L06_系外行星
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太阳系外行星探测一、前言寻找地球以外适合人类生存的环境一直是人类的梦想。
然而直到20世纪末，随着探测技术的提高，人类才逐步揭开了太阳系外行星的庐山真面目。
1995年，瑞士日内瓦系外行星探测小组的Mayor和Queloz在太阳型恒星（飞马座51）附近发现了第一颗木星质量量级的行星，并很快被加州大学的Marcy和Butler所证实。
这个重大发现揭开了人类搜索系外行星的序幕。
随着系外行星的大量发现，系外行星的探测和理论研究已成为国际天文学的热点领域之一。
系外行星探测方法主要有多普勒视向速度、凌星、微引力透镜、天体测量、直接成像等。
国际上有许多望远镜和项目正在或计划进行系外行星探测。
1）：欧洲对流旋转和行星横越计划(COROT)2）：美国开普勒计划(KEPLY)3）：欧洲达尔文计划(DARWIN)4）：美国类地行星搜寻者（TPF）5）：美国空间干涉测量飞行任务(SIM)6）：美国太阳系外行星追踪者(ET)7）：欧州GAIA计划(GAIA)8）：高对比成像试验台(HCIT)9）：美国新世界观察者(NWO)很多地面望远镜也用于探测系外行星：1）：利用高精度阶梯光栅光谱仪使用高精度阶梯光栅光谱仪通过测量寄主恒星的视向速度多普勒移动来探测系外行星，是目前发现系外行星的主要手段，并且已在系外行星观测方面取得重大进展。
利用该方法，包括Keck、VLT、Subaru和Magellan等10余架大口径望远镜均投入大量的观测时间搜寻太阳系外行星。
2):利用太阳系外行星追踪者（Exoplanet Tracker--ET）ET的主体由一个麦克尔逊干涉仪和一个中色散光谱仪组成。
安装在美国基特峰国家天文台的2.1米望远镜特殊的0.9米折轴馈源系统上的ET，每次只能寻找一颗恒星的行星，但经过改良，它将可以同时观察多达100颗恒星。
ET的发明使利用小望远镜通过测量视向速度进行系外行星深度巡天成为可能。
改进型的多目标ET（Keck-ET）应用于Apache Point天文台2.5米斯隆数字化巡天望远镜（SDSS）进行全天区太阳系外行星巡天。
太阳系外行星观测技术进展与已知行星总结
太阳系外行星观测技术进展与已知行星总结概述：太阳系外行星观测是近年来天文学领域的热点研究之一。
科学家们通过设计并利用先进的观测技术，成功地发现了大量太阳系外行星。
这些行星有可能为地球外生命的存在提供证据，也有助于我们更好地了解宇宙的演化。
本文将对太阳系外行星观测技术的进展以及已知的一些行星进行总结。
一、太阳系外行星观测技术的进展1. 凌日观测法凌日观测法是最早被应用于太阳系外行星观测的方法之一。
这种观测方法利用行星经过恒星前方时，会导致恒星的亮度发生微小变化。
科学家通过监测这一亮度变化，可以推断出行星的存在和一些基本特征。
2. 径向速度法径向速度法是近代太阳系外行星观测的重要手段之一。
这种观测方法利用恒星光谱的多普勒效应，测量到恒星的径向速度变化。
如果该变化呈周期性，它们可能暗示着行星绕恒星运动。
通过分析这些速度变化，科学家可以确定行星的质量、轨道周期等重要参数。
3. 星周盘成像技术星周盘成像技术是一种可以直接观测到行星附近尘埃盘的方法。
这些尘埃盘是行星形成的遗物，它们的存在可能意味着行星附近有其他行星的形成过程正在进行中。
通过星周盘成像技术，科学家能够更好地了解行星形成的机制。
4. 微引力透镜方法微引力透镜方法是一种利用大质量天体通过光线透镜来放大背后恒星光的方法。
