普通天文学/系外行星

天体物理学家 Yamila Miguel 关于系外行星的讲座（2021 年）

系外行星是指围绕其他恒星运行的行星。

系外行星探测简史

自艾萨克·牛顿的“广义推论”（1713 年）以来，关于系外行星存在的推测一直在进行。牛顿暗示，其他恒星也拥有像我们的太阳一样的行星围绕它们运行。 首次声称探测到系外行星集中在蛇夫座70。1855 年，W. S. Jacob 船长声称该双星系统的轨道存在异常。一个第三天体，即系外行星，被认为是导致异常的原因。 1890 年代，托马斯·杰斐逊·杰克逊·西基于轨道运动也支持了这些说法。 1899 年，这些说法被福雷斯特·莫尔顿驳斥，他分析了三星系统，证明了根据杰克逊提出的轨道参数，这样的系统在轨道上是不稳定的。

在 1960 年代，彼得·范·德·坎普声称巴纳德星有一颗系外行星。他基于对该恒星运动的明显摆动而得出了这一结论。 坎普花了 40 年时间研究巴纳德星。其他望远镜所做的观测从未能够复制摆动数据。据信，摆动是斯普劳尔天文台设备的异常现象。目前仍然没有确凿的证据证明或反驳巴纳德星周围存在行星。

1988 年，布鲁斯·坎贝尔、G. A. H. 沃克和 S. 杨首次探测到后来被证实的系外行星。根据径向速度观测，天鹅座γ星被初步认为存在一颗系外行星。它被赋予了初步状态，因为观测是在当时仪器的能力极限内进行的。 这一说法被错误地撤回，因为 2002 年，阿提·哈茨和他的同事能够证实该系外行星的存在。

1992 年，沃尔施赞和弗雷尔证明，在脉冲星 PSR B1257+12 周围，分别以 0.46 和 0.36 个天文单位的距离运行着两颗质量分别为地球质量 3.9 倍和 4.3 倍的行星。 后来又发现第三颗行星，质量为地球质量的 0.025 倍，以 0.19 个天文单位的距离运行。这一发现被认为是首次对系外行星的明确探测，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，因为它围绕脉冲星运行，而不是像我们的太阳这样的主序星。据信，这些行星是在恒星死亡后太阳系残骸的一部分。

1995 年 10 月 6 日，米歇尔·马约尔和迪迪埃·奎洛兹宣布首次发现了一颗围绕主序星 51 Pegasi 运行的系外行星。 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。 他们使用了径向速度方法探测到该行星。这开启了系外行星研究的现代时代。自他们发现以来，由于分辨率更高、性能更强大的望远镜和计算机的改进，已探测到许多系外行星。

显示了截至 2010 年 3 月 6 日的每年系外行星发现数量

截至 2012 年 8 月 19 日，已探测到 777 颗系外行星。 由于技术的进步和人们对系外行星越来越感兴趣，发现率一直在稳步提高，2007 年探测到 61 颗行星。利用斯皮策太空望远镜，对围绕主序星的尘埃和气体的演化进行的研究表明，至少有 20%，可能高达 60% 的主序星有形成岩石行星的可能性。实际百分比可能在这两个极端之间。

大多数探测到的系外行星都是质量很大的类木行星。这很可能是因为与较小的类地行星相比，探测到它们更容易；这被称为选择效应。也探测到了一些被称为超级地球的行星。它们的质量大约是地球的 5 到 10 倍。一个地球质量是指地球的质量。

探测方法

目前使用六种方法探测系外行星：天体测量法、径向速度法、脉冲星计时法、凌星法、微引力透镜法、直接成像法。三种方法探测恒星的动力学扰动，或由于行星的引力作用而导致的恒星摆动。由于行星和恒星围绕共同的质量中心旋转，恒星将以与行星轨道周期相同的周期摆动。从我们的角度来看，摆动将是左右的、前后或两者的组合。

从上到下的图像显示了恒星如何围绕与一颗行星的共同质量中心摆动。

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。行星的质量相对于其恒星的质量越大，摆动就越大。行星的轨道离恒星越近，观测到的恒星摆动程度就越大。任何通过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。

一颗行星引起的多普勒频移的图像。

我们探测这种摆动的三种方法是径向速度法、天体测量法和脉冲星计时法。径向速度法测量的是恒星朝向和远离地球时出现的蓝移和红移。当恒星朝向地球运动时，光线发生蓝移。当恒星远离地球运动时，光线发生红移。可以通过研究恒星发射光谱中的红移和蓝移来推断径向速度。大多数系外行星都是用径向速度法发现的。

恒星围绕质心运动的速度远小于行星的速度，因为行星到质心的轨道距离大于恒星到质心的轨道距离。目前的摄谱仪可以探测到低至 1 m/s 的速度变化。 恒星的速度差越大，越容易探测。因此，径向速度法更容易探测到质量更大、离恒星更近的系外行星。

天体测量法是最古老的搜索方法，但它不是用来发现第一颗系外行星的方法。天体测量法寻找的是恒星位置的角变化。恒星移动得越多，就越容易探测。由于这种方法依赖于围绕质心的轨道，因此它取决于行星和恒星的质量比。

