普通天文學/太陽系外行星

天體物理學家Yamila Miguel關於系外行星的講座（2021）

系外行星是指繞其他恆星執行的行星。

探測系外行星的簡史

關於系外行星存在的推測從艾薩克·牛頓的《廣義推論》（1713年）開始就一直持續著。牛頓暗示，其他恆星也有行星繞其執行，就像我們的太陽一樣。 首次聲稱探測到系外行星集中在70 Ophiuchi。1855年，W. S. Jacob上尉聲稱該雙星系統的軌道表現出異常。一個第三天體，一顆系外行星，被認為是罪魁禍首。 1890年代，托馬斯·傑斐遜·傑克遜·西基於軌道運動也支援這些說法。 1899年，弗雷斯特·莫爾頓駁斥了這些說法，他分析了三體系統，並證明了這種系統在傑克遜提出的軌道引數下將是不穩定的。

1960年代，彼得·範德坎普聲稱巴納德星擁有一顆系外行星。他的說法基於對恆星運動的明顯擺動。 範德坎普花了40年時間研究巴納德星。其他望遠鏡進行的觀測從未能夠複製擺動的日期。據信，擺動是斯普勞爾天文臺裝置異常造成的。目前還沒有確鑿的證據證明或反駁巴納德星周圍存在行星。

1988年，布魯斯·坎貝爾、G.A.H.沃克和S.楊首次探測到一顆後來被證實的系外行星。基於 徑向速度觀測，天鵝座γ星被初步提出擁有一顆系外行星。它被賦予了暫定狀態，因為觀測是在當時儀器的能力極限內進行的。 該說法被錯誤地撤回了，因為2002年，阿蒂·哈特斯和他的合作者能夠確認該系外行星的存在。

1992年，沃爾茲錢和弗雷爾證明，在脈衝星PSR B1257+12周圍，分別以0.46和0.36 AU的距離，存在著兩顆質量分別為地球質量3.9倍和4.3倍的行星。 後來，又發現了一顆質量為地球質量0.025倍的行星，它以0.19 AU的距離繞其執行。該發現被認為是首次明確探測到系外行星，因為坎貝爾、沃克和楊的發現直到2003年才得到證實。這是一個相當奇怪的發現，因為它圍繞的是脈衝星，而不是像我們的太陽一樣的主序星。據信，這些行星是恆星死亡後太陽系殘留的物質。

第一顆被發現繞主序星執行的系外行星，51 Pegasi，於1995年10月6日由米歇爾·麥耶和迪迪埃·奎洛茲宣佈。 當確定該行星的距離和質量時，發現它們與當時行星形成理論不符。 他們使用 徑向速度方法探測該行星。這開啟了現代系外行星研究的時代。在他們的發現之後，由於解析度更高的改進型望遠鏡和功能更強大的計算機，無數系外行星被探測到。

顯示截至2010年3月6日，按年份統計的太陽系外行星發現數量

截至2012年8月19日，已探測到777顆系外行星。 由於技術改進和人們對系外行星的興趣日益濃厚，發現速度穩步上升，2007年探測到61顆行星。使用斯皮策太空望遠鏡，對主序星周圍氣體和塵埃演化的研究表明，至少有20%，可能高達60%的主序星是形成類地行星的候選者。實際百分比可能介於這兩個極端之間。

大多數被探測到的系外行星都是巨大的類木行星。這很可能是由於與較小的類地行星相比，探測它們更容易；這就是所謂的選擇效應。一些被稱為超級地球的行星也被探測到。它們的質量約為地球質量的5到10倍。地球質量是指地球的質量。

探測方法

目前有六種探測系外行星的方法：天體測量、 徑向速度、脈衝星計時、凌星法、微引力透鏡、直接成像。三種方法探測的是恆星的動力學擾動，或者說是恆星由於行星的引力作用而產生的擺動。由於行星和恆星繞著一個共同的質心旋轉，因此恆星看起來會像行星的軌道週期一樣擺動。從我們的角度來看，擺動將是左右的，向後的和向前的，或者這兩者的組合。