这种方法能够帮助科学家探测到那些与恒星十分接近的行星。
它是一种非常精确的观测手段，能够帮助科学家更准确地研究行星的特性。
二、已知太阳系外行星总结1. 开普勒-452b开普勒-452b是目前已知太阳系外行星中最类似地球的一颗行星。
它位于与地球相似的可居住带内，有可能存在液态水和适宜生命存在的温度条件，被认为是寻找外星生命的有力候选。
2. TRAPPIST-1eTRAPPIST-1e是TRAPPIST-1星系中的一颗行星，它位于恒星的宜居带内。
科学家们认为该行星可能拥有液态水存在的条件，因此有可能存在适宜生命的存在。
TRAPPIST-1e的发现引起了人们对太阳系外行星寻找地外生命的极大兴趣。
第四章太阳系外行星
v 1995年10月6日，Michael Mayor & Didier Queloz发现恒星51 Pegasi（飞马座）周围存 在一个行星！G5型恒星，质量约为1.06太阳 质量，温度比太阳略低
•视向速度法 •脉冲星计时法 •天体位置测量法
原理 •行星围绕恒星运动 •恒星也围绕质心运动（轨道半 径小） •恒星的运动比行星的运动好测量
视向速度法/多普勒方法
视向速度法/多普勒方法
太阳 质心
木星
R
D-R
MSunR =MJupiter (777 547 199 – R) MSun/ MJupiter ~ 1000 R=776 770 km > Rsun=695 500 km
Planetary System
Hale Waihona Puke Last for a few million years (Myr)
0.1% lifetime
t=0
R.B. Dong
t = 4.5 Gyr
v 探测方法
l动力学方法
l视向速度法 l脉冲星计时法 l天体位置测量法
l凌日法（掩食） l微引力透镜方法 l直接成像法
动力学方法
第四章：太阳系外行星
R.B. Dong
Nearly Every Star in Our Galaxy Has Planets How Do Planets Form?
D. Fabrycky
Credit: CfA / Harvard
Protostar
发现系外行星的7种办法
发现系外行星的7种办法作者：来源：《大自然探索》2021年第05期从1992年发现第一颗系外行星以来，科学家至今已发现好几千颗系外行星。
这里简介他们用于发现系外行星的7种方法。
凌日是行星在经过恒星面前（凌日）期间遮住恒星部分星光，造成恒星亮度下降的情况。
美国宇航局的“开普勒号”空间望远镜自2009年3月升空至今，通过观察凌日的方法已发现超过2700颗系外行星。
科学家也常通过寻找一颗特定行星凌日时间的变化，来发现环绕同一颗恒星的其他行星。
径向速度方法找寻的是在一颗恒星接近和离开地球期间，环绕恒星的行星造成的恒星轻微晃动。
该方法测量的是由引力牵引造成的恒星光偏移。
科学家运用该方法，借助光谱仪发现了许多系外行星。
采用这种方法，科学家观测的是：当我们从地球上看去，一个附近的大质量天体经过一颗遥远恒星的正前方时所发生的情况。
这个大质量天体的引力场会像透镜一样扭曲、放大恒星光，这种作用产生的光变曲线（它描述恒星光随着时间推移而变亮和变暗的情况）会告诉科学家这个大质量天体（经常也是一颗恒星）的大量信息。
如果这个大质量天体就是恒星，而且它有行星环绕，那么行星同样会产生次级光变曲线，科学家由此可判定行星的存在。
凌日技术要求行星轨道距离恒星相对近一些，但引力透镜方法无此要求。
采用引力透镜，科学家发现了在深空巡航、没有母恒星的“流浪行星”。
