是極為微弱的，經常都被掩蓋在恆星耀眼的光輝里。

通常是很難直接檢測到它們的。有些搜索計劃中，裝備的望遠鏡具備直接觀察行星能力，比如說雙子望遠鏡、昴星團望遠鏡等。

這是使用昴星團望遠鏡在近紅外線波段拍攝／發現的GJ 758系統，GJ 758 b、GJ 758c就是系外行星。

這是NASA繪製的系外行星歸類圖。淺藍色為視向速度法，粉紅色為凌星法，藍色為微引力透鏡法，褐色為脈衝星時差法，綠色為直接成像法，白色為開普勒太空望遠鏡發現的系外行星。

縱軸為行星半徑，三條白線分別對應木星、海王星、地球的半徑。

橫軸表示行星軌道周期，公轉周期越短，說明離恆星越近。

這下子，我們終於知道了天文學家是通過什麼手段發現的系外行星，的確這是個很專業的技術活兒。

問題又來了，發現系外行星可不等於類地行星，要知道發現地球兄弟更不容易。

到底如何大海撈針，才能撈到地球兄弟呢？我們下期再說。

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