21.4: 太阳系以外的行星——搜索和发现
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- 202322
学习目标
在本节结束时，您将能够：
- 使用开普勒定律描述太阳系中行星的轨道运动
- 比较系外行星探测的间接和直接观测技术
几个世纪以来，天文学家一直梦想着在其他恒星周围寻找行星，包括地球等其他行星。 但是，直接观测如此遥远的行星非常困难。 你可以将围绕恒星运行的行星比作在购物中心开业时绕着其中一个巨型聚光灯飞行的蚊子。 从近距离来看，你可能会发现蚊子。 但是想象一下，从一段距离之外——比如从飞机上——观看场景。 你可以很好地看见聚光灯，但是你有多少机会在那盏灯下捕捉到蚊子？ 天文学家没有制作直接图像，而是依靠间接观测，现在已经成功地探测到其他恒星周围的许多行星。
1995年，经过数十年的努力，我们发现了第一颗这样的系外行星（太阳系外的行星）绕主序列恒星运行，今天我们知道大多数恒星都是由行星形成的。 这是坚持不懈和新的观察方法如何提高人类知识的一个例子。 通过研究系外行星，天文学家希望在宇宙其他部分的背景下更好地了解我们的太阳系。 例如，我们的太阳系的排列与宇宙其他部分的行星系统相比如何？ 关于行星的形成过程，系外行星告诉我们什么？ 知道系外行星的频率会如何影响我们对其他地方是否存在生命的估计？
搜索轨道运动
大多数系外行星的探测都是使用观察行星对主恒星的影响的技术进行的。 例如，一颗看不见的行星的引力拖船将在主恒星中造成小摆动。 或者，如果其轨道正确对齐，行星将周期性地穿过恒星前方，从而导致恒星的亮度变暗。
要了解一颗行星如何移动其主恒星，可以考虑一颗类似木星的行星。 行星和恒星实际上都围绕着它们共同的质心旋转。 请记住，重力是一种相互的吸引力。 恒星和行星相互施加力，我们可以在它们之间找到一个稳定的点，即质心，两个物体都围绕该点移动。 在这种系统中，物体的质量越小，其轨道就越大。 一颗巨大的恒星几乎不会绕质心摆动，而低质量的行星会进行更大的 “巡回演出”。
假设这颗行星就像木星，其质量约为其恒星的千分之一；在这种情况下，恒星轨道的大小是行星轨道大小的千分之一。为了了解观测这种运动有多困难，让我们看看木星用这种方式从木星探测到的难度有多大附近恒星的距离。 以一位外星天文学家试图从半人马座阿尔法观测我们自己的系统为例，半人马座是离我们最近的恒星系统（距离大约 4.3 光年）。 这位天文学家可以通过两种方法尝试探测太阳的轨道运动。 一种方法是寻找太阳在天空中的位置的变化。 第二种方法是使用多普勒效应来寻找其速度的变化。 让我们依次讨论其中的每一个。
从半人马座阿尔法观察的木星视在轨道的直径为10秒的弧线，而太阳轨道的直径为0.010秒的弧线。 （请记住，1 秒的弧线等于 1/3600 度。） 如果他们能够足够精确地测量太阳的视在位置（明亮且易于探测），他们就会描述一个直径为0.010秒弧的轨道，其周期等于木星的周期，即12年。
换句话说，如果他们观察太阳 12 年，他们就会看到太阳在天空中来回摆动这个微不足道的几分之一。 从观测到的运动和 “摆动” 时期，他们可以使用开普勒定律推断出木星的质量及其距离。 （要刷新你对这些定律的记忆，请参阅关于轨道和重力的章节。）
如此精确地测量天空中的位置极其困难，到目前为止，天文学家尚未使用这种技术对行星进行任何证实的探测。 但是，我们已经成功地使用光谱仪来测量周围有行星的恒星的速度变化。
当恒星和行星相互绕轨道运行时，它们的一部分运动将在我们的视线范围内（朝向我们或远离我们）。 这种运动可以使用多普勒效应和恒星光谱来测量。 当恒星在绕系统质心的轨道上来回移动以响应轨道行星的引力拖曳时，其光谱中的线将来回移动。
让我们再考虑一下太阳的例子。 由于木星的引力，它的径向速度（朝向或远离我们的运动）每秒变化约13米，周期为12年。 这相当于每小时大约 30 英里，大致相当于我们许多人在城里行驶的速度。 在恒星光谱中探测这个水平的运动是一项巨大的技术挑战，但是世界各地有几组天文学家使用为此目的设计的专用光谱仪取得了成功。 请注意，速度的变化不取决于恒星与观察者的距离。 使用多普勒效应探测行星可以在任何距离起作用，只要恒星的亮度足以提供良好的光谱，并且有大型望远镜可以进行观测（图\(\PageIndex{1}\)）。
