基本介紹
- 中文名：系外行星偵測法
- 屬於：偵測太陽系外的行星的一種方法
- 偵測方法：天體測量
- 一項優勢：對大軌道的行星最為敏感
確定的偵測方法,天體測量,視向速度法,脈衝星計時法,凌日法,重力微透鏡,拱星盤,直接影像,其他可能的方法,食聯星最小時間,軌道相位反射光的變化,極化測定術,套用實例,
確定的偵測方法
天體測量
天體測量法是搜尋系外行星最早期的方法。這個方法是精確地測量恆星在天空的位置及觀察那個位置如何隨著時間變動。如果恆星有一顆行星，則行星的重力將令恆星在一條微小的圓形軌道上移動。這樣一來，恆星和行星圍繞著它們共同的質心旋轉（二體問題）。由於恆星的質量比行星大得多，它的運行軌道比行星小得多。
在1950年代至1960年代，曾有超過十個聲稱用天體測量法找到的系外行星，現時一般都認為是錯誤發現，因為即使最佳的地面望遠鏡也難以準確分辨恆星極微小的移動。到了2002年，哈伯太空望遠鏡才首次成功以天體測量法發現Gliese 876的行星。未來的太空天文台，例如美國國家航空航天局的太空干涉任務（Space Interferometry Mission），可能會運用天體測量法發現更多系外行星；但目前為止這方法仍未普遍成功。
天體測量法的一項優勢是對大軌道的行星最為敏感，因此能和其它對小軌道行星敏感的方法互補不足。然而這方法需要數年以至數十年的觀測方能確認結果。
視向速度法
和天體測量法相似，視向速度法同樣利用了恆星在行星重力作用下在一條微小圓形軌道上移動這個事實，但是目標是測量恆星向著地球或離開地球的運動速度。根據都卜勒效應，恆星的視向速度可以從恆星光譜線的移動推導出來。
因為恆星圍繞質心的軌道很微小，其運動速度相對於行星也是非常低的，然而現代的光譜儀可以偵測到少於1米每秒的速率變動。例子有歐洲南天天文台（European Southern Observatory）在智利拉息拉天文台（La Silla Observatory）的3.6米望遠鏡的高精度視向速度行星搜尋器（HARPS，High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher），以及凱克天文台的高解析度階梯光柵光譜儀（HIRES）。
視向速度法是目前為止發現最多系外行星的方法，亦稱作“都卜勒方法”或“擺動方法”。這方法不受距離影響，但需要高信噪比以達到高準確度，因此只適用於160光年以內相對離地球較近的恆星。此方法適合用來找尋質量大而軌道小的行星，大軌道的行星則需要多年觀測。軌道和地球視向垂直的行星只會造成恆星很小的視向擺動，亦更難發現。視向速度法的一個主要缺點是只能估計行星的最小質量，一般而言真正質量會在這個最小量的20%以內；但假若軌道接近垂直，最真實質量會更大。
太陽系的質量中心運動相對於太陽的位置。
太陽系的質量中心運動相對於太陽的位置。視向速度法可以用作確認凌日法的結果，一同運用亦有助估計行星的真實質量。
脈衝星計時法
這種方法最初並不是設計來檢測行星的，但是因為靈敏度很高可以檢測到比其他方法能檢測到更小的行星，下限大約是地球質量的10倍。它也可以多行星系統之內行星相互間擾動的力，從而進一步的透漏這些行星和其軌道參數的資料。脈衝星計時法的主要缺點是脈衝星比較少見，因此不可能大量使用這種方法發現行星。同時，如同我們所知的，因為有非常激烈的高能輻射，生命也不可能存在於繞行脈衝星的行星上。
藝術家印象下的脈衝星行星系統。
藝術家印象下的脈衝星行星系統。凌日法
當前述的方法提供了與行星質量有關的資訊，這種光度計的方法可以確定行星的半徑。如果一顆行星從母恆星盤面的前方橫越時，將可以觀察到恆星的視覺亮度會略為下降一些，而這顆恆星變暗的數量取決於行星相對於恆星的大小。例如，在HD 209458，恆星的亮度暗了1.7%。
