你知道什么是行星嗎？恒星和行星有什么區別？
在過去的25年里，天文學家們在太陽系之外發現了3700多個世界 。他們怎么找到它們的？
系外行星天文學家的圖像已經發現了3700多顆系外行星，或太陽系外的行星 ， 包括600多個多行星系統，另有近5000個候選行星等待確認 。
被發現這些的這些系外行星包括與木星相似的大行星、較小的地球大小的行星 ， 甚至還有7顆密度與地球、金星和火星相似的巖石行星 。

許多這些發現都歸功于美國宇航局的開普勒任務及其繼任者K2，該項目使用專用的天基望遠鏡測量我們的星系附近一些小型的和地球大小類似的行星 。
美國宇航局的下一個主要的系外行星狩獵工作，稱為TESS ， 簡稱過境系外行星測量衛星 ， 將調查地球附近的20多萬顆恒星，并有望發現數千個新世界 。
TESS于2018年4月發射并使用SpaceX獵鷹9號火箭 。
那么，天文學家是如何發現系外行星的，我們實際上對太陽系外的這些世界又了解多少？



過境系外行星

開普勒和TESS天基飛行任務所使用的方法，以及發現最外行星的方法，是利用系外行星探測的過境方法 。據說當一顆行星經過我們和一顆恒星之間時，這顆行星正在過境 。
在我們自己的太陽系中，當水星和金星的軌道將水星和金星帶到地球和太陽之間時，我們就能看到它們的過境 。



盡管行星相對于恒星而言是小的，但當行星的路徑穿過我們對于主恒星的視野時，行星會阻擋來自該恒星的少量光 。
當行星位于恒星前面時，天文學家可以測量來自恒星的光的亮度的下降值 ， 以及觀測亮度下降的時間長度 。
知道了恒星的質量，在開普勒行星運動第三定律的一點幫助下，這兩個測量值可以告訴你行星離它的主星有多遠 。
根據行星軌道的大小從而估計那里的溫度是否適合液態水，這是適合生命生存的關鍵 。如果天文學家對主星的大小有估計 ， 他們也可以推斷出行星本身的大小 。



圖解：利用凌日法偵測系外行星 ， 下方的線圖代表不同時間地球所接收到的光量 。
由于我們事先不知道哪些恒星周圍有行星，以及哪些恒星有完美的對齊 。
所以這些行星將通過我們和它們的主恒星之間，因為他們的軌道 ， 我們也不能預測這些過境什么時候會發生，使用過境方法發現系外行星需要對數十萬顆恒星進行連續監測 。
因此，美國宇航局已經投資了專門的太空望遠鏡 ， 如TESS和開普勒，他們致力于這種監測 。
徑向速度方法

盡管由于這些行星探測空間任務，尋找系外行星的過境方法現在更為普遍，但系外行星探測的第一次激增實際上是使用一種稱為徑向速度或多普勒方法的不同技術 。
為了理解這種方法 ， 我們首先必須了解一些關于行星軌道 。我們認為行星是圍繞其主恒星運行的，但實際上恒星和行星一起圍繞它們共同的質量中心運行 。
當你有兩個質量相等的軌道物體時，它們的質量中心將位于它們之間的中點，因此它們看起來會圍繞一個中心點在軌道上相互追逐 。
然而，恒星的質量比行星大得多，所以這個系統的質量中心離主恒星更近 。這種不平衡導致行星的軌道變大，只有一顆微小的擺動在主恒星的位置 。雖然很小 ， 但這種擺動仍然是可以測量的 。



圖解：太陽系的質量中心運動相對于太陽的位置 。
天文學家通過尋找發射線的多普勒偏移來監測恒星的位置，指示相對于我們（觀眾）的向前或向后運動 。
在600-700顆系外行星之間已經以這種方式被發現，它仍然是從地面觀測站使用最簡單的技術 。
然而，行星越大，行星離主恒星越近，其引力對主恒星的影響就越大，即恒星的擺動越大 。
因此 ， 多普勒方法更適合于尋找非常接近其主恒星的巨大行星，這種行星因此被昵稱為"熱木星" 。
系外行星的直接成像

你可能想知道為什么天文學家使用這些間接的方法來尋找系外行星，而不是直接拍攝它們的照片 。
好吧，這是由于行星本身是不能發出自己的（光學）光，而只能反射來自它主星的光，而且它們比主恒星小得多，所以尋找行星的光就像是試圖挑出一只懸掛在搜索燈旁邊的螢火蟲，還是從千里之外尋找 。



圖解：藝術家印象下的脈沖星PSR 1257 12的行星系統 。
然而 ， 現在天文學家們知道有數千顆系外行星等待被發現，他們正在開發一種新技術 ， 通過以某種方式遮蔽主恒星的光來實現直接成像 。
這種阻擋可以在光線進入望遠鏡之前或之后進行 。直接成像方法仍處于起步階段，但它已經顯示出了大好的前景，使用這種方法已經發現了大約40顆系外行星 。
直接圖像有可能告訴我們更多關于行星的信息，包括關于行星的大氣層和組成的信息，而不是我們可以從更多的間接方法中學到的，因此它是系外行星研究的一個重要領域 。
系外行星的驅動力是 ， 我們渴望了解我們生存的一小個角落是多么常見或獨特，最終證實我們在宇宙中是否是獨一無二 。
系外行星檢測方法

還有其他一些尋找系外行星的方法 ， 盡管不太常見，包括引力微透鏡 。
愛因斯坦的廣義相對論告訴我們，穿過引力場的光線會圍繞產生該場的巨量物體彎曲，這種效應稱為透鏡效應，或者在行星等質量極低的物體（如行星、微透鏡）的情況下 。
因此，當行星在我們和遙遠恒星之間經過時，有可能看到遠處恒星圍繞行星彎曲的光 。
在這個過程中，恒星的光也會被放大，因此觀察恒星亮度的這個短暫峰值不僅會顯示一個物體在恒星前面經過 ， 還會顯示這個移動物體的質量 。
不幸的是，這些微透鏡事件通常不會重復，因此不容易驗證 。



發現的第一顆系外行星是由一種完全不同的技術——脈沖星計時——發現的 。脈沖星，或快速旋轉的中子星，發射光束發射 ， 類似于燈塔上的搜索燈，在旋轉的時間上非常精確 。
事實上，它們是如此的精確和可預測 ， 以至于即使軌道行星的引力影響所產生的微小的擺動，也會在通過頻閃光的時間上引起足夠大的變化，以便天文學家進行探測 。
雖然第一顆系外行星是使用這種技術發現的，但脈沖星周圍的惡劣條件意味著這些行星不適合像我們這樣的生命 。



圖解：藝術家概念下環繞著織女星周圍的兩顆冥王星大小的矮行星碰撞 。
尋找系外行星的驅動力是，我們渴望了解我們生存的一小個角落是多么常見或獨特 ， 最終如果我們在宇宙中獨一無二 。
天文學家已經使用這些現有的技術來識別系外行星，并可以通過確定行星的大小以及行星是否位于恒星的可居住區來比較這些行星和我們的地球 。
【宇宙中行星的忒單簡介 行星與恒星的區別簡單介紹】然而 ， 他們需要更多的信息來確定行星的可居住性 。例如，在地球上 ， 如果沒有我們的大氣層，我們就無法生存，我們了解系外行星周圍大氣層的努力才剛剛開始 。

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