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系外行星探测方法简介

探测系外行星的方法有很多，根据预期观测的目标不同，可以粗略的分为间接方法和直接方法。间接方法以恒星为观测目标，主要有视向速度法、凌星法、天体测量法和微引力透镜法等，直接方法以行星为观测目标，即为直接成像法[1]，在此分别进行详细介绍。

 

视向速度法：视向速度法是搜寻系外行星的主要方法之一，第一颗绕类太阳恒星公转的系外行星51 Pegasi b就是由视向速度法发现。这种方法通过测量绕轨道运行的行星引力引起的恒星视向速度的变化搜寻行星。当行星绕恒星公转时，恒星同样会绕行星系统共同的质心公转。由于多普勒效应，恒星谱线会有周期性的红移和蓝移，由此可以根据恒星谱线的位移推断出恒星的视向速度。结合恒星的质量，可以进一步地推断行星的质量，但行星质量通常与行星的轨道倾角耦合。需要指出的是，由行星导致的恒星谱线的多普勒频移很小，例如，由木星造成的太阳视向速度变化为11m/s，而地球造成的太阳视向速度变化仅有10cm/s。因此，利用视向速度法搜寻系外行星需要高精度的光谱仪。现有最先进的光谱仪能够实现0.5-1m/s的视向速度精度，且搜寻类地行星需要较长的时间进行观测，因此，通过视向速度法发现的系外行星大多为距离主星较近的巨行星。

图1. 51 Pegasi的四个不同时期的视向速度变化，由此可以推断行星的存在。图片来源：Mayor, M., Queloz, D. Nature 378, 355–359 (1995).

 

凌星法：凌星法通过探测行星遮挡恒星光导致的周期性变化来探测系外行星。当行星绕恒星公转，位于恒星和观测者之间时，行星会对恒星的光产生遮挡，使恒星光发生周期性的变暗。此时观测恒星可以得到行星的凌星光变曲线。通过分析凌星光变曲线，可以得知行星的半径、凌星持续时间等信息，如果行星存在大气，对系外行星的凌星过程进行多波段测光和光谱观测，也可分析其大气特征。凌星法的优势在于，通过大视场望远镜同时监测大量恒星的光度变化，可以提高搜寻系外行星的效率。随着2009年和2018年NASA的Kepler和TESS望远镜的发射[2,3]，人们已经通过凌星法发现了3000多颗系外行星。然而，只有行星轨道与观测者视线方向平行时，才能通过凌星法发现系外行星，因此通过凌星法发现的系外行星存在一定的观测选择效应。此外，凌星光变曲线存在一定的假阳性信号，往往需要结合视向速度法的后续观测来确定系外行星的存在。

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图2. 系外行星凌星的理论光变曲线，图中展示了系外行星的凌星深度(δ)，凌星持续时间(T)和入食、出食的持续时间(τ)。图片来源：https://en.wikipedia.org/wiki/Methods_of_detecting_exoplanets#Transit_photometry

Exploring exoplanet populations with NASA’s Kepler Mission | PNAS

图3. 在Kepler望远镜运行前（左图）和运行后（右图）发现的系外行星分布，Kepler发现的系外行星以黄色点显示。图片来源：https://www.pnas.org/doi/10.1073/pnas.1304196111

 

微引力透镜法：微引力透镜法利用了引力透镜效应。当前景恒星经过背景恒星时，背景恒星光会由于前景恒星的引力而发生偏折，表现为背景恒星的光突然“增亮”。当前景恒星存在一颗行星时，由于行星的引力，导致到达观测者的背景恒星光又被短暂“放大”，表现为光变曲线上的尖峰。通过这种方法可以探测系外行星的存在。这种方法的优点在于可以探测低质量行星，且能够突破距离制约，探测到数千秒差距的行星。2005年，天文学家发现了第一颗微引力透镜行星OGLE-2005-BLG-390L b[4]。其缺点在于，微引力透镜事件不可重复，而且由于探测的行星较远，不太可能使用其他方法进行后续观测。

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图4. 微引力透镜法发现系外行星示意图。图片来源：https://en.wikipedia.org/wiki/Methods_of_detecting_exoplanets#Gravitational_microlensing

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图5. 多个望远镜对OGLE-2005-BLG-390L引力透镜事件的观测，粉色框中即为系外行星导致的微引力透镜事件。图片来源：Beaulieu, JP., Bennett, D., Fouqué, P. et al. Nature 439, 437–440 (2006).

 

天体测量法：正如在视向速度法中介绍，一个行星系统中，恒星和行星均绕其共同的质心运动，通过精确测量恒星位置及其随时间的变化，就可以推断行星的存在。这种方法可以获得行星的真实质量和三维轨道，但这一方法需要极高的天体测量精度，同时也需要较长的观测时间，因此通常使用空间望远镜进行观测。

Astrometry Method for Detecting Exoplanets | Physics Feed

图6. 天体测量法探测系外行星的示意图。图片来源：Astrophysical Institute and University Observatory

 

直接成像法：与上述间接方法不同，直接成像法是指在观测中遮挡或消除恒星本身的辐射，直接探测行星自身的测光或光谱特征。由于行星自身的辐射相对于恒星非常暗弱，因此需要利用星冕仪或消零干涉的方法遮挡或消除恒星光，而且探测到的系外行星通常距离恒星较远。目前人们已经利用直接成像法，使用地面大口径地面望远镜和自适应光学技术，探测到了数颗系外行星[5,6]。虽然此方法发现的系外行星数量远少于间接方法，但该方法的优势是获取的系外行星成像和光谱具有更高的分辨率和信噪比。此外，随着下一代地面望远镜和空间望远镜的投入使用，直接成像法将在类地行星搜寻和生命信号的表征方面发挥重要作用。

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图7. 利用Keck望远镜及星冕仪对恒星HR 8799周围的系外星系直接成像。图片来源：Marois, C., Zuckerman, B., Konopacky, Q. et al. Nature 468, 1080–1083 (2010).

参考文献：

  1. PERRYMAN M. The exoplanet handbook[M]. Cambridge university press, 2018.
  2. BORUCKI W J, KOCH D, BASRI G, et al. Kepler Planet-Detection Mission: Introduction and First Results [J]. Science, 2010, 327: 977.
  3. RICKER G R, WINN J N, VANDERSPEK R, et al. Transiting exoplanet survey satellite[J]. Journal of Astronomical Telescopes, Instruments, and Systems, 2015, 1(1): 014003-014003.
  4. Beaulieu J P, Bennett D P, Fouqué P, et al. Discovery of a cool planet of 5.5 Earth masses through gravitational microlensing[J]. Nature, 2006, 439(7075): 437-440.
  5. Marois C, Macintosh B, Barman T, et al. Direct imaging of multiple planets orbiting the star HR 8799[J]. science, 2008, 322(5906): 1348-1352.
  6. Lagrange A M, Rubini P, Nowak M, et al. Unveiling the β Pictoris system, coupling high contrast imaging, interferometric, and radial velocity data[J]. Astronomy & Astrophysics, 2020, 642: A18.
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