首次成功使用多普勒效应寻找围绕另一颗恒星的行星是在1995年。 日内瓦天文台的 Michel Mayor 和 Didier Queloz（图\(\PageIndex{2}\)）使用这种技术找到了一颗绕着一颗类似于我们的太阳 51 Pegasi 的恒星运行的行星，距离大约 40 光年。 （星星可以在飞马大广场附近的天空中找到，飞马是希腊神话中的飞马，最容易找到的星星图案之一。） 令所有人惊讶的是，这颗行星绕恒星运行仅需4.2天。 （请记住，太阳系中最内层的行星水星需要88天才能绕过太阳，所以4.2天似乎非常短。）
市长和奎洛兹的发现意味着地球必须非常接近51 Pegasi，在大约700万公里以外的地方盘旋（图\(\PageIndex{3}\)）。 在那个距离处，恒星的能量应该将地球表面加热到几千摄氏度的温度（对未来的旅游业来说有点热）。 根据它的运动，天文学家计算出它的质量至少是木星 1号的一半，这使得它显然是木星而不是地面型行星。
自从最初发现行星以来，进展速度惊人。 使用多普勒技术已经发现了数百颗巨型行星。 这些巨型行星中有许多都在靠近恒星的轨道运行——天文学家称这些炙手可热的木星。
巨型行星离恒星如此近的存在令人惊讶，这些发现迫使我们重新思考关于行星系统如何形成的想法。 但就目前而言，请记住，多普勒移位方法（它依赖于行星的拉力使其恒星绕质心来回摆动）在寻找既靠近恒星又巨大的行星方面最有效。 这些行星在其恒星的运动中造成最大的 “摆动”，也是光谱中最大的多普勒偏移。 此外，它们很快就会被发现，因为天文学家喜欢监视恒星至少有一个完整的轨道（甚至更多），而炙手可热的木星完成轨道所需的时间最短。
因此，如果存在这样的行星，我们希望首先找到这种类型的行星。 科学家称之为选择效应 ——我们的发现技术将某些类型的物体选为 “简单发现”。 举例说明日常生活中的选择效应，想象一下，你决定自己已经准备好在生活中建立新的恋爱关系。 首先，你只参加校园内的社交活动，所有这些活动都需要学生证才能进入。 然后，您选择的可能合作伙伴将仅限于您所在大学的学生。 这可能不会给你提供你想要的多样化群体可供选择。 同样，当我们第一次使用多普勒技术时，它选择了靠近恒星的大型行星作为最有可能的发现。 随着我们花更长的时间观察目标恒星，随着我们测量较小多普勒偏移的能力的提高，这种技术也可以揭示更远、体积更小的行星。
观看一系列演示太阳系运动和开普勒定律的动画，然后从下拉播放列表中选择动画 1（开普勒定律）。 要观看演示系外行星径向速度曲线的动画，请从下拉播放列表中选择动画 29（系外行星的径向速度曲线）和动画 30（系外行星-椭圆轨道的径向速度曲线）。
过境行星
第二种间接探测系外行星的方法不是基于恒星的运动，而是基于其亮度。 当行星的轨道平面倾斜或倾斜以便在边缘观察时，我们将看到行星在每个轨道上交叉一次，导致恒星稍微变暗；这个事件被称为过境。 该图\(\PageIndex{4}\)显示了三个时间步的过境草图：（1）离开过境，（2）开始过境，（3）完全过境，以及光线曲线草图，显示了主星亮度的下降。 阻挡的光量（过境深度）取决于行星的面积（其大小）与恒星的比较。 如果我们能确定恒星的大小，那么过境方法就会告诉我们行星的大小。
连续过境之间的间隔是该行星一年的长度，可以使用（同样使用开普勒定律）来确定它与恒星的距离。 像木星这样的大行星比类似地球的小型行星阻挡更多的星光，这使得巨型行星的过境更容易被探测，即使是从地面天文台也是如此。 但是，通过进入太空，超越了地球大气层的扭曲效应，过境技术已扩展到像火星这样小的系外行星。
示例\(\PageIndex{1}\)：公交深度
在过境中，行星的圆盘阻挡了恒星圆盘的光线。 圆的面积为\(\pi R^2\)。 然后，行星阻挡的光量，称为过境深度，由下式给出
\[\dfrac{\pi R^2_{\text{planet}}}{\pi R^2_{\text{star}}} =\dfrac{R^2_{\text{planet}}}{R^2_{\text{star}}} =\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2 \nonumber\]
