巡天猎手-孙国佑

星明天文台成员,PSP公众超新星项目管理员,埃格•威尔逊奖获得者,C/2015 F5 斯万-星明彗星发现者,中国首颗银河系新星发现者

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。

天体测量法

天体测量法是搜寻系外行星最早期的方法。这个方法是精确地测量恒星在天空的位置及观察那个位置如何随著时间变动。如果恒星有一颗行星,则行星的重力将令恒星在一条微小的圆形轨道上移动。这样一来,恒星和行星围绕著它们共同的质心旋转(二体问题)。由于恒星的质量比行星大得多,它的运行轨道比行星小得多。
在1950年代至1960年代,曾有超过十个声称用天体测量法找到的系外行星,现时一般都认为是错误发现,因为即使最佳的地面望远镜也难以准确分辨恒星极微小的移动。到了2002年,哈伯太空望远镜才首次成功以天体测量法发现Gliese 876的行星。未来的太空天文台,例如美国国家航空航天局的太空干涉任务(Space Interferometry Mission),可能会运用天体测量法发现更多系外行星;但目前为止这方法仍未普遍成功。
天体测量法的一项优势是对大轨道的行星最为敏感,因此能和其它对小轨道行星敏感的方法互补不足。然而这方法需要数年以至数十年的观测方能确认结果。
2010年10月发现的HD 176051 b,是目前唯一一颗由天体测量确认的系外行星。

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。

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恒星的运动带来的光谱变化。

视频:raidalSpectrumESO1035g.m4v 。来源:The radial velocity method for finding exoplanets | ESO

脉冲星计时法

脉冲星是一颗中子星:超新星爆炸之后残余的超高密度小亮星。脉冲星发射出的辐射因为自转而非常的规律,因为一颗脉冲星的自转本质上是非常稳定的,因此在脉冲的电波辐射上观察到的时间异常,可以用于追踪脉冲星的运动。像平常的恒星一样,脉冲星如果有行星而也会在小轨道上运动。以脉冲星的脉冲时间为基础,可以计算并推导出轨道参数。

这种方法最初并不是设计来检测行星的,但是因为灵敏度很高可以检测到比其他方法能检测到更小的行星,下限大约是地球质量的10倍。它也可以多行星系统之内行星相互间扰动的力,从而进一步的透漏这些行星和其轨道参数的资料。

脉冲星计时法的主要缺点是脉冲星比较少见,因此不可能大量使用这种方法发现行星。同时,如同我们所知的,因为有非常激烈的高能辐射,生命也不可能存在于绕行脉冲星的行星上。

在1992年,亚历山大·沃尔兹森和Dale Frail使用这种方法发现环绕着PSR 1257+12的行星。他们的发现很快就获得证实,并成为太阳系之外第一次被确认的行星。

凌日法(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

凌日时间变分法(Transit timing variation method)

如果用凌日法检测出了一颗行星,然后凌日时间的变化可以提供一个极其灵敏的方法,可以用来检测另外可能存在的行星,大小可以小到只有地球的尺寸。WASP-3c就是使用这种方法借由WASP-3b找到的。

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。

在1991年,普林斯顿大学的天文学家毛淑德(Shude Mao)和玻丹·帕琴斯基第一次提出利用微引力透镜寻找系外行星的方法,直到2002年才由波兰的天学家(安杰依·乌戴斯基、马尔钦·库比亚克和来自华沙的米哈尔·斯曼斯基和玻丹·帕琴斯基),在光学重力透镜实验的专案中发展出可行的方法后,才获得成功。仅仅在一个月中,他们就发现了好几颗可能的行星,然而受到极限能力的限制并不能确认。自此之后,使用微引力透镜确认的行星迄2006年已经有4颗。这是唯一有能力在普通的主序星周围检测出质量类似地球大小行星的方法。

这种方法有一个显著的缺点,因为恒星对齐的情况永远不会再次发生,因此这种方法不能重复。同时,被检测到的行星通常距离有数千秒差距之遥,因此也难以用其他的方法进行后续的观察。但是,如果有足够多的背景恒星,可以观察到足够的精确度,这种方法终将能够显示类似地球的行星在银河系中是如何的普通。

