74-77 图解系外行星发现史（3）_叶楠.pdf

太空图说系外行星发现史（3）文/叶楠图解系外行星发现方法直接成像法21 世纪前十年，视向速度法（亦称径向速度法）还是发现系外行星的主要方式。随着开普勒空间望远镜的升空，凌星法逐渐主宰了21 世纪第二个十年的系外行星发现。如今已经进入了 21 世纪第三个十年，又会出现哪些新的方法帮助我们寻找第二个地球呢？让我们先来回顾一下过去已经被实践验证过的系外行星发现方法。直接成像法是人类唯一的能够直接发现系外行星的方法。由于宇宙空间的广袤，恒星之间距离的遥远，再加上行星本身并不发光，暗弱的行星通常会湮没在母恒星的光芒下。综合这两个原因，我们想直接拍摄到系外行星的身影是一件异常困难的事情。即使世界上口径最大的望远镜也只有在特殊的条件下才能观测到个别系外行星。例如位于智利的甚大望远镜于 2004 年 7月捕捉到系外行星 2M1207b 的影像，这是人类历史上首次拍摄到系外行星的图像。2M1207b 的质量是木星的 5 倍，公转轨道半径是海王星到太阳距离的 2 倍，距离地球约 170 光年。图为 2M1207b 与母恒星的合成照片。74|2023.03 SPACE EXPLORATION太空图说HR 8799 系外行星系统视向速度法视向速度法是通过用光谱测量谱线的红移和蓝移确定系外行星相对母恒星的运动来寻找系外行星的。第一期中我们曾对视向速度法的原理有过介绍。分光光谱从发现开始在天文学上一直有着极其广泛的应用，几乎所有大型天文台都配备有光谱终端设备。例如凯克望远镜配备的HIRES 终端可以探测到等效小于每秒 3 米相对运动速度的光谱变化。不过光谱测量需要很高的信噪比，对于地球大小的系外行星，视向速HR 8799 是一颗年龄只有 3000万年的年轻恒星，距离我们约 133 光年，位于飞马座方向，它的质量是太阳的 1.5 倍，光度是太阳的 4.9 倍。2008 年底，天文学家利用位于夏威夷的凯克望远镜和北双子望远镜直接观测到了 3 颗围绕 HR 8799 公转的系外行星，分别用小写字母 b、c、d 表示。3 颗系外行星的公转轨道半径分别相当于土星、天王星和海王星相对太阳轨道半径的 2 至 2.5 倍。它们的质量大约在 5 至 10 倍木星质量之间，接近行星质量的上限。如果质量超过 13 倍木星质量，在引力的作用下就足以引燃核心的核聚变而成为一颗恒星。这是人类首次通过直接成像法发现多颗系外行星。2010 年，天文学家又发现了这个系统的第 4 颗系外行星 HR 8799e。图为HR 8799系外行星系统，位于中心的恒星被日冕仪遮挡。天体测量法是搜寻系外行星最古老的方法之一，它通过监测系外行星对母恒星的引力作用所产生的位置变化来寻找系外行星。第一期我们介绍过的对蛇夫座 70 的探测就是这一方法的实际应用。遗憾的是蛇夫座 70 那颗看不见的伴星最终通过视向速度法确认并不是一颗行星。直到 2010 年，天文学家才首次通过天体测量法在 HD 176051 中发天体测量法现了一颗质量为 1.5 倍木星质量、轨道周期约 1016 天的系外行星 HD 176051b。至 2023 年 1 月底，利用天体测量法发现的系外行星数量只有 20 颗。虽然天体测量法并不是系外行星发现的主力，但未来通过与空间巡天望远镜的大数据相结合，在寻找长周期大质量系外行星方面依旧有着顽强的生命力。图为 HD 176051b。母恒星系外行星度法的探测范围大约在 160 光年。而对于木星质量的系外行星，探测范围可以扩大到 1000 光年。图为视向速度法示意图。SPACE EXPLORATION 2023.03|75 太空图说微引力透镜法称为微引力透镜。而且由于偏折角度太小，实际观测时我们极难发现源恒星的位置变化，但是当微引力透镜现象发生时，源恒星的光会由于微引力透镜作用“绕过”前景恒星被我们观测到，使得目标恒星的亮度发生小幅上升。