现在计算一颗像太阳一样大小的恒星和一颗像木星一样大小的天然气巨型行星的过境深度。
解决方案
木星的半径为71,400千米，而太阳的半径为695,700千米。 代入方程式，我们得到
\[\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2=\left(\dfrac{71,400 \text{ km}}{695,700 \text{ km}} \right)^2=0.01\nonumber\]
或 1%，开普勒航天器上的仪器可以很容易地检测到这一点。
练习\(\PageIndex{1}\)
一颗只有太阳一半大小的恒星和一颗小得多的行星（比如地球的大小）的过境深度是多少？
- 回答
-
地球的半径为 6371 千米。 因此，
\[\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2=\left( \dfrac{6371 \text{ km}}{695,700/2 \text{ km}} \right)^2 =\left(\dfrac{6371 \text{ km}}{347,850 \text{ km}} \right)^2=0.0003 \nonumber\]
或明显低于1％。
多普勒方法使我们能够估计行星的质量。 如果可以同时使用多普勒和过境技术研究同一个物体，我们就可以测量系外行星的质量和大小。 这是一个强大的组合，可用于得出行星的平均密度（质量/体积）。 1999年，根据地面望远镜的测量结果，发现了第一颗绕HD 209458恒星运行的过境行星。 当我们从地球上观察时，这颗行星每3.5天穿越其母恒星大约3个小时。 多普勒测量结果表明，HD 209458 周围的行星的质量约为木星的 70%，但其半径比木星大约 35%。这是我们可以确定系外行星由什么构成的第一个案例——有了这样的质量和半径，HD 209458 一定是像木星或木星这样的气体和液体世界土星。
甚至有可能了解一些关于地球大气层的知识。 当行星经过 HD 209458 前方时，地球大气中的原子会吸收星光。 对这种吸收的观测最初是在黄钠线的波长下进行的，结果表明地球的大气层中含有钠；现在，也可以测量其他元素。
试试一个过境模拟器，它演示行星在其母恒星面前经过如何导致行星被探测。 按照说明在计算机上运行动画。
过境行星揭示了如此丰富的信息，以至于法国航天局（CNES）和欧洲航天局（ESA）于2007年发射了CoroT太空望远镜来探测过境的系外行星。 CoroT 发现了 32 颗过境系外行星，其中包括第一颗大小和密度与地球相似的过境行星。 2012年，该航天器遇到了机载计算机故障，结束了任务。 同时，美国宇航局建造了一个更强大的交通天文台，名为开普勒。
2009年，美国宇航局发射了开普勒太空望远镜，专门用于发现过境系外行星。 这艘航天器持续盯着天鹅座附近一小片天空中的超过 150,000 颗恒星，就在银河系飞机的正上方（图\(\PageIndex{5}\)）。 开普勒的摄像头和非常精确地测量亮度微小变化的能力使我们发现了数千颗系外行星，包括许多多行星系统。 航天器需要三个反作用轮（一种用于帮助控制航天器的微小旋转的轮子）来稳定望远镜的指向并一遍又一遍地监视同一组恒星的亮度。 开普勒发射时有四个反作用轮（一个是备用的），但到2013年5月，两个反作用轮出现故障，望远镜无法再精确指向目标区域。 开普勒设计为运行4年，具有讽刺意味的是，指向故障发生在它开始观测的整整4年零1天之后。
但是，这次失败并没有结束任务。 开普勒望远镜继续观测了两年，寻找天空不同部分的短周期过境。 美国宇航局的一项名为TESS（过境系外行星测量卫星）的新任务现在正在天空中对更近（因此更亮）的恒星进行过境测量。
我们所说的 “发现” 过境系外行星到底是什么意思？ 单次过境显示为恒星亮度略有下降，持续了几个小时。 但是，天文学家必须警惕其他可能导致虚假过境的因素，尤其是在望远镜精度极限下工作时。 我们必须等待第二次类似深度的过境。 但是，当观察到另一次过境时，我们最初并不知道这是否可能是由于另一颗行星在不同的轨道上造成的。 只有当发现第三个过境点的深度和时间间隔与第一对相似时，才会出现 “发现”。