直接影像法(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。

拱星盘

有许多恒星都有盘状的尘埃(岩屑盘)环绕着。因为这些尘粒会吸收恒星原来的星光,并且再以红外线辐射出来,因此能够被检测到。即使这些尘粒的总质量小于地球的质量,但有足够大的表面积使它们辐射出的红外线的波长上能超越母恒星。

使用哈伯太空望远镜的NICMOS(近红外线照相机和多目标分光仪)有能力观察到这些尘埃盘。而它的姊妹装置史匹哲太空望远镜,因为可以观察更深远的红外线波长,因而可以得到比哈伯更好的影像。已经有15%的类太阳恒星被发现有尘埃盘。

这些尘埃相信是来自彗星和小行星相互间的碰撞,而来自恒星的辐射压力在相对而言很短的时间内将这些尘埃粒子推入星际空间。因此,能探测到这些尘埃粒子显示新的碰撞不断的补充这些尘粒,并且间接的提供强有力的证据,证明有许多小天体,像是彗星和小行星的集团环绕着母恒星。例如,环绕着鲸鱼座τ的尘埃盘显示这颗恒星有类似于我们太阳系的古柏带的天体族群,并且至少有10倍的厚度。

更多的推论,尘埃盘的形状有时被认为有完整尺寸的行星存在其中。有些盘片的中央有空腔,这意味着它们是真正的环状,中央的空腔可能是一颗行星清除轨道上的尘粒造成的,其他的尘埃盘包含一些可能是行星引力影响造成的丛集。 这两种特色都出现在环绕着波江座ε的尘埃盘,暗示有一颗轨道半经约40AU的行星存在(经由径向速度方法的检测在内侧还有其他的行星)。使用数值模型的碰撞清除技术可以检测行星盘的这种交互作用。

恒星大气的污染
最近,来自Spitzer太空望远镜对白矮星大气的光谱分析,发现包含一些像是钙和镁等的重元素。这些元素不可能来自恒星的核心,而可能来自靠得太近(在洛希极限内)的小行星的影响。因为这些恒星和行星间的交互作用,使得较大的行星被潮汐力撕裂了。Spitzer的资料显示有1-3%有类似的影响。

其他可能的方法

食联星最小时间

当联星的两颗星相互对齐时,后者的星光会被前方的伴星遮蔽,这种系统称为食双星。当亮星的盘面被伴星遮蔽的面积最大时,是光度最低的时间,也称为主食,并且约占轨道周期一半的时间;次食是较亮的星遮蔽了伴星的盘面时造成的光度下降。光度最小的时间,或中心食,构成系统的光度很像脉冲星造成的时间脉冲戳记(不同于闪光星,它们是亮度的突增)。如果有行星环绕着联星之中的一颗,这颗恒星将开始环绕联行星的质量中心。当联星中的恒星替换在行星的前方或后方时,食的最短时间将会发生改变,它们将会延后、准时、提前、准时、延后,不断重复。这种偏移量的周期性可能会是检测围绕着密接联星系的系外行星最可靠的方法。

轨道相位反射光的变化 

以贴近的短周期轨道绕行恒星的巨大行星会发生反射光线的变化,就像月球,会经历从满月到新月不断循环的相位变化。虽然影响很小——需要使用很灵敏的光度计,能够检测如同地球大小的行星从太阳的前方穿越(凌日)——像木星大小的行星才能被太空望远镜,像是开普勒太空天文台检测出来。这种方法可能成为发现大多数行星最实用的方法,因为由轨道相位造成的反射光线变化与行星轨道的倾角几乎毫无关联。另一方面,巨大行星的相位函数可能会受到的限制,可能会反应出大气层中粒子的实际大小和成分的分布[47]。

极化测定术(Polarimetry)

来自恒星的光线应该是非极化的,也就是说光波振动的方向是随机的。但是,当星光被行星的大气层反射时,光波与大气层的分子作用使它们被偏极化。通过分析行星和恒星结合的光线中的偏振光(大约百万分之一),原则上须要很高的灵敏度的测量移器进行分析,而且极化测定术不会受到地球大气稳定度的限制。用于极化侧定术的天文设备称为偏光计,有能力检测偏振光和排除未偏振的光束。虽然还没有用这种方法找到的行星,但是这些团体,像是ZIMPOL/CHEOPS[49]和PlanetPol[50]目前都还在使用偏光计搜寻系外行星。

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