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07 系外行星 Exoplanets（第1页）

07系外行星Exoplas

毫无疑问，有行星的恒星十分常见，这已经不再是一种猜测。到2010年，已有超过400颗恒星被证实至少有一颗行星在绕着它们运动。这些高难度的探测结果表明，大多数类日恒星一定会有行星相伴。为了避免混淆，专业人士通常称它们为“太阳系外行星”或“系外行星”。系外行星不包括质量超过13个木星质量（氘发生核聚变的阈值）的系外暗天体。这些系外暗天体被认为是类恒星而不是类行星，并被称为“褐矮星”。

检测方法

20世纪70年代末以来积累的证据表明，大多数年轻的类日恒星周围都有一圈尘埃。类日恒星周围有尘埃的最初线索是尘埃对恒星候选体红外光谱的影响，之后的线索来自20世纪80年代开始获得的尘埃盘图像。不管这些盘状物是行星形成前的太阳星云，还是恒星柯伊伯带的残余尘埃，盘状物的存在本身就表明尘埃盘中应该有大量行星。1995年，第一个系外行星被确认，这之后，发现系外行星的速度越来越快。

径向速度

发现第一颗系外行星的方法，同时也是之后发现大多数系外行星的方法，是探测恒星径向速度的微小变化。2010年至少有超过300颗系外行星是通过这种方法被发现的。径向速度是一颗恒星向着或远离地球运动的速度，不受视线范围内任何运动的影响。通过测量恒星光谱特定波长的特征吸收线，可以确定其径向速度的变化，精度高达1米秒。当恒星向我们移动时，特征吸收线会向短波端移动，称为“蓝移”；当恒星远离我们时，特征吸收线会向长波端移动，称为“红移”，这种现象被称为多普勒效应。长期以来，径向速度变化一直被用来测量双星的轨道速度，从而推断双星的质量。但如果要测量质量小得多的系外行星对质量大得多的恒星的微小影响，就需要非常灵敏的现代仪器。在考虑由系外行星所引起的恒星径向速度的微小变化越来越明显之前，必须先考虑到地球自身轨道运动所引起的径向速度变化。

恒星和系外行星之间的引力取决于它们的质量之和。幸运的是，对于类太阳恒星来说，恒星的光谱类型和其质量之间有着众所周知的关系。知道了这一点，我们就可以利用恒星径向速度变化的周期和幅度来确定引起恒星前后运动的系外行星的质量。一般来说，能独立测量系外行星轨道平面方向的方法是不存在的。因此，我们假设系外行星的轨道平面与我们的视线方向平行，以此来估计系外行星的质量。但是，除非系外行星的轨道平面恰好与我们的视线方向平行，不然恒星真实的径向速度变化一定会大于我们所探测到的速度变化。不过，基于假设，对随机定向轨道平面的统计表明，大多数系外行星的质量不会超过我们估计结果的两倍。

径向速度法适用于离恒星较近的大行星，因为行星的大质量和近距离都会导致恒星径向速度的变化达到最大。因此并不奇怪，第一批被探测到的系外行星往往比木星更大，并且其轨道距离恒星只有一个天文单位，我们称之为“热木星”。

“热木星”的发现曾引起相当大的轰动，因为这些“热木星”位于恒星的冰霜线之内，并且不可能形成于它们现今所处的位置。人们已经接受了“热木星”会进一步演化，然后向内迁移的观点。这重新引发了关于我们太阳系早期行星迁移范围的争论。如果木星继续向内迁移，它将依次摧毁或驱散每一颗类地行星。有一段时间，对“热木星”的研究开启了这样一个前景：“热木星”摧毁或驱散每一颗类地行星的行为是正常的，而像我们太阳系这样存在类地行星的系统则是非常罕见的。然而，改进的系外行星探测技术以及新出现的系外行星探测技术已经开始发现岩质行星，这表明早期“热木星”的发现，仅仅是由于“热木星”更容易被发现而已。

凌日

第二种常用的搜寻系外行星的方法是寻找“凌日”，这种方法的使用频率可能很快就会超过径向速度法。一颗系外行星挡在它的恒星之前，使恒星光线的一小部分被阻断，这种现象就叫“凌日”。大多数凌日现象可利用自动望远镜对可能存在行星的恒星进行反复扫描发现。这些自动望远镜最初是地面上的望远镜，但现在也有太空专用望远镜。

