普通天文学/太阳系外行星
系外行星是指绕其他恒星运行的行星。
关于系外行星存在的推测从艾萨克·牛顿的《广义推论》（1713年）开始就一直持续着。牛顿暗示，其他恒星也有行星绕其运行，就像我们的太阳一样。 [1] 首次声称探测到系外行星集中在70 Ophiuchi。1855年，W. S. Jacob上尉声称该双星系统的轨道表现出异常。一个第三天体，一颗系外行星，被认为是罪魁祸首。 [2] 1890年代，托马斯·杰斐逊·杰克逊·西基于轨道运动也支持这些说法。 [3] 1899年，弗雷斯特·莫尔顿驳斥了这些说法，他分析了三体系统，并证明了这种系统在杰克逊提出的轨道参数下将是不稳定的。 [4]
1960年代，彼得·范德坎普声称巴纳德星拥有一颗系外行星。他的说法基于对恒星运动的明显摆动。 [5] 范德坎普花了40年时间研究巴纳德星。其他望远镜进行的观测从未能够复制摆动的日期。据信，摆动是斯普劳尔天文台设备异常造成的。目前还没有确凿的证据证明或反驳巴纳德星周围存在行星。 [6]
1988年，布鲁斯·坎贝尔、G.A.H.沃克和S.杨首次探测到一颗后来被证实的系外行星。基于 径向速度观测，天鹅座γ星被初步提出拥有一颗系外行星。它被赋予了暂定状态，因为观测是在当时仪器的能力极限内进行的。 [7] 该说法被错误地撤回了，因为2002年，阿蒂·哈特斯和他的合作者能够确认该系外行星的存在。 [8]
1992年，沃尔兹钱和弗雷尔证明，在脉冲星PSR B1257+12周围，分别以0.46和0.36 AU的距离，存在着两颗质量分别为地球质量3.9倍和4.3倍的行星。 [9] 后来，又发现了一颗质量为地球质量0.025倍的行星，它以0.19 AU的距离绕其运行。该发现被认为是首次明确探测到系外行星，因为坎贝尔、沃克和杨的发现直到2003年才得到证实。这是一个相当奇怪的发现，因为它围绕的是脉冲星，而不是像我们的太阳一样的主序星。据信，这些行星是恒星死亡后太阳系残留的物质。 [10]
第一颗被发现绕主序星运行的系外行星，51 Pegasi，于1995年10月6日由米歇尔·麦耶和迪迪埃·奎洛兹宣布。 [11] 当确定该行星的距离和质量时，发现它们与当时行星形成理论不符。 [12] 他们使用 径向速度方法探测该行星。这开启了现代系外行星研究的时代。在他们的发现之后，由于分辨率更高的改进型望远镜和功能更强大的计算机，无数系外行星被探测到。 [10]
截至2012年8月19日，已探测到777颗系外行星。 [13] 由于技术改进和人们对系外行星的兴趣日益浓厚，发现速度稳步上升，2007年探测到61颗行星。使用斯皮策太空望远镜，对主序星周围气体和尘埃演化的研究表明，至少有20%，可能高达60%的主序星是形成类地行星的候选者。实际百分比可能介于这两个极端之间。 [14] [15]
大多数被探测到的系外行星都是巨大的类木行星。这很可能是由于与较小的类地行星相比，探测它们更容易；这就是所谓的选择效应。一些被称为超级地球的行星也被探测到。它们的质量约为地球质量的5到10倍。地球质量是指地球的质量。 [16]
目前有六种探测系外行星的方法：天体测量、 径向速度、脉冲星计时、凌星法、微引力透镜、直接成像。三种方法探测的是恒星的动力学扰动，或者说是恒星由于行星的引力作用而产生的摆动。由于行星和恒星绕着一个共同的质心旋转，因此恒星看起来会像行星的轨道周期一样摆动。从我们的角度来看，摆动将是左右的，向后的和向前的，或者这两者的组合。
恒星摆动的程度取决于恒星和行星的质量，以及它们之间的距离。行星的质量相对于恒星的质量越大，摆动越大。行星的轨道越靠近恒星，观察到的恒星摆动程度越大。任何以这种方式探测系外行星的方法都可以提供有关行星质量的信息，但需要多种方法的组合才能找到行星的真实质量。
我们探测这种摆动的三种方式是通过 径向速度、天体测量和脉冲星计时。 径向速度测量探测的是恒星向地球移动时的蓝移和远离地球时的红移。当恒星向地球移动时，光线会发生蓝移。当恒星远离地球时，光线会发生红移。可以通过研究恒星发射光谱的红移和蓝移来推断 径向速度。大多数系外行星都是通过 径向速度方法发现的。 [17]
由于行星绕质心运行的距离大于恒星，因此恒星绕质心运行的速度远小于行星的速度。当前的光谱仪可以检测到低至 1 米/秒的速度变化。 [18] 恒星速度差异越大，越容易检测到。因此，径向速度方法可以更容易地探测到质量更大且更靠近恒星的系外行星。 [17]
天体测量法是最古老的搜索方法，尽管它不是用来发现第一颗系外行星的方法。天体测量法寻找恒星位置的角变化。恒星移动得越多，越容易检测到。由于该方法依赖于绕质心运行，因此它取决于行星和恒星的质量比。 [17]
然而，与径向速度不同，位置的角变化随着恒星和系外行星之间距离的增加而增加。行星距离恒星越远，它们距离相互质心也越远。恒星距离质心越远，其轨道两端之间的角度变化越大。 [17]
在脉冲星计时法中，脉冲星在旋转时以极其规律的时间间隔发射无线电波。无线电波之间时间的任何异常都表明脉冲星正在绕质心运行。这种方法非常灵敏。可以使用这种方法检测到质量为地球十分之一的行星。 [17]