這種方法有兩個主要的缺點。首先，行星凌的現象只有在行星的軌道與觀測的天文學家的觀測點對齊時才能觀測到。行星的軌道平面在視線方向上橫越過恆星前方的機率與恆星的大小與行星軌道直徑的比率有關，大約有10%小軌道的行星有這樣的機會，比例並隨著軌道增大而降低。對在1天文單位的距離上，繞著太陽大小恆星的行星，能夠對齊而發生凌的機會是0.47%。但是，若能同時掃描包涵成千上萬，甚至數十萬顆恆星的大面積範圍，能夠發生凌而發現系外行星的數量原則上會超過徑向速度法，雖然它不能回答任何特定的恆星是否有行星的問題。
其次，這種檢測方法的虛假率很高。凌日法所檢測出來的訊息通常需要通過徑向速度法的復檢。
凌日法的優點是可以從光變曲線測定行星的大小。在與徑向速度(可以測量行星的質量)結合後，就可以測出行星的密度，然後就可以對行星的物理結構有更多的了解。到目前為止，所有已知的系外行星已經有9顆經由這兩種方法得知最佳的特性。
凌日法還可以研究系外行星的大氣層。當行星從恆星的前方橫越時，恆星的光將通過行星上層的大氣層。仔細的研究高解析的恆星光譜，可以檢測出行星大氣層存在的元素。也可以測量星光經過行星的大氣層或被反射造成的偏極化，檢測出行星大氣層(和行星的物質)的成分。
此外，二次食(行星被恆星遮蔽)也可以測量行星的輻射。如果能將在二次食過程中的恆星光度的強度從之前或之後的光度中扣除，剩餘的部分就是由行星單獨造成的。這樣就可以測量行星的溫度，甚至可以測量行星的組成。在2005年3月，有兩組科學家在史匹哲太空望遠鏡運用這種技術。這兩組分別由哈佛-史密松天文物理中心的大衛·夏邦諾和戈達德太空飛行中心的L. D. Deming領導，分別研究TrES-1和HD 209458b。他們測出TrES-1的溫度是1,060 K(790°C)，而HD 209458b的溫度是1,130 K (860°C)。此外，熱海王星格利澤436b也會進入二次食。但是有些發生凌的系外行星，從地球上觀測不到二次食的現象；HD 17156 b有超過90%是後者中的一顆。
在2009年3月，美國國家航空航天局的克卜勒發射升空，持續掃描有大量恆星的天鵝座區域，預期將能檢測出地球大小的行星，並能精確的測量其特徵。NASA的克卜勒任務使用凌日法掃描在天鵝座的十萬顆以上的恆星來尋找行星，克卜勒的靈敏度足以檢測出比地球更小的系外行星。同時掃描十萬顆的恆星，它不僅能檢測出地球大小的行星，它也能夠收集類似太陽的恆星周圍行星的數位統計資料。
克卜勒已經能夠檢驗出一顆已知的太陽系外行星，凌日的氣體巨星HAT-P-7b。克卜勒雖然不能將光線解析成圖像，但被期望甚至能夠檢測出軌到貼近但非凌日的氣體巨星。相反的，高熱恆星的亮度似乎周期性的隨著時間逐漸轉變，因為像月球，行星也會經由相位變化，周而復始的從滿月至新月。這種變化雖然小，但這樣的變化有如一顆行星的簽名。除了反射來自恆星的光，有些來自行星的光會像熱輻射來自行星本身。因此，相位曲線的形狀與行星大氣層的成分有所關聯，建立在行星的反射上，並且也顯示了從白天到黑夜的熱交換跡象。這種行星相位變化法可能是實際上能讓克卜勒衛星發現最大量的行星，因為它不需要行星從母恆星的盤面前方經過。凌日時間變分法
重力微透鏡
當一顆恆星的引力場像透鏡一樣，將遙遠背景恆星的光線放大，就產生重力微透鏡的行為。只有當兩顆恆星幾乎完全對齊時，才會產生這種效果。只有當兩顆星星彼此的移動和地球正好處於相對的位置上，因此透鏡事件是短暫的，只能持續幾天或幾星期。在過去的十年當中，已經觀察到數千次的此類事件。
重力微透鏡