一張自上而下的影像，顯示了恆星如何繞著它與行星的共同質心擺動。

恆星擺動的程度取決於恆星和行星的質量，以及它們之間的距離。行星的質量相對於恆星的質量越大，擺動越大。行星的軌道越靠近恆星，觀察到的恆星擺動程度越大。任何以這種方式探測系外行星的方法都可以提供有關行星質量的資訊，但需要多種方法的組合才能找到行星的真實質量。

一張觀察到的 多普勒頻移影像，該頻移是由一顆行星引起的。

我們探測這種擺動的三種方式是透過 徑向速度、天體測量和脈衝星計時。 徑向速度測量探測的是恆星向地球移動時的藍移和遠離地球時的紅移。當恆星向地球移動時，光線會發生藍移。當恆星遠離地球時，光線會發生紅移。可以透過研究恆星發射光譜的紅移和藍移來推斷 徑向速度。大多數系外行星都是透過 徑向速度方法發現的。

由於行星繞質心執行的距離大於恆星，因此恆星繞質心執行的速度遠小於行星的速度。當前的光譜儀可以檢測到低至 1 米/秒的速度變化。 恆星速度差異越大，越容易檢測到。因此，徑向速度方法可以更容易地探測到質量更大且更靠近恆星的系外行星。

天體測量法是最古老的搜尋方法，儘管它不是用來發現第一顆系外行星的方法。天體測量法尋找恆星位置的角變化。恆星移動得越多，越容易檢測到。由於該方法依賴於繞質心執行，因此它取決於行星和恆星的質量比。

然而，與徑向速度不同，位置的角變化隨著恆星和系外行星之間距離的增加而增加。行星距離恆星越遠，它們距離相互質心也越遠。恆星距離質心越遠，其軌道兩端之間的角度變化越大。

由NASA提供的白矮星繞另一顆恆星執行的藝術渲染圖。

在脈衝星計時法中，脈衝星在旋轉時以極其規律的時間間隔發射無線電波。無線電波之間時間的任何異常都表明脈衝星正在繞質心執行。這種方法非常靈敏。可以使用這種方法檢測到質量為地球十分之一的行星。

行星凌星和相應的恆星光度降低的示意圖，因為行星遮擋了一些光線。

凌星法檢測到當一顆行星從恆星表面經過時恆星亮度的變化。恆星變暗的程度越大，行星就越大，因此可以透過這種方法確定行星的體積。這種方法要求行星的軌道直接經過恆星和地球之間，這是一個罕見的排列。 引力透鏡法測量恆星亮度的放大。當背景恆星的光線經過行星系統時，光線會由於行星的引力而彎曲到行星方向。光線聚焦到更小的區域，從而增加了亮度。這種方法能夠探測到距離遙遠且圍繞暗淡恆星執行的低質量行星。

使用引力透鏡，探測到由於天體引力引起的入射光線彎曲，以探測到圍繞恆星執行的行星。

引力。光線聚焦到更小的區域，從而增加了亮度。這種方法能夠探測到距離遙遠且圍繞暗淡恆星執行的低質量行星。

目前用於探測行星的最後一種方法是直接觀察它們。通常，母恆星的光芒會遮蔽行星的發射。但是，在某些情況下，可以觀察到行星的反射光。這種方法最適合行星質量大於木星，年齡不到我們太陽系十分之一，距離母恆星比木星更遠，並且圍繞比我們的太陽光度更低的恆星執行的情況。如果我們僅限於紅外輻射，也可以探測到行星的光線，紅外輻射是行星的主要發射波長。這非常困難，只有少數行星以這種方式被探測到。

太陽系外類木行星

人們已經發現了許多氣態巨行星圍繞著遙遠的恆星執行，其中許多比木星還要大。這是因為大型行星的質量足夠大，可以引力影響其恆星的運動，從而產生可探測的擾動。因此，最大的太陽系外行星是最容易發現的，也是最早發現的。

