哈喽朋友们，不知不觉，咱们的【科学有道理】系列节目已经进行好多期了。

　　在这个系列里，我们介绍了科学家测量地球直径、质量、日地距离、系外恒星距离的各种方法，有没有让大家长知识呢？接下来，咱们要介绍科学家寻找系外行星的方法~

　　直接观测法——“霸王硬上弓”

　　系外行星的发现和太阳系行星的发现不同，难度大了不止一个数量级。首先，即使距离我们最近的比邻星，都比太阳系最远的行星海王星要远了8000多倍。系外行星本身不发光，很容易淹没在宿主恒星的光芒中，就像黑暗的马路上一只汽车远光灯旁边的萤火虫，基本不可能直接观测。

　　不过，我们这里说的，是可见波段。科学家介绍，一颗反射率为30%的行星，可见波段比宿主恒星会暗20亿倍左右，而如果在10μm的红外波段，它的“亮度”可以达到宿主恒星的1/1000万。尽管这个数字仍然小得惊人，但已经在人类可观测的范围内了。

　　斯皮策太空望远镜

　　这个方法对于人类提出了一个要求，那就是摆脱地球大气的影响，所以必须离开地表。NASA在2003年的时候发射的斯皮策太空望远镜，就是利用这个方法来寻找系外行星。而被寄予厚望的詹姆斯韦伯外空望远镜，将可以大幅提高红外成像分辨率，可惜由于资金问题，迟迟不能发射升空。

　　用这种方法，最适合发现的，就是距离宿主恒星比较近的行星，比如热木星。

　　天体测量法——蚍蜉撼大树

　　我们知道，任何天体都具有万有引力，所以说，当恒星用引力影响行星的时候，行星也在用引力影响它的宿主恒星。

　　因此，当系外行星围绕恒星公转的时候，它在任何一个位置都会导致宿主恒星的位置向它稍微偏那么一点点。

　　天体测量法

　　显然，胳膊是拧不过大腿的，这个偏离的位置是非常微小的，无异于蚍蜉撼大树。所以，这个距离在地球方面观测，还是很有难度的。因此，这个方法对我们提出了两个要求：首先是行星质量要够大，其次是离我们不要太远。当然，根据万有引力公式也可以知道，行星离宿主恒星近一点也更好。

　　嗯，没错，好像和上面一样的条件。于是，尽管这个方法理论上可行，实际上截至2016年，我们只用这个方法发现过一颗系外行星———HD 176051 b。

　　欧洲航天局的盖亚探测器，致力于以极高精度对银河系10亿颗恒星进行详细的观测。不过，正所谓“搂草打兔子”，这些数据可以帮助科学家利用天体测量法判断它们是否有行星。

　　凌日法——路灯下的蚊子

　　这是我最喜欢举的一个例子，体现了我将复杂科学通俗化的机智~例子如下：

　　设想一个夏天的晚上，你走在路上，街边的路灯在马路上投下一个圆圆的光圈。你看着这个光圈，发现有几个小黑点在到处晃。不用抬头你也能想得到：这是路灯下的几只蚊子的影子。

　　同样的，如果系外行星挡在宿主恒星和地球之间，也就出现所谓的“凌日”天象时，它也会导致恒星光芒的变化。借助着现代的仪器设备，这个肉眼根本不可能看出来的变化，也可以被人类的智慧结晶所捕捉。这个方法叫做凌日法，也叫掩星法。

　　凌日法

　　这里也有一定的要求，那就是地球基本处在这颗行星轨道所在的平面上，否则它无法挡在地球和宿主恒星之间。同时，它要距离宿主恒星比较近，也要离地球比较近，否则我们的设备也无法观测到光度的变化。

　　最著名的哈勃太空望远镜、以及加拿大的MOST太空望远镜，就是通过这个方法里寻找系外行星的。

　　视向速度法——多普勒效应

　　这个方法，其本质和上面所说的天体测量法是一样的，那就是利用行星公转过程中起引力导致恒星位置微小偏移的测量。不过，这种方法测量的不是恒星偏移的距离，而是光谱。

　　如果大家还记得我们计算系外天体距离的那篇文章的话，应该还记得测量上百亿光年以外天体距离的方法——红移法。我们再简单介绍一下，根据多普勒效应，远离我们的天体，光谱会向红色偏移，这叫红移；靠近我们的天体，光谱会向蓝色偏移，这叫做蓝移。

　　因此，如果我们发现一颗恒星有规律地发生光谱的偏移，我们就可以判断它有伴星或者行星。显然，如果有伴星，那就是恒星，我们能观测到；如果不是伴星，那就是行星了。

　　开普勒太空望远镜

　　目前来说，这是我们发现系外行星的最有效手段，大部分已发现的系外行星都是来自于这个方法。而且，就像我们介绍天体距离测量的那一期说过的，这个方法并不受天体距离的影响，即使距离我们上千光年也可以观测。当然，为了光谱变化明显，行星对恒星的引力大一点更好，同样的，还是轨道尽量小一点、质量尽量大一点。

　　这个方法，可以在天文学家利用凌日法发现疑似系外行星的时候加以佐证，也可以配合一起推测行星的质量。NASA在2009年发射、2018年退役的开普勒太空望远镜，就是利用这个方法来寻找系外行星的。

　　微引力透镜法——爱因斯坦的工具

　　引力透镜示意图

　　相对论告诉我们，空间可以在引力（或者说质量）的作用下扭曲，从而导致光线扭曲。在一个天体的作用下，它背后天体发出的光可以像经过凸透镜一样，聚焦起来，让我们可以观测到被其他天体遮挡住的天体。

　　因此，我们可以持续观测一颗恒星所带来的引力透镜效应，是否有变化。如果它有行星，那么当它的行星位置发生变化时，二者的质心会发生偏移，从而带来“背后”天体在地球上成像的效果。

　　这个方法的优点，就在于允许我们寻找质量相对小一点的系外行星。人类发现的第一颗小质量 、大轨道的太阳系外行星OGLE-05-390L b就是这样发现的。

　　脉冲星计时法——精确秒表的暗示

　　宇宙中有一种天体——脉冲星，也就是高速旋转、释放出强烈脉冲的中子星。它们的自转是非常均匀的，只要没有外界影响，就不会发生任何变化。

　　因此，如果它的自转有了不均匀的情况，那就证明它的周围有行星。

　　当然了，这个方法要求行星必须是脉冲星旁边的行星，所以这种情况非常少，比如科学家在1992年发现的脉冲星PSR 1257+12的行星。

　　总结

　　总体来说，科学家寻找系外行星的方法就是这么多。显然，除了第一种之外，其他的都是间接方法，也就是利用行星对其他天体的影响。因此，如果想要一颗行星造成的影响足够大，以至于我们能观测到，就对它的质量和它与宿主恒星的距离有一定的要求，这也导致我们发现的大部分系外行星都是大质量、距离近的行星。

　　想要发现更小的行星，我们就必须有更先进、更精妙的方法，这也是科学家们不断努力的方向。毕竟，大质量的行星，对于人类并不友善。只有和地球接近的行星，才有可能成为我们的下一个家园或者前往宇宙的下一站。