普通天文學/系外行星

天體物理學家 Yamila Miguel 關於系外行星的講座（2021 年）

系外行星是指圍繞其他恆星執行的行星。

系外行星探測簡史

自艾薩克·牛頓的“廣義推論”（1713 年）以來，關於系外行星存在的推測一直在進行。牛頓暗示，其他恆星也擁有像我們的太陽一樣的行星圍繞它們執行。 首次聲稱探測到系外行星集中在蛇夫座70。1855 年，W. S. Jacob 船長聲稱該雙星系統的軌道存在異常。一個第三天體，即系外行星，被認為是導致異常的原因。 1890 年代，托馬斯·傑斐遜·傑克遜·西基於軌道運動也支援了這些說法。 1899 年，這些說法被福雷斯特·莫爾頓駁斥，他分析了三星系統，證明了根據傑克遜提出的軌道引數，這樣的系統在軌道上是不穩定的。

在 1960 年代，彼得·範·德·坎普聲稱巴納德星有一顆系外行星。他基於對該恆星運動的明顯擺動而得出了這一結論。 坎普花了 40 年時間研究巴納德星。其他望遠鏡所做的觀測從未能夠複製擺動資料。據信，擺動是斯普勞爾天文臺裝置的異常現象。目前仍然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. 楊首次探測到後來被證實的系外行星。根據徑向速度觀測，天鵝座γ星被初步認為存在一顆系外行星。它被賦予了初步狀態，因為觀測是在當時儀器的能力極限內進行的。 這一說法被錯誤地撤回，因為 2002 年，阿提·哈茨和他的同事能夠證實該系外行星的存在。

1992 年，沃爾施贊和弗雷爾證明，在脈衝星 PSR B1257+12 周圍，分別以 0.46 和 0.36 個天文單位的距離執行著兩顆質量分別為地球質量 3.9 倍和 4.3 倍的行星。 後來又發現第三顆行星，質量為地球質量的 0.025 倍，以 0.19 個天文單位的距離執行。這一發現被認為是首次對系外行星的明確探測，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，因為它圍繞脈衝星執行，而不是像我們的太陽這樣的主序星。據信，這些行星是在恆星死亡後太陽系殘骸的一部分。

1995 年 10 月 6 日，米歇爾·馬約爾和迪迪埃·奎洛茲宣佈首次發現了一顆圍繞主序星 51 Pegasi 執行的系外行星。 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。 他們使用了徑向速度方法探測到該行星。這開啟了系外行星研究的現代時代。自他們發現以來，由於解析度更高、效能更強大的望遠鏡和計算機的改進，已探測到許多系外行星。

顯示了截至 2010 年 3 月 6 日的每年系外行星發現數量

截至 2012 年 8 月 19 日，已探測到 777 顆系外行星。 由於技術的進步和人們對系外行星越來越感興趣，發現率一直在穩步提高，2007 年探測到 61 顆行星。利用斯皮策太空望遠鏡，對圍繞主序星的塵埃和氣體的演化進行的研究表明，至少有 20%，可能高達 60% 的主序星有形成岩石行星的可能性。實際百分比可能在這兩個極端之間。

大多數探測到的系外行星都是質量很大的類木行星。這很可能是因為與較小的類地行星相比，探測到它們更容易；這被稱為選擇效應。也探測到了一些被稱為超級地球的行星。它們的質量大約是地球的 5 到 10 倍。一個地球質量是指地球的質量。

探測方法

目前使用六種方法探測系外行星：天體測量法、徑向速度法、脈衝星計時法、凌星法、微引力透鏡法、直接成像法。三種方法探測恆星的動力學擾動，或由於行星的引力作用而導致的恆星擺動。由於行星和恆星圍繞共同的質量中心旋轉，恆星將以與行星軌道週期相同的週期擺動。從我們的角度來看，擺動將是左右的、前後或兩者的組合。

從上到下的影像顯示了恆星如何圍繞與一顆行星的共同質量中心擺動。

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。行星的質量相對於其恆星的質量越大，擺動就越大。行星的軌道離恆星越近，觀測到的恆星擺動程度就越大。任何透過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。

一顆行星引起的多普勒頻移的影像。

我們探測這種擺動的三種方法是徑向速度法、天體測量法和脈衝星計時法。徑向速度法測量的是恆星朝向和遠離地球時出現的藍移和紅移。當恆星朝向地球運動時，光線發生藍移。當恆星遠離地球運動時，光線發生紅移。可以透過研究恆星發射光譜中的紅移和藍移來推斷徑向速度。大多數系外行星都是用徑向速度法發現的。

恆星圍繞質心運動的速度遠小於行星的速度，因為行星到質心的軌道距離大於恆星到質心的軌道距離。目前的攝譜儀可以探測到低至 1 m/s 的速度變化。 恆星的速度差越大，越容易探測。因此，徑向速度法更容易探測到質量更大、離恆星更近的系外行星。