采用日冕仪阻擋母恒星的星光，强力望远镜能直接拍摄遥远行星。
美国宇航局的哈勃空间望远镜和一些地面望远镜，直接拍摄到了不少的系外行星。
这种技术被用来发现环绕脉冲星的行星。
作为恒星爆发后留下的超致密小小残骸，脉冲星在自转过程中会以固定时间间隔发射无线电波。
如果这种间隔变得异常，就可能表明有行星环绕脉冲星。
科学家们在1992年发现系外行星，就是采用了这种方法。
采用这一新方法，科学家寻找的是恒星的一种变亮：行星对母恒星的引力拖曳会导致恒星的光子堆积能量，恒星光因为相对论效应而被聚焦到恒星运动方向。
太阳系外行星探测
太阳系外行星探测引言在宇宙的浩瀚无垠中，太阳系外的行星一直是天文学家们研究的热点。
随着科技的进步和探索手段的提高，人类对于这些遥远星球的认知也在不断加深。
本文将介绍太阳系外行星的探测方法和一些重要的发现。
探测方法径向速度法通过测量恒星光谱中的多普勒位移来检测行星对恒星的引力影响，从而推算出行星的质量与轨道周期。
凌日法当行星从地球观察者视线前经过其母星时，会造成母星亮度的微小减弱。
通过精确测量这种亮度变化，可以推断行星的大小及其轨道信息。
直接成像利用特殊的望远镜和光学技术，直接拍摄到行星的图像。
这种方法适用于距离较远、亮度较高的年轻大质量行星。
微引力透镜当一个大质量物体（如恒星）经过光线路径时，其引力场会像透镜一样放大背后光源的亮度。
如果这个大质量物体周围有行星，那么这种放大效应会有特定的模式变化。
重要发现- 开普勒卫星：美国宇航局（NASA）的开普勒太空望远镜通过凌日法发现了数千颗系外行星候选体，其中许多已确认为真正的行星。
- 特拉普斯特系统：位于南天的一个行星系，拥有至少七颗类地行星，其中三颗位于宜居带内，可能具有液态水的存在。
- HD 189733b：一颗热木星型行星，因其明亮的日蚀现象被直接成像观测到，是研究行星大气的重要对象。
- GJ 1214b：一颗超级地球，通过径向速度法发现，它的密度表明它可能是由水构成的。
未来展望随着技术的发展，未来的探测手段将更加多样化和精准。
例如，新一代的空间望远镜将有能力直接观测到更多系外行星的大气成分，而地面基的极大望远镜也将提供更高的分辨率来捕捉更远的行星影像。
此外，随着人工智能和数据分析技术的进步，处理和分析海量天文数据的能力将大大增强，有助于我们从中发现更多未知的天体现象。
结语太阳系外行星的研究不仅拓展了我们对宇宙的认识，也为寻找地外生命提供了可能性。
随着探测技术的不断进步，我们有理由相信，在不久的将来，人类将揭开更多关于宇宙的秘密，甚至可能找到第二个“地球”。
人类发现系外行星的七种途径(最新整理)
自从1992年第一颗围绕恒星运转的系外行星被发现后，天文学家们已陆续确认了超过800个地球的“同类”。
那么，他们是如何取得这些成果的呢？现有的技术手段可谓各有利弊，美国太空网日前专门针对科学家找寻系外行星时主要采用的7种技术方法，逐一予以解读。
方法一：天体测量学 天体测量学，主要通过精密追踪一颗恒星在天空中运行轨迹的变化，来确定受其引力拖曳的行星所在。
这与径向速度法的原理很类似，只不过天体测量学并不涉及恒星光芒中的多普勒频移。
天体测量学可不是从1992年才开始为人所用的。
它其实是搜寻系外行星最古老，并且起初也是最常用的方法——早期都是以肉眼和手写来记录的。
但在近几十年历史中，科学家们在应用该方法发现行星的过程中取得的成果寥寥，且常富于争议。
2010年10月发现的HD 176051b，是目前唯一一颗已经确认的、借由天体测量方法发现的系外行星。
