系外行星

 

什么是系外行星

太阳系外行星(简称系外行星;太阳系外行星太阳系外行星 (16张) 英语:extrasolar planet或exoplanet)泛指在太阳系以外的行星。

 

系外行星观测手段

系外行星的观测手段在近几年来有了很多进展,而且新的方法还在被提出。


径向速度(Radial Velocity,简称 RV)

径向速度是一种很重要的方法,因为径向速度变化可以引起恒星光谱的多普勒偏移,即这种方法是可以跟光谱联系起来的,而光谱的测量,很久以来一直是我们最精密的测量手段之一。目前大多数被确认的系外行星,都是用径向速度的方法首先观测到的。

 

径向速度(Radial Velocity)变化

径向速度(Radial Velocity)变化,引起光谱的多普勒偏移。

这张图片直观的说明了为什么我们可以通过测量恒星的径向速度的变化来得知该恒星是否有行星:围绕恒星转的天体会引起恒星在径向速度上的周期性变化。我们可以根据这个周期性变化来获得另外一个天体的相关数据,例如质量,公转周期等。

但是这种方法对于那些过于小的行星就不起作用了,因为行星太小的话,恒星的径向速度变化太小,我们很难精确的确认。

 

凌日(Transit Light Curves)

当一个行星从恒星面向我们的一面经过时,会遮挡恒星的部分光芒,从而导致我们观测到的恒星的亮度减小。

凌日方法寻找行星的原理。

凌日方法寻找行星的原理。

Kepler 卫星的工作原理主要就是凌日法。这种方法的特点是速度快,而且可以用来寻找直径小得多的行星。但是导致恒星亮度变化的原因很多,行星可能只是其中一种,所以 Kepler 卫星目前找到的是大量的地外行星候选名单,真正的确认一般需要其他方法辅助。

我们也可以通过仔细的研究凌日的时刻和持续时间来获得更多的信息。例如对于一个有多个行星的系统,凌日时间可能会有些变化。这样甚至可以发现那些不会发生凌日的行星,因为这些天体之间通过引力相互左右的。这种方法是凌日时间变分法(Transit Timing Variation,TTV)。

对于天文爱好者来说,发现系外行星,凌日法是唯一可行的方案,本站对凌日法会有更深入的介绍,详情点击

微引力透镜(Gravitational Micro-lensing)

微引力透镜的方法寻找系外行星。

微引力透镜的方法寻找系外行星。点击图片看大图。

引力透镜效应是一种广义相对论效应:天体的引力场可以使得光线弯曲,从而使得光线不经过次天体时的引力场和经过此天体时的引力场不同。

配图是一个很好的说明(点击图片看大图)。当引力透镜现象发生时,如果作为透镜的天体是一个带有行星的恒星,那么行星的运动会导致引力透镜效应产生的图像不同,行星也有引力场。

直接影像(Direct Imaging,直接拍到系外行星)

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直接影像法。来源:Wikipedia File:444226main exoplanet20100414-a-full.jpg

由于行星反射的光子太少,加上恒星的掩盖,直接拍摄行星的影像非常困难。然而通过一些技术手段,这是可以做到的,而且这种方法的优点也很显著。相比于之前的天体测量学方法,这种方法需要测量的角度就不需要那么小了,因为我们现在是在测量行星的轨道,而不是恒星的。然而,想要直接看到行星,我们需要一个大口径的望远镜,而大口径的望远镜受到大气扰动的影响就越大。解决这个问题的方式是使用 adaptive optics. 下面来自 ESO 的视频清楚的展示了大气扰动的问题和自适应光学方法的效果。

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其他方法
其他还有一些方法,例如脉冲星计时(Pulsar Timing,通过看脉冲星的脉冲计时来判断)等等,应用并不多。详细可以查看维基百科相关词条  。
现在相关研究火热,相信将来也会不断有新的方法出来。