计算机通常进行分析，包括寻找每颗恒星的微小周期性光线下降，观测时间超过4年。 但是开普勒任务还有一个程序，非天文学家（公民科学家）可以在该计划中检查数据。 这些敬业的志愿者发现了几次计算机分析遗漏的过境事件，这表明人眼和大脑有时会识别出计算机没有编程来寻找的异常事件。
测量三到四个间隔均匀的过境通常足以 “发现” 系外行星。 但是在像系外行星研究这样的新领域，我们希望找到进一步的独立验证。 当地面望远镜也能够在与过境相同的时间段内探测到多普勒偏移时，就会得到最有力的证实。 但是，对于地球大小的行星来说，这通常是不可能的。 验证亮度下降是由行星引起的最有说服力的方法之一是找到更多的行星绕同一颗恒星—— 行星系统。 正如我们将在下一节中讨论的那样，多行星系统还提供了估计行星质量的替代方法。
开普勒数据中的选择效应（或偏差）与多普勒观测中的选择效应（或偏差）相似。 大型行星比小行星更容易找到，短周期行星比长周期行星更容易找到。 如果我们需要三次过境才能确定行星的存在，那么我们当然只能发现轨道周期小于观测间隔三分之一的行星。 因此，开普勒在运行的第四年也是最后一年，才能够找到轨道像地球一样需要1年才能绕过恒星的行星。
直接检测
其他地方出现类似地球的行星的最好证据是图像。 毕竟，“眼见为实” 是一种非常人性化的偏见。 但是，对遥远的星球进行成像确实是一项艰巨的挑战。 例如，假设你距离很远，想探测来自地球的反射光。 地球拦截和反射不到太阳辐射的十亿分之一，因此其在可见光下的表观亮度不到太阳的十亿分之一。 这颗行星被来自其母恒星的辐射之火所淹没，这使探测到如此微弱的光斑的挑战更加复杂。
即使在今天，最好的望远镜镜的光学器件也有轻微的缺陷，使恒星的光线无法在完全清晰的位置聚焦。
直接成像最适合年轻的天然气巨型行星，这些行星会发出红外光，并且与宿主恒星相隔很远。 年轻的巨型行星会发出更多的红外光，因为它们在行星形成过程中储存了更多的内部能量。 即便如此，也必须采用巧妙的技巧来减去主恒星的光线。 2008 年，发现了三颗这样的年轻行星绕飞马星座中的一颗恒星 HR 8799 运行（图\(\PageIndex{6}\):)。 两年后，在离恒星更近的地方发现了第四颗行星。 其他行星可能驻留在更靠近HR 8799的地方，但如果它们存在，它们目前会在恒星的眩光下消失。
从那时起，使用直接成像发现了其他恒星周围的许多行星。 但是，一个挑战是判断我们所看到的物体是否确实是行星，还是围绕恒星运行的褐矮星（失效恒星）。
直接成像是表征系外行星的重要技术。 行星的亮度可以在不同的波长下测量。 这些观测结果提供了地球大气层温度的估计值；对于 HR 8799 Planet 1，颜色表明存在厚厚的云层。 也可以从微弱的光线中获得光谱来分析大气成分。 HR 8799 Planet 1 的光谱表明大气层富含氢气，而距离较近的行星 4 显示了大气中存在甲烷的证据。
克服地球大气层模糊效应的另一种方法是从太空观测。 红外线可能是观测的最佳波长范围，因为行星在红外线中变得更亮，而像我们的太阳这样的恒星会变得更微弱，因此更容易在恒星的眩光下探测行星。 可以使用特殊的光学技术来抑制来自中心恒星的光，从而更容易看到行星本身。 但是，即使我们进入太空，也很难获得地球大小的行星的图像。
关键概念和摘要
几种观测技术已成功探测到绕其他恒星运行的行星。 这些技术分为两大类：直接检测和间接检测。 多普勒和过境技术是我们寻找系外行星的最强大的间接工具。 一些行星也是通过直接成像发现的。
脚注
1 多普勒方法仅允许我们找到行星的最小质量。 要使用多普勒移位和开普勒定律确定确切的质量，我们还必须确定行星轨道朝向我们的视野的角度——在大多数情况下，我们没有任何独立的方法可以知道这一点。 尽管如此，如果最小质量是木星的一半，那么实际质量只能大于这个质量，而且我们确信我们正在与木星行星打交道。
词汇表
- 系外行星
- 一颗绕太阳以外的恒星运行的行星
- 运输
- 当一个天文物体在另一个天体前移动时