不过，即将于2013年10月发射升空的欧洲空间局（ESO）“盖亚”项目（Gaia，即第二个天体测量卫星），或许可以令这种古老的方式告别自己寒酸的过往。
该卫星将在5年任务期间将测绘银河系之内以及附近区域的10亿颗恒星，确定它们的亮度、光谱特征以及三维位置和运动情况。
除此之外，三维星图还将帮助人们揭开银河系组分、起源与演化的秘密。
而据研究人员估计，“新”的天体测量学有望帮助他们找到数万颗新的系外行星。
方法二：利用狭义相对论 这是人类宇宙探索“技术库”里增添的一个新手段。
作为新的研究方法，它指导天文学家们去关注恒星的亮度因行星运动而发生的变化——后者的引力作用引发相对论效应，导致组成光的光子以能量的形式“堆积”，并集中于恒星运动的方向。
其实，运用该方法来寻找行星，在理论上提出已逾10年。
但直到最近，开普勒-76b（Kepler-76b）行星的发现，才算正式应用了这种方法。
开普勒-76b是距离地球2000光年外天鹅座一颗质量大约是木星两倍的太阳系外行星，作为第一颗应用爱因斯坦的狭义相对论发现的系外行星，它得到一个别名：“爱因斯坦的行星”，这也使它变得声名远扬。
发现系外行星的七种方法
发现系外行星的七种方法作者：安利来源：《百科知识》2018年第12期4月18日，美国国家航空航天局（NASA）的“凌星系外行星巡天卫星”（TESS，昵称“苔丝”）升空，开始其系外行星搜索之旅。
作为开普勒太空望远镜的“接班人”，“苔丝”也是使用凌星法进行系外行星勘测的。
除此之外，天文学家还能用哪些方法来发现系外行星呢？天体测量法是最早用于搜寻系外行星的方法，主要通过精确测量恒星的运动轨迹来确定受其引力拖曳的行星所在。
天体测量方法的优点在于能够较为准确地计算出行星质量，而且对大轨道的行星尤为敏感。
然而，此方法要求的精度非常高，需要数年以至数十年的观测方能确认结果。
2010年10月发现的HD 176051b是迄今唯一一颗已经确认的借由天体测量方法发现的系外行星。
不过，人们寄希望于2013年12月发射升空的欧洲空间局“盖亚”空间天体测量卫星项目。
不久前，该项目公布了第二批科学数据。
“盖亚”已经测定了超过10亿颗恒星的亮度、光谱特征、三维位置和运动情况，并建立了银河系迄今最准确的三维星图。
研究人员估计，新的天体测量学有望帮助他们找到数万颗新的系外行星。
这种方法如同给系外行星拍摄个“证件照”，以获得其光度、温度、大气、轨道等最直接、最丰富的信息。
但该方法要求行星的自身尺寸要足够巨大，与母恒星的距离还不能近到被其光芒所掩盖，对“摄影师”的要求也很高。
目前，掌握直接成像法的几位著名“摄影师”有哈勃太空望远镜、夏威夷凯克天文台的望远镜以及欧洲南方天文台位于智利的望远镜阵列。
它们不仅摄影装备先进，还配备有功能强大的日冕仪，能在观测中有效屏蔽掉母恒星的耀眼光芒，从而保证“主角”形象的清晰。
鉴于直接成像法难度不小，所以迄今用这种方法发现的系外行星也只有40多颗。
与直接成像法不同，大部分系外行星都是通过间接方法被发现的。
径向速度法就是一种颇有成效的间接方法，1995年，人类首次在类太阳恒星周围发现行星—飞马座51b，用的就是这种方法。
太阳系外行星的探测与发现方法探究
太阳系外行星的探测与发现方法探究随着科技的发展和观测能力的提高，人类对于太阳系外行星的探测与发现进入一个新的阶段。
在过去的几十年里，科学家们通过不断创新和改进观测设备与技术，成功地发现了大量的太阳系外行星。
本文将探究太阳系外行星的探测与发现方法，探讨它们的原理、特点以及未来的发展方向。
一、径向速度法径向速度法，也被称为多普勒光谱观测法，是最早被使用于太阳系外行星发现的方法之一。