首次發現

發現的第一顆太陽系外行星是天苑四b，一顆圍繞天苑四a執行的行星，軌道週期約為 900 天，距離其母恆星約 1.7 - 2.5天文單位。早在 1989 年就懷疑它的存在，並且從麥克斯韋爾望遠鏡的觀測結果中，在 2002 年得到了有力證據。它是一顆類木行星，估計質量是木星的 1.59 倍以上。它繞行的恆星是一顆橙色的亞巨星，是天苑四雙星系統的一部分，其伴星天苑四b是一顆紅矮星。

熱木星的光譜

一種透過光度降低法確定系外行星大氣元素組成的示意圖。

天體物理學家最近觀察了來自熱木星大小的行星的光譜，這些行星位於距離地球數光年的行星系統中。 由於這些行星距離如此遙遠，因此不能簡單地觀察行星並收集有關行星直接光線的資料。 這些行星距離太遠，無法使用此類技術，而且它們距離母恆星太近（有時比水星距離太陽更近）。 相反，天體物理學家在行星軌道不同階段收集來自恆星和行星的資料，並分離出僅來自行星的光線。

首先收集來自行星和恆星的光譜。當從地球上看，行星和恆星處於最大分離時，就會這樣做。然後，僅獲得恆星的光譜。當行星直接位於母恆星前面（初級掩星）或直接位於母恆星後面（次級掩星）時，就會這樣做。透過從恆星加行星的光線中減去恆星的光線，就可以找到行星的光譜。

從我們的角度來看，行星被它繞行的恆星掩蓋。

光譜技術：初級掩星和次級掩星

與行星本身相比，這些行星的母恆星在可見光範圍內的亮度太高。因此，探測紅外光可以更好地區分行星和恆星。 行星本身反射的可見光很少，因為雲層阻止了大部分光線逃逸。然而，雲層會將從恆星吸收的大部分能量以紅外光的形式發射出來，因此大多數紅外光可以被我們的望遠鏡（斯皮策和哈勃）的光譜儀探測到。由於行星在紅外範圍內的輻射量遠大於反射的可見光譜部分，因此兩種光譜的差異更加明顯，紅外光譜更容易使用。

當觀察到的熱木星從地球上看經過其母恆星後面時，就會發生次級掩星。初級掩星，也稱為凌星，發生在從地球上看行星經過恆星前面時。這些掩星非常罕見，因為行星、恆星和地球必須對齊，才能使行星完全掩星。 從地球上看，333 顆已確認的行星中只有 54 顆是凌星行星。

光譜結果

光譜用於識別行星大氣中的分子，並確定相對丰度。如果你知道原子或分子在哪些波長下會發射或吸收光，你就可以檢查來自行星的光譜，並確定該分子是否存在。透過觀察完整的光譜，科學家可以確定哪些原子或分子構成了行星，並注意到發射了多少波長，也可以確定該原子或分子的相對丰度。

維基共享資源圖片，顯示了恆星黑體輻射曲線隨溫度的變化。

許多嘗試都集中在識別其他星球上的水蒸氣。 HD 209458b 和 HD 189733b 是觀察到的前兩顆行星。 最初，它們似乎都缺乏水蒸氣。 據信，觀測技術不夠靈敏，無法探測到水蒸氣。透過使用新技術，這些行星含有水蒸氣的證據正在增加。 第一次測試是使用恆星的二次食來進行的。 由於行星的大氣成分，這種技術無法穿透行星上的雲層。恆星的熱量也導致了結果的差異。由於行星離恆星非常近，靠近恆星的一側的水分會比遠離恆星的一側少。在初次食期間，較冷且因此較溼的一側將面向地球。在二次食期間，較乾燥較熱的一側將面向地球。透過使用初次食， 法國的一個科學家團隊在光變曲線上發現了 3.6 微米、5.8 微米和 8 微米處的峰值，這種模式他們認為只有水蒸氣才能產生。

示例光譜

來自 斯皮策太空望遠鏡 的光譜資料。

來自 斯皮策太空望遠鏡 的光譜資料。

來自 斯皮策太空望遠鏡 的光譜資料。