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。行星离恒星越远，它们离彼此的共同质心就越远。恒星离质心越远，其轨道两端之间的角度变化就越大。

由NASA提供的白矮星绕另一颗恒星运行的艺术表现图。

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着一个质心运行。这种方法非常灵敏。可以使用这种方法探测到质量为地球十分之一的行星。

行星凌星和相应的恒星光线减少的示意图，因为行星遮挡了一些光线。

凌星法检测到恒星亮度发生变化，因为一颗行星经过恒星表面。恒星变暗的程度越大，行星就越大，因此可以使用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，这是一种罕见的排列。 引力透镜法测量恒星亮度的放大。当来自背景恒星的光线经过行星系统时，由于行星的引力，光线会弯曲到行星方向。

使用引力透镜，即由于物体引力引起的入射光线的弯曲，来探测绕恒星运行的行星。

引力。光线聚焦到更小的区域，因此亮度增加。这种方法能够探测到距离遥远的暗星周围的低质量行星。

目前用于探测行星的最后一种方法是直接观测它们。通常，母恒星的光芒会遮挡行星的辐射。然而，在某些情况下，可以观察到行星反射的光线。这种方法最适合行星比木星质量更大、年龄不到我们太阳系的十分之一、离母恒星距离比木星更远且绕着比我们太阳亮度更低的恒星运行的情况。如果我们将自己限制在红外辐射中，我们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，很少有行星被这种方法探测到。

太阳系外类木行星

已经发现许多气态巨行星绕着遥远的恒星运行，其中许多比木星更大。这是因为大行星的质量足够大，可以对它们的恒星的运动产生引力影响，以至于这种扰动是可以探测到的。因此，最大的太阳系外行星是最容易和最早被发现的。

首次发现

第一颗被发现的太阳系外行星是飞马座γb，它围绕着飞马座γA运行，轨道周期约为900天，距离母恒星约1.7-2.5AU。早在1989年就怀疑它存在，并且来自麦克唐纳天文台的观测结果在2002年大大加强了它的证据。它是一颗木星大小的行星，估计质量超过木星的1.59倍。它绕行的恒星是飞马座γ双星系统中的一颗橙色亚巨星，它的伴星飞马座γB是一颗红矮星。

热木星的光谱

通过光线减少法确定太阳系外行星大气元素组成的示意图。

天体物理学家最近观测到了来自热木星大小的行星的光谱，这些行星位于距离我们许多光年的行星系统中。 由于这些行星距离如此遥远，因此仅仅观察行星并收集有关行星直接光线的数据并不像看起来那么简单。 这些行星距离太远，无法使用这种技术，而且它们离母恒星太近（有时甚至比水星离我们的太阳更近）。 相反，天体物理学家在行星轨道不同部分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。然后获得仅恒星的光谱。当行星直接位于母恒星前面（初亏）或直接位于母恒星后面（复亏）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，可以找到行星的光谱。

从我们的角度看，行星被它绕行的恒星遮挡。

光谱技术：初亏和复亏

与行星本身相比，这些行星的母恒星在光学范围内的亮度太高。因此，检测红外光可以更好地区分行星和恒星。 行星本身反射的光学光很少，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能量中的很大一部分以红外光线的方式发射出去，因此我们可以通过望远镜的光谱仪（斯皮策和哈勃）探测到大部分能量。由于行星在红外范围内的辐射量远大于反射光学光谱部分，因此两种光谱之间的差异更加明显，光谱的红外部分更容易使用。

复亏发生在从地球上看，被观测的热木星经过其母恒星后面时。初亏，也称为凌星，发生在从地球上看，行星经过恒星前面时。这些日食非常罕见，因为行星、恒星和地球必须排列成一行，以便行星完全遮挡。 在从地球上看时，在333颗已确认的行星中，只有54颗是凌星行星。

光谱结果

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什么波长发射或吸收光线，你就可以检查来自行星的光谱并确定该分子是否存在。通过查看完整的光谱，科学家可以确定哪些原子或分子构成了行星，并注意到该波长发射了多少，还可以确定该原子或分子的相对丰度。

维基百科共享中根据温度绘制的黑体辐射曲线图。

许多尝试都集中在识别其他行星上的水蒸气上。 HD 209458b 和 HD 189733b 是首批被观测到的两颗行星。 最初，这两颗行星似乎都缺乏水蒸气。 人们认为，观测技术不够灵敏，无法检测到水蒸气。通过使用新技术，这些行星含有水蒸气的证据正在增加。 第一次测试是使用恒星的二次掩食进行的。 由于行星的大气成分，这种技术无法穿透行星上的云层。行星由于靠近恒星而产生的热量也在结果差异中发挥作用。由于行星离恒星非常近，靠近恒星的一侧的水含量将低于远离恒星的一侧。在初级掩食期间，较冷且因此较潮湿的一侧将面向地球。在二次掩食期间，较干较热的一侧将面向地球。通过使用初级掩食， 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。

示例光谱

来自 斯皮策太空望远镜 的光谱数据。

来自 斯皮策太空望远镜 的光谱数据。

来自 斯皮策太空望远镜 的光谱数据。