其原理是通过测量恒星的光谱进行行星的探测。
当行星绕着恒星公转时，它们会对恒星的引力产生一定的影响，使得恒星在我们的观测中产生径向的速度变化。
这种速度变化导致恒星的光谱发生红移或蓝移，从而可以推断出恒星周围存在行星。
径向速度法的优势在于能够检测到小型行星以及距离恒星比较近的行星。
然而，它也有一定的局限性，例如只能测量出行星的最小质量，且对于公转周期较长的行星鉴定较困难。
二、凌星法凌星法是一种观测行星交叉过恒星盘面的方法。
当一个行星经过恒星前方时，它会部分遮挡住恒星的光线，导致恒星的亮度下降。
通过长时间观测恒星的亮度变化，可以确定是否存在行星。
凌星法的优势在于可以提供行星的半径信息，从而帮助科学家进一步研究行星的成分和结构。
凌星法也可以检测到多个行星系统，为了验证凌星现象的周期性，科学家需要进行长时间的恒星观测。
三、微引力透镜法微引力透镜法是一种利用质量较大的天体扭曲背后恒星光线的方法，从而发现行星的存在。
当一个天体（如星系）经过视线上的恒星后方时，其引力会使恒星的光线发生微小的偏转，形成像一个透镜一样的作用，这种现象被称为“引力透镜效应”。
科学家通过观测这种效应的变化，可以间接推断出行星的存在。
微引力透镜法的特点是能够发现距离地球较远的行星，对于大质量的行星，其观测效果更为显著。
然而，由于微引力透镜现象的概率相对较低，科学家需要广泛的监测恒星以增加发现行星的机会。
四、直接成像法直接成像法是指直接通过望远镜观测到太阳系外行星的图像。
太阳系外行星的发现与探索观测数据驱动的科研方法
太阳系外行星的发现与探索观测数据驱动的科研方法太阳系外行星是指存在于太阳系以外的行星。
这些行星的发现对于我们理解宇宙、揭示行星形成和演化的过程以及寻找外星生命具有重要意义。
在过去的几十年中，科学家们通过观测和探索数据驱动的科研方法取得了突破性的进展。
本文将探讨太阳系外行星的发现和探索以及相关的科研方法。
1. 太阳系外行星的发现太阳系外行星的发现始于20世纪90年代。
最早的发现是通过间接方法进行的，即通过观测恒星的运动来推断是否存在绕恒星公转的行星。
这种间接方法主要包括多普勒光谱测量和凌日观测。
多普勒光谱测量利用了多普勒效应，当恒星绕行轨道上运行的行星引起恒星的微弱运动时，会导致恒星的光谱发生微小的频率变化。
通过观测这种频率变化，科学家们可以推断出是否存在绕恒星公转的行星。
凌日观测则是利用行星经过恒星前方时会产生的光度下降来推断行星的存在。
当行星经过恒星前方时，会部分遮挡住从地球上观测到的恒星光，使得恒星的亮度发生周期性变化。
通过观测这种周期性光度变化，科学家们可以确定是否存在绕恒星公转的行星。
2. 太阳系外行星的探索除了发现太阳系外行星，科学家们还采取了各种探索方法来深入研究这些行星的性质和特征。
其中包括使用望远镜观测行星的大气组成、温度、形状等，以及探测是否存在大气中的生命迹象。
通过观测行星的光谱，科学家们可以分析行星大气中存在的元素和分子。
例如，通过观测到特定波长的光谱吸收线，可以推断出大气中存在的物质，例如水蒸气、二氧化碳等。
这些观测数据可以为我们了解行星的组成和适居性提供重要线索。
另一个重要的探索方法是通过探测行星的温度来了解其表面特征和大气层的性质。
通过观测行星的辐射特性，科学家们可以推断出行星的温度分布并推测其是否适合生命存在。
此外，科学家们还致力于探测太阳系外行星是否存在生命迹象。
一种方法是通过观测行星大气中的生物标志物，如氧气、甲烷等，来推测是否存在生命。
另一种方法是通过搜索行星上的其他生命迹象，如地质活动、液态水等。
星系外行星的寻找与观测技术