重力微透鏡如果作為前景的恆星擁有行星，那么也可以探測到行星引力場貢獻的透鏡效應。由於這需要非常精準的對齊，才能檢測到行星的微重力透鏡效應，因此需要監測非常大量的恆星才有合理的機率觀察到這種現象。這種方法最有可能獲得成效的就是觀察地球與銀河中心之間的恆星，因為銀河中心可以提供大量的背景恆星。
在1991年，普林斯頓大學的天文學家Shude Mao和玻丹·帕琴斯基第一次提出利用重力微透鏡尋找系外行星的方法，直到2002年才由波蘭的天學家(Andrzej Udalski, Marcin Kubiak和來自華沙的Micha? Szymański和玻丹·帕琴斯基)，在光學重力透鏡實驗(OGLE，Optical Gravitational Lensing Experiment)的專案中發展出可行的方法後，才獲得成功。僅僅在一個月中，他們就發現了好幾顆可能的行星，然而受到極限能力的限制並不能確認。自此之後，使用重力微透鏡確認的行星迄2006年已經有4顆。這是唯一有能力在普通的主序星周圍檢測出質量類似地球大小行星的方法。
這種方法有一個顯著的缺點，因為恆星對齊的情況永遠不會再次發生，因此這種方法不能重複。同時，被檢測到的行星通常距離有數千秒差距之遙，因此也難以用其他的方法進行後續的觀察。但是，如果有足夠多的背景恆星，可以觀察到足夠的精確度，這種方法終將能夠顯示類似地球的行星在銀河系中是如何的普通。
探索透鏡異常網(PLANET，Probing Lensing Anomalies NETwork)/RoboNet計畫更是雄心勃勃，它透過網路聯結了世界各地的望遠鏡，跨越時區，幾乎可以24小時不間斷的觀測，提供經由重力微透鏡發現質量與地球接近的低質量行星機會。這種策略成功的檢出第一顆低質量行星是有著巨大軌道的OGLE-2005-BLG-390Lb。
拱星盤
有許多恆星都有盤狀的塵埃(岩屑盤)環繞著。因為這些塵粒會吸收恆星原來的星光，並且再以紅外線輻射出來，因此能夠被檢測到。即使這些塵粒的總質量小於地球的質量，但有足夠大的表面積使它們輻射出的紅外線的波長上能超越母恆星。
使用哈柏太空望遠鏡的NICMOS(近紅外線照相機和多目標分光儀)有能力觀察到這些塵埃盤。而它的姊妹裝置史匹哲太空望遠鏡，因為可以觀察更深遠的紅外線波長，因而可以得到簸哈柏更好的影像。已經有15%的類太陽恆星被發現有塵埃盤。
這些塵埃相信是來自彗星和小行星相互間的碰撞，而來自恆星的輻射壓力在相對而言很短的時間內將這些塵埃粒子推入星際空間。因此，能偵測到這些塵埃粒子顯示新的碰撞不斷的補充這些塵粒，並且間接的提供強有力的證據，證明有許多小天體，像是彗星和小行星的集團環繞著母恆星。例如，環繞著鯨魚座τ的塵埃盤顯示這顆恆星有類似於我們太陽系的古柏帶的天體族群，並且至少有10倍的厚度。
更多的推論，塵埃盤的形狀有時被認為有完整尺寸的行星存在其中。有些碟片的中央有空腔，這意味著它們是真正的環狀，中央的空腔可能是一顆行星清除軌道上的塵粒造成的，其他的塵埃盤包含一些可能是行星引力影響造成的叢集。 這兩種特色都出現在環繞著波江座ε的塵埃盤，暗示有一顆軌道半經約40AU的行星存在 (經由徑向速度方法的檢測在內側還有其他的行星)。使用數值模型的碰撞清除技術可以檢測行星盤的這種互動作用。
直接影像
如前所述，行星的光芒相較於母恆星是極為微弱的，因此經常都被掩蓋在恆星耀眼的光輝內。因此，通常是很難直接檢測到它們的
直到2010年，望遠鏡只能在特殊的環境下才能用直接影像觀察系外行星。具體而言，只有當行星很大時(通常要遠大於木星)，並且與母恆星的距離夠遠，還要夠熱能輻攝大量的紅外線，才比較容易得到直接的影像。但是在2010年，來自NASA噴射推進實驗室的一個小組證明渦狀日冕儀可以讓小望遠鏡直接觀察到行星的影像。他們使用海爾望遠鏡1.5米的副鏡直接觀察到HR 8799先前已知行星的影像。