图为微引力透镜法的原理示意图。当系外行星公转轨道平面与我们的视线方向平行时，能够观测到由于行星遮挡而造成的恒星亮度下降现象，利用这种方法搜寻系外行星称为凌星测光法。图为凌星法示意图，当行星从母恒星前面凌过时，可以观测到恒星亮度降低。这种方法来自于之前对食双星的研究。不过由于行星本身并不发光，体积和质量与母恒星相比也要小得多，当发生掩星时亮度变化比起计时法凌星测光法食双星要小得多。例如 HD 209458b发生凌星时，母恒星亮度下降只有1.7%。这种方法对于测光精度要求较由于系外行星非常暗弱，因此对它的直接观测十分困难。但是对于具有周期性变化的各类天体，我们的探测器能够精确的测定它们的时间变化，通过对不同天体的周期变化进行测定从而发现系外行星被称为计时法。人类发现的第一颗系外行星 PSR 1257+12b 就是利用脉冲星计时法，由于系外行星的存在引发了这颗母恒星为脉冲星的脉冲周期变化，从而确认系外行星的存在。同样的，围绕食1991 年，天文学家毛淑德和帕钦斯基首次提出利用微引力透镜来搜寻系外行星的方法。当行星与恒星之间距离与爱因斯坦环半径相当时，整个行星系统会产生引力透镜现象，使得遥远源恒星的光发生偏折。由于行星系统的质量远小于黑洞或星系级别，所以这类现象被双星公转的系外行星也会影响食双星之间的相互掩食周期，被称为食双星计时法，例如开普勒 16b 就是这样一颗同时围绕两颗恒星公转的系外行星（如图所示）。而对于具有多颗系外行星的恒星系统，行星之间也会互相影响各自的公转周期，这种方法被称为凌星计时法。对于一些拥有系外行星的脉动变星，行星的引力也会引起脉动周期的变化，被称为脉动周期计时法。时间亮度亮度亮度源恒星微引力透镜效应产生的源恒星的像天文台系外行星母恒星（产 生 微引 力 透 镜效应恒星）高，而体积较大的气态行星能够遮挡恒星更大的面积，所以利用凌星法更容易发现大体积系外行星。76|2023.03 SPACE EXPLORATION太空图说当一颗系外行星公转轨道半径极小时，一方面它接受到母恒星的辐射更多，另一方面由于视向速度的影响，有可能出现在未发生掩食的情况下使得母恒星的亮度增加或下降的现象。利用这种现象进行系外行星探测被称为轨道亮度调制根据现有行星形成理论，天文学家认为系外行星是依靠不断吸积原行星盘中的尘埃物质而逐渐形成的。通过亚毫米波观测可以探测到行星盘中的精细结构，例如位于智利北部沙漠中的阿塔卡玛大型毫米波/亚毫米波阵列（简称 ALMA）正在开展类似课题的观测。2019 年，ALMA 发轨道亮度调制法行星盘运动法截至 2023 年 1 月 20 日，人类利用不同方法共确认发现的系外行星数量达到5241颗，其中凌星法发现近4000颗，占总发现数量的 75%；视向速度法发现超过 1000 颗，占总数的近 20%；微引力透镜法发现比例 2.9%，排名第三；直接成像法发现比例 1.2%，排名第四；其他方法合计发现占总数的 1.2%。凌星法之所以在新世纪第二个十年中异军突起，成为了发现系外行星数量最多的方法，主要得益于开普勒空间望远镜。下期我们将介绍开普勒空间望远镜在系外行星发现历程中所做出的的卓越贡献。责任编辑：薛滔法。这种方法需要极高精度的亮度测量才有可能发现，所以只有当开普勒空间望远镜升空以后，人类才第一次利用这种方法发现系外行星。图为用轨道亮度调制法发现的系外行星开普勒 76b 围绕其母星运行的情景。现在恒星 HD 97048 附近 130 天文单位处的尘埃盘有一片空隙。天文学家认为尘埃的缺失以及气体的流动方式都预示着这里有一颗系外行星的存在。后经确认 HD 97048b 是一颗巨大的气态行星，质量是木星的 2.5 倍，半径是木星的 1.18 倍，轨道周期 957 年。SPACE EXPLORATION 2023.03|77