星系外行星的寻找与观测技术在人类的探索宇宙的历史中，星系外行星一直是一个令人着迷的课题。
我们一直在寻找其他星球上是否也存在着类似地球的行星，以及是否有适合人类居住的环境。
而为了实现这个目标，科学家们不断开发新的技术和方法。
本文将讨论一些现代星系外行星寻找与观测技术的进展。
首先，我们来看一种被广泛应用的方法——凌星法。
这一方法利用了恒星系统中行星轨道平面与地球视线相交的现象。
当地外行星经过恒星前方时，会遮住一部分恒星的光亮，从而形成周期性的光度下降。
通过对这些凌星事件的观测和分析，科学家们可以推断出行星的存在，甚至获取一些关于其质量、大小和轨道特征的信息。
这种方法的优点在于，它可以检测到相对较小的行星，且不依赖于行星是否与我们的视线平行。
然而，它并不适用于那些轨道平面与地球视线平行的行星。
除了凌星法之外，径向速度法也是一种常用的寻找行星的技术。
这种方法通过测量恒星在光谱中的多普勒效应来检测行星。
当恒星表面沿着我们的视线方向运动时，由于多普勒效应，其光谱线会发生红移或蓝移。
当行星围绕恒星运动时，它的引力会导致恒星的径向速度发生周期性变化。
通过测量这种变化，科学家们可以推断出行星的存在，以及它的质量、轨道周期等特征。
径向速度法的优点是对各种不同类型的行星都有较好的检测能力。
然而，它只能提供关于行星质量和轨道周期的信息，无法给出行星的大小和其他物理性质。
另一种被广泛应用的观测技术是几何法。
这种方法通过观察行星经过恒星背景时所导致的背光现象来检测行星。
当行星从地球视线上方或下方经过恒星时，其引力将使恒星的光线发生微弱的弯曲。
这种弯曲效应可以通过高精度望远镜观测恒星背景的位置偏移来检测到，从而推断出行星的存在。
几何法的优点在于，它可以提供关于行星质量和轨道的准确信息，且不依赖于行星与恒星的距离。
然而，它只能应用于一些特定的行星系统，并且需要高精度的观测设备。
除了以上提到的技术之外，近年来，透过直接成像方法也取得了重大突破。
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脉冲星行星 Pulsar Planets
1991年，两个脉冲星研究小组报道了不可能的脉冲 星行星 A British group led by Australian Matthew Bailes 发 现 pulsar PSR1829-10 的脉冲在周期振动：脉冲的 到达时间在最小值和最大值之间变化 An American group discovered the same for pulsar PSR B1257+12：即脉冲信号存在周期性提前和推迟 第一个小组的计算错误，行星是由于程序错误生成的。 但是第二个小组的结果是真实的：PSR1257+12 的 确有两个环绕它运动的行星！这两个行星的合成引力 使得脉冲星来回摆动, 从而改变脉冲的到达时间!
到了1995年......
瑞士天文学家马约尔（Mayor）和 奎洛兹（Queloz）令世人惊骇地
宣布
第一颗真正的系外行星找到了！
几十年的辛勤工作，多普勒测量技术提高到惊 人的每秒几米的精度！ 但仍然不足以找到像木星这样的行星，所以它 们并不奢望发现行星
• 他们只是希望发现环绕邻近恒星转动的矮星或褐矮 星
• 一个行星 r~1000km， • 许多尘埃 r~1微米
尘埃反射星光的总亮度是一个行星的1012 倍
• 每块岩石的（反射）亮度正比于r2，岩石的数目反 比于r3
Another dust disk ( the cross is the coronagraph).