另一種有前途的方法是消零干涉測量。
在2004年7月，一群天文學家使用歐洲南方天文台在智利的甚大望遠鏡陣列獲得了2M1207b的影像，棕矮星2M1207的伴星 。在2005年12月，這顆行星的地位獲得確認。這顆行星的質量相信是木星的數倍，並且有大於40天文單位的軌道半徑。
在2008年9月，在距離恆星1RXS J160929.1–210524330天文單位的距離上發現了一個天體的影像，但直到2010年才被證實他不是這顆恆星的伴星，而只是並列在遠方的另一顆恆星 。
2008年11月13日宣布的第一個多星系統的影像，是在2007年使用凱克望遠鏡和雙子望遠鏡這兩架望遠鏡拍攝的。直接觀察到了HR 8799的軌道，它們的直量分別是10、10、和7倍的木星質量。在同一天，2008年11月13日，還宣布哈柏太空望遠鏡直接觀測到北落師門有一顆不超過3MJ的行星。這兩個系統都有不同於古柏帶的盤狀物環繞著。還有另一個系統，GJ 758，在2009年11月被一個小組使用昴星團望遠鏡的儀器HiCIAO拍攝到影像。
其他可能的方法
食聯星最小時間
當聯星的兩顆星相互對齊時，後者的星光會被前方的伴星遮蔽，這種系統稱為食雙星。當亮星的盤面被伴星遮蔽的面積最大時，是光度最低的時間，也稱為主食，並且約占軌道周期一半的時間；次食是較亮的星遮蔽了伴星的盤面時造成的光度下降。光度最小的時間，或中心食，構成系統的光度很像脈衝星造成的時間脈衝戳記(不同於閃光星，它們是亮度的突增)。如果有行星環繞著聯星之中的一顆，這顆恆星將開始環繞聯行星的質量中心。當聯星中的恆星替換在行星的前方或後方時，食的最短時間將會發生改變，它們將會延後、準時、提前、準時、延後，不斷的重複著…。這種偏移量的周期性可能會是檢測圍繞著密接聯星系的系外行星最可靠的方法。
軌道相位反射光的變化
以貼近的短周期軌道繞行恆星的巨大行星會發生反射光線的變化，就像月球，會經歷從滿月到新月不斷循環的相位變化。雖然影響很小 — 需要使用很靈敏的光度計，能夠檢測如同地球大小的行星從太陽的前方穿越(凌日) — 像木星大小的行星才能被太空望遠鏡，像是克卜勒太空天文台檢測出來。這種方法可能成為發現大多數行星最實用的方法，因為由軌道相位造成的反射光線變化與行星軌道的傾角幾乎毫無關聯。另一方面，巨大行星的相位函式可能會受到的限制，可能會反應出大氣層中粒子的實際大小和成分的分布。
極化測定術
來自恆星的光線應該是非極化的，也就是說光波振動的方向是隨機的。但是，當星光被行星的大氣層反射時，光波與大氣層的分子作用使它們被偏極化。
通過分析行星和恆星結合的光線中的偏極光(大約百萬分之一)，原則上須要很高的靈敏度的測量移器進行分析，而且極化測定術不會受到地球大氣穩定度的限制。
用於極化側定術的天文設備稱為偏光計，有能力檢測偏振光和排除未偏振的光束。雖然還沒有用這種方法找到的行星，但是這些團體，像是ZIMPOL/CHEOPS和PlanetPol目前都還在使用偏光計搜尋系外行星。
套用實例
幾個太空任務將使用已經被驗證過的行星檢測方法，在太空中使用天體測量法，因為去除了大氣層的扭曲效應，可以比在地面上的測量更靈敏，並且可以使用不能穿透大氣層的紅外線波段進行檢測。這些太空探測器中的一些應該可以檢測到類似我們地球的行星。
(在2006年2月2日，NASA宣布因為經費上的問題無限期的暫停其他類地行星發現的任務。然後在2006年7月，美國眾議院的撥款委員會恢復了部分的資金，允許專案的開發工作繼續至2007年。COROT在2006年12月27日發射，同時克卜勒的發射也在2009年3月7日執行。)
類地行星發現者