只有当系外行星的轨道平面几乎完全平行于我们的视线方向时，凌日才可能发生。从统计学上讲，这大约只适用于0。5%的系外行星系统。在凌日过程中，星光一般只是轻微变暗。但是对最大的系外行星来说，星光变暗的幅度也最大。此外，对运动轨道靠近恒星的系外行星来说，凌日发生的频率也更高。因此，运动轨道靠近恒星的最大系外行星更有可能被探测到。于是，“热木星”被发现的概率再一次多于任何其他类型的行星。恒星与行星的相对大小可以通过恒星光线变暗幅度的精确值来推断，而凌日持续的时间可以为我们提供轨道速度和轨道半径的线索。因为凌日现象表明系外行星的轨道平面在我们的视线方向上，所以对后续的径向速度测量就可以帮我们更好地描述该系统。在这种情况下，我们用径向速度法得到的行星质量是真实值，而不是最小估计值。

影像法及其他方法

系外行星的成像极具挑战性，因为它们比恒星暗淡得多。只有少数恒星的系外行星有个体成像。如你所料，这些成像的系外行星都是木星大小或者比木星大，大部分在距离其恒星数十甚至数百个天文单位的轨道上运行。2008年，夏威夷的红外望远镜获得的一幅自适应光学图像显示，有三颗系外行星围绕着编号为hr8799的年轻类太阳恒星运行，它们的轨道与该类太阳恒星的距离分别为24AU、38AU和68AU。在这三颗系外行星之外，距该类太阳恒星大约75AU处，有一个尘埃盘。

另一种探测系外行星的方法称为“天体测量学”。这种方法在未来有很大的潜力，它依赖于对恒星位置的精确测定。任何看不见的“轨道伴星”都会引起恒星的摆动。天体测量学试图检测这种恒星位置的变化，而不是视线方向上恒星径向速度的变化。由大轨道上的一颗大质量行星引起的这种恒星位置的变化是最大的，所以这种方法可以与对小轨道更敏感的方法互补。2002年，哈勃太空望远镜记录了编号为Gliese876的恒星的横向摆动，首次证实了天体测量学法的成功。这使我们对一颗质量为2。6个木星质量，轨道距其恒星0。2AU，已经被径向速度法探测到的系外行星有了更进一步的了解。2009年，一颗编号为VB10的红矮星被发现其位置偏离源自一颗质量为6个木星质量的系外行星，这是用天体测量学法首次发现的不为人知的系外行星。

另一种截然不同的方法是利用前景星和背景星之间永远不会重复的随机精确对齐。前景星就像一个“微引力透镜”，放大了来自背景星的光。被探测到的背景星的亮度在几周的时间内上升然后下降。如果前景星碰巧有一颗系外行星，便会导致一个持续数小时或数天的短暂的亮度高峰，叠加在一个缓慢上升再下降的亮度变化区间上。直到2010年，这种微引力透镜方法已经发现了10颗系外行星。

系外行星的命名

系外行星没有名字。我们通过在其恒星的名称或星表名称后面添加小写字母来识别系外行星。在一类恒星系统中，第一个被发现的系外行星是b，第二个是c，以此类推（不使用a）。因此，Gliese876的第一颗系外行星是Gliese876b，随后在同一系统中发现的两颗系外行星是Gliese876c和Gliese876d。这个惯例会导致混乱，因为这些字母与多系外行星系统中的行星的位置没有关系。然而，这种方式是有效的。也许我们不强制使用这种命名方式是明智的，当地人可能已经为他们的家园起了很好的名字。

多系外行星系统

已知有近50颗恒星有多颗系外行星绕着其运行，使用组合检测技术有时可以提供这一信息，但其实这项工作仅用径向速度法就可以完成：这不过是一个逐步揭示更微妙的周期性变化的过程。表8列出了一些较大的多系外行星系统，其中，Gliese581系统尤其值得注意。Gliese581是一颗距地球20。5光年的红矮星。Gliese581系统包含着已知的质量最小的系外行星Gliese581e。这颗系外行星的质量可能只有1。9个地球质量，可以确定一定不超过4个地球质量。Gliese581系统同时也包含着一颗可能被海洋覆盖的类地行星Gliese581d，它的质量超过7个地球质量。Gliese581e因温度太高而无法产生生命，甚至无法保留大气层。但Gliese581d似乎位于其恒星的宜居带。