寻找另一个地球

身边的“兄弟”

远方的“地球”

绝大多数系外行星都是使用凌星法发现的。像地球围绕太阳公转一样，系外行星也在围绕其宿主星进行公转运动。所谓凌星法，是指系外行星在围绕其宿主星转动时，有时会在地球和其宿主星之间经过，这时观测宿主星就会发现，宿主星所发出的光会因行星的遮挡而出现小幅变暗的现象，在行星经过后，会观测到宿主星又恢复到原有亮度。而且，行星围绕宿主星的公转运动是周期性的，因此每隔一段时间，这颗宿主星的观测亮度会短暂变暗，后又恢复。如果我们在持续观测一颗恒星时发现恒星的亮度有周期性短暂变暗的现象，那么在那颗恒星附近就可能存在着一颗行星。

致力于搜寻系外行星的重要望远镜之一——开普勒望远镜——采用的便是凌星法。

图4  艺术家对开普勒452b行星表面可能风景的想象图。（Danielle Futselaar）

尽管开普勒望远镜已光荣退休，但地球人的寻“球”任务仍在继续。

图5  寻找系外行星另一利器——凌星系外行星巡天卫星。

除了凌星法，视向速度法也是用来搜寻系外行星的一个重要方法。

在太阳系中，地球之所以围绕太阳转动是因为受到太阳的引力作用，但同时，太阳也会受到地球等行星的引力作用而小幅度晃动。这样的现象同样发生在其他行星系统中，系外行星作用到其宿主星上的引力也会使宿主星前后晃动。受行星的引力拖拽作用，在我们的视线方向上，宿主星有时会向着靠近地球的方向移动，有时又会向着远离地球的方向移动，这样就造成了宿主星视向速度的变化。

图6  视向速度法示意图。

虽然这种晃动幅度极其小，很难看出来，但是天文学家却可以利用恒星的光谱来检测。光谱，即我们接收到的恒星发出的光形成的频率谱。当恒星靠近地球时，我们接收到恒星发出的光的频率会变高，光谱会向着频率更高的蓝端移动；当恒星远离地球时，接收到的光的频率会变低，光谱会向着频率更低的红端移动。这种现象就是多普勒效应。在我们观测恒星时，如果发现某颗恒星的光谱有这种周期性向蓝端和红端移动的变化，那么在它周围可能就存在着行星。

欧洲空间局发射的盖亚天文卫星就是利用视向速度法来探测系外行星的。它的主要任务是对银河系内数十亿颗恒星进行精确地观测，测量它们的位置、距离和运动情况等，由此也可以发现围绕着这些恒星绕转的系外行星。

还有一种更加间接探测系外行星的重要方法——微引力透镜法。

而将这种现象应用于系外行星的探测时，恒星和其周围可能存在的行星构成的系统就充当了大质量天体的角色，它们就像透镜体，能够放大背景遥远恒星所发出的光。如果在这个“透镜体”中存在围着恒星绕转的行星，那么我们在探测背景恒星的光变曲线时就会发现异常，这个异常信号便是行星所造成的，由此便可以推测作为透镜体的系统中可能存在行星。

以上几种方法都是间接探测系外行星的方法，是通过它可能会引起的一些现象间接推测它的存在，后续还需要精确认证。俗话说眼见为实，如果我们能够直接看见系外行星，并把它拍摄成照片，那么谁也不能否认我们发现了系外行星，这就是直接成像法。

不过，系外行星距离我们太遥远了，要想直接看到一颗自身不发光的行星实在是太难了。这至少需要满足两个条件：第一，这颗行星必须特别大，因为行星靠反射宿主星的光而发光，行星越大，反射的光就越多，看起来就会越亮，我们就越容易看到它；第二，这颗行星需要离宿主星特别远，因为离宿主星很近的话，它就会被恒星的光辉淹没掉，我们就无法看到它。由于条件苛刻，目前已发现的4000多颗系外行星中只有几十颗是直接成像观测到的。