天體測量法是最古老的搜尋方法，但它不是用來發現第一顆系外行星的方法。天體測量法尋找的是恆星位置的角變化。恆星移動得越多，就越容易探測。由於這種方法依賴於圍繞質心的軌道，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。行星離恆星越遠，它們離彼此的共同質心就越遠。恆星離質心越遠，其軌道兩端之間的角度變化就越大。

由NASA提供的白矮星繞另一顆恆星執行的藝術表現圖。

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著一個質心執行。這種方法非常靈敏。可以使用這種方法探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線減少的示意圖，因為行星遮擋了一些光線。

凌星法檢測到恆星亮度發生變化，因為一顆行星經過恆星表面。恆星變暗的程度越大，行星就越大，因此可以使用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，這是一種罕見的排列。 引力透鏡法測量恆星亮度的放大。當來自背景恆星的光線經過行星系統時，由於行星的引力，光線會彎曲到行星方向。

使用引力透鏡，即由於物體引力引起的入射光線的彎曲，來探測繞恆星執行的行星。

引力。光線聚焦到更小的區域，因此亮度增加。這種方法能夠探測到距離遙遠的暗星周圍的低質量行星。

目前用於探測行星的最後一種方法是直接觀測它們。通常，母恆星的光芒會遮擋行星的輻射。然而，在某些情況下，可以觀察到行星反射的光線。這種方法最適合行星比木星質量更大、年齡不到我們太陽系的十分之一、離母恆星距離比木星更遠且繞著比我們太陽亮度更低的恆星執行的情況。如果我們將自己限制在紅外輻射中，我們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，很少有行星被這種方法探測到。

太陽系外類木行星

已經發現許多氣態巨行星繞著遙遠的恆星執行，其中許多比木星更大。這是因為大行星的質量足夠大，可以對它們的恆星的運動產生引力影響，以至於這種擾動是可以探測到的。因此，最大的太陽系外行星是最容易和最早被發現的。

首次發現

第一顆被發現的太陽系外行星是飛馬座γb，它圍繞著飛馬座γA執行，軌道週期約為900天，距離母恆星約1.7-2.5AU。早在1989年就懷疑它存在，並且來自麥克唐納天文臺的觀測結果在2002年大大加強了它的證據。它是一顆木星大小的行星，估計質量超過木星的1.59倍。它繞行的恆星是飛馬座γ雙星系統中的一顆橙色亞巨星，它的伴星飛馬座γB是一顆紅矮星。

熱木星的光譜

透過光線減少法確定太陽系外行星大氣元素組成的示意圖。

天體物理學家最近觀測到了來自熱木星大小的行星的光譜，這些行星位於距離我們許多光年的行星系統中。 由於這些行星距離如此遙遠，因此僅僅觀察行星並收集有關行星直接光線的資料並不像看起來那麼簡單。 這些行星距離太遠，無法使用這種技術，而且它們離母恆星太近（有時甚至比水星離我們的太陽更近）。 相反，天體物理學家在行星軌道不同部分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。然後獲得僅恆星的光譜。當行星直接位於母恆星前面（初虧）或直接位於母恆星後面（復虧）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，可以找到行星的光譜。

從我們的角度看，行星被它繞行的恆星遮擋。

光譜技術：初虧和復虧

與行星本身相比，這些行星的母恆星在光學範圍內的亮度太高。因此，檢測紅外光可以更好地區分行星和恆星。 行星本身反射的光學光很少，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能量中的很大一部分以紅外光線的方式發射出去，因此我們可以透過望遠鏡的光譜儀（斯皮策和哈勃）探測到大部分能量。由於行星在紅外範圍內的輻射量遠大於反射光學光譜部分，因此兩種光譜之間的差異更加明顯，光譜的紅外部分更容易使用。

復虧發生在從地球上看，被觀測的熱木星經過其母恆星後面時。初虧，也稱為凌星，發生在從地球上看，行星經過恆星前面時。這些日食非常罕見，因為行星、恆星和地球必須排列成一行，以便行星完全遮擋。 在從地球上看時，在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什麼波長髮射或吸收光線，你就可以檢查來自行星的光譜並確定該分子是否存在。透過檢視完整的光譜，科學家可以確定哪些原子或分子構成了行星，並注意到該波長髮射了多少，還可以確定該原子或分子的相對丰度。

維基百科共享中根據溫度繪製的黑體輻射曲線圖。

許多嘗試都集中在識別其他行星上的水蒸氣上。 HD 209458b 和 HD 189733b 是首批被觀測到的兩顆行星。 最初，這兩顆行星似乎都缺乏水蒸氣。 人們認為，觀測技術不夠靈敏，無法檢測到水蒸氣。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掩食進行的。 由於行星的大氣成分，這種技術無法穿透行星上的雲層。行星由於靠近恆星而產生的熱量也在結果差異中發揮作用。由於行星離恆星非常近，靠近恆星的一側的水含量將低於遠離恆星的一側。在初級掩食期間，較冷且因此較潮溼的一側將面向地球。在二次掩食期間，較幹較熱的一側將面向地球。透過使用初級掩食， 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。