• Left：from the Ground, • Right： from HST
尘埃盘(Dust Disks)暗示行星的存在
目前最好的望远镜实际上“看不到”恒星周围 的行星，特别是处在地球这样位置的地球这样 的行星 第一条线索是太阳系形成的理论：太阳系被认 为是产生于一个环绕着恒星的由气体和尘埃组 成的转动着的吸积盘 所以，如果我们的理论正确，我们应该在宇宙 中别的地方看到类似的盘，行星可能从中产生 尘埃盘十分常见，事实上所有新诞生的恒星都 有
目前COROT精度高达万分之几！
由恒星亮度的变化可推算出行星的大小 由于掩食，对此行星的了解要多于其它系外行 星。他的体积比木星稍大，但是质量更小，说 明其密度很低，甚至低于土星（太阳系密度最 低的行星）
系外行星探测技术5：微引力透镜法
当一颗恒星 及其行星从 远处背景恒 星前经过时， 引力透镜效 应增强背景 恒星的亮度， 从而能够显 示恒星及其 行星的存在
The Data for HD 209458
And here is the data: notice how it gets fainter (by an awesome 1.5%) at just the correct time （1991年11月） Predicted onset of Eclipse
天体测量学 Astrometry
天体测量学：高精度测量恒星在天球上的位 置移动
• 通常被认为是天文学中最枯燥最令人厌烦的学科： 年复一年地监测某颗恒星在天球上的位置来搜索 它的摆动
测量恒星的微小摆动非常困难，已有几十年How can we use this?
艰苦而迟缓的观测工作
大多数人放弃了多普勒效应这种技术，因为要 求的精度比大多数人所能得到的精度要高1000 倍之多！ 但仍有少数不被天文界注意的小组孜孜不倦数 十年来提高这种技术的精度，降低测量误差
• 补偿望远镜温度变化所产生的误差 • 模拟并改正大气条件变化（最困难，自适应性光学） • 逐步改进仪器和数据分析技术
多普勒效应发挥威力
视向速度测量 radial velocity measurements： 应用多普勒效应高精度测量恒星靠近或远离我 们的速度（即恒星的视向运动） 由多普勒效应得到恒星的反射运动的精度远远 高于天体测量方法 绝大部分系外行星由此方法间接发现
系外行星探测技术4：行星掩食法
当行星运行到恒星前面时，会遮挡很小 一部分恒星光，而使得恒星周期性地变 暗 事实上并未 看到行星
但有一特殊恒星， 51 Pegasi (飞马座) （类似 于太阳的正常G 型星），的确在行为奇怪 地……
第一颗系外行星真奇怪
飞马51恒星视向速度变化超过100米/秒，周期 4.2天。速度变化大的两种可能：
• either by something massive (a dwarf star?) orbiting far away from 51 Peg • from something smaller (like Jupiter?) orbiting very close in
如果观测到一个恒星在做某种轨道（反射）运 动，我们可以确定
• 恒星运动的轨道周期 • 恒星运动的轨道速度
由此可以确定引起反射运动的天体（行星）的 质量和其到做反射运动天体（恒星）的距离
从32.6光年处 所看到的由木 星的引力所造 成的太阳的位 置移动
系外行星探测技术3：视向速度法
Here is their latest data on 51 Peg - not much doubt about this wiggle!