凌星法检测到当一颗行星从恒星表面经过时恒星亮度的变化。恒星变暗的程度越大，行星就越大，因此可以通过这种方法确定行星的体积。这种方法要求行星的轨道直接经过恒星和地球之间，这是一个罕见的排列。 [17] 引力透镜法测量恒星亮度的放大。当背景恒星的光线经过行星系统时，光线会由于行星的引力而弯曲到行星方向。光线聚焦到更小的区域，从而增加了亮度。这种方法能够探测到距离遥远且围绕暗淡恒星运行的低质量行星。 [19]
引力。光线聚焦到更小的区域，从而增加了亮度。这种方法能够探测到距离遥远且围绕暗淡恒星运行的低质量行星。 [19]
目前用于探测行星的最后一种方法是直接观察它们。通常，母恒星的光芒会遮蔽行星的发射。但是，在某些情况下，可以观察到行星的反射光。这种方法最适合行星质量大于木星，年龄不到我们太阳系十分之一，距离母恒星比木星更远，并且围绕比我们的太阳光度更低的恒星运行的情况。如果我们仅限于红外辐射，也可以探测到行星的光线，红外辐射是行星的主要发射波长。这非常困难，只有少数行星以这种方式被探测到。 [10]
太阳系外类木行星
[edit | edit source]人们已经发现了许多气态巨行星围绕着遥远的恒星运行，其中许多比木星还要大。这是因为大型行星的质量足够大，可以引力影响其恒星的运动，从而产生可探测的扰动。因此，最大的太阳系外行星是最容易发现的，也是最早发现的。
首次发现
[edit | edit source]发现的第一颗太阳系外行星是天苑四b，一颗围绕天苑四a运行的行星，轨道周期约为 900 天，距离其母恒星约 1.7 - 2.5天文单位。早在 1989 年就怀疑它的存在，并且从麦克斯韦尔望远镜的观测结果中，在 2002 年得到了有力证据。它是一颗类木行星，估计质量是木星的 1.59 倍以上。它绕行的恒星是一颗橙色的亚巨星，是天苑四双星系统的一部分，其伴星天苑四b是一颗红矮星。
热木星的光谱
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天体物理学家最近观察了来自热木星大小的行星的光谱，这些行星位于距离地球数光年的行星系统中。 [20] 由于这些行星距离如此遥远，因此不能简单地观察行星并收集有关行星直接光线的数据。 [21] 这些行星距离太远，无法使用此类技术，而且它们距离母恒星太近（有时比水星距离太阳更近）。 [21] 相反，天体物理学家在行星轨道不同阶段收集来自恒星和行星的数据，并分离出仅来自行星的光线。
首先收集来自行星和恒星的光谱。当从地球上看，行星和恒星处于最大分离时，就会这样做。然后，仅获得恒星的光谱。当行星直接位于母恒星前面（初级掩星）或直接位于母恒星后面（次级掩星）时，就会这样做。通过从恒星加行星的光线中减去恒星的光线，就可以找到行星的光谱。 [21]
光谱技术：初级掩星和次级掩星
[edit | edit source]与行星本身相比，这些行星的母恒星在可见光范围内的亮度太高。因此，探测红外光可以更好地区分行星和恒星。 [21] 行星本身反射的可见光很少，因为云层阻止了大部分光线逃逸。然而，云层会将从恒星吸收的大部分能量以红外光的形式发射出来，因此大多数红外光可以被我们的望远镜（斯皮策和哈勃）的光谱仪探测到。由于行星在红外范围内的辐射量远大于反射的可见光谱部分，因此两种光谱的差异更加明显，红外光谱更容易使用。
当观察到的热木星从地球上看经过其母恒星后面时，就会发生次级掩星。初级掩星，也称为凌星，发生在从地球上看行星经过恒星前面时。这些掩星非常罕见，因为行星、恒星和地球必须对齐，才能使行星完全掩星。 [21] 从地球上看，333 颗已确认的行星中只有 54 颗是凌星行星。 [22]
光谱结果
[edit | edit source]光谱用于识别行星大气中的分子，并确定相对丰度。如果你知道原子或分子在哪些波长下会发射或吸收光，你就可以检查来自行星的光谱，并确定该分子是否存在。通过观察完整的光谱，科学家可以确定哪些原子或分子构成了行星，并注意到发射了多少波长，也可以确定该原子或分子的相对丰度。
许多尝试都集中在识别其他星球上的水蒸气。[21] HD 209458b 和 HD 189733b 是观察到的前两颗行星。[20] 最初，它们似乎都缺乏水蒸气。[21] 据信，观测技术不够灵敏，无法探测到水蒸气。通过使用新技术，这些行星含有水蒸气的证据正在增加。[23] 第一次测试是使用恒星的二次食来进行的。[21] 由于行星的大气成分，这种技术无法穿透行星上的云层。恒星的热量也导致了结果的差异。由于行星离恒星非常近，靠近恒星的一侧的水分会比远离恒星的一侧少。在初次食期间，较冷且因此较湿的一侧将面向地球。在二次食期间，较干燥较热的一侧将面向地球。通过使用初次食，[24] 法国的一个科学家团队在光变曲线上发现了 3.6 微米、5.8 微米和 8 微米处的峰值，这种模式他们认为只有水蒸气才能产生。[20]
示例光谱
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参考文献
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