北落师门：1等亮星，距离 25光年，年龄1-3亿年 偏心的椭圆尘埃残骸盘（~ 柯伊伯带） 25等行星 共同的自行 围绕北落师门公转周期 ~870年 距北落师门199AU~海王星 HST，日冕仪，600nm 到太阳距离的4倍 质量 < 3倍木星
HR 8799bcd：放大版的太阳系
HR 8799：飞马座6等星， 距离130光年，年龄约 6000万年 dcb分别在24、38和68个 天文单位处绕恒星转动， 周期100、190和460年， 质量分别为木星的10、10 和7倍 同一轨道平面内逆时针旋 转（垂直视线） 褐矮星？与行星的区别定 义？
天文学导论
第6讲 讲 系外行星与地外生命
Exoplanets (planets around other stars)
本讲内容
1. 引言：系外行星存在的证据 2. 方法：探测系外行星的5大技术 3. 历史：不该有行星的脉冲星 4. 特征：系外行星与太阳系大不同 5. 方向：寻找类地行星的宏伟计划 6. 目的：搜寻地外生命与智慧生物
猎户星云中正在形成行星的地方： 猎户星云中正在形成行星的地方：尘埃盘轮廓
新形成恒星 ionized oxygen (blue), hydrogen (green), and nitrogen (red)
热气体的 光学发射 线
太阳系大小
猎户星云中的侧对地球的原行星盘
热气体的光学发射 线（兰、绿、红） 发射线被滤掉
无论哪种情况，如此快速的轨道运动（周期4.2 天）说明这个天体不仅小而且十分靠近51 Peg! 这个不可见的天体质量约为木星的一半（两倍 土星，但它环绕51 Peg 运动的距离仅有 0.05 AU: 比水星到太阳的距离还要近8倍左右！
第一个发现的系外行星却呆在不该呆的地方 Finally, in 1991, the first success - a definite discovery of planets outside our solar system, using the reflex motion technique 但仍有一个障碍：这个行星位于一个不应该有 行星的一个中子星旁 正常的大质量恒星爆炸（超新星爆发）后形成 中子星。任何恒星原有的行星会被超新星的冲 击波蒸发掉或被抛到星际空间。中子星是恒星 爆炸后所遗留下来的致密天体，应该绝对不会 有行星的
OGLE-2005-BLGOGLE-2005-BLG-390
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3。系外行星早期探测的曲折历程
早期的系外行星探测利用天体测量学技术 1969年，van de Kamp 声称探测到了一个很 近的矮星 Barnard’s Star（巴纳德星）的周期 摆动：
• 由两个木星质量大小的行星引起，一个轨道周期为 12年，另一个26年
为什么不用最好的望远镜去看一看邻近的恒 星有没有行星? 有没有“地球”? 有没有 “人”？ 问题是行星很黯淡，十分靠近它们的恒星， 恒星比行星要亮109倍
This planet is quite faint anyway But having its star nearby makes it almost completely invisible
6个直接成像系外行星与太阳系的比较
系外行星探测技术2：天体测量学法
原理：考虑双星系统围绕它们的共同质心转动
Centre of Mass D M1 R1 V1 R2
V2 M2
恒星的反射（Reflex Motion）运动或称摆动
恒星和它的行星环绕它们的共同质心转动。如 果质量相等，则转动中心在两者中间；实际上， 恒星质量远大于行星，所以转动中心更靠近恒 星（甚至在其内部） 当行星旋转时，恒星沿较小的轨道旋转，但两 者的轨道周期相等 恒星轨道的大小取决于行星的质量和两者之间 的距离。大质量行星（如木星）使恒星的运动 显著。行星越靠近恒星，则恒星的摆动越大 所以，原则上即使看不到行星，我们也能从恒 星的运动得知行星的存在
人们质疑：如何仅用10年数据得到12年或26 年的摆动周期？并且也没得到进一步确认 此结果虽广为流传，但是相信它的人越来越少
1983年，Harrington 等声称发现 star VB8 更 大的摆动。这一次引起摆动的行星质量必须很 大,估计为木星的50倍 两年后，McCarthy 声称真正观测到了这颗行 星：利用斑点干涉测量法（speckle interferometry）过滤掉明亮的恒星光 许多人企图重复他们的结果，都未成功 “是不是外星人意识到地球人在注视他们而隐 藏起来了？” 结果是，寻找系外行星在天文界变得臭名昭著
1995年以前，我们对类太阳恒星是否有行星环 绕一无所知 但现在已经是今非昔比了……
多普勒效应成就了地球人的梦想！
如果恒星有行星绕转，恒星则会前后摆动 ， 因此恒星的辐射波长会周期性地变大和变小 但是，波长变化很小，木星对太阳的影响为大 约10米/秒，对其它行星则更小 当时世界上最好望远镜的多普勒测量精度大约 是100米/秒（？） 相对地，脉冲星的脉冲到达时间的周期性提前 和延迟更容易捕捉